Темная материя Вселенной и изучение ее природы

Размещено на http://www.allbest.ru

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РФ

ПОВОЛЖСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ

СОЦИАЛЬНО-ГУМАНИТАРНАЯ АКАДЕМИЯ

Реферат по дисциплине «Естественнонаучная картина мира»

на тему: «ТЁМНАЯ МАТЕРИЯ ВСЕЛЕННОЙ И ИЗУЧЕНИЕ ЕЁ ПРИРОДЫ»

Выполнил:

студент 22 группы ФФКиС,

профиль: «Физическая культура»

Садов Н.С.

Проверила:

к.и.н., доцент кафедры физики

и методики обучения

Макеева Е.Д.

Самара 2014

Содержание

Введение

1. Темная Материя во Вселенной

2.Что такое Темная Материя

3.Классификация тёмной материи

4. Как поймать частицы Тёмной Материи

Заключение

Список литературы

Введение

Данная тема является актуальной, так как из анализа многих экспериментальных данных следует, что Вселенная скрывает от наших глаз почти всю свою массу, оставляя видимой для приборов наблюдателей лишь около одной сотой доли вещества, участвующего в ее движении. Мы стоим на пороге открытия, способного изменить суть наших представлений о Мире. Речь идёт о природе тёмной материи.

Эта проблема изучена не очень хорошо, большинство ответов ещё предстоит найти. вселенная темный материя детектирование

Круг вопросов, на которые я попытаюсь ответить: Из чего состоит невидимая или, как ее называют, Темная Материя нашей Вселенной? Каково ее происхождение, классификация и космологическая роль в зарождении и развитии галактик и галактических концентраций? Можно ли ее детектировать и изучать с помощью современных приборов?

Из-за англоязычного происхождения отдельные термины даются в написании с прописными буквами.

1. Темная Материя во Вселенной

В последние годы астрономия сделала важнейшие шаги в наблюдательном обосновании тёмной материи, и сегодня существование такого вещества во Вселенной можно считать установленным фактом. Особенность ситуации состоит в том, что астрономы наблюдают структуры, состоящие из неизвестного физикам вещества.

Проблема о возможном существовании во Вселенной некой скрытой массы в первый раз начал серьезно обсуждаться в начале 30-х годов, после того как Э.Хаббл в 1929 г. из замеров красного смещения (смещение спектральных линий в сторону длинных волн от удаляющегося космического объекта по сравнению с длиной волны тех же линий спектральных линий) галактик произвел сенсационный вывод о том, что наша Вселенная расширяется.

Хаббл, изучав множество спектров галактик и изучив дистанцию до них, впервые показал, что скорости разлета ближайших галактик, установленные по их красному смещению, линейно зависят от расстояния до этих галактик (закон Хаббла): v = HS, где v -- скорость удаления галактики, S -- расстояние до нее, Н -- коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла). Следовательно, чем больше величина красного смещения галактики, тем стремительнее она удаляется и тем дальше от нас находится. Из закона Хаббла можно оценить скорость расширения нашей Вселенной и дать оценку времени ее жизни и других основных космологических параметров.

По своему значению постоянная Хаббла не совсем постоянна: она определяет относительное изменение размера Вселенной за единицу времени

H(t) = ?R(t)/R(t),

где R -- радиус Вселенной на мгновение времени t, и может зависеть от времени. Нынешнее значение постоянной Хаббла обозначают H₀. Поскольку она экспериментально еще не определена с достаточной точностью, ее обычно записывают как H₀ ? 100h·км·с-¹?Мпк-¹, где h ~ 0.65. А как она изменяется во времени, т.е. как протекает процесс расширения, зависит от общей массы Вселенной (Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993).

Среднюю плотность материи -- энергии во Вселенной принято охарактеризовать относительным параметром

??= ? / ?_c

где ?_c -- критическая плотность, при которой Вселенная расширяется хоть и неограниченно, но замедляясь, так, что скорости стремятся к нулю при t????. Космологические уравнения учитывают такую возможность с помощью дополнительного слагаемого, так называемой космологической константы ?, которую внедрил еще Эйнштейн, правда, из других соображений. Если энергия вакуума принимается одинаковой нулю (? = 0), критическая плотность равна (1.88·10-²⁹ г/см3) h², т.е. ?_c ~ 4 нуклона/см³ при h  ~0.65. Тем не менее в моделях, основанных на новых наблюдательных данных,? ? 0 (??_L~0.7), что ведет к соответствующему уменьшению величины rс.

