В погоне за невидимкой

Представьте: все, что вы когда-либо видели — все звезды в ночном небе, все галактики, все планеты и каждый живой организм — всего 15% от всей материи во Вселенной. Остальные 85% — загадочная субстанция, которая не испускает, не поглощает и не отражает свет.

Мы не можем ее увидеть ни в один телескоп, но мы точно знаем, что она есть. Она дирижирует движением галактик, искривляет путь света и определяет крупномасштабную структуру мироздания. Ее называют тёмной материей. Так из чего же она состоит и как ученые пытаются поймать то, что нельзя увидеть?

Вселенная, которую мы не видим: от гипотезы к уверенности

Еще в 1930-х годах швейцарский астроном Фриц Цвикки изучал скопление галактик в созвездии Волосы Вероники. Он производил расчеты и заметил нечто шокирующее: галактики двигались так быстро, что должны были бы давно разлететься в разные стороны, если бы их не удерживала гравитация какой-то невидимой, скрытой массы, которая многократно превосходила массу всех видимых звезд. Он назвал эту недостающую массу «темной материей», но его идею игнорировали из-за отсутствия точных данных.

Окончательные, неопровержимые доказательства появились полвека спустя, благодаря кропотливой работе американской ученой Веры Рубин и ее коллеги Кента Форда. Они составляли детальные карты скоростей вращения звезд в спиральных галактиках. По законам Кеплера и Ньютона, звезды на окраинах галактики, где видимая масса заканчивается, должны двигаться тем медленнее, чем дальше они от центра.

Но данные Рубин показали обратное: кривые вращения оставались плоскими — то есть скорости звезд не падали, а оставались высокими независимо от расстояния до центра галактики. Единственное правдоподобное объяснение этому: каждая галактика погружена в гигантский, невидимый сферический «кокон» или «гало» из материи, чья гравитация и раскручивает звезды на периферии. Позже наблюдения за гравитационным линзированием и реликтовым излучением (от миссии Planck) окончательно подтвердили: темная материя реальна, и ее в пять-шесть раз больше, чем обычной.

Так охота на невидимку началась всерьез.

Главные подозреваемые: галерея гипотетических частиц

Если темная материя — не просто холодный газ, темные карликовые звезды или планеты-сироты (а наблюдения исключают их в достаточном количестве), значит, она состоит из неизвестных науке элементарных частиц, не входящих в Стандартную модель. У физиков есть несколько главных «подозреваемых», каждый со своей мотивацией и «признаками».

Вимпы (WIMPs) — самые популярные и долгоживущие кандидаты. Аббревиатура расшифровывается как Weakly Interacting Massive Particles — слабовзаимодействующие массивные частицы. Представьте себе частицы с массой от десятков до тысяч масс протона, но при этом взаимодействующие с обычным веществом лишь через гравитацию и, возможно, слабое ядерное взаимодействие (отсюда и название). Они пронизывают нас и всю планету миллиардами каждую секунду, не оставляя почти никакого следа. Их теоретическая привлекательность в том, что они элегантно вписываются в теорию суперсимметрии — расширение Стандартной модели, которое предсказывает для каждой известной частицы более тяжелого «суперпартнера». Самый легкий из них (нейтралино) и является идеальным кандидатом в вимпы. Расчетная плотность таких частиц во Вселенной, оставшихся после Большого взрыва, удивительно точно совпадает с наблюдаемой плотностью темной материи. Это совпадение так красиво, что физики называют его «WIMP-чудом».

Аксионы — их главные конкуренты, набирающие популярность по мере того, как вимпы ускользают от обнаружения. В отличие от массивных вимпов, аксионы — легковесы, в миллиарды раз легче электрона. Но зато их могло бы образоваться невообразимо много. Изначально их предсказали для решения другой сложной задачи в квантовой хромодинамике — сильной CP-проблемы (загадочной симметрии в поведении сильного ядерного взаимодействия). Оказалось, что гипотетическая частица, решающая эту проблему, обладает всеми свойствами идеальной темной материи: она нейтральна, стабильна, слабо взаимодействует и в изобилии должна была рождаться в ранней Вселенной. Это изящные, почти невесомые «призраки», чье обнаружение требует совершенно иных подходов.

