• •EN

• Направления
• Школы
• Ссылки
• Публикации
• Презентации
• Калькулятор

Нерешенные проблемы физики и астрофизики частиц

Параметры Стандартной модели Стандартная модель элементарных частиц и их взаимодействий прекрасно описывает результаты коллайдерных экспериментов, однако содержит 19 произвольных параметров с весьма специфическими значениями. Так, в природе имеется три поколения кварков и лептонов с абсолютно одинаковыми взаимодействиями, но на порядки отличающимися массами (рис. слева: площади кружков пропорциональны массам). Параметр, отвечающий за нарушение CP-симметрии в сильных взаимодействиях, равен или почти равен 0, что означает точное сокращение больших вкладов разного происхождения. Энергетические масштабы взаимодействий Стандартной модели (например, электрослабый масштаб, связанный с массой бозона Хиггса) на много порядков меньше масштаба гравитационного взаимодействия (рис. вверху). Объяснение иерархий значений параметров Стандартной модели требует построения более общей теории.

	Осцилляции нейтрино - активных и стерильных? В Стандартной модели - три типа нейтрино (электронное, мюонное и тау), и их взаимные превращения запрещены законами сохранения. Надежно установленный в экспериментах факт таких превращений нейтрино (осцилляции нейтрино) является экспериментальным доказательством необходимости расширения Стандартной модели - пока неизвестно, какого именно. Осцилляционные эксперименты позволяют определить разницу квадратов масс нейтрино соответствующих типов. В последнее время появился целый ряд указаний на то, что таких линейно независимых разниц квадратов масс больше, чем две, а значит, типов нейтрино больше, чем три. Доказано, что такие дополнительные нейтрино не взаимодействуют обычным образом, поэтому их называют стерильными. Осцилляции нейтрино требуют расширения Стандартной модели и вносят в теорию частиц новые необъясненные параметры.
	Тёмная материя во Вселенной Данные разнообразных астрономических наблюдений указывают, что видимое вещество составляет ~1/5 от всей материи во Вселенной. Например, на рис. слева пунктирные кривые показывают распределение горячей плазмы (90% видимого вещества) сталкивающихся скоплений галактик 1Е0657-558 (рентгеновский телескоп Chandra; максимумы - ромбы). Сплошные контуры - гравитационный потенциал (восстановленный по гравитационному линзированию галактик, лежащих за скоплениями; максимумы - квадраты). Максимумы распределения видимой массы и гравитационного потенциала разнесены в пространстве, так что гравитационный потенциал галактик и скоплений создается в основном тёмной материей - невидимым веществом неизвестной природы. Множество экспериментов, в том числе на Большом адронном коллайдере, пока не обнаружили частиц темной материи. Свойства этих частиц, определенные из астрономических наблюдений и ограниченные отрицательными результатами поисков, указывают, что для их описания требуется новая теоретическая модель.
	Сильные взаимодействия В настоящее время основным методом квантовой теории поля является теория возмущений по малой константе связи. Метод теории возмущений, однако, неприменим для описания теории сильных взаимодействий - квантовой хромодинамики (сильные взаимодействия = большая константа связи!). Это не означает, что квантовая хромодинамика - неправильная теория. Это означает, что её нельзя применить и проверить в области низких энергий. Описание квантовой хромодинамики в режиме сильной связи составляет одну из основных нерешенных проблем квантовой теории поля.
	Ускоренное расширение Вселенной (тёмная энергия) На рис. слева приведена диаграмма Хаббла - зависимость расстояния от красного смещения z спектральных линий далёких галактик, - построенная по наблюдениям сверхновых типа Ia. Серые линии - данные по отдельным сверхновым с экспериментальными ошибками (2010 г.). Равномерное расширение Вселенной соответствует нижней линии (пунктирной), ускоренное - верхней (сплошной). Вывод об ускоренном расширении Вселенной можно сделать и из многих других результатов. Ускоренное расширение можно объяснить тем, что ~70% энергии Вселенной составляет неизвестная, равномерно распределенная (не образующая галактики и скопления) компонента - тёмная энергия.
	Очень ранняя Вселенная Во Вселенной ещё до стадий генерации тёмной материи и асимметрии между веществом и антивеществом почти наверняка была эпоха, ответственная за то, что наша Вселенная имеет такой большой размер и такую малую кривизну. Наиболее популярная гипотеза об этой эпохе - теория инфляции, многие из вариантов которой хорошо описывают имеющиеся наблюдательные данные. Но имеются и другие работающие модели, выбор между которыми на сегодня сделать затруднительно. Одним из подходов является детальное статистическое исследование флуктуаций реликтового излучения: отклонения от гауссовой статистики могут указать на справедливость более сложных моделей. Вопрос о том, как конкретно и почему происходила инфляция, остается нерешенным. А может быть, окажутся справедливыми неинфляционные модели?..
	Астрофизические нейтрино высоких энергий Нейтрино высоких энергий, регистрируемые специальными детекторами, в основном рождаются во взаимодействиях космических лучей с атмосферой Земли (так называемые атмосферные нейтрино). Однако при максимальных энергиях - выше 50-100 ТэВ - атмосферных нейтрино рождается немного, и такие частицы, скорее всего, имеют астрофизическое происхождение. В 2013 году эксперимент IceCube опубликовал результаты, указывающие на открытие таких нейтрино, однако источники их до сих пор неизвестны - направления прихода (см. рис.) не указывают на какую-либо популяцию объектов. Более того, имеющиеся модели очень трудно согласовать с наблюдательными ограничениями на потоки гамма-излучения, которое должно рождаться в источниках одновременно с нейтрино. Несколько десятков зарегистрированных событий, по-видимому, имеют астрофизическое происхождение. Объяснение их природы - одна из наиболее горячих тем сегодняшней астрофизики частиц.

С.В. Троицкий