Здание ATLAS украшено изображением детектора в разрезе высотой в три этажа. Когда я спускался на лифте на уровень туннеля, то был поражен огромным размером прибора: ATLAS размером почти с половину собора Парижской Богоматери, а весит как целая Эйфелева башня. Он настолько огромен, что я почти не замечаю крохотных технических специалистов, устанавливающих внутри детектора новое оборудование5.
Именно ATLAS обнаружил первые признаки бозона Хиггса в 2012 году, и с помощью этого детектора физики надеются найти подтверждение теории суперсимметрии. Быть может, там же когда-нибудь получится породить и обнаружить темную материю. В этом еще одно достоинство теории суперсимметрии, о котором ее создатели в 1970-х годах и не думали, – одна из частиц SUSY вполне может оказаться тем самым устойчивым вимпом, из которых состоит бо`льшая часть нашей Вселенной.
Дело вот в чем. Вспомним, что, согласно SUSY, у каждой известной элементарной частицы есть суперсимметричный партнер. Все эти частицы SUSY должны быть массивнее известных нам «нормальных» частиц – иначе бы они порождались в проводимых на коллайдерах экспериментах и были бы уже обнаружены. К тому же, как и большинство частиц в Стандартной модели, частицы SUSY, скорее всего, окажутся нестабильными и должны распадаться на более легкие, в том числе и на частицы из Стандартной модели.
Но есть одна проблема. Во многих обоснованных вариантах SUSY в случае распада суперсимметричной частицы как минимум один из продуктов распада тоже должен быть суперсимметричным. В силу сложных причин в этом случае наш старый добрый протон тоже оказывается нестабильным с периодом полураспада длиной в год или даже долю секунды. К счастью для нас, протоны невероятно стабильны, и поэтому приходится признать, что частицы SUSY не могут при распаде превращаться в одни лишь частицы Стандартной модели.
Но это значит, что самая легкая суперсимметричная частица, называемая LSP (Lightest Supersymmetric Particle), должна быть стабильной! Согласно теории, легчайшая суперсимметричная частица – это так называемое нейтралино, которое, как видно из названия, не имеет электрического заряда. Она также не восприимчива к сильному ядерному взаимодействию. Стабильная, нейтральная и восприимчивая к слабому взаимодействию – вот видите, LSP вполне годится на роль вимпа, из которых состоит темная материя во Вселенной.
Как мы уже узнали из предыдущей главы, в начале 1980-х годов астрономы и космологи пришли к выводу, что их «недостающая масса», скорее всего, состоит из сравнительно медленно движущихся частиц – холодной темной материи. Одним из кандидатов был гипотетический аксион, о котором поговорим в главе 23. Несмотря на их очень малую массу, аксионы – медленные частицы, и поэтому они рассматривались в качестве возможных ингредиентов холодной темной материи. Но вскоре самым популярным кандидатом в темную материю стали гораздо более массивные вимпы и в особенности их SUSY-вариант. Кто знает, быть может, суперсимметрия – единственное перспективное расширение Стандартной теории – укажет путь к великой единой теории поля и одновременно позволит решить загадку темной материи.
А потом произошло чудо, и появились вимпы. Ученые обычно не верят в чудеса, но только не в этом случае.
Чтобы понять, что такого чудесного в вимпах, вспомните – на самом раннем этапе Вселенная представляла собой бурлящий котел с высокоэнергичными протонами и короткоживущими частицами – «варево» из энергии и массы. Сразу после Большого взрыва повсюду было сплошное E = mc2 и m = E/c2. Другими словами, происходило постоянное рождение пар «частица – античастица» из чистой энергии, и эти пары, едва родившись, тут же взаимно аннигилировали, и материя снова превращалась в излучение, которое тут же снова превращалось в материю.
Но по мере остывания Вселенной энергия фотонов уменьшалась. В результате прекратилось спонтанное рождение самых массивных пар частиц. При этом расширение ранней Вселенной приводило к быстрому увеличению расстояния между ранее рожденными частицами и соответствующими им античастицами, из-за чего сближения между ними стали происходить реже, чем прежде. Массивные частицы все еще могли аннигилировать с соответствующими им античастицами, но части их удалось выжить.
С помощью уравнений Большого взрыва – а это, по сути, расширяющийся остывающий газ, так что тут достаточно знания на уровне школьной программы, – сравнительно нетрудно рассчитать «остаточную реликтовую плотность» для конкретного вида частиц. А если проделать такие расчеты для вимпов, которые сами себе – античастицы, то выходит значение плотности, в точности равное оценке, полученной астрофизиками и космологами для холодной темной материи. Не правда ли, чудеса?