Точное современное значение параметра общей плотности материи ?₀ играет важнейшую роль при решении вопроса о пути эволюции Вселенной [Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993]. Если общее количество материи хотя бы немного меньше критической массы (? < 1), Вселенная будет расширяться постоянно, причем с ускорением, и галактики будут удаляться все дальше и дальше друг от друга (рис. 1). Однако материи во Вселенной может быть вполне достаточно (? = 1) для того, чтобы силы гравитационного притяжения между космическими объектами начали замедлять и остановили (асимптотически) это расширение. Или даже (если масса Вселенной окажется больше критической, ? > 1) начали “сжимать” Вселенную, что в конечном итоге может привести к тоже Большому, но на этот раз -- Схлопыванию).

Рис. 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени
для открытой (? < 1), “останавливающейся” (? = 1) и замкнутой (??> 1) моделей.

Современные методы изучения скоплений (кластеров) галактик дают весьма надежные оценки общей плотности материи во Вселенной [Wail D.M.et al. // Nature. 1993. V.366. P.429.]. По измерениям рентгеновского излучения газа в густонаселенных кластерах было определено, что общая плотность всех видов материи составляет примерно 1/3 от критической плотности, т.е. ?_m ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки ?_m, большинство которых дают примерно такие же результаты [Primack J.R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.3].

Но данные, приобретенные недавно в результате измерений реликтового излучения с помощью приборов на высокополетных воздушных шарах над Антарктидой (эксперимент “Бумеранг”), показали, что Вселенная содержит достаточное количество материи для исполнения модели “останавливающегося” разлета. То есть должна существовать какая-то скрытая от нас невидимая материя, возмещающая дефицит общей массы Вселенной до критического значения. Наблюдаемые небольшие флуктуации в пространственном распределении CMB, как уже говорилось, служат свидетельством первичного группирования материи в ранней Вселенной -- начала зарождения галактик. Это еще одно косвенное свидетельство “необходимости” первичной небарионной Темной Материи, так как именно ее неоднородности в пространстве могли быть изначальными центрами для концентрации видимого барионного вещества и служили основанием существующей крупномасштабной структуры Вселенной.

С другой стороны, новые данные из наблюдений весьма далеких сверхновых звезд могут истолковываться в пользу ускорения расширения Вселенной, т.е. модели “открытой” Вселенной. Правда, эти наблюдения удается также разъяснить, вводя в модель Вселенной комологическую константу ?. Ассоциируемая с последней ненулевая плотность вакуума (отрицательное давление вакуума) может также влиять на раннее строение Вселенной и вызывать наблюдаемые флуктуации в угловом распределении СМВ.

Следовательно, вопрос о качественном и количественном составе Темной Материи играет важнейшую роль не только для понимания современного строения Вселенной, но и для выбора наиболее адекватной модели ее эволюции и дальнейшего формирования.

Помимо космологических данных, в пользу существования темной материи служат измерения гравитационного поля в скоплениях галактик и в галактиках. Имеется несколько способов измерения гравитационного поля в скоплениях галактик, один из которых -- гравитационное линзирование.

Гравитационное поле скопления искривляет лучи света, излученные галактикой, находящейся за скоплением, т. е. гравитационное поле действует как линза. При этом иногда появляются несколько образов этой удаленной галактики. Искривление света зависит от распределения массы в скоплении, независимо от того, какие частицы эту массу создают. Измеренные подобным образом массы скоплений галактик согласуются с тем, что темная материя вкладывает около 25% в полную плотность энергии во Вселенной. Напомним, что это же число получается из сравнения теории образования структур (галактик, скоплений) с наблюдениями.

