За розрахунками американських фізиків, темна матерія, частинками якої є гіпотетичні нейтральні аксіони, має допомогти розв'язати одну з найважливіших проблем космології — явну невідповідність теоретичних та експериментальних оцінок вмісту літію-7, синтезованого на самому початку еволюції Всесвіту.
Четверо фізиків із (США) знайшли цікавий теоретичний аргумент на користь того, що частинками темної матерії (ТМ) є .
Коли ми говоримо про холодну темну матерію, зазвичай маємо на увазі моделі, у яких її складовими є — слабко взаємодіючі частинки з масою та перерізом анігіляції, що дають їм змогу вийти з рівноваги в ранньому Всесвіті з густиною, характерною для ТМ. Вімпи мають кілька очевидних переваг: за стандартних космологічних припущень їхня реліктова поширеність природно збігається з потрібною для ТМ, а взаємодію цих частинок із речовиною вважають достатньо сильною для виявлення у прямих експериментах. Про результати таких дослідів — поки не надто переконливі, а то й зовсім негативні — ми .
Аксіони, на відміну від вімпів, спочатку не пов'язували з ТМ: їх увели для розв'язання так званої — пояснення того, чому порушується у слабкій взаємодії, але зберігається в сильній. Лише через кілька років фізики зрозуміли, що ці гіпотетичні нейтральні бозони можуть бути добрими кандидатами на роль частинок ТМ, якщо матимуть малу масу з діапазону (~10–5 еВ), обмеженого різними експериментальними даними. Це спонукало експериментаторів до пошуків, але виявити аксіони також нікому не вдалося.
Донедавна вважали, що аксіони, вімпи та інші ймовірні форми ТМ (скажімо, ) на астрономічних масштабах поводяться цілком однаково, і відрізнити їх за спостереженнями великомасштабної структури Всесвіту або вимірюваннями космологічних параметрів неможливо. Проте у 2009 році вчені зі США одну унікальну властивість аксіонів — здатність утворювати . Саме цю особливість автори нової роботи використали для побудови своєї теорії.
Пояснімо: припущення про утворення конденсату Бозе — Ейнштейна дає змогу описати природний механізм охолодження фотонів на ранній стадії розвитку Всесвіту — від завершення первинного, дозоряного нуклеосинтезу до епохи роз'єднання речовини й випромінювання. Фотони отримують змогу обмінюватися енергією зі значно холоднішими аксіонами. Під епохою роз'єднання тут розуміють передбачений моделлю Великого вибуху природний етап еволюції, на якому фотони перестають активно взаємодіяти з речовиною й починають вільно поширюватися. Ці зміни спричинило охолодження первинної плазми, яка перетворилася на суміш нейтральних атомів водню та гелію, зробивши Всесвіт прозорим для випромінювання.
Охолодження фотонів у молодому Всесвіті здається незначною теоретичною деталлю, однак воно тісно пов'язане з одним із найсерйозніших нерозв'язаних питань сучасної космології, яке у спеціальній літературі називають «проблемою літію». Суть труднощів у тому, що експериментальні та розрахункові оцінки первинного вмісту ізотопу 7Li не узгоджуються між собою: теорія передбачає в 2–3 рази вищі значення. Для інших легких елементів — дейтерію, 4He, 3He — такої проблеми немає. Для моделювання первинного нуклеосинтезу, по суті, потрібен один вхідний параметр: відношення кількості баріонів nB до кількості фотонів nγ, яке зазвичай подають у вигляді η10 = 1010nB/nγ. Якщо, спираючись на останні дані супутника , прийняти η10 = 6,190 ± 0,145, результат розрахунків майже ідеально відповідатиме спостереженням.
Оскільки отримати експериментальну оцінку початкового вмісту літію-7, джерелами якого, крім первинного нуклеосинтезу, можуть бути і зорі, і космічні промені, що впливають на міжзоряне середовище, , багато вчених сподівалися, що «проблема літію» зникне сама собою. На жаль, цього не сталося, і скориговані моделі еволюції зір у поєднанні з дедалі точнішими даними спостережень ситуації не прояснили. Деякі фахівці намагаються залучити до розв'язання проблеми «нову фізику», але їхні гіпотези виглядають непереконливо.
Натомість модель аксіонної темної матерії, що охолоджує фотони, порівняно проста й логічна та дає змогу без особливих зусиль зменшити розрахункову кількість синтезованого первинного 7Li в 1,82 раза, тобто приблизно вдвічі.
| Значення η10, які дають моделі аксіонної та вімпової темної матерії, а також експерименти з вимірювання вмісту легких елементів — дейтерію, літію-7, 4He, 3He. У нижній частині рисунка наведено значення, що враховують останні результати спостережень. Добре видно, що оцінка первинного вмісту 7Li знижується в міру накопичення даних, загострюючи «проблему літію». (Ілюстрація з журналу Physical Review Letters.) |
Звісно, назвати гіпотезу аксіонного конденсату Бозе — Ейнштейна ідеальним розв'язанням теж не можна. По-перше, передбачене нею зменшення параметра η10 порівняно з величиною, виміряною WMAP, дає не лише «корисне» зниження вмісту 7Li, а й побічний ефект — надлишкове утворення дейтерію. Самі автори не вважають цей ефект суттєвим, вказуючи на ненадійність експериментальних даних щодо дейтерію.
Інший, серйозніший недолік гіпотези можна назвати прямим продовженням її переваги — чітко визначеного механізму охолодження фотонів під час взаємодії з аксіонами. Міркувати тут слід так: коли між фотонами й аксіонами встановлюється теплова рівновага, більшість аксіонів залишається в основному стані й поводиться як холодна темна матерія, проте деякі все ж опиняються у збуджених станах і роблять невеликий внесок у загальну густину енергії випромінювання у Всесвіті. Цю загальну густину в космології заведено виражати через ефективну кількість термічно збуджених ступенів вільності нейтрино Nеф. Якщо врахувати, що в нашому випадку додатковий «внесок у випромінювання» забезпечують не лише термічно збуджені аксіони, а й три відомі типи нейтрино, відносно яких фотони охололи, отримаємо Nеф = 6,77.
У стандартній космологічній моделі зі «звичайною» темною матерією Nеф трохи перевищує трійку й дорівнює 3,046. Експериментальні оцінки вищі за це значення: колаборація WMAP, наприклад, повідомляє про Nеф = 4,34+0,86–0,88, а результати спостережень на телескопі свідчать, що Nеф = 4,56 ± 0,75. Такі помітні розбіжності між ΛCDM і практикою, звісно, уже привернули увагу фахівців, але нас зараз цікавить лише те, що всі виміряні величини значно нижчі за передбачення аксіонної моделі.
Питання про справжнє значення Nеф має розв'язати супутник «», запущений у 2009 році.
| Супутник «Планк» (ілюстрація ESA / C. Carreau). |
Повну версію звіту опубліковано в журналі ; препринт статті можна завантажити із сайту .
Підготовлено за матеріалами .
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (0):