микроволновой космический  фон, рожденный через $t \sim {10^{13}}$секунд после Большого Взрыва. Ядерная физика нужна для того, чтобы вернуться в эпоху ядерного синтеза $t \sim 1$секунды, физика частиц, и в частности физика слабого (или фермиевского) масштаба требуется для понимания эры $t \sim $${10^{ - 8}}$секунды. Именно эта эра содержит ответы на наши основные вопросы. Только ее пристальное изучение может обеспечить понимание проблемы темной материи.

В несколько следующих лет  ускоритель LHC (Large Hadron Collider) будут играть критическую роль в проникновении на масштаб Ферми [63]. Если частицы темной материи, в самом деле, имеют массы порядка масштаба Ферми, то этот ускоритель будет важнейшим инструментом для изучения темной материи и  идентификации составляющих ее частиц.
Одно из распространенных заблуждений: единственное, что делает ускоритель – открывает новые частицы. Правильнее считать, что открытые частицы – инструмент для разрешения физических головоломок и открытия новых законов природы. Ньютон работал с яблоком, Эйнштейн с поездами и швейцарскими часами. Сегодня физики используют ускорители для открытия новых законов микромира. Если Большой Взрыв явился источником такого гигантского количества темной материи, то, может, и мы сможем породить ее (пусть и не в таком количестве), если создадим условия, близкие к Большому Взрыву.

Для неспециалистов несколько слов о том, что собой представляет LHC – представитель нового поколения ускорителей, вероятно, последнего поколения ускорителей такого типа. Хотя пока это и кажется фантастикой, новые методы ускорения позволят заменить нынешние монстры настольными приборами. Стартуя летом 2007 года, LHC будет сталкивать протонные пучки с энергиями в системе центра масс 14 TeV, превосходя примерно  в десять раз энергии, достигнутые ранее. Он будет расположен вблизи Женевы, в 27 км подземном туннеле, где до 2000 года был расположен электронный ускоритель. LHC – часть ускорительного комплекса European Laboratory of Particle Physics (CERN).

Создание плотности энергии, необходимой для рождения темной материи – одна из целей протон-протонных столкновений на LHC. Протоны в пучке имеют энергию 7000 GeV, т.е. в 7500 раз превосходящую энергию покоя. В гонке к Луне протоны отстали бы от фотонов всего на 2.7 метра. Пучок будет состоять из сгустков по 1011 протонов в каждом. Энергия, аккумулированная в пучке 108 Дж. Если сбросить ее мгновенно, можно было бы испарить 300 кг воды.
Три детектора будут регистрировать протон-протонные столкновения: ATLAS, CMS, LHCb (для кварков). Четвертый детектор ALICE будет использован для изучения столкновений тяжелых ионов.
Несколько слов о втором проекте, в значительной степени ориентированном на изучение темной материи, ILC (International Linear Collider) [25]. Это электрон-позитронный ускоритель, также представляющий собой международный проект. Здесь ситуация с вводом его в строй более сложная, точная дата неопределенна. Однако программа исследований на нем интенсивно обсуждается.

Коль скоро мы заговорили о циклическом и линейном ускорителях, то стоит отметить следующее обстоятельство. История ускорительной физики многократно подтверждает, что результаты, полученные на одном ускорителе, стимулировали открытия на другом. Например, эксперименты по рассеянию протонов на протонах привели к рождению новых частиц, но мало дали для понимания структуры протона. Последующие эксперименты с электронными пучками открыли, что протон состоит из кварков. В дальнейшем эксперименты позволили определить, как кварки распределены внутри протона, что было важно для экспериментов на протонных ускорителях. Аналогичная ситуация имеет место и для новой пары ускорителей LHC-ILC. Физики почти не сомневаются, что частицы темной материи будут рождаться в протон-протонных столкновениях на LHC. Однако в силу малого поперечного сечения они не смогут быть зарегистрированы существующими детекторами. Их присутствие может быть обнаружено только в виде недостающих энергии и импульса. Аналогичная ситуация, например, имела место при исследовании $\beta $-распада.
Описание процессов с частично не регистрируемыми частицами предъявляет высокие требования к кинематике. В протонных столкновениях на LHC композитная природа протонов создает дополнительные сложности для кинематики. Протон подобен крошечному мешку, набитому кварками и глюонами. В любом конкретном столкновении идентичность и энергии сталкивающихся кварков и глюонов неизвестны. 

В электрон-позитронных столкновениях экспериментатору известны идентичность, энергии и импульсы сталкивающихся частиц. Это позволяет вести точную бухгалтерию и сделать ILC мощным инструментом для идентификации темной материи. Как мы видели выше, самые различные теории (модели) содержат множество объектов, со свойствами в той или иной мере подходящими для описания темной материи. Многие из этих частиц (с массами порядка 100 GeV – 1 TeV) должны быть генерированы на LHC. Последующие эксперименты на линейном ускорителе ILC должны будут показать, в самом ли деле эти частицы представляют темную материю.
Остановимся теперь на вопросе о взаимосвязи космологических наблюдений и экспериментах на ускорителях (в более широком смысле физики элементарных частиц), связанных с исследованием темной материи [63]. Обсуждая этот вопрос, давайте ограничимся случаем нейтралинной темной материи. В этом случае, так как нейтралино является следствием суперсимметрии, то экспериментальное обнаружение нейтралинной темной материи явилось бы веским аргументом в пользу существования суперсимметрии.
Первое, что мы должны понять, обсуждая этот вопрос, ограниченные возможности, как космологии, так и физики элементарных частиц, если они работают раздельно. Существо дела заключается в двух утверждениях. Первое из них состоит в том, что космологические наблюдения и астрофизические эксперименты не могут открыть суперсимметрию.

