Есть такие частицы — нейтрино. Это очень удивительные частицы, которые участвуют только в слабых взаимодействиях, имеют очень-очень слабую массу. И на самом деле в рамках стандартной физики частиц как таковой они должны были быть без массы. Тот факт, что они массивные, — это результат эксперимента. Есть явление нейтринных осцилляций, переходов нейтрино трех типов между собой. И это было экспериментально обнаружено в многочисленных лабораториях, проводились разного типа опыты. Это установленный факт, за который дали Нобелевскую премию — за нейтринные осцилляции, нейтринные массы.
Но какова величина этих масс — это сегодня неизвестно. Дело в том, что из результатов опытов по осцилляциям можно получить только разницы масс нейтрино, а саму величину массы получить не удается. Поскольку частица участвует только в слабых взаимодействиях, то есть она электрически нейтральна, увидеть ее напрямую довольно тяжело. Ее измеряют экспериментально по участию нейтрино в слабых процессах. Если вылетел откуда-то электрон, говорят: наверное, это нейтрино пролетело, провзаимодействовало, слабый процесс — появился электрон. Если вдруг вылетел мюон, то это мюонное нейтрино пролетело, провзаимодействовало — появился мюон.
Тем не менее масштаб масс более-менее известен, этот масштаб очень маленький, в миллионы раз меньше, чем массы электронов — самых легких частиц, которые электрически заряжены. Те самые электроны, которые вокруг нас везде, на 100% существенны для всей нашей жизни. В данном случае эти нейтрино имеют массы много меньше, в миллионы раз. Сегодня удивительным образом самые жесткие ограничения на массы нейтрино следуют из космологии, а вовсе не из обычной физики, не из обычных экспериментов по исследованию свойств слабых взаимодействий.
Как это получилось? Оказывается, что нейтрино в космологии играют очень важную роль. Есть много разных наблюдаемых, которые указывают на существование нейтрино и которые позволяют эту массу измерять.
Достаточно указать на тот факт, что наша Вселенная была горячей в прошлом, факт, который мы естественным образом с вами можем заключить. Сегодня Вселенная горячая, заполнена фотонами, чернотельный спектр, конечно же, это какая-то баня, плазма. Вселенная расширяется — температура падает. Значит, в прошлом была более горячая, плазма была, больше частиц, все очень понятно.
А вопрос: начиная с каких эпох, начиная с какой плотности этой плазмы, начиная с какой температуры это было так? Оказывается, что это температура примерно 1 млрд градусов. И эта температура отвечает эпохе, когда нейтрино за счет этих замечательных своих слабых взаимодействий перестало участвовать в процессах в плазме — как говорят, «отщепилось от плазмы». Но при этом оно осталось в этой плазме, и оно осталось в том количестве, которое дает нам теория термолизованного состояния, то есть все частицы, какие только в плазме могли родиться, там все есть. Если было три нейтрино, есть три нейтринных специи. Они перестали взаимодействовать, но их количество во Вселенной известно: определяется температурой этой плазмы.
Если встать на такую точку зрения, то можно определить полную плотность энергии в ту эпоху. В полную плотность энергии в ту эпоху делали вклад обычное вещество, фотоны и вот эти самые нейтрино, которые отщепились. Замечательно, что полную плотность энергии в ту эпоху мы можем независимо экспериментально определить. Таким образом, по уравнению Фридмана, которое описывает нам, как расширяется Вселенная, мы определяем темп расширения Вселенной. А дальше подождем еще немножко, Вселенная расширится еще больше, во Вселенной перестанут взаимодействовать в плазме нейтроны, которые тоже участвовали в слабых взаимодействиях. Из-за тех же самых слабых взаимодействий плотность частиц упала, нейтроны перестали взаимодействовать. В плазме отдельно болтаются нейтроны, протоны, электроны и фотоны. Протоны, электроны и фотоны по-прежнему взаимодействуют, а нейтрино и нейтроны — нет.
Тем не менее еще немножко разжижилась наша Вселенная, температура еще упала, и пошел процесс образования первичных ядер. Протоны и нейтроны стали образовывать первичные химические элементы: дейтерий, тритий, литий, гелий. Все эти реакции: реакции слияния, синтеза — мы отлично знаем из физики частиц, это такие же реакции, как в нашей лаборатории, поэтому темп этих процессов мы знаем.