Поскольку между этими частицами происходит слабое взаимодействие (и, разумеется, они также взаимодействуют посредством гравитации), для вимпов ожидались массы порядка нескольких сотен тысяч эВ – это в сотни раз больше массы протона. Но для вимпового чуда точное значение массы не так уж и важно. Если они окажутся более массивными, то рождение пар частиц прекратится на более раннем этапе, когда плотность молодой Вселенной все еще очень высока. В результате взаимная аннигиляция оказывается более эффективной и остается меньше реликтовых частиц. И наоборот, если вимпы окажутся менее массивными, то рождение пар продолжится в течение большего времени, а плотность Вселенной в момент прекращения этого процесса будет более низкой и большее количество частиц избежит аннигиляции. А вот конечный результат – меньше массивных или больше легких частиц – в любом случае приводит к одному и тому же значению средней плотности, которое оказывается удивительно близким к полученной Джимом Пиблсом, Сандрой Фабер, Джоэлом Примаком и иже с ними оценке плотности темной материи во Вселенной.
Давайте остановимся и подведем итоги. Из динамики галактик следует, что материи во Вселенной больше, чем видит глаз. Характер нуклеосинтеза в ходе Большого взрыва говорит о том, что материя не может вся быть в барионной форме. К тому же небарионная материя позволяет объяснить клочковатость Вселенной при том, что распределение фонового реликтового излучения однородно. Учитывая все это, физикам есть смысл заняться поиском небарионных частиц, которые при этом должны быть нейтральными, потому что темную материю из заряженных частиц было бы легко обнаружить. Единственные известные нам нейтральные небарионные частицы – это нейтрино. Но нейтрино не годятся на роль частиц темной материи из-за слишком малой массы, и поэтому приходится искать вещество неизвестного вида. Что же это может быть? Быстродвижущиеся частицы не способны образовывать сгустки требуемых размеров для формирования галактик, а значит, темная материя должна быть холодной. Для нее замечательно подходят слабовзаимодействующие массивные частицы – если они существуют, то расчеты дают в точности требуемое значение плотности Вселенной. А теория суперсимметрии предсказывает существование одного конкретного вида вимпов – легчайшей суперсимметричной частицы, которую еще называют нейтралино.
В середине 1980-х годов стало очевидно, что следующим шагом должно стать обнаружение этой штуковины. В 1975 году в Центре Стэнфордского линейного ускорителя (теперь это Национальная ускорительная лаборатория SLAC (Stanford Linear Accelerator Center) был открыт тау-лептон (короткоживущий массивный родственник электрона), а в 1983 году в ЦЕРНе на протонном суперсинхротроне (Super Proton Synchrotron) обнаружены W– и Z-бозон. А с помощью более мощного устройства получится открыть вимпы и одновременно подтвердить теорию суперсимметрии – не так ли?
К сожалению, так не получилось. Как говорил Пиблс, природа не всегда к нам благосклонна.
В середине 1980-х годов, когда их старшие коллеги прокладывали 27-километровый туннель и строили Большой электрон-позитронный коллайдер для поиска загадочных частиц, подавляющее большинство встреченных мною в ЦЕРНе физиков еще ходили в детский сад или даже еще не родились. Вимпы так и не нашлись. Потом появился гораздо более мощный Большой адронный коллайдер, а ученые все так же не могут обнаружить ни вимпы, ни какие бы то ни было подтверждения теории суперсимметрии. Открытие частицы Хиггса – конечно, огромное достижение, и, конечно же, очень увлекательно было узнать больше про причудливые частицы вроде пентакварков или про кварк-глюонную плазму, которой, возможно, была заполнена Вселенная на очень раннем этапе ее существования. Но пока что после нескольких десятилетий усилий не обнаружено никаких физических явлений, выходящих за пределы Стандартной модели, и возникает ощущение безысходности.
Будучи в ЦЕРНе, я зашел к Джону Эллису в его на удивление небольшой кабинет в отделении теоретической физики. Эллис, работавший в Центре еще с 1970-х годов, был ярым сторонником теории суперсимметрии с момента ее появления6. В 1984 году он был одним из первых физиков, показавших, что легчайшая суперсимметричная частица подходит на роль кандидата в темную материю – это было сделано в статье, написанной им совместно с Джоном Хагелином, Дмитрием Нанопулосом, Китом Олайвом и Марком Средницким7. Такие частицы до сих пор не обнаружены, но Эллис все же считает, что в качестве частиц темной материи вимпы перспективнее аксионов. А что он думает по поводу отсутствия экспериментального подтверждения?
«Значит, надо просто приложить больше усилий, – говорит Эллис. – Вимпы могут оказаться массивнее, чем мы думаем». По его мнению, проблема в том, что чудо вимпов не получится, если частицы окажутся слишком массивными. «Наши возможности ограничены. При массе около 10 ТэВ – это в 10 000 раз больше массы протона – у нас не остается никаких возможностей для маневра. Но чтобы исследовать этот диапазон масс, потребуется еще более крупный детектор, чем Большой адронный коллайдер. Я не знаю, когда мы найдем ответ».