Они не были первыми – еще в 1930-х годах швейцарско-американский астроном Фриц Цвикки показал, что в кластере галактик Кома находится гораздо больше материи, чем мы способны наблюдать с помощью телескопов, а голландский астроном Ян Оорт и в локальной окрестности нашей галактики обнаружил больше материи, чем казалось на первый взгляд. В течение долгого времени, однако, сохранялась надежда, что эту лишнюю материю просто «проглядели», и она на самом деле привычная, знакомая нам материя, но в такой форме, которую нелегко заметить. Когда ученые больше узнали о галактиках, их кластерах и Вселенной в целом, стало возможным точно измерить независимо два числа – общее количество материи во Вселенной и общее количество «обычной материи», где под обычной материей понимаются в том числе атомы, пыль, звезды, планеты и всякие разные известные частицы Стандартной модели.
И эти два числа не совпали! Общий объем обычной материи во Вселенной составляет лишь примерно одну пятую от общего количества материи. Подавляющая часть материи – это темная материя, и она не состоит из частиц Стандартной модели.
Бозон Хиггса – последний фрагмент пазла, которым является Стандартная модель, но Стандартная модель – не конец пути. Темная материя – лишь одна из множества загадок, которые еще только предстоит разгадать, а для этого потребуется новая физика. И кто знает, а вдруг Хиггс станет мостом между тем, что мы знаем, и тем, что мы только надеемся узнать. Возможно, дальнейшее изучение бозона Хиггса прольет свет на темные миры за пределами нашего собственного…
Ранняя вселенная
Давайте покопаемся в темной материи немного более тщательно, раз именно она предоставляет самые веские свидетельства того, что существует физика и за пределами Стандартной модели. Кроме того, на ее примере легче всего продемонстрировать, как бозоны Хиггса могут использоваться для построения новой физики.
Чтобы понять, что такое темная материя, давайте подумаем, откуда она взялась. Представьте, что у вас есть экспериментальный аппарат, построенный на базе суперпечи, то есть закрытый ящик с каким-то веществом внутри, и к нему приделана ручка, с помощью которой можно выставить какую угодно температуру – от самой высокой до самой низкой. Температура в обычной печи достигает, как правило, 250 °С, что в обычных единицах физики элементарных частиц составляет около 0,04 электронвольт. При этой температуре молекулы могут перестроиться (в быту это называется «печь пирог»), но атомы еще сохраняют свою целостность. Как только мы доведем температуру до нескольких электронвольт или выше, электроны оторвутся от своих ядер. Когда мы доведем температуру до миллионов электронвольт (МэВ), ядра сами разорвутся на куски, и образуются свободные протоны и нейтроны.
При высоких температурах происходят и другие важные процессы: столкновения между частицами становятся столь энергичными, что образуются новые пары частица-античастица – подобно тому, как это происходит в коллайдере частиц. Считается, что когда температура становится выше общей массы пары частица-античастица, такие пары будут производиться в большом количестве. А при достаточно высоких температурах уже почти не имеет значения, что было в печи в первый момент, и горячая плазма образуется всеми частицами с меньшими, чем температура печи, массами. (Напомним, что и масса, и температура могут выражаться в ГэВ.) Если же температура достигнет 500 ГэВ, наш ящик уже просто загудит от заполняющих его бозонов Хиггса, кварков и лептонов всех видов, W– и Z-бозонов и прочих частиц – не говоря уже о возможных новых частицах, которые еще не обнаружены здесь, на Земле. Если бы мы начали постепенно снижать температуру внутри этого ящика, эти новые частицы постепенно стали бы исчезать, врезаясь в свои античастицы и аннигилируя, и у нас остались бы только те частицы, с которых мы начали.
