Дэйв Голдберг - ВСЕЛЕННАЯ. РУКОВОДСТВО ПО ЭКСПЛУАТАЦИИ Страница 53

Но мы обязаны сделать одно важное уточнение. На сегодняшний день данные наблюдений не дают ни малейших свидетельств, подтверждающих правильность суперсимметрии. Это физика «за пределами стандартной модели», а значит, объяснить все известные нам факты физики частиц можно и без суперсимметрии. Однако в прошлом мы великолепно подмечали симметрии, и всегда есть шанс, что симметрия и впредь поможет нам расширить свои знания о Вселенной.

Как мы их находим?

Так из чего же состоит темная материя — из LSP или из чего-нибудь еще? Если темная материя состоит из каких-то разновидностей WIMP, обнаружить их будет относительно несложно — вот почему мы так уверены, что их откроют в ближайшие несколько десятилетий. Произведем краткий обзор состояния наших знаний на сегодняшний день. Мы с очень хорошей точностью знаем плотность массы темной материи во Вселенной, так что ил$1 у нас очень много легких WIMP, или относительно мало очень массивных. Мы точно знаем, что WIMP не могут быть слишком легкими, меньше массы протона, поскольку уже построили множество ускорителей, способных создавать легкие частицы, но пока что никаких WIMP не видели.

С другой стороны, WIMP могут быть очень тяжелыми и при этом не противоречить космологическим наблюдениям. Как мы уже объяснили, было жизненно необходимо, чтобы WIMP на ранних стадиях развития Вселенной умели превращаться в обычную материю, которую мы наблюдаем теперь, и наоборот, что задает нижний предел того, насколько темная материя способна взаимодействовать с обычной. Этот нижний предел взаимодействия задает и верхний предел массы частицы темной материи — она составляет 40 тысяч масс протона, хотя это очень завышенная оценка, поскольку большинство теорий предсказывают, что масса WIMP составляет меньше тысячи масс протона.

Нам нужно вычислить массу частицы темной материи и разобраться, в каких взаимодействиях эта частица участвует, а потом посмотреть, соответствуют ли эти данные суперсимметрии, теории струн или еще чему-нибудь. Однако получить частицы темной материи экспериментально очень трудно, поскольку они буквально утекают сквозь пальцы. Тем не менее мы располагаем несколькими способами узнать их характеристики.

1. Сделайте их сами.

В главе 4 мы уделили много времени разговору о том, как создавать в ускорителях массивные частицы вроде частицы Хиггса. А вдруг там можно создать и частицы темной материи? Конечно, частицы темной материи, как и нейтральную частицу Хиггса, руками не потрогаешь и на стол не положишь, но мысль эта здравая. Столкните друг с другом две частицы с достаточной энергией — и рано или поздно вы получите WIMP. Однако измерение их массы будет основано на том, чего мы не видим. Массой WIMP будет энергия, недостающая в балансе энергии столкновения (и масс сталкивающихся частиц) и энергий (и масс) вылетевших частиц.

2.   Их полно кругом!

Мы уже говорили и снова повторим[112], что буквально купаемся в темной материи, но не в состоянии засечь ее прямо, не считая гравитации (которая у отдельных частиц пренебрежимо мала) или слабого взаимодействия (которое вообще пренебрежимо мало, и точка). Тем не менее кое-что нам под силу — например, сделать ванны из жидкости, которая, будучи предоставлена сама себе, ни с чем не взаимодействует. Едва ли не самое масштабное мероприятие такого рода — это проект XENON 100, в котором участвует около 120 килограммов жидкого ксенона. Ксенон выбран потому, что в нормальных условиях он не взаимодействует с другими материалами и не распадается. По мысли исследователей, если поместить детекторы глубоко под землю и внимательно следить, чтобы туда не попадали космические лучи, то при нормальных обстоятельствах необъяснимых сигналов быть не должно.

Установив ванны и детекторы, ученые просто сидят и ждут, когда мимо проскочат частицы темной материи. Может статься, такая частица ударит в протон, а протон выдаст излучение, которое удастся засечь. Пока что ни одной частицы мы не видели, но возлагаем большие надежды на детекторы Нового поколения — которые кУДа чувствительнее.

3.   Пусть Вселенная потрудится за вас.