Есть и более экзотические гипотезы. Стерильные нейтрино — «тяжелые» и крайне инертные родственники обычных нейтрино, которые могли бы составлять темную материю. Первичные черные дыры микроскопических размеров, образовавшиеся не из звезд, а в первые доли секунды после Большого взрыва из-за флуктуаций плотности. Или даже целые «скрытые сектора» — целые семейства частиц, живущие своей жизнью параллельно с нашим миром и взаимодействующие с ним лишь через гравитацию.

Большая охота: три стратегии поимки

Поскольку темная материя не светится, ученым приходится проявлять недюжинную изобретательность, превращая детектирование в высшую форму технологического искусства. Существует три основных, взаимодополняющих стратегии охоты.

1. Прямое обнаружение: подземные крепости-ловушки

Самый интуитивный способ — попытаться поймать частицу темной материи «за руку», когда она, пролетая сквозь Землю, изредка столкнется с ядром атома в специальном детекторе. Вероятность такого события исчезающе мала, поэтому детекторы должны быть невероятно чувствительными и чистыми. Чтобы надежно экранировать их от постоянной бомбардировки космическими лучами и естественной радиации, эти сверхчувствительные установки размещают глубоко под землей: в заброшенных золотых шахтах Южной Дакоты (Санфордский подземный исследовательский центр), под горой Солясси в Италии (Национальная лаборатория Гран-Сассо) или под льдами Антарктиды (обсерватория IceCube, ищущая сопутствующие нейтрино).

Самые передовые детекторы, такие как LZ (LUX-ZEPPELIN) или XENONnT, используют многотонные резервуары с жидким ксеноном, очищенным до невероятной степени. Если ядро ксенона получит редчайший упругий удар от пролетающего вимпа, оно отдаст энергию атому, который испустит крошечную вспышку света (сцинтилляцию) и порцию электрического заряда. Эти два сигнала, зарегистрированные сверхчувствительными фотоумножителями, позволяют с высокой точностью восстановить энергию и положение события и отличить его от фонового радиационного шума. Пока ни одной однозначно «пойманной» частицы нет, но каждый такой эксперимент сужает зону поиска, говоря нам, где темная материя не прячется, и устанавливая все более строгие ограничения на массу и сечение взаимодействия вимпов.

2. Косвенное обнаружение: охота в небесах

Если мы не можем поймать частицы здесь, на Земле, возможно, мы увидим последствия их «гибели» или распада там, в космосе. Согласно некоторым теориям, две частицы темной материи могут при столкновении аннигилировать — уничтожить друг друга, породив ливень знакомых нам вторичных частиц: гамма-кванты, нейтрино, позитроны или антипротоны.

Задача ученых — найти в космосе необъяснимые, избыточные источники такого излучения, которые нельзя списать на известные астрофизические процессы (пульсары, аккреционные диски и т. д.). Этим занимаются орбитальные обсерватории, такие как гамма-телескоп Fermi-LAT, который сканирует небо в поисках точечных источников или протяженных диффузных гамма-гало вокруг карликовых галактик или в центре Млечного Пути, где плотность темной материи предположительно максимальна. Детектор AMS-02, установленный на МКС, годами тщательно измеряет поток космических лучей, пытаясь обнаружить аномальное, необъяснимо высокое количество позитронов или антипротонов, которые могли бы быть продуктом аннигиляции.

3. Рождение в неволе: Большой адронный коллайдер

Можно не ждать милости от природы, а создать темную материю самому в условиях лаборатории. В Большом адронном коллайдере (БАК) протоны разгоняют до скоростей, близких к световой, и сталкивают лоб в лоб, воссоздавая условия, подобные первым мгновениям после Большого взрыва. По расчетам, в этом огненном вихре могут рождаться и гипотетические частицы темной материи.

