По мере того как проводились все новые эксперименты, накапливались доказательства, что подобное происходит во Вселенной повсюду. Флуктуации реликтового излучения согласуются с другими данными, только если мы добавляем в расчеты темную материю. Темная материя также нужна, чтобы привести формирование галактических структур во Вселенной в соответствие с данными наших наблюдений. Без темной материи Вселенная просто не выглядела бы такой, какой мы ее видим. Следующее доказательство связано с гравитационным линзированием – искривлением траектории света, вызываемым искривлением пространства-времени. Скопления галактик отклоняют свет больше, чем может объяснить их видимая масса. Там должно быть что-то еще, чтобы столь сильно искривлять пространство-время.
Сначала родилось предположение, что галактики содержат неожиданно много трудноразличимых звездных объектов вроде черных дыр или коричневых карликов. Но такие объекты должны тогда присутствовать и в нашей Галактике, вызывая существенно большее гравитационное линзирование, – чего не наблюдается. Идея, согласно которой темная материя состоит из сверхкомпактных объектов с массами гораздо меньшими, чем у типичной звезды, не была полностью сброшена со счетов, поскольку они бы не искривляли траектории света в достаточной степени, чтобы вызвать поддающееся наблюдению гравитационное линзирование. Неясно, однако, как вообще подобные объекты сформировались бы. Поэтому физики сейчас оказывают предпочтение другому типу темной материи.
Объяснение, привлекшее больше всего внимания, заключается в следующем: темная материя состоит из частиц, которые собираются в облака и окружают видимые диски галактического вещества почти сферическими гало. Но известные частицы практически все слишком сильно взаимодействуют и слишком сильно сгущаются, чтобы образовывать такие гало. Исключение – нейтрино, но они чересчур легкие, слишком быстро движутся и недостаточно скучиваются. Получается, из каких бы частиц темная материя ни состояла, это нечто новое.
* * *
Второе правило изобретения новой частицы таково: вы должны обосновать, почему она вот-вот будет обнаружена, иначе никому до нее и дела не будет. Довод не обязан быть веским – все коллеги и так хотят вам поверить, – но вы должны предоставить людям объяснение, которое они смогут повторять. Распространенный способ сделать это – выискать какие-нибудь численные совпадения и затем объявить, что они намекают на новую физику в запланированном на будущее эксперименте, причем использовать при этом такие выражения, как «естественное объяснение» и «многообещающая связь». Если ваша идея таких совпадений не порождает, не волнуйтесь – просто попытайте удачи со следующей идеей. Чисто статистически вы иногда будете попадать в яблочко.
Особенно удачное численное совпадение, инициировавшее много исследований в астрофизике, – так называемое WIMP-чудо. WIMP («вимп») означает «слабо взаимодействующая массивная частица» (Weakly Interacting Massive Particle). Эти частицы сейчас самые главные кандидаты на роль темной материи, не в последнюю очередь потому, что их легко включить в суперсимметричные теории. Исходя из их массы и силы взаимодействия, мы можем оценить, сколько вимпов образовалось бы в ранней Вселенной. Расчеты дают правильную распространенность темной материи – близко к измеренному значению в 23 %. Вот это соответствие и называют WIMP-чудом.
По мнению астрофизика Кэтрин Фриз, WIMP-чудо – «основная причина того, что вимпы так серьезно принимают за кандидатов на роль темной материи»165. Джонатан Фэн, другой хорошо известный исследователь в этой области, считает такое численное соответствие «чрезвычайно волнующим», а остальные соглашаются, что оно «служило важнейшей движущей силой теоретиков в этой области на протяжении многих лет»166. Оно служило движущей силой и для экспериментов.
Поскольку мы знаем суммарную массу, которую темная материя добавляет Млечному Пути, то можем оценить, сколько частиц темной материи определенной массы каждая должны проноситься сквозь нас. Число колоссальное: если брать для расчетов в качестве типичной массу вимпа в 100 ГэВ, получается, что около десяти миллионов этих частиц проходят через вашу ладонь ежесекундно. Но взаимодействуют они крайне редко: оптимистическая оценка показывает, что килограмм вещества детектора взаимодействует с одним вимпом в год 167.
Однако редко – не значит никогда. Возможно, нам удастся найти доказательства существования вимпов, пристально следя за большими объемами вещества, защищенного от всех прочих взаимодействий частиц. Какая-нибудь частица темной материи нет-нет да и натолкнется на один из атомов нашего вещества, оставив по себе чуточку энергии. Экспериментаторы сейчас отслеживают три возможных намека на эту энергию: ионизацию (выбивание электронов из атомов, меняющее заряд), сцинтилляцию (испускание атомом вспышки света) и фононы (нагрев или колебания). Эксперименты такой чувствительности нередко проводятся глубоко под землей, где большинство частиц космических лучей отсеиваются окружающей породой.
О возможности отслеживать редкие взаимодействия темной материи первыми заговорили Марк Гудман и Эдвард Виттен в 1985 году 168. Охота же на частицы темной материи началась задним числом: экспериментаторы, работавшие с детектором, исходно созданным для поимки нейтрино, в 1986 году сообщили о первых «интересных ограничениях для галактической холодной темной материи и легких бозонов, испущенных Солнцем»169. На обычном языке «интересные ограничения» означают, что не найдено ничего. В нескольких других экспериментах, связанных с нейтрино, тогда тоже были получены интересные ограничения.
В начале 1990-х годов темная материя удостоилась первого собственного эксперимента – COSME. На волне внимания, привлекаемого суперсимметрией, один за другим были приставлены к делу многочисленные другие детекторы: NaI32, BPRS, DEMOS, IGEX, DAMA
[101] и CRESST-I. Те получили еще какие-то интересные ограничения. В середине 1990-х EDELWEISS получил «самые строгие ограничения, основанные на наблюдении нулевого события»170.
Однако все это может попросту означать, что разыскиваемая частица взаимодействует слабее, чем предполагалось. И запущены были новые эксперименты: ELEGANTS, CDMS, Rosebud, HDMS, GEDEOn, GENIUS, GERDA, ANAIS, CUORE, XELPLin, XENON 10 и XMASS. CRESST I обновили до CRESST II. CDMS модернизировали до SuperCDMS. ZEPLIN I усовершенствовали до II, а затем и до III. Во всех этих экспериментах были получены интересные ограничения. И новые детекторы с еще большей чувствительностью вступили в строй: CoGeNT, ORPHEUS, SIMPLE, PICASSO, MAJORANA, CDEX, PandaX и DRIFT. В 2013 году участники проекта XENON100 – проверяя вероятность взаимодействия, уже в 100 000 раз меньшую, чем предполагалось исходно, – сообщили, что нет «данных, свидетельствующих в пользу сигнала от темной материи»171. XENON100 недавно превратился в XENON1T. Строятся установки для новых экспериментов.