2. Что такое Темная Материя

Тёмная материя, или скрытая масса - это гипотетическая субстанция, которая участвует в гравитационном и не участвует в электромагнитном взаимодействии (соответственно её нельзя увидеть). Она сродни обычному веществу в том смысле, что она способна собираться в сгустки (размером, скажем с галактику или скопление галактик).

Широкое распространение термин получил после работ Фрица Цвикки, который употребил его в 1933 году в своей работе. Цвикки измерил радиальные скорости восьми галактик в скоплении Кома (созвездие Волосы Вероники) и обнаружил, что для устойчивости скопления приходится предположить, что его полная масса в десятки раз больше, чем масса входящих в него звёзд. Вскоре другие астрономы пришли к таким же выводам для многих других галактик.

Важнейшим свойством темной материи является то, что она ведет себя как идеальная жидкость, а это означает, что она не имеет никакого внутреннего сопротивления и вязкости. Частицы темной материи не взаимодействуют друг с другом, т.е. они проходят мимо друг друга, никогда не натыкаясь.

Тёмная материя представляет собой холодную среду с космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов.

Ученые считают, что частицы тёмной материи летают вокруг нас. И их отнюдь не мало: этих частиц здесь и сейчас должно быть 1000 штук в кубическом метре. Проблема в том, что они крайне слабо взаимодействуют с обычными частицами, вещество для них прозрачно.

По полученным данным ученые установили, что темная материя составляет 97% от общей массы Вселенной.

Ученые полагают, что темная материя может состоять из барионной и не барионной составляющих.

Вывод о том, что Темная Материя вероятнее всего состоит как из барионной, так и небарионной фракций, производиться, например, на основе измерений ротационных кривых галактик. Если бы вся масса галактики скапливалась в ее видимой части, то орбитальные скорости наблюдаемых галактических объектов уменьшались бы при удалении от центра галактики.

Действительно, для нашей Солнечной системы с большой точностью установлено, что зависимость орбитальных скоростей планет v от расстояния до Солнца r находится в полном соответствии с законом Кеплера (рис. 2).

Приведена ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503, сформированная по наблюдениям в радиодиапазоне газообразного водорода. Заметно, что на расстоянии от центра галактики более 5 кпк скорость остается почти постоянной. Такой вид зависимости предполагает, что не все объекты, составляющие общую массу галактики, движутся вместе с ней как “единое” целое. Так как вся барионная составляющая должна участвовать в таком движении, следовательно, часть скрытой массы является небарионной. Для объяснения этого экспериментального факта вводится понятие Темного галактического гало, состоящего из невидимых объектов (частиц), “компенсирующих” дефицит массы видимых объектов, размещенных в диске галактики.

Из ротационных кривых для карликовых спиральных галактик и для далеких плоских галактик следует, что там Темная Материя почти полностью доминирует над видимой. Это подтверждает выводы теоретических моделей космогонии галактик о том, что Темные гало -- изначальное место для зарождения и создания галактик. Из распределения масс в галактике следует, что гало должно иметь сферическую или сфероидальную форму с распределением плотности??_galo ~ 1/r², хотя рассматриваются и другие модели. Для нашей Галактики размер Темного гало оценивается в 50 кпк, т.е. оно простирается намного дальше видимой части галактики и имеет общую массу ~ 10¹² M_¤ .

Значение барионной плотности Вселенной ?_В определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Соотнесение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине ?_В h² = 0.019 ± 0.0012 или ?_В ~ 0.05 при h ~ 0.65. Все-таки, все наблюдаемые скопления галактик содержат только около 10% от этой величины. Где же скрываются остальные барионы? Возможно, они сконцентрированы в так называемых объектах MACHOs (Massive Compact Halo Objects), которые в гало нашей Галактики могут присутствовать в виде планет, белых и коричневых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. Поиски MACHOs ведутся с использованием эффекта гравитационных микролинз [Uson J.M. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.31], который заключается во временном увеличении яркости известных видимых звезд в тот период времени, когда невидимый массивный объект пересекает линию между наблюдателем и звездой, отклоняя своим гравитационным полем идущий от звезды свет. Длительность такого эффекта ?t пропорциональна, где m -- масса MACHO, v -- его скорость, перпендикулярная к направлению света, что позволяет оценить массу отклоняющего объекта.