Что с этим темпом конкурирует? Конкурирует темп расширения Вселенной. А он определяется плотностью энергии во Вселенной.
Эти два темпа конкурируют, и от того, кто из них выше, зависит результат: сколько каких элементов у нас образовалось, сколько у нас лития, гелия и водорода. Этот результат мы можем измерять независимо. Астрономы могут смотреть за облаками вещества вдалеке от мест, где происходило впоследствии звездообразование — таким образом, химический состав остался реликтовым, — и по этим наблюдениям проверять предсказания такой картинки.
Предсказания замечательным образом согласуются. Есть один элемент — литий, с ним нет проблем. Это замечательным образом согласуется с гипотезой о том, что во Вселенной были температуры, по крайней мере достаточные для того, чтобы в первичной плазме были нейтрино. Это температуры в миллиарды градусов. Благодаря как раз нейтрино мы знаем, что такие температуры в ранней Вселенной были.
Дальше нейтрино остались во Вселенной, они не участвуют в процессе в плазме, но по-прежнему дают вклад в эффективное давление и плотность энергии во Вселенной и таким образом влияют на темпы расширения Вселенной.
Влияют они, в частности, до эпохи перехода. Дело в том, что в ранней Вселенной основную долю плотности энергии составляла так называемая релятивистская компонента — фотоны и нейтрино — частицы очень релятивистские, у которых масса много меньше, чем температура. И такая ситуация идет вплоть до температур примерно в тысячу раз больше, чем современная температура реликтового излучения.
В эту эпоху все меняется: во Вселенной доминирующей компонентой становится обычное вещество, обычная материя, или с точки зрения Вселенной пыль. Почему? Потому что в одном случае у вас плотность энергии релятивистской компоненты падает с масштабным фактором как масштабный фактор в четвертой степени, а для обычного вещества, материи, нерелятивистской компоненты, плотность энергии падает как масштабный фактор в кубе. В какой-то момент масштабный фактор настолько увеличился, что одна компонента над другой начинает доминировать.
Если говорить о нейтрино, то нейтрино, присутствуя в плазме, не участвуя в процессах в плазме, но присутствуя во Вселенной, влияет на темпы расширения Вселенной и вкладывает в определение того момента, когда этот переход произошел во Вселенной. Не было бы нейтрино — этот переход произошел бы раньше. А момент этот мы отлично, замечательно знаем по сравнению картины анизотропии реликтового излучения и по сравнению картины распространенности галактик, скоплений галактик в современной Вселенной. Почему мы это знаем?
Дело в том, что по стандартной космологической модели первичные неоднородности в распределении материи являются источниками как того, так и другого: как анизотропии реликтового излучения, так и будущих структур во Вселенной. Почему образуются структуры? Есть некое распределение частиц во Вселенной. Пусть пыли. Пыль — простая частица темной материи. Они на самом деле являются источником этих первичных гравитационных потенциалов, в которые потом все упало и образовало галактики. Есть некое распределение неоднородное этих частиц.
Там, где их больше, там больше гравитационный потенциал, и все остальные частицы в том направлении устремились. Там их стало еще больше. Еще больше гравитационный потенциал. И в конце концов эта область пространства перестала участвовать в расширении Вселенной и образовала будущую галактику.
Неоднородности в распределении частиц темной материи растут все время. Но пока мы находимся на стадии радиационного доминирования, они растут очень слабо, логарифмически. А как только мы вышли на стадию доминирования нерелятивистского вещества, рост этот с масштабным фактором линейный.
Соответственно, как выглядят эти неоднородности сегодня — а сегодня это галактики и скопления галактик, — сколько у нас галактик с массой 106 масс Солнца, сколько у нас галактик с массой 108 масс Солнца, сколько у нас галактик с массой 1010 масс Солнца, определяется теми самыми неоднородностями, которые были в ту эпоху. Они же нам определяют анизотропию реликтового излучения — величину, показывающую, на сколько у нас температура реликтового излучения изменяется от точки к точке. Изменение это очень небольшое — в относительных единицах на уровне 10-4.