Как мы уже отмечали выше, космологические данные не накладывают сколь-нибудь строгих ограничений на свойства темной материи. Если темная материя будет открыта в прямом или непрямом детектировании, массы составляющих ее частиц и интенсивность взаимодействия  на первых порах будут известны только очень грубо. Они будут уточнены в последующих экспериментах. Однако микроскопическая интерпретация таких экспериментов будет затруднена такими астрофизическими неоднозначностями как распределение скоростей темной материи, профиль гало и многими другими. 

Таким образом, даже если темная материя и будет надежно детектирована в космологических наблюдениях, кажется практически невероятным, что точность будет достаточна для того, чтобы отличить суперсимметрию от других разумных возможностей.
Второе утверждение состоит в том, что эксперименты на ускорителях не могут открыть темную материю. Если суперпартнеры с массой порядка слабого масштаба существуют, ускорители частиц почти наверняка будут способны открыть, по крайней мере, часть из них. Однако доказательства того, что именно эти частицы образуют темную материю, выходят далеко за рамки таких экспериментов. Приведем такой пример. Легко представить, что электроны, протоны и нейтроны могли быть открыты на ускорителях. Но совсем невероятно предположить, что в экспериментах на ускорителях можно доказать, что плотность железа равна 7.8 g/cm3. Кроме того, ускорительные эксперименты могут протестировать стабильность таких частиц только вплоть до времен порядка 10-7 секунды. Следовательно, вывод о том, что мы видим в ускорительных экспериментах частицы темной материи, требует (касательно времен жизни) неоправданной экстраполяции на 24 порядка
Только комбинация обоих подходов, возможно, приведет к полной и адекватной теории темной материи. Схематическая картина комбинированных исследований нейтралинной темной материи представлена на рис.12. Продвигаясь с дна этой таблицы, космологические наблюдения уже сейчас могут определить реликтовую плотность с некоторой точностью.

 Дальнейшие наблюдения уже в ближайшее время, вероятно, доведут точность ее определения до 1%. Астрофизические эксперименты могут также детектировать темную материю либо непосредственно, путем ее взаимодействия с обычной материей, либо непрямыми методами, путем исследования процессов аннигиляции частиц темной материи. Эти данные в комбинации с астрофизической информацией, такой как профиль гало темной материи, локальная плотность, дадут возможность определить интенсивность $\chi N$рассеяния и $\chi \bar \chi $ аннигиляции.
В то же самое время, продвигаясь с верхней части рис.12, мы выполним следующие шаги: предположим существование суперсимметрии и определим в экспериментах на ускорителях параметры используемой суперсимметричной модели. Эти параметры, в принципе, позволят зафиксировать тепловую реликтовую плотность, поперечные сечения $\chi N$ рассеяния и $\chi \bar \chi $ аннигиляции. Завершающая часть этой программы – детальное сравнение (при высоком уровне точности) «ускорительной» реликтовой плотности с космологической - окончательно определит пригодность нейтралино как частицы, представляющей темную материю.

Каков итог выполнения такой программы? Если реликтовая плотность и интенсивности взаимодействия, определенные космологическими наблюдениями, с высокой точностью совпадут с предсказаниями физики элементарных частиц, базирующимися на ускорительных экспериментах, это будет серьезным аргументом в пользу того, что темная материя суперсимметрична. Это будет означать, что мы в понимании Вселенной дошли до температуры $ \sim 10\,GeV$или времени $ \sim {10^{ - 8}}s.$ Напомним, что наши текущие знания истории Вселенной позволяют продвинуться только до температур ядерного синтеза $ \sim 1\,MeV$или времен $t \sim 1\,s$. Продвижение вспять во времени на 8 порядков – гигантское достижение.

Рис. 12. Путь к микроскопическому пониманию нейтралинной темной материи [63].

Возможен и более пессимистический сценарий: реликтовая плотность и константы взаимодействия частиц темной материи, полученные в космологии и физике элементарных частиц, окажутся несогласованными. Если расхождение будет большим, придется обратиться к другим частицам-кандидатам, например к аксионам или другим суперсимметричным возможностям. Если все же реликтовые плотности окажутся разумно близкими, то можно будет исследовать возможность нестабильности нейтралино: в этом случае большая часть его реликтовой плотности будет связано с гравитино в качестве LSP.

Можно использовать в качестве альтернативного объяснения и нестандартные космологические подходы. Идентификация тепловой реликтовой плотности с наблюдаемой в настоящее время плотностью холодной темной материи есть некоторое космологическое допущение. Вычисление тепловой реликтовой плотности предполагает, что доминирующий источник темной материи представляет частицы, которые выпали из теплового равновесия. Возможно, однако, что основная часть темной материи создана не путем выхода из теплового равновесия и последующего «замерзания», но через неравновесные распады супермассивных частиц. Действительная реликтовая плотность в этом случае окажется больше тепловой. В общем, в этом случае возможны варианты. 

Интересна и такая возможность: нейтралино-нуклонные поперечные сечения, восстановленные по экспериментам на ускорителях, не совпадают с космологическими. Особенно интересен вариант, когда реликтовые плотности совпадают на уровне процента, а сечения значительно хуже. Если мы будем уверены, что именно нейтралино образуют темную материю, то нам следует обратиться к более тщательному анализу космологических наблюдений. Например, скорости прямого детектирования, как мы уже указывали, содержат информацию о распределении скоростей, а непрямого – о профиле гало (т.е. локальной плотности). Анализ расхождений ускорительных и космологических наблюдений  позволит получить эту информацию.

Эта статья любезно предоставлена нам нашим научным руководителем Болотиным Ю.Л.

Читать продолжение