Шон Кэрролл - Частица на краю Вселенной. Как охота на бозон Хиггса ведет нас к границам нового мира

В результате мы получаем избыток таких частиц – реликтов первичной плазмы. И если мы знаем массы частиц и вероятности, с которыми они взаимодействуют, мы сможем точно рассчитать, каким этот избыток должен быть. Если частицы нестабильны, как, например, бозон Хиггса, об их избытке в реликтовом излучении ничего сказать нельзя, поскольку эти частицы просто разваливаются. Но если они стабильны, мы должны заняться их изучением. Некоторые ученые полагают, что оставшиеся от ранней Вселенной стабильные частицы и составляют теперешнюю темную материю.

В рамках Стандартной модели мы можем примерно те же рассуждения применить к атомным ядрам. Одно ключевое различие состоит в том, что вначале мы имеем больше вещества, чем антивещества, так что материя никогда полностью не проаннигилирует. Начнем с довольно высокой температуры, скажем примерно с 1 ГэВ. При этой температуре плазма будет состоять из протонов, нейтронов, электронов, фотонов и нейтрино – все более тяжелые частицы распадутся. Эта температура достаточно высока для того, чтобы протоны и нейтроны не образовывали ядра, поскольку те бы мгновенно разорвались. Но так как Вселенная расширяется и охлаждается, уже через несколько секунд после Большого взрыва ядра начнут формироваться. Еще пару минут спустя плотность окажется настолько низкой, что ядра перестанут сталкиваться друг с другом, и эти реакции прекратятся. У нас останутся определенные комбинации протонов и легких элементов – дейтерия (тяжелого водорода, в котором один протон и один нейтрон), гелия и лития. Этот процесс известен как «нуклеосинтез Большого взрыва».

Мы можем сделать точные расчеты относительного избытка этих элементов, введя только один входной параметр – начальный избыток протонов и нейтронов. И тогда мы сравним избытки первичных элементов с тем, что мы видим в реальной Вселенной. Результаты находятся в точном соответствии, но только для одной конкретной плотности протонов и нейтронов. Это замечательный результат, и он обнадеживает, поскольку означает, что мы довольно верно представляем себе раннюю Вселенную. Поскольку протоны и нейтроны составляют подавляющую часть массы в обычной материи, мы знаем достаточно хорошо, сколько обычной материи во Вселенной, в какой бы форме она сегодня ни существовала. И ее совсем не хватает, чтобы объяснить всю материю, которая имеется во Вселенной.

Для расчета массы темной материи можно использовать, например, ту же стратегию, вернее, поиграть в ту же игру, в которую мы играли с нуклеосинтезом, только начать надо с гораздо более высокой температуры и добавить в смесь новую частицу, которая потом станет темной материей. Мы знаем, что темная материя темная, поэтому новая частица должна быть электрически нейтральной. (Заряженные частицы взаимодействуют с электромагнитным полем и, следовательно, испускают свет.) Кроме того, мы знаем, что она и сейчас присутствует везде во Вселенной, поэтому она стабильна, или по крайней мере ее время жизни больше, чем возраст Вселенной. Мы знаем про нее и еще кое-что: темная материя не очень сильно взаимодействует сама с собой. Если бы это было не так, она бы обосновалась в центрах галактик, а не образовывала большие раздутые ореолы, которые, как нам кажется, регистрируются при наблюдениях. А это значит, что темная материя не чувствует и сильное ядерное взаимодействие. Из известных сил природы темная материя, конечно, реагирует на силу тяжести, и, вероятно, чувствует (или не чувствует) действие слабых ядерных сил.

Давайте представим себе особый вид новых частиц – «слабо взаимодействующие массивные частицы» или, как их называют, – WIMPS, по-русски вимпы. (Космологи становятся необыкновенно остроумными, когда дело доходит до изобретения новых имен [13].) Под «слабо взаимодействующими» мы подразумеваем не то, что они «взаимодействуют не очень сильно», а то, что они чувствуют слабые взаимодействия. Для простоты будем считать, что вимп имеет массу, сопоставимую с массами других частиц, участвующих в слабых взаимодействиях, например W– и Z-бозонов или бозона Хиггса, то есть примерно 100 ГэВ или по крайней мере в интервале от 10 до 1000 ГэВ. Этого достаточно для весьма грубых прикидок, а чтобы понять лучше, как взаимодействуют частицы, нужно проводить высокоточных расчеты.

После этого мы сравним получающийся из расчетов избыток таких вимпов с реальной массой темной материи. Поразительный результат: мы получаем значение, отлично совпадающее с наблюдениями! В этом расчете есть некоторые свободные параметры, связанные как с тем, что могут существовать другие частицы, так и с конкретным способом, которым вимпы могут аннигилировать, но и при таком грубом полходе полученное совпадение поражает: оценка избытка стабильных частиц в реликтовом излучении, подверженных слабым взаимодействиям, в принципе соответствует реальной величине массы темной материи.