Тем не менее одна анизотропия, спектр галактик и скопления галактик определяются одной и той же физикой — физикой в распределении этих первичных неоднородностей материи.
А ее эволюция зависит от того, какие компоненты были в ранней Вселенной. В данном случае компонента нейтрино, не участвующая ни в каких этих процессах, влияет на темп расширения Вселенной и на то, когда Вселенная переходит со стадии радиационного доминирования в стадию материального доминирования.
Таким образом, опосредованно мы знаем, что такая компонента была в ранней Вселенной.
В Стандартной модели нейтрино безмассово, и поэтому в данном случае делало бы вклад на том же уровне, на котором делают вклад обычные фотоны, — такую радиационную компоненту. Но мы знаем, что в физике в нашем мире нейтрино массивное. И, соответственно, если нейтрино массивное, то, пока температура в ранней Вселенной не опустилась до уровня, эффективного как бы их массе в таких энергетических единицах, релятивистское нейтрино выглядит как фотоны, дополнительная такая релятивистская компонента.
А когда температура во Вселенной опустилась ниже, такие нейтрино почувствовали, что они нерелятивистские, и стали выглядеть с точки зрения Вселенной на самом деле как темная материя: не участвуют во взаимодействиях с фотонами, видеть их никак нельзя, в плазме не взаимодействуют, — с точки зрения Вселенной как будто пыль такая.
Таким образом, нейтрино в какую-то эпоху перебежало из одной компоненты, из компоненты релятивистской, в компоненту нерелятивистскую. Когда оно перебежало, в этот момент у вас существенно уменьшилась радиационная компонента, существенно увеличилась материальная компонента. И таким образом изменилась эволюция неоднородностей и эволюция Вселенной.
По анизотропии реликтового излучения и по распространенности галактик (каких масс галактик сколько) мы такую вещь вообще-то можем увидеть. Если мы очень хорошо их измерим, мы в конце концов эти две величины — анизотропию реликтового излучения и распространенность галактик — определим, в какой момент в ранней Вселенной произошел этот переход.
Пока мы такой момент еще не увидели. И современное ограничение имеется только на сумму масс нейтрино, потому что в данном случае все три нейтрино, какие есть, — все делают вклад, все есть во Вселенной. А для Вселенной все равно, как распределена масса между ними, ей важна сумма масс. Такой грубый взгляд Вселенной на физику частиц.
Тем не менее сумму масс мы пока не видим. И сегодня ограничение на величину суммы масс нейтрино примерно на уровне 0,3 эВ. Это самое сильное ограничение всех трех нейтрино. Если говорить о такой величине массы, то эта величина уже не очень далека от минимального ограничения снизу на массы нейтрино, которые идут из осцилляционных экспериментов. Дело в том, что, если мы знаем две разницы квадратов масс, измерили ее, мы знаем ограничение снизу на две массы. Если так подумать и представить, если знаем две разницы из трех масс, мы знаем, что по крайней мере две массы не меньше чего-то. И отсюда мы можем сказать, что сумма масс не меньше чего-то.
Есть два варианта. В одном варианте сумма масса нейтрино должна быть не меньше, чем примерно 0,1 эВ, а в другом варианте сумма масс нейтрино должна быть не меньше, чем 0,05 эВ.
Так вот, первый вариант может обнаружить эксперимент по измерению реликтового излучения — эксперимент Planck — из своих данных, которые он уже собрал и в 2014 году должен опубликовать и которые, возможно, нам скажут, что сумма масс нейтрино вот такая-то.
А может быть, и нет. Если это не получится, то нужно ждать следующих экспериментов по более точному измерению анизотропии реликтового излучения и следующих экспериментов по более точному измерению структур, измерению, каких галактик у нас сколько, чтобы сказать, какая сумма масс нейтрино у нас есть, — и эти эксперименты куда более точные, чем эксперименты, которые есть в физике частиц по прямому измерению масс нейтрино или по измерению параметров осцилляций.
Это наше ближайшее будущее. В 2014 году, к концу года, эксперимент должен выдать данные. Возможно, это будущая Нобелевская премия за эти измерения, если будет обнаружена масса нейтрино.