В течение нескольких последних лет две большие научные коллаборации MACHO и EROS [Milsztajn A., Lassere T. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.55] обрабатывают данные наблюдений за светимостью миллионов звезд в соседних галактиках. Наиболее возможная масса нескольких найденных кандидатов в MACHO оценивается как половина массы Солнца m_MACHO ~ 0.5M_¤. Тем не менее, даже если все обнаруженные объекты такого типа отнести к Темной Материи, они не смогут покрыть заметной части “недостающей” массы галактики.

Соотнеся данные по общей регистрируемой плотности материи во Вселенной (?_m  ~ 0.3) и ее барионной составляющей (?_В  ~ 0.05), заключаем, что на небарионную ее часть остается 0.25, т.е. небарионная доля должна быть основной составляющей Темной Материи. Из анализа крупномасштабной структуры Вселенной следует, что она в основном должна состоять из массивных частиц. Эти частицы в период материализации Вселенной после Большого Взрыва уже должны быть нерелятивистскими, т.е. холодными частицами, в отличие от нейтрино, практически не имеющих массы и остающихся релятивистскими (горячими). С точки зрения физики элементарных частиц, Холодная Темная Материя (ХТМ), вероятнее всего, должна состоять из слабовзаимодействующих массивных частиц (Weakly Interacting Massive Particles -- WIMP). В рамках современных теоретических моделей SUSY существует несколько подходящих кандидатов на роль ХТМ, среди которых -- нейтралино, аксионы, аксино, гравитино, вимпзилло, и т.д. [Rozskovski L. // Phys. Rep. 1996. V.267. P.19521]. Константы взаимодействия частиц класса WIMP с обычной материей крайне малы: для нейтралино не более (10-²--10-⁵) от константы слабого взаимодействия, для аксионов и аксино ~10-¹⁶, а для гравитино ~10-³³.

Пожалуй, наиболее перспективны нейтралино, стабильные частицы с массой ниже нескольких ТэВ, существование которых предсказывается в моделях Суперсимметрии [Казаков Д.И. Ждем открытий в физике элементарных частиц! // Природа. 1999. №9. С.14--25]. В качестве другого наиболее вероятного претендента рассматриваются также аксионы с массами от 10-³ до 10-⁶ эВ.

Кандидатура тяжелых нейтрино с массами порядка ГэВ была отклонена в ходе ускорительных экспериментов. Легкие (левые) нейтрино -- единственные претендующие на роль Темной Материи частицы, о которых известно, что они реально существуют в природе. Тем не менее они не могут составлять основную массу Темной Материи, ибо, как известно из результатов экспериментов по регистрации солнечных и атмосферных нейтрино, их масса должна быть очень маленькой [Копылов А.В. Проблема солнечных нейтрино: от прошлого к будущему // Природа.1998. №5. С.31--40; №6. С.27--36].

Указания на существование дополнительной формы энергии, плавно распределенной в пространстве, следуют из наблюдений удаленных сверхновых звезд типа Ia. Ускорение или замедление процесса расширения Вселенной отражается в отклонении зависимости Хаббла от линейной для очень удаленных объектов, какими и являются сверхновые типа Ia, “загорающиеся” в результате термоядерных взрывов белых карликов в двойных системах. Экспериментально были определены расстояния до 50 сверхновых типа Ia [Perlmutterl S. et al. // Nature. 1998. V.391. P.51]. Данные измерения говорят о возможности того, что Вселенная разгоняется.

Суммируя приведенные выше итоги, можно сделать вывод, что сегодня предпочтение отдается композиционной модели Темной Материи, состоящей из смеси нескольких типов собственно Темной Материи [4-5% барионной (MACHOs) + 60% небарионной холодной (WIMPs) + 30% небарионной горячей (нейтрино)] и Темной Энергии за счет ненулевой плотности вакуума (?-член).