Увидеть их напрямую нельзя, так как они немедленно улетают из детектора, не оставив следа. Но здесь сыщики-физики используют хитрый косвенный метод. Они тщательно измеряют и суммируют импульсы и энергии всех частиц, родившихся в столкновении. Если общий импульс системы не сходится — если есть дисбаланс поперечного импульса (Missing Transverse Energy) — это красноречивое свидетельство того, что часть энергии унесла с собой невидимая, неучтенная «сущность», которая не взаимодействовала с детектором. Именно этот дисбаланс и является главной уликой, которую ищут на БАКе в надежде создать темную материю непосредственно внутри детектора.

Что дальше? Тупик или заря новой физики?

Пока ни один из методов не принес решающего, однозначного успеха. Вимпы, главные фавориты последних десятилетий, успешно уклоняются от всех ловушек, что заставляет научное сообщество испытывать легкое беспокойство и пересматривать приоритеты. Это заставляет некоторых ученых говорить о возможном тупике, но большинство видит в этом не разочарование, а величайший вызов, который может привести к фундаментальному сдвигу в парадигме.

Наука не стоит на месте. Уже проектируются и финансируются детекторы прямого поиска следующего поколения. Например, проект DARWIN ставит целью создать ксеноновую обсерваторию массой в 40–50 тонн, чья чувствительность позволит проверить так называемое «нейтринное дно» — порог, когда фон от солнечных нейтрино станет непреодолимым, и если и там ничего не будет обнаружено, это поставит крест на целом классе моделей вимпов. Теоретики активно разрабатывают модели легкой, теплой и «пушистой» темной материи (например, на основе сверхслабого взаимодействия), которая могла бы ускользнуть от нынешних установок. Астрофизические обсерватории нового поколения (такие как обсерватория Веры Рубин или телескоп «Джеймс Уэбб») будут предоставлять всё новые данные для косвенных методов.

Ключ к успеху — в многоканальной стратегии: окончательное открытие должно быть подтверждено по нескольким независимым каналам. Сигнал в подземном детекторе должен иметь правильную сезонную модуляцию (скорость Земли относительно галактического гало темной материи немного меняется по мере обращения вокруг Солнца). Он должен коррелировать с данными, полученными на ускорителе, и, в идеале, с аномальным сигналом из космоса.

Охота на темную материю — это гораздо больше, чем поиск одной частицы. Это попытка заглянуть за горизонт известной физики, приоткрыть дверь в мир, полностью скрытый от наших глаз. Это фундаментальный поиск ответа на вопрос: из чего в основном сделана наша Вселенная? Даже если наши текущие теории окажутся неверны, сам процесс поиска заставляет нас создавать невероятные технологии, перепроверять основы и двигать вперед всю науку в целом. Каждый отсеченный вариант — это шаг вперед. Мы как сыщики, которые методично обыскивают огромный дом, комната за комнатой, зная, что призрак где-то здесь. И однажды дверь в ту самую, темную комнату обязательно откроется, и мы увидим лицо незнакомца, который все это время держал в своих руках судьбу галактик.

---

Комментирует Дмитрий Горбунов, профессор кафедры фундаментальных взаимодействий и космологии МФТИ

— Какой из методов поиска темной материи сегодня наиболее перспективен: прямые детекторы (как LZ), косвенные (как Fermi-LAT) или коллайдеры (БАК)? Или открытие возможно только при сочетании всех методов?

— Если рассматривать прямое детектирование, то оно, безусловно, может предоставить самое убедительное и прямое доказательство существования темной материи. Причина этого в самой сути метода: мы регистрируем частицы, которые летают вокруг нас здесь и сейчас в нашей галактике, в момент их взаимодействия с веществом нашего детектора. Это и есть самое прямое наблюдение.

