Четверо физиков из Флоридского университета (США) нашли интересный теоретический аргумент в пользу того, что частицами тёмной материи (ТМ) служат аксионы.
Когда мы говорим о холодной тёмной материи, обычно подразумеваются модели, в которых её компонентами становятся вимпы — слабовзаимодействующие частицы с массой и сечением аннигиляции, позволяющими им выйти из равновесия в ранней Вселенной с плотностью, характерной для ТМ. Вимпы имеют несколько очевидных достоинств: по стандартным космологическим предположениям, их реликтовая распространённость естественным образом совпадает с той, которая требуется для ТМ, а взаимодействие этих частиц с материей считается достаточно сильным для обнаружения в прямых экспериментах. О результатах таких опытов (пока не слишком убедительных, а то и вовсе отрицательных) мы уже рассказывали.
Аксионы, в отличие от вимпов, изначально не были связаны с ТМ и вводились с целью решения так называемой сильной CP-проблемы — объяснения того, почему CP-симметрия нарушается в слабом взаимодействии, но сохраняется в сильном. Лишь через несколько лет физики поняли, что такие гипотетические нейтральные бозоны могут оказаться хорошими кандидатами на роль частиц ТМ, если будут иметь небольшую массу из диапазона (~10–5 эВ), ограниченного различными опытными данными. Это мотивировало экспериментаторов, но обнаружить аксионы также никому не удалось.
До недавнего времени было принято считать, что аксионы, вимпы и другие вероятные формы ТМ (скажем, стерильные нейтрино) на астрономических масштабах ведут себя совершенно одинаково и отделить их друг от друга по результатам наблюдений крупноразмерной структуры Вселенной или измерения космологических параметров невозможно.
Однако в 2009 году учёные из США выявили одно уникальное свойство аксионов — способность к формированию бозе-эйнштейновского конденсата. Эту их особенность и использовали для построения своей теории авторы новой работы.
Поясним: предположение о создании конденсата Бозе — Эйнштейна позволяет описать естественный механизм охлаждения фотонов на ранней стадии развития Вселенной (от окончания первичного — дозвёздного — нуклеосинтеза до эпохи разделения вещества и излучения). Они получают возможность обмениваться энергией с гораздо более холодными аксионами. Под эпохой разделения здесь понимается входящий в модель Большого взрыва естественный этап эволюции, на котором фотоны перестают активно взаимодействовать с веществом и начинают распространяться свободно. Инициировало такие изменения остывание первичной плазмы, которая превратилась в смесь нейтральных атомов водорода и гелия, сделав Вселенную прозрачной для излучения.
Охлаждение фотонов в молодой Вселенной кажется малозначащей теоретической деталью, однако оно тесно связано с одним из самых серьёзных нерешённых вопросов современной космологии, который в специальной литературе называют «проблемой лития». Суть затруднения в том, что экспериментальные и расчётные оценки первичного содержания изотопа 7Li не сходятся друг с другом (теория предсказывает в 2–3 раза более высокие значения).
При рассмотрении других лёгких элементов — дейтерия, 4He, 3He — такой проблемы не возникает: для моделирования первичного нуклеосинтеза необходим, по сути, один входной параметр (отношение числа барионов nB к числу фотонов nγ, обычно представляемое в виде η10 = 1010nB/nγ), и если, опираясь на последние данные со спутника WMAP, принять η10 = 6,190 ± 0,145, то результат расчётов будет едва ли не идеально соответствовать наблюдениям.
Поскольку получить экспериментальную оценку изначального содержания лития-7, источниками которого, помимо первичного нуклеосинтеза, могут быть и звёзды, и космические лучи, воздействующие на межзвёздную среду, сложно, многие учёные надеялись на то, что «проблема лития» исчезнет сама собой. Этого, к сожалению, не произошло, и скорректированные модели эволюции звёзд, совмещаемые со всё более точными наблюдательными данными, ситуацию не прояснили. Некоторые специалисты пытаются привлечь к решению проблемы «новую физику», но выдвигаемые ими гипотезы выглядят неубедительно.
Напротив, модель охлаждающей фотоны аксионной тёмной материи относительно проста и логична и позволяет без особых усилий уменьшить объём синтезируемого при расчётах первичного 7Li в 1,82 раза, то есть примерно вдвое.
Рис. 1. Величины η10, которые дают модели аксионнной и вимповой тёмной материи, а также эксперименты по измерению содержания лёгких элементов — дейтерия, лития-7, 4He, 3He. В нижней части рисунка приведены значения, учитывающие последние результаты наблюдений. Хорошо заметно, что оценка первичного содержания 7Li снижается по мере накопления данных, усугубляя «проблему лития». (Иллюстрация из журнала Physical Review Letters).
Разумеется, назвать гипотезу об аксионном конденсате Бозе — Эйнштейна идеальным решением тоже не получится. Во-первых, предписываемое ею уменьшение параметра η10 относительно величины, измеренной WMAP, даёт не только «полезное» снижение содержания 7Li, но и побочный эффект — перепроизводство дейтерия.
Сами авторы не считают этот эффект значимым, указывая на то, что опытные данные по дейтерию ненадёжны.
Другой, более серьёзный недостаток гипотезы можно назвать прямым продолжением её достоинств — чётко прописанного механизма охлаждения фотонов при взаимодействии с аксионами. Рассуждать здесь нужно так: когда между фотонами и аксионами устанавливается тепловое равновесие, большинство последних остаётся в основном состоянии и ведёт себя как холодная тёмная материя, но некоторые всё же оказываются в возбуждённых состояниях и дают небольшой вклад в общую плотность энергии излучения во Вселенной.
Эту общую плотность в космологии принято выражать через эффективное число термально возбуждённых степеней свободы нейтрино Nэфф. Если учесть, что в нашем случае дополнительную «прибавку к излучению» обеспечивают не только термически возбуждённые аксионы, но и три известных типа нейтрино, относительно которых фотоны были охлаждены, то мы получим Nэфф = 6,77.
В стандартной космологической модели ΛCDM с «обычной» тёмной материей Nэфф чуть превышает тройку и равняется 3,046. Экспериментальные оценки превосходят это значение: коллаборация WMAP, к примеру, сообщает о Nэфф = 4,34+0,86–0,88, а результаты наблюдений на телескопе Atacama Cosmology свидетельствуют о том, что Nэфф= 4,56 ± 0,75. Столь заметные расхождения между ΛCDM и практикой, конечно, уже привлекли внимание специалистов, но нас сейчас интересует только то, что все измеренные величины значительно уступают предсказанию аксионной модели.
Вопрос об истинном значении Nэфф должен решить спутник «Планк», запущенный Европейским космическим агентством в 2009 году.
Полная версия отчёта опубликована в статье: O. Erken, P. Sikivie, H. Tam, and Q. Yang Axion Dark Matter and Cosmological Parameters. – Physical Review Letters. – 2012. – 108. – 061304 [4 pages].