Барионная темная материя

Небольшая часть темной материи -- это обычное вещество, которое не испускает или почти не испускает собственного излучения и поэтому невидимо. Существование нескольких классов таких объектов можно считать экспериментально доказанным. Сложнейшие эксперименты, созданные на гравитационном линзировании, привели к открытию так называемых массивных компактных галообъектов, то есть расположенных на периферии галактических дисков. Для этого потребовалось следить за миллионами удаленных галактик в течение нескольких лет. Когда темное массивное тело проходит между наблюдателем и далекой галактикой, ее яркость на короткое время уменьшается (или увеличивается). Природа массивных компактных галообъектов ясна не до конца. Скорее всего, это либо остывшие звезды (коричневые карлики), либо планетоподобные объекты, не связанные со звездами и странствующие по галактике сами по себе. Еще один представитель барионной темной материи -- недавно обнаруженный в галактических скоплениях методами рентгеновской астрономии горячий газ, который не светится в видимом диапазоне.

Небарионная темная материя

В качестве главных кандидатов на небарионную темную материю выступают так называемые WIMP (сокращение от английского Weakly Interactive Massive Particles -- слабовзаимодействующие массивные частицы). Особенность WIMP состоит в том, что они почти никак не проявляют себя во взаимодействии с обычным веществом. Именно поэтому они и есть самая настоящая невидимая темная материя, и именно поэтому их чрезвычайно сложно обнаружить. Масса WIMP должна быть как минимум в десятки раз больше массы протона. Поиски WIMP ведутся во многих экспериментах в течение последних 20-30 лет, но, несмотря на все усилия, они до сих пор обнаружены не были.

Одна из идей состоит в том, что если такие частицы существуют, то Земля в своем движении вместе с Солнцем по орбите вокруг центра Галактики должна лететь сквозь дождь, состоящий из WIMP. Несмотря на то что WIMP представляет собой чрезвычайно слабо взаимодействующую частицу, какая-то очень малая вероятность взаимодействовать с обычным атомом у нее всё же есть. Тем не менее результаты экспериментов не подтверждаются, и вопрос остается открытым.

Другой метод поиска WIMP основан на предположении о том, что в течение миллиардов лет своего существования различные астрономические объекты (Земля, Солнце, центр нашей Галактики) должны захватывать WIMP, которые накапливаются в центре этих объектов, и, аннигилируя друг с другом, рождать поток нейтрино. Попытки детектирования избыточного нейтринного потока из центра Земли в направлении к Солнцу и к центру Галактики были предприняты на подземных и подводных нейтринных детекторах MACRO, LVD (лаборатория Гран-Сассо), NT-200 (озеро Байкал, Россия), SuperKamiokande, AMANDA (станция Скотт-Амундсен, Южный полюс), но пока не привели к положительному результату.

Эксперименты по поиску WIMP активно проводят также на ускорителях элементарных частиц. Следовательно, ускорив частицу (например, протон) до очень высокой энергии и столкнув ее с другой частицей, можно ожидать рождения пар других частиц и античастиц (в том числе WIMP), суммарная масса которых равна суммарной энергии сталкивающихся частиц. Но и ускорительные эксперименты пока не привели к положительному результату.

Темная энергия

В начале прошлого века Альберт Эйнштейн, желая обеспечить космологической модели в общей теории относительности независимость от времени, ввел в уравнения теории так называемую космологическую постоянную, которую обозначил греческой буквой «лямбда» -- Л. Эта Л была чисто формальной константой, в которой сам Эйнштейн не видел никакого физического смысла. После того как было открыто расширение Вселенной, надобность в ней отпала. Эйнштейн очень жалел о своей поспешности и называл космологическую постоянную Л своей самой большой научной ошибкой. Однако спустя десятилетия выяснилось, что постоянная Хаббла, которая определяет темп расширения Вселенной, меняется со временем, причем ее зависимость от времени можно объяснить, подбирая величину той самой «ошибочной» эйнштейновской постоянной Л, которая вносит вклад в скрытую плотность Вселенной. Эту часть скрытой массы и стали называть «темная энергия».

