научная статья по теме ИЗМЕНЕНИЕ БАРИОН-ФОТОННОГО ОТНОШЕНИЯ ВСЛЕДСТВИЕ РАСПАДА ЧАСТИЦ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ИЗМЕНЕНИЕ БАРИОН-ФОТОННОГО ОТНОШЕНИЯ ВСЛЕДСТВИЕ РАСПАДА ЧАСТИЦ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 41, № 8, с. 419-429

ИЗМЕНЕНИЕ БАРИОН-ФОТОННОГО ОТНОШЕНИЯ ВСЛЕДСТВИЕ РАСПАДА ЧАСТИЦ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

© 2015 г. Е. О. Заварыгин1-2*, А. В. Иванчик1'2**

1Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург, Россия 2Санкт-Петербургский государственный политехнический университет, Россия

Поступила в редакцию 05.12.2014 г.

Исследовано влияние процессов распада частиц темной материи на барион-фотонное отношение п в разные космологические эпохи. Рассматриваются различные значения параметров масс, времен жизни, относительной доли частиц темной материи. Показано, что при современном значении относительной плотности темной материи Ocdm — 0.26 реакции распада частиц с массами 10 ГэВ — 1 ТэВ способны привести к изменению барион-фотонного отношения вплоть до Дп/п ~ 0.01—1. Однако такие процессы распада также сопровождаются возникновением дополнительного гамма-фона. Данные наблюдений по гамма-фону ограничивают параметры рассматриваемых моделей и определяют верхний предел на возможное изменение барион-фотонного отношения Дп/п ^ 10~5. Детектирование вариации барионной плотности на таком уровне в будущих космологических экспериментах может стать мощным инструментом изучения свойств частиц темной материи.

Ключевые слова: космология, первичный состав вещества, темная материя, барионное вещество. DOI: 10.7868/S0320010815080070

ВВЕДЕНИЕ

За последнее десятилетие космология перешла в разряд прецизионных наук. Многие космологические параметры сегодня определяются с высокой точностью, порой достигающей долей процента (Аде и др., 2014). Одним из таких параметров является барион-фотонное отношение п = щ/щ, где пь и nY — концентрации барионов и фотонов во Вселенной соответственно. В стандартной космологической модели считается, что современное значение п определилось по завершении электрон-позитронной аннигиляции через несколько секунд после Большого взрыва и не менялось до настоящего времени.

Значение nY, ассоциирующееся с фотонами реликтового излучения, определяется известным соотношением

3 / лт. \ з

— | - | - ¿_|_ | | | I | - | | - |\ *

г2

n

П2

2.7255 K

см

где £(х) — дзета-функция Римана, к — постоянная Больцмана, Н — постоянная Планка, с — скорость света и Т — температура реликтового излучения в соответствующую эпоху. Температура реликтовых

Электронный адрес: e.zavarygin@gmail.com Электронный адрес: iav@astro.ioffe.ru

фотонов определяется сегодня с высокой точностью и имеет значение в современную эпоху Т0 = = 2.7255(6) К (Фиксен, 2009), для других эпох выражается соотношением Т = То(1 + г), где г — космологическое красное смещение соответствующей эпохи. Таким образом, зная и1, можно получить связь параметра п с Оь — относительной плотностью барионов во Вселенной:

П = 273.4 х 10"10Пф2,

где Ь = 0.673(12) — безразмерный параметр Хаб-бла в настоящую эпоху (Аде и др., 2014). По современным представлениям, барионная плотность, которая составляет плотность обычного вещества (атомы, молекулы, планеты и звезды, межзвездный и межгалактический газ), — не превышает 5% от всей материи, заполняющей Вселенную, в то время как 95% плотности во Вселенной состоит из неизвестных форм материи/энергии, проявляющих себя (пока лишь) гравитационным образом (см., например, Горбунов, Рубаков, 2008).

В настоящий момент наблюдения позволяют независимым образом оценить значение Оь для четырех космологических эпох:

(^ эпоха первичного нуклеосинтеза ^^ ~ 109; см., например, Стейгман, 2007),

(ii) эпоха первичной рекомбинации (zpr ~ 1100; см., например, Аде и др., 2014),

(iii) эпоха, ассоциируемая с Lya лесом (z ~ 2—3; т.е. ~10 млрд. лет назад, см., например, Раух, 1998; Киркмен и др., 2003),

(iv) современная эпоха (z = 0; см., например, Фукуджита, Пиблз, 2004).

Для процессов, протекающих в эпохи первичного нуклеосинтеза и первичной рекомбинации, п является одним из ключевых параметров, определяющих их физику. Для этих эпох методы оценки величины п: (i) сравнение наблюдательных данных об относительной распространенности первичных легких элементов (D, 4He, 7Li) с предсказаниями теории первичного нуклеосинтеза и (ii) анализ анизотропии реликтового излучения, дают наиболее точные на сегодняшний день оценки п, которые совпадают в пределах погрешности наблюдений: nBBN = (6.0 ± 0.4) х 10"10 (Стейгман, 2007) и nCMB = (6.05 ± 0.07) х 10"10 (Аде и др., 2014). Это говорит в пользу верности принятой модели Вселенной и в пользу справедливости стандартной физики, используемой в теоретических расчетах. Однако следует отметить, что сегодня при увеличении точности наблюдений наметилось некоторое рассогласование результатов наблюдений и предсказываемых в теории первичного нуклеосинтеза значений распространенности первичных элементов. Хорошо известна "литиевая проблема" (см., например, Сибур и др., 2008), не все идеально с гелием и дейтерием (подробное обсуждение этих проблем см. в Иванчики др., 2015). Эти несоответствия могут быть связаны как с систематическими и статистическими погрешностями экспериментов, так и с проявлениями новой физики (физика за рамками Стандартной Модели, "physics beyond").

