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 n_B к числу фотонов n_γ, 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 N_эфф. 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 N_эфф = 6,77.

В стандартной космологической модели ΛCDM с «обычной» тёмной материей N_эфф чуть превышает тройку и равняется 3,046. Экспериментальные оценки превосходят это значение: коллаборация WMAP, к примеру, сообщает о N_эфф = 4,34+0,86–0,88, а результаты наблюдений на телескопе Atacama Cosmology свидетельствуют о том, что N_эфф= 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 N_эфф должен решить спутник «Планк», запущенный Европейским космическим агентством в 2009 году.

Рис. 2. Спутник «Планк» (иллюстрация ESA / C. Carreau).

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].