3.Классификация тёмной материи

Основное предположение классификации состоит в том, что частицы ТМ находились в термодинамическом равновесии с частицами космической плазмы на ранних стадиях эволюции Вселенной. В определённый момент времени температура упала настолько, что среднее время пролёта частиц ТМ в плазме превысило хаббловское (реакция «заморозилась»), и взаимодействия с барионным веществом прекратились. В зависимости от температуры, при которой это произошло, ТМ делят на «горячую», «холодную» и «тёплую».

Горячая тёмная материя

Если в момент выхода из равновесия энергия частиц много превышала их массу, ТМ называют горячей. Такими могли бы быть лёгкие частицы типа нейтрино, но космологические данные исключают возможность того, что последние составляют значительную долю ТМ.

Холодная тёмная материя

Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной». Она наиболее предпочтительна с точки зрения космологии, так как частицы горячей ТМ при движении с релятивистскими скоростями разглаживали бы неоднородности плотности материи на масштабах порядка хаббловского в ту эпоху и, таким образом, препятствовали бы образованию крупномасштабных структур, что противоречит наблюдательным данным. Фактически, поведение частиц уже с массами ?30 КэВ обнаруживает все свойства холодной ТМ. К числу кандидатов на роль частиц холодной ТМ относится в первую очередь класс частиц, называемых вимпами (WIMP -- weakly interacting massive particle), чья масса варьируется от нескольких десятков ГэВ до нескольких ТэВ, а сечения аннигиляции и рассеяния на частицах барионного вещества сравнимы с сечениями слабых процессов. Преимущество вимпов в том, что их остаточная концентрация естественным образом даёт нужный вклад в баланс энергии в современной Вселенной, а величина взаимодействий с частицами барионного вещества делает возможным их прямое обнаружение. Чаще всего на роль вимпа предлагается легчайшая (и, таким образом, стабильная) частица суперсимметричного расширения Стандартной модели, являющаяся суперпозицией суперпартнёров калибровочных и хиггсовских бозонов.

Тёплая тёмная материя

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной (который случился при температурах порядка 1 эВ), а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях, и этот рост существенно зависит от того, является ли ТМ релятивистской или нет на пылевидной стадии. Хорошим кандидатом на роль тёплой ТМ являются так называемые стерильные нейтрино -- правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов Стандартной модели. Так, в модели нMSM, расширяющей Стандартную модель за счёт включения трёх стерильных нейтрино, одно из них может иметь массу порядка 1 кэВ/cІ и являться, таким образом, кандидатом в ТМ. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.

4. Как поймать частицы Темной Материи

Поиск частиц тёмной материи ведётся по всему миру на многих установках. Интересно отметить, что нейтралинная гипотеза допускает независимую проверку как в подземных экспериментах по упругому рассеянию, так и по косвенным данным аннигиляции нейтралино в Галактике.

В последнее десятилетие начали активно развиваться всевозможные сверхчувствительные методы детектирования WIMPs, которые обычно разделяют на прямые и непрямые методы регистрации.

Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямое и косвенное. При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

В непрямых опытах ищутся вторичные частицы, рожденные в результате парной аннигиляции WIMPs. Один вариант -- поиск нейтрино с энергиями порядка Гэв и выше, которые должны прилетать от Солнца и/или центральной части Земли. Другой путь -- поиск монохроматических фотонов, позитронов или антипротонов, рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало. Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках, которые в первую очередь и предназначены для регистрации нейтрино (и других частиц) очень высоких энергий.

Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате такого взаимодействия энергию через ионизацию и тепловые процессы. Нынешние методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых низкотемпературных детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель [Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268].

Энергетические потери нейтралино с массами от 10 ГэВ до 1ТэВ в таких детекторах будут не более 100 кэВ, а скорость счета на 1 кг детектора - пропорциональна потоку нейтралино, падающему на детектор, и сечению их упругого рассеяния на ядрах.

Теоретические оценки дают очень малые значения для величины сечения, поэтому ожидается очень низкая скорость счета -- от 10-¹ до 10-⁵ отсчетов/кг в день. Это усложняет задачу поиска частиц и требует применения детекторов с большой массой, низким порогом регистрации и очень низким собственным фоном.

