Прискорювачі частинок дають фізикам змогу зазирати дедалі далі в минуле, щоб повернутися у світ високих енергій — ранній Всесвіт, невдовзі після Великого вибуху. Чи можемо ми відповісти на запитання, чи справді чотири сили, які ми спостерігаємо сьогодні, — гравітація, електромагнітні сили, слабкі й сильні — зливаються за ультрависоких енергій у єдину силу? Взаємодія частинок за таких енергій дасть перший доказ такого об'єднання сил. Хоча інтерес до цих питань і далі зростатиме в міру проведення нових спостережень у космологічних масштабах, очевидно, що задовільні відповіді на них потребують фундаментального прогресу в нашому розумінні мікросвіту.
Цей огляд є продовженням:
- Темна матерія. Вступ
- Спостережні докази існування темної матерії
- Феноменологічні властивості темної матерії
- Реліктова густина темної матерії
- Детектування темної матерії — космологічні спостереження
Поділимо методи детектування темної матерії на дві частини: методи, що використовують космологічні спостереження, та експерименти з пошуку частинок-кандидатів темної матерії на прискорювачах. Почнемо з обговорення спроб виявити частинки-кандидати в космологічних спостереженнях.
Якщо нейтраліно або, у ширшому контексті, WIMPs є темною матерією, вони не лише утворюватимуть фонову густину Всесвіту, а й кластеризуватимуться разом зі звичайними зорями в галактичних гало. Зокрема, вони будуть присутні в нашій власній галактиці, Чумацькому Шляху. Це породжує надію на детектування реліктових WIMPs безпосередньо на Землі. Методи прямого детектування ґрунтуються на пошуку пружного (або непружного) розсіяння WIMPs на ядрах детектора-мішені. Ядра віддачі передають набуту внаслідок зіткнення енергію через іонізацію або теплові (фононні) процеси. Енергетичні втрати нейтраліно з масами $10\,GeV < m < 100\,GeV$ у таких детекторах становлять не більше $100\,keV$.
Сучасні методи реєстрації енергії ядер віддачі такого масштабу ґрунтуються на використанні традиційних сцинтиляційних, напівпровідникових і газових детекторів, а також нових низькотемпературних детекторів і детекторів на основі надпровідних мікрогранул та перегрітих крапель.
Оскільки детектування відбуватиметься на Землі, нам необхідно знати деякі характеристики нашої галактики, щоб бути впевненими в реальності такого експерименту. Зауважимо, що вивчення можливості детектування темної матерії почалося 1982 року [48]. Поділимо методи детектування темної матерії на дві частини: методи, що використовують космологічні спостереження, та експерименти з пошуку частинок-кандидатів темної матерії на прискорювачах. Почнемо з обговорення спроб виявити частинки-кандидати в космологічних спостереженнях.
Цей огляд є продовженням:
З погляду фізики частинок не складно виконати обмеження, обговорені в попередньому розділі. Але є ще дві неявні важливі вимоги:
- частинка-кандидат має мати час життя, набагато більший за габблівський час ~ 10 млрд років, і
- космологічна густина має бути сумісною зі спостережуваною густиною темної матерії.
Цей огляд є продовженням:
- Темна матерія. Вступ
- Спостережні докази існування темної матерії
- Феноменологічні властивості темної матерії
У цьому розділі ми перелічимо п’ять основних властивостей, які повинна мати темна матерія. Перші три (відсутність випромінювання, беззіткненність і нерелятивістський характер) не накладають жодних реальних обмежень на параметри темної матерії, тоді як дві останні (темна матерія повинна бути рідкою та класичною) визначають верхню і нижню межі маси частинок.
Цей огляд є продовженням:
читатиУявлення про приховану масу (синонім прийнятого нині терміна «темна матерія») було введено в космологію швейцарським астрофізиком Ф. Цвіккі ще на початку 30-х років минулого століття [8]. Цвіккі вивчав динаміку галактик в одному з найбільших скупчень Кома (Волосся Вероніки). Галактики в цьому скупченні заповнюють об’єм, близький до сплюснутої сфери, і рухаються еліптичними орбітами з великим ексцентриситетом. Середні швидкості такого руху — порядку 2000 км/с. Цвіккі дійшов висновку, що за таких швидкостей галактик утримати їх у спостережуваному об’ємі скупчення можна лише за умови, що повна маса скупчення в 10 разів більша за сумарну масу галактик, з яких воно складається. Подальші спостереження швидкостей обертання різних галактик лише зміцнили цей висновок.
Цей огляд є продовженням:
читати