Галпер Експерименты по исследован 2014
.pdfМИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ
НАЦИОНАЛЬНЫЙ ИССЛЕДОВАТЕЛЬСКИЙ ЯДЕРНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ «МИФИ»
А.М. Гальпер, А.В. Гробов, И.В. Свадковский
ЭКСПЕРИМЕНТЫ ПО ИССЛЕДОВАНИЮ ПРИРОДЫ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ
Рекомендовано к изданию УМО «Ядерные физика и технологии»
Москва 2014
УДК 524.884(075.8) ББК 22.632я7 Г 17
Гальпер А.М., Гробов А.В., Свадковский И.В.. Эксперименты по исследованию природы темной материи: Учебное пособие. М.: НИЯУ МИФИ, 2014. – 96 с.
Составлено в соответствии с Государственным образовательным стандартом по дисциплине «Космические лучи».
Изложены основные темы, касающиеся экспериментов по исследованию природы темной материи. Даны обзор прямых и косвенных методов поиска частиц темной материи и основные экспериментальные результаты. Приведены теоретические выкладки и модели, способные объяснить существующие данные.
Данное пособие предназначено для студентов старших курсов физических специальностей высших учебных заведений, проходящих подготовку по направлениям «Микрокосмофизика», «Физика атомного ядра и частиц» и др.
Рецензенты: главн. науч. сотр. ФИАН, д-р физ.-мат. наук В.А. Рябов, д-р физ.-мат. наук, профессор НИЯУ МИФИ С.Г. Рубин.
ISBN 978-5-7262-1923-3 |
© Национальный исследовательский |
|
ядерный университет «МИФИ», 2014 |
Редактор Е.К. Коцарева
Подписано в печать 15.11.2013. Формат 60х84 1/16 Печ. л. 6,0. Уч-изд. л. 6,25. Тираж 150 экз.
Изд. № 1/9. Заказ № 4.
Национальный исследовательский ядерный университет «МИФИ». 115409, Москва, Каширское ш., д. 31.
ООО «Полиграфический комплекс «Курчатовский». 144000, Московская область, г. Электросталь, ул. Красная, д. 42.
ОГЛАВЛЕНИЕ |
|
ГЛАВА 1. ТЕМНАЯ МАТЕРИЯ......................................................... |
5 |
1.1. Реликтовый избыток темной материи................................... |
13 |
1.2. О детектировании темной материи....................................... |
16 |
Контрольные вопросы и задания.................................................. |
18 |
ГЛАВА 2. ПРЯМЫЕ МЕТОДЫ ПОИСКА ТЕМНОЙ МАТЕРИИ 19
2.1. О поиске темной материи на коллайдерах........................... |
20 |
2.2. Эксперимент DAMA/LIBRA [5]............................................ |
21 |
2.3. Эксперимент CDMS-II [6]...................................................... |
23 |
2.4. Эксперимент CoGeNT [7]....................................................... |
24 |
2.5. Эксперимент XENON100 [8] ................................................. |
25 |
2.6. Выводы: прямые методы поиска темной материи............... |
25 |
Контрольные вопросы и задания.................................................. |
26 |
ГЛАВА 3. КОСВЕННЫЕ МЕТОДЫ ПОИСКА ТЕМНОЙ |
|
МАТЕРИИ........................................................................................... |
27 |
3.1. Косвенное наблюдение темной материи по регистрации |
|
заряженных частиц........................................................................ |
28 |
3.1.1. Экспериментальные данные PAMELA.......................... |
28 |
3.1.2. Экспериментальные данные ATIC ................................ |
30 |
3.1.3. Экспериментальные данные Fermi ............................... |
30 |
3.1.4. Экспериментальные данные H.E.S.S............................. |
31 |
3.1.5. Выводы: косвенные методы поиска темной материи |
|
по регистрации заряженных частиц...................................... |
32 |
3.2. Косвенное наблюдение темной материи по регистрации |
|
гамма-излучения ............................................................................ |
32 |
3.2.1. О возможности прямого детектирования частиц |
|
темной материи, возникающих в модели минимальной |
|
суперсимметрии........................................................................ |
32 |
3.2.2. Аннигиляция и распад частиц темной материи.......... |
35 |
3 |
|
3.2.3. Поток гамма-излучения от процессов аннигиляции и |
|
распада частиц темной материи........................................... |
40 |
3.2.4. Фоновое гамма-излучение.............................................. |
42 |
3.2.5. Клампы............................................................................. |
44 |
3.2.6. Области поиска темной материи................................ |
46 |
3.2.7. Основные результаты по проблеме поиска темной |