Определение Qb и соответствующего значения П в эпохи (iii) и (iv) обладает существенно меньшей точностью. Значение п, измеряемое для эпохи, ассоциируемой с Lya лесом, равно п^а = (5.9 ±

± 0.5) х 10"10 (Киркмен и др., 2003), которое также в пределах погрешности совпадает с ^bn и ncмв, однако при этом является сильно модельно-зависимым. Измеряемое значение Qb и п в современную эпоху составляет в лучшем случае половину от того, что предсказывают расчеты первичного нуклеосинтеза и анализ анизотропии реликтового излучения. С этим связана так называемая проблема пропавших барионов ("missing baryons", см., например, Никастро и др., 2008).

Можно надеяться, что дальнейшие наблюдения и новые эксперименты позволят с большей точностью определять Qb для различных космологических эпох и соответствующее ей значение п, что в свою очередь может стать мощным инструментом

исследования физики за рамками стандартной модели, где значение п для разных космологических эпох может быть различным. Ограничения на отклонение п позволят осуществлять отбор различных теоретических моделей, допускающих такое изменение.

В данной работе мы обсуждаем возможность изменения п на космологических временах, обусловленную процессами распада частиц темной материи. В роли таких частиц могут выступать, например, суперсимметричные частицы (см., например, Джангмен и др., 1996; Бертоне и др., 2004, и ссылки в них), часть из которых может распадаться в легчайшие стабильные суперсимметричные частицы и частицы стандартной модели (барионы, лептоны, фотоны и др., см., например, Сирелли и др., 2011):

X ^ х + •••

Y + Y + ..., p + p + ...,

(1)

где X и х — нестабильная и стабильная частицы темной материи. Это может привести к изменению

п.

Современные наблюдательные данные говорят, что плотность темной материи во Вселенной примерно в 5 раз больше плотности барионов: Qcdm — — 5Qb, т.е. связь концентрации частиц темной материи с концентрациями барионов и фотонов во Вселенной имеет вид wcdm — 5(mb/mCDM)nb = = 5(mb/mCDM)nYп. Полагая в реакциях распада частиц темной материи связь изменений функций концентраций различных типов частиц в виде Awcdm ~ An, и Aw,cdm ~ AnY, легко увидеть, что параметр п наиболее чувствителен именно к изменению барионной концентрации. В процессах распада частиц темной материи массой mCDM ~ ~ 10 ГэВ—1 ТэВ изменение п как следствие изменения концентрации барионов может достигнуть

уровня Ап/п ~ 0.01 — 11 . Изменение концентрации фотонов и обусловленное им изменение величины п будет примерно в млрд раз меньше. Исходя из этого, в нашей работе мы сконцентрировали свое внимание на возможности изменения п в результате распадов частиц темной материи с образованием барионной составляющей.

Несмотря на пренебрежимо малый вклад в изменение п со стороны фотонной компоненты, сравнение предсказываемого гамма-фона (продуктов распада частиц темной материи) с наблюдаемым

1 Здесь и далее из всех барионов мы ограничиваемся протонами. Такое предположение справедливо для получения оценок, так как большая часть барионной плотности во Вселенной содержится в ядрах водорода, а генерация более тяжелых барионов (например, D, ^ и др.) идет с существенно меньшей вероятностью.

изотропным гамма-фоном во Вселенной может служить дополнительным источником ограничений на модели распада частицтемной материи. Фотоны, образующиеся в результате таких процессов, являются высокоэнергетическими. Наблюдательные данные по изотропному гамма-фону ограничивают их возможное количество во Вселенной, что в свою очередь сужает область допустимых параметров частиц темной материи, определяет максимально возможное количество барионов, продуктов распада частиц темной материи, и соответствующее изменение барион-фотонного отношения в таких распадах. Таким образом, наблюдательные данные по гамма-фону служат, наряду с вышеописанными космологическими экспериментами, источником ограничений на модели распада частиц темной материи и на возможное изменение п. Забегая вперед, скажем, что на сегодняшний день ограничения, приходящие из наблюдения изотропного гамма фона, сильнее тех, что следуют из космологических экспериментов.

В зависимости от времени жизни частиц темной материи значимое изменение параметра п может происходить в различные космологические эпохи. В работе рассматриваются времена жизни т, соответствующие следующему диапазону: ^ ^ т < ¿0, где — 3 мин — возраст Вселенной на момент окончания эпохи первичного нуклеосинтеза, ¿0 — 13.8 млрд. лет — современный возраст жизни Вселенной (Аде и др., 2014). Распады частиц темной материи с малыми временами жизни (т < ^ íввN) могут существенно изменить химический состав Вселенной (см., например, Джедамжик, 2004; Кавасаки и др., 2005). Имеющиеся наблюдательные данные о распространенности первичных легких элементов: D,4Не, хорошо согласуются с предсказаниями расчетов первичного нуклеосинтеза, что, в свою очередь, ограничивает возможность такого изм

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»