Главное в WIMP — то, что их полным-полно[113], пространство ими так и кишит. Как бы слабо они ни взаимодействовали, они все же вступают во взаимодействия. Что будет, если столкнуть WIMP и анти-WIMP? Как правило, ничего. Скорее всего они просто пройдут друг сквозь друга. А может быть, сделают то же самое, что делали все частицы и античастицы с начала времен,— уничтожат друг друга, и создадут гамма-излучение. Если направить телескопы в нужную сторону, мы, вероятно, увидим свет, возникший в результате этих столкновений.

Предположительно смотреть стоит именно в ту сторону, где больше массы. Беда в том, что при таком подходе массу следует искать именно в центре галактики, а там происходит много других событий — например, в центральную черную дыру падает вещество,— отчего тоже возникает высокоэнергичное гамма-излучение. Отличить сигнал от помех будет очень трудно, поэтому пока что достоверных наблюдений сделано не было.

В 2008 году НАСА в сотрудничестве с министерствами энергетики США, Франции, Германии, Италии, Японии и Швеции запустило на орбиту гамма- обсерваторию им. Ферми. Этот космический телескоп позволит нам исследовать центр галактики, а также звездные скопления, потенциальные черные дыры и другие излюбленные места обитания темной материи.

Хотите верьте, хотите нет, а у темной материи остается все меньше тайных убежищ.

Мы, создатели «Руководства», считаем себя психологами-любителями[114]. Мы предполагаем, что люди увлекаются физикой, потому что боятся катаклизмов, черных дыр и конца света либо надеются все о них узнать. Ведь и вы, проезжая мимо автомобильных аварий, всегда притормаживаете, чтобы посмотреть, правда?

Мы не станем подвергать ваши стимулы сомнению, поскольку они такие же, как у нас, и неважно, здоровые они или нет. Мы уже уделили много времени разговорам об исчезновении черных дыр, которое ясдет нас в далеком будущем, и о так называемом втором законе термодинамики, согласно которому с течением времени Вселенная превратится в тепловатый бассейн, в котором не будет никакой речи ни о структуре, ни о жизни в том виде, в каком мы ее знаем. Мы даже упомянули о том факте, что Вселенная подвержена бесконечному экспоненциальному расширению, вызванному темной энергией. Оно будет продолжаться, пока каждая галактика не превратится в остров, полностью отрезанный от остальной Вселенной. Трудно представить себе более унылое будущее.

Но когда общаешься с физиком, всегда следует ожидать худшего. Что если мы вам скажем, что с течением времени сама материя будет медленно выкипать и испаряться?

Конец материи

Да, мы знаем, что всерьез испортим вам настроение, поэтому первым делом поймите, что все это случится далеко не завтра. Когда речь идет о галактиках, черных дырах и испаряющейся материи, мы говорим даже не о миллионах и не о миллиардах лет. Мы говорим о периодах времени в триллионы миллиардов раз больше нынешнего возраста,Вселенной. Учитывая, сколько гадостей произойдет за это время» гибель материи можно смело поместить в самый низ перечня ваших страхов.

Задаваясь вопросом о распаде материи, мы с практической точки зрения задаемся вопросом о распаде протонов. Мы уже говорили, что при всяком удобном случае нейтрон распадается на протон и кое-что еще, но только потому, что он тяжелее протона. Протон — самый легкий из барионов, поэтому мы ожидаем, что он сколько-то проживет.

Вопрос в том, сколько именно, и на это стандартная модель дает простой недвусмысленный ответ. Вечно. Протоны не распадаются, поскольку общее число барионов должно сохраняться. Поскольку протон — самый легкий барион, распадаться ему не на что.

Но если эта глава чему-то успела вас научить, так это тому, что стандартная модель отвечает отнюдь не на все вопросы. Если реакция идет в одном направлении, значит, должна иметь место и обратная реакция. Наверняка когда-то, еще во время Большого взрыва, было время, когда барионы создавались из ничего. С этой научной проблемой мы встретились в главе 7, когда обнаружили, что если бы барионы с антибарионами всегда создавались только парами, то и аннигилировать они должны тоже парами. Вы живое и ходячее доказательство того, что в какой-то момент все-таки имело место превосходство барионов над антибарионами! Вам повезло.

Вероятно, выработка лишних барионов имела место в конце периода инфляции, примерно через 10~32 секунды после Большого взрыва, а значит, она, вероятно, имела какое-то отношение к унификаций электрослабого и сильного взаимодействий. Если закон сохранения количества барионов не действовал тогда, то и сейчас он в некоторой степени тоже не действует.