|
материи..................................................................................... |
47 |
3.3. Косвенное наблюдение темной материи по регистрации |
|
нейтрино ......................................................................................... |
50 |
Контрольные вопросы и задания.................................................. |
53 |
ГЛАВА 4. О МОДЕЛЯХ, ОБЪЯСНЯЮЩИХ ДАННЫЕ PAMELA, |
|
FERMI И HESS.................................................................................... |
55 |
4.1. Ограничения на теоретические модели................................ |
55 |
4.2. Пример модели с аннигиляцией частиц темной материи... |
56 |
4.3. Замечание о теоретических моделях..................................... |
59 |
4.4. Ограничения, накладываемые на модели темной материи |
|
данными Fermi................................................................................ |
60 |
4.5. Анизотропии в направлениях распространения электронов |
|
космических лучей и отличие моделей с темной материей от |
|
альтернативных гипотез................................................................ |
61 |
Контрольные вопросы и задания.................................................. |
66 |
ГЛОССАРИЙ....................................................................................... |
67 |
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ .................................................................. |
70 |
ПРИЛОЖЕНИЕ. ЦВЕТНЫЕ РИСУНКИ.......................................... |
77 |
4
ГЛАВА 1. ТЕМНАЯ МАТЕРИЯ
Одно из наиболее важных открытий недавнего времени заключается в том, что материя, состоящая из протонов и нейтронов, не является доминирующей во Вселенной. Некий неизвестный вид материи, называемый темной материей, примерно в пять раз более распространен, чем обыкновенное вещество (ΩCDM = 0,232 ± 0,013; космологи-
ческаяплотность Ω определяется как отношение массовой плотности
ρ к некой критической плотности |
ρ = |
3H 2 |
, где H – параметр |
|
8πG |
||||
|
C |
|
Хаббла, G – гравитационная постоянная).
Впервые указания на существование темной материи появились в начале 1930-х годов. Д. Оорт обнаружил, что движение звезд Млечного Пути указывает на присутствие дополнительной массы в Галактике. Изучая допплеровские сдвиги в спектрах звезд, движущихся вблизи галактического диска, Оорт смог вычислить их скорости и пришел к удивительному выводу, что звезды движутся слишком быстро для того, чтобы удерживаться в Галактике лишь светящимся, видимым веществом. Оорт допустил, что в Млечном Пути сосредоточено больше массы для того, чтобы удерживать звезды на их орбитах. Исторически это считается первым указанием на возможность существования темной материи в нашей Галактике. Однако сам Оорт отметил, что другим возможным объяснением этому эффекту является тот факт, что 85 % света из центра Галактики поглощается пылью и другим промежуточным веществом. Важно отметить, что более точные данные 1998 г. [1] не подтверждают наличия сколько-нибудь значительного содержания темной материи в галактическом диске.
Исторически второе указание на существование темной материи (впервые на космологических расстояниях) было обнаружено швейцарским астрономом Ф. Цвикки в 1933 г. Измеряя радиальные скорости галактик в скоплении Волосы Вероники (содержит около 1000 галактик) и размер этого скопления, Цвикки был первым, кто использовал теорему о вириале для оценки «недостающей» массы скопления (теорема о вириале для случая гравитационного взаимо-
действия утверждает, что T + 12 U =0 , где T – средняя кине-
5
тическая энергия системы, U – ее средняя потенциальная энер-
гия). По расчетам Цвикки, средняя масса изучаемого им скопления примерно в 160 раз больше, чем масса светящегося вещества этого скопления; он предположил, что недостающая часть вещества является темной. Первоначально это предположение не было воспринято серьезно астрономическим сообществом. Действительно, в то время не было подходящего кандидата на роль темной материи, так как газ в рентгеновском диапазоне и пыль в инфракрасном диапазоне еще не наблюдались, а небарионная форма материи была немыслимой. Только около сорока лет спустя, когда изучение движения звезд в галактиках указало на существование массивного гало невидимого вещества, темная материя стала рассматриваться учеными в качестве серьезной возможности.