При постановке эксперимента также необходимо знать функцию отклика детектора на взаимодействие с частицами Темной Материи, или энергетический спектр ядер отдачи. Примеры ожидаемых спектров при регистрации WIMPs с различными массами приведены на рис. 4 [HEIDELBERG -- MOSCOW COLLABORATION // Phys. Rev. D. 1997. V.55. P.54], где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора. Фоновый спектр детектора при низких энергиях обусловлен шумами электронной аппаратуры, радиоактивным излучением изотопов, содержащихся в детекторе и окружающих материалах, а также проходящими даже на большую глубину космическими лучами. Видно, что ожидаемые спектры ядер отдачи и фоновый спектр имеют примерно одинаковую экспоненциально спадающую форму, что сильно затрудняет задачу выделения полезного сигнала.

Рис. 4. Теоретические спектры ядер отдачи при регистрации WIMPs с различными массами при помощи полупроводникового германиевого детектора и экспериментальный фоновый спектр детектора.

Для твердой регистрации необходимо использовать дополнительные признаки событий, связанные именно с частицами Темной Материи, например зависимость дифференциальной скорости счета от времени из-за эффекта годовых модуляций.

Этот эффект -- следствие сложения скоростей налетающих на Землю частиц со скоростью Земли: комбинация движения Солнца через галактическое Темное гало и вращения Земли вокруг Солнца будет разной для различных времен года. Максимум скорости счета ожидается 2 июня, когда Земля движется против потока частиц, а минимум -- ровно через полгода, когда Земля «убегает» от них, рис. 5.

Рис. 5. Схема движения Солнца и Земли относительно потока частиц галактического гало, иллюстрирующая эффект годовой модуляции.

Прогнозируемая величина сезонного изменения всего ?5%, так что выявить эффект нелегко, тем более он в значительной степени может быть затенен сезонными вариациями собственного фона детектора за счет различных внешних факторов. Тем не менее недавно коллаборация DAMA [Bernabei R. et al. // Phys. Lett. 1999. V.B450. P.448.] декларировала обнаружение годовых модуляций WIMPs, которые интерпретируются как результат упругого рассеяния нейтралино с массой около 60 ГэВ и сечением порядка 7·10-⁴² см² (рис. 6 и 8).

Рис. 6. Результаты эксперимента DAMA по поиску годовых модуляций WIMPs. Скорость счета NaI детекторов в интервале низких энергий в различные времена года приведена в зависимости от текущего времени начиная с 1 января первого года измерений. Вертикальными пунктирными линиями отмечены полугодовые периоды, соответствующие ожидаемым минимумам и максимумам сезонной вариации скорости счета WIMPs.

Эксперимент проводится с использованием сцинтилляционных NaI детекторов общим весом около 100 кг в подземной лаборатории Гран-Сассо. Это первый и пока единственный положительный результат поиска частиц Темной Материи. Недавно опубликованные результаты другой коллаборации CDMS -- эксперимент в настоящее время проводится в Стэнфорде (США) [Gaitskell R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.77.] с использованием низкотемпературных германиевых и кремниевых детекторов -- не подтверждают положительного эффекта. Поэтому для окончательного вывода о регистрации WIMPs с такими характеристиками требуются дополнительные эксперименты. Кроме эксперимента CDMS сейчас ближе всех по чувствительности к результату DAMA подошли эксперимент IGEX-DM, проводимый одновременно в подземных лабораториях Баксан (Россия) и Канфранк (Испания), и эксперимент «Гейдельберг--Москва» в лаборатории Гран-Сассо. В обоих случаях используются полупроводниковые детекторы из сверхчистого германия общей массой порядка 10 кг.

В подземной низкофоновой лаборатории Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН проводится долговременный эксперимент в рамках Международного германиевого эксперимента по Темной Материи IGEX-DM (Россия--США--Испания) [Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268]. Здесь WIMPs пытаются регистрировать как по их упругому, так и по их неупругому рассеянию с возбуждением ядер детектора-мишени, при котором дополнительным «признаком отличия» будет одновременная или задержанная регистрация ?-квантов, снимающих возбуждение. Данные, полученные в этом эксперименте для упругого рассеяния частиц, наиболее близко подошли к положительному результату DAMA. Поиск неупругого взаимодействия WIMPs с возбуждением низколежащих уровней ядра 73Ge ведется только на этой установке.

