Значение барионной плотности Вселенной WВ определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине WВh2 = 0.019 ± 0.0012 или WВ ~ 0.05 при h ~ 0.65. Тем не менее 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 [5], который состоит 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. Продолжительность такого эффекта Dt 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 [5] и EROS [6] обрабатывают данные наблюдений за светимостью миллионов звезд в соседних галактиках. Наиболее вероятная масса нескольких найденных кандидатов в MACHO оценивается как половина массы Солнца mMACHO ~ 0.5M¤. Однако, даже если все обнаруженные объекты такого типа отнести к Темной Материи, они не смогут покрыть заметной части “недостающей” массы галактики.
Сравнив данные по общей регистрируемой плотности материи во Вселенной (Wm ~ 0.3) и ее барионной составляющей (WВ ~ 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. [7]. 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 (c), стабильные частицы с массой ниже нескольких ТэВ, существование которых предсказывается в моделях Суперсимметрии [1]. В качестве другого наиболее вероятного претендента рассматриваются также аксионы с массами от 10–3 до 10–6 эВ[7].
Кандидатура тяжелых (правых) 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 [8].
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 [2], 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 [9]. Данные измерения говорят о возможности того, что Вселенная разгоняется (это можно объяснить за счет ненулевого значения космологической константы L, определяющей вклад дополнительной “темной” энергии в энергетическую плотность Вселенной). Необходимость введения ненулевого L-члена как энергетической составляющей Темной Материи также поддерживается в моделях раздувания Вселенной. Вводя L-член, мы можем удовлетворить условие плоской Вселенной W0 = 1 при “наблюдаемом” значении Wm ~ 0.3.
Суммируя приведенные выше результаты, можно сделать вывод, что сегодня предпочтение отдается композиционной модели Темной Материи, состоящей из смеси нескольких типов собственно Темной Материи [”10% барионной (MACHOs?) + ?60% небарионной холодной (WIMPs?) + ?30% небарионной горячей (нейтрино?)] и Темной Энергии за счет ненулевой плотности вакуума (L-член).
Как поймать частицы Темной Материи
Локальная плотность Темного гало нашей Галактики в окрестности Земли оценивается как 0.3 ГэВ/см3 ~ 5·10–25 г/см3 , исходя из его общей массы ~ 1012 M¤ и простанственного распределения плотности частиц rgalo ~1/r2. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой mc= 100 ГэВ, получаем rc ~3000 частиц/м3. В стандартной сферической модели гало WIMPs имеют максвелловское распределение скоростей со средним значением v ~270 км/сек. Таким образом, поток частиц WIMP может иметь довольно большую величину ~105 частиц/см2·с при mc = 100 ГэВ.
В последнее десятилетие начали активно развиваться различные сверхчувствительные методы детектирования WIMPs, которые обычно разделяют на прямые и непрямые методы регистрации. Начнем с последних.
В непрямых экспериментах 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. Еще один интересный метод — поиск WIMPs, прилетающих со стороны центра Галактики. Если в центре нашей Галактики находится очень массивная черная дыра (~106 M¤ ), она должна гравитационно притягивать WIMPs и увеличивать их концентрацию вокруг себя. В результате вероятность их аннигиляции в окрестности черной дыры увеличивается и соответственно возрастает поток нейтрино, фотонов и других продуктов аннигиляции WIMPs, идущий из центра Млечного Пути. Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках (Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН, Байкальская глубоководная установка ИЯИ РАН, подземные установки международной лаборатории Гран-Сассо в Италии), 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 (фононные) процессы. Современные методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых болометрических (низкотемпературных) детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель [10].
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 значительно усложняет задачу экспериментального 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 [11], где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора. Фоновый спектр детектора при низких энергиях, как правило, обусловлен шумами электронной аппаратуры, радиоактивным излучением изотопов, содержащихся в детекторе и окружающих материалах, а также проникающими 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.