Как убедиться, что мы детектируем темную материю?

Один из наиболее интригующих результатов, следующих из недавних космологических наблюдений, состоит в том, что около 90% массы Вселенной состоит из неизвестных несветящихся частиц (темное вещество). Открытие состава небарионной темной материи – вызов современной физике (и космологии, в частности). Нет недостатка в предложениях о природе небарионной темной материи. Сделана ли она из аксионов (нейтральных частиц, предложенных для объяснения малости СР нарушений в сильных взаимодействиях)? Или из WIMP's (слабо взаимодействующих частиц, естественно возникающих в таких обобщениях Стандартной Модели как суперсимметрия)? Или небарионная ТМ сделана из чего-то еще, например, из комбинации перечисленных выше сущностей? Следуя традиционной экспериментальной науке, путь выяснить природу небарионной темной материи состоит либо в прямой регистрации столкновений частиц ТМ с детектором, либо в наблюдении (непрямой путь) продуктов их реакций в планетах, звездах и галактиках.

Эта статься является сокращенным вариантом перевода, статьи How can we make sure we detect dark matter?

В последние 10 лет все чаще и чаще мы слышим заявления о детектировании темной материи в форме WIMP's. Три варианта этих «открытий» будут обсуждены ниже:

1. характерные вариации сигнала в экспериментах по прямому детектированию;

2. высокоэнергетические фотоны из центра нашей Галактики;

3. интенсивные потоки позитронов в космических  лучах.

Однако, для всех этих экспериментов существуют альтернативные объяснения, не обращающиеся к WIMP's.

Поэтому естественен вопрос: была ли детектирована ТМ? Каково происхождение детектируемых сигналов? Или более резко: как мы можем быть уверенными, что детектируем ТМ?

Этот вопрос неоднократно возникал в прошлом. Поэтому был предложен ряд методов, позволяющих отличить сигнал ТМ от «обычного» сигнала. В последние годы чрезвычайно возросшее доверие к теории совместилось с непредвзятым, но критическим анализом (интерпретацией) экспериментальных данных.  Надо заметить, что текущие теории WIMP's  оставляют много возможностей как для свойств частиц (масс, констант связи и т.д.), так и для астрофизических характеристик (распределение плотности, распределения по скоростям и т.д.) В настоящее время нужны не столько теоретические аргументы, сколько экспериментальная верификация объявленных сигналов, или с помощью бесспорных особенностей, которые могут быть объяснены только присутствием WIMP's, либо детектированием нескольких типов WIMP’s сигналов, все из которых могут быть объяснены одними и теми же теоретическими моделями WIMP’s.

1. Небарионная холодная темная материя

 

Существование небарионной ТМ поддерживается различными космологическими измерениями. Большое значение представляют значения плотности энергии и материи во Вселенной в настоящее время. Эти величины могут быть определены по следующим экспериментальным данным: температурные флуктуации МКФ, Sn Ia, распределение галактик на больших масштабах, относительное содержание легких элементов (первичный ядерный синтез), слабое гравитационное линзирование.

Не известны элементарные частицы, представляющие холодную небарионную темную материю. Кандидатом Стандартной модели является нейтрино, но имеющиеся ограничения на массу нейтрино исключают эту возможность.

Гипотетические составляющие ТМ широко изучались в последние 10 лет. Эти исследования в основном инспирировались новыми теоретическими идеями.

2. Темная материя и  детектирование ее составляющих

 

В последнее время имел место ряд объявлений о детектировании компонент темной материи в форме WIMP's. WIMP’s притягательны в силу существования простого механизма, который может воспроизвести наблюдаемые значения их космической плотности. Предположим, что в ранней Вселенной WIMP's находились в тепловом и химическом равновесии  с остальной материей и радиацией. По мере того как Вселенная расширялась и остывала химические реакции, связывающие WIMP's с остальным миром замедлялись и в конце концов прекращались, оставляя постоянное число WIMP's в объеме, который расширяется вместе с Вселенной (сопутствующий объем). Численно получено, что правильная плотность WIMP's в настоящее время соответствует константе взаимодействия материя-WIMP's  порядка электорослабой константы с массами WIMP's  порядка 1GeV-100TeV. Благодаря этим характеристикам частицы и получили название WIMP's. Примеры WIMP's – тяжелое нейтрино и легчайшее нейтралино. Последняя частица возникает в суперсимметричных обобщениях Стандартной модели и является наиболее популярным кандидатом для небарионной темной материи.

