Лиза Рэндалл - Достучаться до небес - Научный взгляд на устройство Вселенной

Логика здесь примерно следующая. По мере развития Вселенной температура в ней падала. Тяжелые частицы, которых в горячей Вселенной было множество, в более поздней и более холодной Вселенной оказались сильно рассеяны, потому что при более низких температурах на их создание просто не хватает энергии. Как только температура упала в достаточной мере, тяжелые частицы постепенно аннигилировали с тяжелыми античастицами, так что исчезали и те и другие, а вот процесс рождения тех и других почти прекратился. Из‑за аннигиляции по мере остывания Вселенной численная плотность тяжелых частиц падала очень быстро.

Разумеется, чтобы аннигилировать, частицы и античастицы должны сначала встретиться [60] Некоторые частицы темной материи совпадают со своими античастицами. В этом случае они должны встретиться с другими такими же частицами. — Прим. авт. , но с уменьшением их числа и ростом рассеяния вероятность такой встречи тоже многократно уменьшилась. Вследствие этого частицы на поздней стадии эволюции Вселенной аннигилировали намного менее эффективно.

В результате на сегодняшний день во Вселенной могло остаться значительно больше стабильных частиц с массой масштаба слабого взаимодействия, чем позволило бы предположить наивное применение законов термодинамики; в какой‑то момент частицы и античастицы настолько разбрелись по пространству, что просто не могут встретиться и уничтожить друг друга. Сколько таких частиц осталось на сегодняшний день, зависит от массы и характера взаимодействий предполагаемого кандидата на роль скрытой массы. Физики умеют вычислять реликтовую плотность при известных характеристиках. Загадочный и замечательный факт состоит в том, что для стабильных частиц с массой масштаба слабого взаимодействия реликтовая плотность как раз и получается примерно такой, чтобы эти частицы могли играть роль скрытой массы.

Конечно, поскольку мы не знаем ни точной массы частицы, ни точных параметров ее взаимодействий (не говоря уже о модели, к которой она может принадлежать), мы пока не можем сказать, насколько точно сойдутся у нас численные данные. Но счастливое, хотя и приблизительное, численное соответствие между двумя явлениями, которые на первый взгляд представляются совершенно независимыми, интригует и вполне может оказаться свидетельством того, что именно физика слабых взаимодействий способна объяснить наличие во Вселенной скрытой массы.

Такой тип кандидатов на роль скрытой массы получил известность как WIMP (Weakly Interacting Massive Particle — слабо взаимодействующая массивная частица). Слово «слабый» здесь выступает в роли описательного термина, а не отсылки к слабому взаимодействию: любая WIMP–частица вступает во взаимодействие еще менее охотно, чем нейтрино. Без дополнительных данных о темной материи и ее свойствах — данных, которые, возможно, удастся получить на БАКе — мы не сможем установить, действительно ли скрытая масса представляет собой WIMP. Именно для этого, кстати говоря, и нужны экспериментальные исследования.

Интригующая возможность получить образец темной материи — одна из главных причин, по которым космологов интересует физика масштаба слабого взаимодействия и перспективы БАКа. Энергии, которые будут достигнуты на БАКе, как раз подходят для поиска WIMP. Если скрытая масса в самом деле состоит из частиц, связанных с масштабом слабого взаимодействия, как позволяют предположить расчеты, не исключено, что эти частицы действительно удастся получить на женевском коллайдере.

Однако даже в этом случае нет никакой гарантии, что частицы темной материи будут обнаружены. В конце концов, темная материя почти не вступает во взаимодействие с частицами Стандартной модели, а потому получить ее непосредственно в коллайдере или обнаружить при помощи детектора наверняка не удастся. Даже если нужная частица будет получена, она пролетит через детектор насквозь и не оставит никаких следов. Тем не менее отчаиваться рано, даже если частица скрытой массы улизнет от нас. Любое решение проблемы иерархии будет связано с другими частицами, большинство из которых взаимодействуют гораздо активнее. Некоторые из них, возможно, удастся получить не один раз, а при их распаде, опять же возможно, получится частица темной материи, которая затем улетит, унося с собой часть импульса и энергии.

Лучше всего из моделей слабого масштаба, о которых идет речь и которые могут естественным образом содержать достойного кандидата на роль темной материи, изучены на данный момент суперсимметричные модели. Если суперсимметрия действительно применима к нашему миру, то вполне возможно, что именно легчайшая суперсимметричная частица LSP и составляет темную материю. Эта легчайшая частица, несущая нулевой электрический заряд, взаимодействует слишком слабо и возникает сама по себе слишком редко, чтобы ее можно было обнаружить. Однако глюино, суперсимметричные партнеры переносчиков сильного взаимодействия глюонов, и скварки, суперсимметричные партнеры кварков, по идее должны возникать, если они в принципе существуют и находятся в подходящем диапазоне масс. Как уже обсуждалось в главе 17, обе эти суперсимметричные частицы в конце концов должны распадаться с образованием LSP. Так что, несмотря на то что частицы темной материи не получится создать непосредственно, они должны все же возникать при распаде других, более часто встречающихся частиц с достаточной частотой, чтобы их можно было обнаружить.