Примерно через сорок лет после работ Оорта и Цвикки группа под руководством В. Рубин (V. Rubin) провела анализ кривых вращения звезд в 60 обособленных галактиках. Предполагалось, что орбиты звезд будут примерно соответствовать закону
v(r) = G |
m(r) |
, |
(1.1) |
|
r |
||||
|
|
|
||
где v(r) – скорость вращения объекта на расстоянии r |
от центра |
галактики, m(r) – общая масса, сосредоточенная внутри области
размером r .
Результаты группы В. Рубин показали сильное расхождение с предсказаниями ньютоновской гравитации и распределением светящегося вещества. Собранные данные указывают на то, что кривые вращения звезд «плоские», т.е. скорости звезд продолжают увеличиваться с расстоянием до тех пор, пока не достигнут некоторого предельного значения (рис. 1.1). Так как скорости остаются постоянными с ростом радиуса r , масса, сосредоточенная внутри этого радиуса, должна увеличиваться. Поскольку плотность светящегося вещества спадает в направлении от центра галактики, «недостающее» вещество должно быть несветящимся. Как пишет В. Рубин: «Вывод неизбежен: масса, в отличие от светимости, не сосредоточена вблизи центров спиральных галактик. Таким образом,
6
распределение светящегося вещества галактики не имеет ничего общего с распределением масс».
Рис. 1.1. Измеренные скорости вращения звезд в галактике NGC 3198 в сравнении
сидеализированным кеплеровским поведением (1.1) (см. [51])
В1970-х гг. был обнаружен другой способ для определения количества темной материи и ее пространственного ра спределения – гравитационное линзирование. Гравитационная линза – некий объект, расположенный между наблюдателем и, например, видимой далекой галактикой. Различные траектории света, испускаемого далекой галактикой, искривляются гравитационным полем линзы по-разному, и, изучая искаженное изображение этой галактики, можно сделать вывод о величине массы, сосредоточенной в линзе. И снова выяснилось, что масса, рассчитанная таким образом, гораздо больше, чем масса, вычисленная по светимости линзирующего объекта.
7
Для объяснения феномена темной материи физики сперва обратились к астрофизическим объектам, состоящим из обыкновенной, барионной материи. Возможными кандидатами были коричневые карлики, нейтронные звезды, черные дыры, планеты (все эти объекты классифицировались как MACHO – MAssive Compact Halo Objects). Многие коллаборации (MACHO Collaboration, EROS-2 Survey, MOA, OGLE, SuperMACHO) проводили поиски событий микролинзирования, вызванного объектами MACHO в гало Млечного Пути. Крайне малое число обнаруженных событий свидетельствует о том, что объекты типа коричневых карликов, нейтронных звезд или черных дыр не в состоянии дать удовлетворительного объяснения темной материи, так как вносят лишь малую долю в недостающую массу. Следует отметить также, что данные по первичному нуклеосинтезу и космическому микроволновому фоновому излучению полностью исключают возможность того, что темная материя состоит из барионной составляющей (см. ниже). Результаты экспериментов COBE и WMAP указывают на необходимость существования электрически нейтральной небарионной формы материи.
Примечание. Первичный нуклеосинтез – период в промежутке от нескольких секунд до нескольких минут после Большого Взрыва в ранней, горячей Вселенной, когда из нейтронов и протонов образуются дейтерий, гелий, небольшое количество лития и других легких элементов. Современные методы позволяют оценить отношение количества дейтерия D к количеству водорода H в период первичного нуклеосинтеза. Отношение D/ H сильно зависит от общей плотности барионов
во Вселенной. Таким образом, измеряя отношение D / H, была получена оценка
плотности барионной материи во Вселенной: |
|
Ωbh2 = 0,0229 ±0,0013, |
(1.2) |
где Ωb – плотность барионов в единицах критической плотности, |
h = H /100 – |
нормированный параметр Хаббла (здесь H ≈ 70 (км/c)/Мпк – постоянная Хаббла). Видно, что на долю барионной материи приходится лишь 20 % от общей плотности вещества (величину общей плотности материи см. ниже).
Космическое микроволновое фоновое излучение, открытое в 1964 г. Пензиасом и Уилсоном, – это еще один путь, позволяющий получить информацию о составе Вселенной.