Сигналы от WIMP's, представляющих темную материю, могут быть либо прямыми, либо непрямыми. Прямые сигналы обязаны столкновениям WIMP’s с ядрами детектора. Очень чувствительные низкофоновые детекторы регистрируют количество энергии, переданное WIMP's в столкновениях с ядрами. В будущем также будет детектироваться и направление движения участвующих в столкновении ядер.

Непрямые сигналы обязаны продуктам реакций с участием WIMP's в планетах, звездах, галактиках. Наиболее общие реакции такого типа – реакции аннигиляции WIMP's: WIMP’s аннигилируют с анти-WIMP’s. Из продуктов такой аннигиляции наибольший интерес представляют нейтрино, позитроны, антипротоны и высокоэнергетические фотоны, потому что они редко порождаются в обычных астрофизических процессах. Аннигиляция WIMP’s при скоростях, доступных детектированию, возможна в центре Солнца, Земли и внутренних областях галактических гало (нашей галактики, в частности). Нейтринные телескопы, гаммалучевые телескопы и детекторы космических лучей используются для непрямого исследования WIMP’s. В трех последующих разделах мы обсудим сигналы, которые могут принадлежать WIMP's, подчеркивая важность убедительных доказательств их именно WIMP's происхождения.

3. Избыток позитронов в наблюдениях с детектором HEAT (The HEAT positrons excess)

 

В двух различных зондах с отличающимися детекторами HEAT коллаборация  обнаружила больше  позитронов с энергиями выше $7\,GeV$, чем это ожидалось согласно имеющимся моделям распространения космических лучей в нашей галактике. В этих моделях позитроны возникают как вторичные частицы, обязанные взаимодействию первичных частиц в космических лучах с межзвездной материей. Модификации этих моделей могут, в принципе, объяснить (вычислить) дополнительные позитроны (и аналогично дополнительные фотоны, наблюдаемые в эксперименте ERGET ) . Однако не существует таких модификаций, которые объясняли бы всю совокупность экспериментальных данных по космическим лучам.


Рис.1. Аннигиляция WIMP's может привести к объяснению излишка позитронов, как это иллюстрируется

Можно ли с помощью позитронных данных судить о происхождении позитронного избытка? Следует отметить, что у нас нет ясных и однозначных доказательств того, что избыток позитронов обязан WIMP's. Позитронный спектр, предсказываемый аннигиляцией WIMP's не имеет никаких отличительных особенностей, за исключением уменьшения потока и обрезания по мере того как при увеличении энергия стремится к массе WIMP's. Любое такое уменьшение потока может быть, однако, сдвинуто за пределы любой предсказуемой максимально детектируемой энергии за счет простого увеличения массы WIMP's. При отличии каких-либо особенностей WIMP's спектра, трудно сделать вывод о происхождении позитронного избытка.

4. Гамма-лучи из центра галактик

Спектр гамма-лучей, возникающих в процессе аннигиляции WIMP's в фотоны, обладает характерной особенностью –линией гамма-лучей. Линия, которая порождается аннигиляцией WIMP's  в пару фотонов, соответствует энергии фотона, равной массе WIMP's, от $10\,GeV$ до $100\,TeV$. Не известны астрофизические процессы, которые генерируют гамма-лучи с такими энергиями. Это делает гамма-кванты, образовавшиеся в результате аннигиляции WIMP's идеальной  особенностью, которая дает возможность предполагать о существовании WIMP's.

Исследования этой спектральной линии продолжаются, но линия до сих пор не была детектирована. Проблема двояка: необходимо как большое число фотонов, так и высокое разрешение.


Рис.2 демонстрирует, что бортовой телескоп GLAST, предназначенный для регистрации гамма-лучей, который будет запущен в 2006 году, будет обладать такими возможностями.