Стены лаборатории изготовлены из низкорадиоактивного бетона (50 см), ультраосновной (т.е. очень древней, с минимальным содержанием радиоактивных изотопов) породы дунит (50 см) и стали (8 мм). За счет таких стен поток гамма-квантов от окружающих скальных пород снижен примерно в 200 раз, а поток космических лучей ослабляется в 2000 раз за счет толстого слоя скальных пород над лабораторией. Однако, как указывалось выше, для поиска частиц Темной Материи необходимо иметь собственный фон установки порядка 0.1 отсчета в день на 1 кг детектора-мишени при пороге регистрации порядка 1 кэВ. Поэтому детектирующая система из Ge детекторов дополнительно окружена «пассивной» (подавляющей поток радиоактивного излучения) и «активной» (дающей электронный сигнал о прохождении энергичных частиц) защитами (рис. 7). Пассивная защита, общим весом около 7 т, собрана из низкорадиоактивных материалов (свинца, меди, борированного полиэтилена). Активная защита представляет собой массивные сцинтилляционные детекторы, которые с большой эффективностью регистрируют высокоэнергичные мюоны космических лучей, проникающие даже на такую глубину.

Рис. 7. Комбинированная (пассивная и активная) защита вокруг германиевых детекторов в баксанском эксперименте IGEX-DM.

В ходе эксперимента достигнут порог регистрации 2 кэВ при сверхнизкой скорости счета 0.09 соб./ (кг·кэВ·сутки) в области низких энергий.

За полный календарный период, с мая 1995 по май 1999 г., были набраны и проанализированы данные с двух детекторов, изготовленных из обогащенного ⁷⁶Ge и природного Ge. Получены новые области исключения для масс и сечений упругого рассеяния WIMPs, которые почти вплотную подошли к требующим подтверждения результатам коллаборации DAMA (рис. 8).

Рис. 8. Области исключения для масс и сечений WIMPs при различных вариантах анализа данных баксанского эксперимента IGEX-DM. В целях сравнения также показана область параметров для положительного результата, полученного в эксперименте DAMA.

Заключение

Поиски невидимого всегда играли необычайно трудную, но интереснейшую задачу. Экспериментальное открытие Темной Материи позволит не только открыть очередную тайну природы, но также обеспечит нас новыми знаниями в области физики частиц за пределами Стандартной Модели электрослабого взаимодействия. У современного поколения ученых есть обоснованные надежды на то, что, если основная часть Темной Материи состоит из WIMP-нейтралино, их удастся надежно зарегистрировать уже в конце данного десятилетия.

Если же темное пространство Вселенной населяют еще более неуловимые частицы (аксино, гравитино и т.п.), то преодолеть эту задачу предстоит новому поколению физиков в далеком будущем. Как бы то ни было, любая запутанная ситуация рано или поздно проясняется. Так случится и с тёмной материей.

Список литературы

1. Казаков Д.И. Ждем открытий в физике элементарных частиц! // Природа. 1999. №9. С.14--25.

2. Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993.

3. Wail D.M.et al. // Nature. 1993. V.366. P.429.

4. Primack J.R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.3.

5. Uson J.M. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.31.

6. Milsztajn A., Lassere T. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.55.

7. Rozskovski L. // Phys. Rep. 1996. V.267. P.19521.

8. Копылов А.В. Проблема солнечных нейтрино: от прошлого к будущему // Природа.1998. №5. С.31--40; №6. С.27--36.

9. Perlmutterl S. et al. // Nature. 1998. V.391. P.51.

10. Morales A. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.477.

11. HEIDELBERG -- MOSCOW COLLABORATION // Phys. Rev. D. 1997. V.55. P.54.

12. Bernabei R. et al. // Phys. Lett. 1999. V.B450. P.448.

13. Gaitskell R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.77.

14. Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268.
15.https://ru.wikipedia.org/wiki/?%EC%ED%E0%FF_%EC%E0%F2%E5%F0%E8%FF

16. http://elementy.ru/lib/430380

Размещено на Allbest.ru