8
Примечание. Вселенная непосредственно после Большого Взрыва представляла собой очень плотную плазму из заряженных частиц и фотонов. Эта плазма расширялась и охлаждалась, пока Вселенная не достигла возраста около 380,000 лет – т.н. эпоха рекомбинации. В эту эпоху образовались нейтральные атомы и Вселенная стала прозрачной для электромагнитного излучения; другими словами, фотоны, будучи ранее связанными с заряженными частицами благодаря взаимодействию с ними, теперь могут беспрепятственно распространяться по Вселенной. Эти фотоны, испущенные в момент «последнего рассеяния», существуют до сих пор в виде космического микроволнового фонового излучения.
В 1983 г. в СССР был проведен первый эксперимент, РЕЛИКТ-1, по измерению реликтового излучения (другое название микроволнового фонового излучения) с борта космического аппарата. В январе 1992 г. на основании анализа данных эксперимента РЕЛИКТ-1 российские ученые объявили об открытии анизотропии реликтового излучения. Спутник COBE (Cosmic Background Explorer, США), запущенный в 1989 г., также обнаружил фундаментальные анизотропии микроволнового фонового излучения. Вели-
чина этих анизотропий оказалась крайне малой – (30 ±5) 106 K
(при температуре реликтового фона 2,73 K). Этой величины недостаточно для того, чтобы объяснить образование крупномасштабной структуры Вселенной – та структура, которую мы наблюдаем сегодня, просто не успела бы образоваться, так как обыкновенная материя становится нейтральной только в эпоху рекомбинации, а до нее, из-за электрических сил отталкивания, материя не в состоянии образовывать гравитационные сгустки – зародыши будущей крупномасштабной структуры. Таким образом, результаты COBE указывают на необходимость существования электрически нейтральной формы материи, которая могла бы начать образование структуры задолго до эпохи рекомбинации.
В 2001 г. был запущен другой спутник для более точного измерения пространственных флуктуаций микроволнового фона –
WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, США) (рис. П.1).
По итогам нескольких лет работы удалось получить следующие данные:
Ωmh2 =0,1334−+0,00550,0056 , Ωbh2 =0,02260 ±0,00053, |
(1.3) |
9 |
|
где Ωmh2 – общая плотность материи, Ωbh2 – плотность барион-
ной материи. Видно, что плотность темной материи составляет около 83 % от общей плотности вещества. Это соответствует сред-
ней плотности темной материи ρdm ≈0,3ГэВ/см3 ≈5 10−28 кг/м3 в
окрестности Солнца. На рис. П.1 изображен спектр мощности микроволнового фонового излучения (распределение энергии по угловым масштабам) – видны пространственные флуктуации, о которых говорилось выше. Анализ микроволнового фонового излучения позволяет точно отличить темную материю от обыкновенной материи, так как эти две компоненты ведут себя по-разному.
Хотя существование темной материи подтверждается многими независимыми свидетельствами, природа ее остается до сих пор неизвестной. Наиболее популярный класс частиц – кандидатов в темную материю именуют общим термином WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) – массивные нейтральные частицы, которые слабо взаимодействуют с обычным веществом (этим и объясняется трудность их детектирования). И, тем не менее, существуют различные модели, в которых предсказываются подобные частицы.
Замечание. Здесь следует отметить, что существуют теории, привлекающие для описания феномена темной материи не материю в обычном понимании этого слова (т.е. элементарные частицы), а использующие подход модифицированной гравитации (см., например, работы [2] и [3]). В дальнейшем акцент будет сделан лишь на модели, описывающие темную материю как вещество (частицы).
Также важно отметить, что WIMP – не единственный класс частиц – кандидатов в темную материю, существуют и другие классы, в частности: стерильные и тяжелые нейтрино, барионные кандидаты – странглеты, нуклеариты, технибарио-
ны, MACHOs, CHAMPs, Q-balls.
В Стандартной Модели элементарных частиц (см. Глоссарий) есть лишь один вид стабильных, электрически нейтральных и слабовзаимодействующих частиц – нейтрино. Но существует ряд причин, по которым нейтрино не может быть ответственно за всю темную материю во Вселенной (например, при массе нейтрино mν < 0,23 эВ их космологическая плотность составляет лишь
Ωνh2 <0,0072 , в то время как общая плотность материи по данным
WMAP составляет Ωmh2 =0,1334+−0,00550,0056 ).
10