Тем временем, имеется другой источник гамма-лучей от WIMP's, который может быть использован (и даже уже был использован) для детектирования: непрерывный участок спектра гамма-лучей. Они генерируются в распадах вторичных продуктов, таких как пионы, рождающиеся при WIMP's аннигиляции в кварки, $W$ или $Z$ бозоны. В противоположность линий гамма излучения, спектр непрерывных фотонов не обладает характерными особенностями, кроме уменьшения потока и обрезания при энергиях, соответствующих массе WIMP's. В этом отношении этот спектр схож со спектром позитронов от WIMP's. Увеличение массы WIMP's выводит масштаб энергии, при которой происходит уменьшение потока, за пределы наблюдаемых энергий.

Имеющиеся возможности безграничны. Например, в начале 2004 CANGAROO  отчет о высокоэнергетических гамма-лучах из Галактического Центра , интерпретировал их как обязанных аннигиляции WIMP's c энергиями $ \sim 1\,TeV$


Рис. 3

(см. Рис.3) CANGAROO данные могут быть также объяснены с помощью моделирования аккреции потоков вокруг черных дыр в Галактическом Центре. В середине 2004 года HESS наблюдения гамма-лучей из той же области привели к спектру, совершенно отличному от CONCAROO. Но и этот спектр может быть интерпретирован или в рамках аккреции, или с помощью аннигиляции WIMP's, но в этот раз с энергиями $ \sim 20\,TeV$. Если эта масса кажется слишком большой для ревностных поклонников суперсимметрии, то можно заметить, что даже модели минимальной супергравитации допускают  $ \sim 10\,TeV$ нейтралино быть совместимыми с космологическими и астрофизическими наблюдениями и HESS данными


Рис. 4 и 5

Отсутствие однозначной WIMP's сигнатуры в непрерывных спектрах гамма-лучей делает их неподходящими для роли основного индикатора присутствия WIMP's. Gamma-ray line являются боле желательными экспериментами.

5. DAMA годовые изменения

Прекрасная сигнатура WIMP's, известная давно, - годовые модуляции. Движение Земли периодически изменяет относительную скорость Земли и  потока WIMP's. Это приводит к тому, что скорость детектирования WIMP's изменяется во времени с периодичностью один год. Детали картины зависят от распределения WIMP's по скоростям. Например, дата максимальной скорости находится в июне для канонической модели гало с максвелловским распределением по скоростям, но может оказаться и в декабре для других моделей (Sikivie's cold infall model). Аналогично, амплитуда модуляции зависит от модели гало.


Рис.6

Коллаборация DAMA наблюдала годовые модуляции в натрий-иод детекторах (Рис.6). Альтернативные объяснения этих модуляций до сих пор не были предложены. Но WIMP сигналы не были обнаружены в каких-либо других экспериментах.

6. КАК НАМ ОБРЕСТИ УВЕРЕННОСТЬ В ТОМ, ЧТО МЫ ДЕТЕКТИРУЕМ ТЕМНУЮ МАТЕРИЮ?

Надежные сигналы, позволяющие говорить об открытии WIMP's, - должны обладать особенностями, делающими их узнаваемыми в том смысле, что они обязаны WIMP's и только WIMP's. Например, гамма-лучи от WIMP's аннигиляции должны демонстрировать линии гамма излучения при энергиях, соответствующих WIMP массам; высокоэнергетические $( \geq GeV)$ нейтрино от Солнца или Земли не могут быть воспроизведены ничем, кроме WIMP's. Все эти исследования должны лечь в основу поиска темной материи.

История однако, показывает (вспомним, например, ситуацию с DAMA экспериментами),  что одной особенности, хотя и хорошо смотрящейся в теоретической модели, может не хватить для обретения уверенности, что мы детектируем именно WIMP's. Это связано с тем, что теория WIMP's и их распределение все еще очень неопределенны и допускают много возможностей. Поэтому необходимы подтверждения от различных детекторов и различных типов сигналов, которые могут быть описаны в рамках одной и той же модели. Различные типы сигналов необходимы в любом случае, чтобы определить все важные свойства WIMP's, такие как массы, поперечные сечения, плотности и т.д. Наконец, для реального подтверждения, видимо, необходимо научиться воспроизводить WIMP's в лаборатории на ускорителях высоких энергий.

13 Января 2011, 2:11    Den    3128    0

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.