Ранняя Вселенная очень похожа на плазму внутри нашей сверхгорячей печи, только с еще одним существенным свойством: пространство тогда расширялось с невероятной скоростью. Расширение пространства приводит к двум важным следствиям. Во-первых, оно при этом остывает, как будто регулятор температуры нашей печи сначала был выставлен на максимум, а потом его быстро повернули в обратном направлении. Во-вторых, плотность вещества быстро убывает, поскольку частицы в расширяющемся пространстве удаляются друг от друга. Последнее – главное различие между ранней Вселенной и печью. Из-за уменьшения плотности часть частиц, которые родились в плазме вначале, могут не получить шанса аннигилировать – слишком трудно будет найти соответствующую анти частицу.
В результате мы получаем избыток таких частиц – реликтов первичной плазмы. И если мы знаем массы частиц и вероятности, с которыми они взаимодействуют, мы сможем точно рассчитать, каким этот избыток должен быть. Если частицы нестабильны, как, например, бозон Хиггса, об их избытке в реликтовом излучении ничего сказать нельзя, поскольку эти частицы просто разваливаются. Но если они стабильны, мы должны заняться их изучением. Некоторые ученые полагают, что оставшиеся от ранней Вселенной стабильные частицы и составляют теперешнюю темную материю.
В рамках Стандартной модели мы можем примерно те же рассуждения применить к атомным ядрам. Одно ключевое различие состоит в том, что вначале мы имеем больше вещества, чем антивещества, так что материя никогда полностью не проаннигилирует. Начнем с довольно высокой температуры, скажем примерно с 1 ГэВ. При этой температуре плазма будет состоять из протонов, нейтронов, электронов, фотонов и нейтрино – все более тяжелые частицы распадутся. Эта температура достаточно высока для того, чтобы протоны и нейтроны не образовывали ядра, поскольку те бы мгновенно разорвались. Но так как Вселенная расширяется и охлаждается, уже через несколько секунд после Большого взрыва ядра начнут формироваться. Еще пару минут спустя плотность окажется настолько низкой, что ядра перестанут сталкиваться друг с другом, и эти реакции прекратятся. У нас останутся определенные комбинации протонов и легких элементов – дейтерия (тяжелого водорода, в котором один протон и один нейтрон), гелия и лития. Этот процесс известен как «нуклеосинтез Большого взрыва».
Мы можем сделать точные расчеты относительного избытка этих элементов, введя только один входной параметр – начальный избыток протонов и нейтронов. И тогда мы сравним избытки первичных элементов с тем, что мы видим в реальной Вселенной. Результаты находятся в точном соответствии, но только для одной конкретной плотности протонов и нейтронов. Это замечательный результат, и он обнадеживает, поскольку означает, что мы довольно верно представляем себе раннюю Вселенную. Поскольку протоны и нейтроны составляют подавляющую часть массы в обычной материи, мы знаем достаточно хорошо, сколько обычной материи во Вселенной, в какой бы форме она сегодня ни существовала. И ее совсем не хватает, чтобы объяснить всю материю, которая имеется во Вселенной.
Вимпы
Для расчета массы темной материи можно использовать, например, ту же стратегию, вернее, поиграть в ту же игру, в которую мы играли с нуклеосинтезом, только начать надо с гораздо более высокой температуры и добавить в смесь новую частицу, которая потом станет темной материей. Мы знаем, что темная материя темная, поэтому новая частица должна быть электрически нейтральной. (Заряженные частицы взаимодействуют с электромагнитным полем и, следовательно, испускают свет.) Кроме того, мы знаем, что она и сейчас присутствует везде во Вселенной, поэтому она стабильна, или по крайней мере ее время жизни больше, чем возраст Вселенной. Мы знаем про нее и еще кое-что: темная материя не очень сильно взаимодействует сама с собой. Если бы это было не так, она бы обосновалась в центрах галактик, а не образовывала большие раздутые ореолы, которые, как нам кажется, регистрируются при наблюдениях. А это значит, что темная материя не чувствует и сильное ядерное взаимодействие. Из известных сил природы темная материя, конечно, реагирует на силу тяжести, и, вероятно, чувствует (или не чувствует) действие слабых ядерных сил.