Эксперимент Fermi-LAT как раз и занимается поиском таких фотонов в определенном кинематическом диапазоне, который может быть интересен с точки зрения темной материи. Теоретически, мы должны увидеть специфический сигнал. Его пространственное распределение будет особенным: поскольку плотность темной материи выше в центре галактики, то и сигнал должен быть там более концентрированным. Кроме того, форма энергетического спектра этого излучения также будет зависеть от того, на какие именно частицы аннигилирует темная материя — на электрон-позитронные пары или на другие каналы,— и это можно предсказать для каждой конкретной модели.

Что касается коллайдерного подхода, то частицы темной материи должны хоть как-то взаимодействовать с обычным веществом, иначе их невозможно было бы родить в столкновении протонов. В ходе такого столкновения может родиться пара этих частиц, которые затем улетят из детектора, не оставив следа. Если темная материя существует, она действительно будет проявляться на коллайдере именно таким образом.

Однако ключевая сложность заключается в том, что если это окажутся не стабильные частицы темной материи, а какие-либо другие новые частицы, которые, пролетев, скажем, 20 км, распадутся на что-то иное, например, на электрон и позитрон, а на таком расстоянии детекторов уже нет, то мы не сможем зафиксировать этот распад. Такой сигнал будет свидетельствовать об открытии новой физики, обогатит наши знания о фундаментальных частицах и взаимодействиях, но мы не сможем с уверенностью утверждать, что обнаружили именно темную материю. Это не будет прямым указанием на нее.

В этом смысле эксперимент DARWIN как раз нацелен на получение прямого указания. В то время как косвенные эксперименты, подобные Fermi-LAT, работают в режиме проверки гипотез. В ранней Вселенной частицы темной материи находились в состоянии горячей плазмы, где процессы их рождения и аннигиляции были сбалансированы. Затем Вселенная расширилась, плотность частиц упала, они стали реже сталкиваться, и процессы аннигиляции практически прекратились из-за кинематических ограничений.

Однако в галактиках, где плотность темной материи значительно выше, эти частицы все еще могут изредка встречаться и аннигилировать, порождая частицы стандартной модели, которые мы затем можем пытаться обнаружить в космических лучах.

Например, если две частицы темной материи аннигилируют в электрон и позитрон, то эти заряженные частицы, скорее всего, не долетят до нас напрямую из-за воздействия галактических магнитных полей, которые искривляют их траектории. Но если в процессе аннигиляции или в результате последующего излучения от полученных электронов рождаются фотоны, то они уже летят к нам свободно и по прямой.

Подобные поиски активно ведутся, и иногда действительно фиксируются какие-то аномальные сигналы. Но, как правило, впоследствии выясняется, что эти сигналы согласуются с наличием каких-либо астрофизических источников, о которых мы знали или которые были обнаружены позже — например, пульсаров или других объектов. Поэтому такой метод считается косвенным указанием. Почему? Потому что крайне сложно однозначно утверждать, откуда именно пришел сигнал и что именно его вызвало — аннигиляция темной материи или неизвестная нам астрофизическая активность.

Тем не менее, если такой сигнал будет надежно зарегистрирован в нашей галактике, следует ожидать его обнаружения и от других галактик, что можно использовать для перекрестной проверки. Кроме того, предположив определенную модель темной материи, можно предсказать ее массу, сечения взаимодействия и аннигиляции, и проверить, насколько эти параметры согласуются с наблюдаемым сигналом. Затем эти же предсказания можно проверить и в экспериментах прямого детектирования, таких как DARWIN, что позволит установить, какая масса и сечение взаимодействия у частиц должны быть.

Таким образом, в принципе, все эти методы являются взаимодополняющими, и именно поэтому их все активно развивают. Но, к сожалению, на сегодняшний день у нас еще нет однозначных указаний на то, что мы зарегистрировали частицы темной материи каким-либо из этих способов.

— Проект DARWIN упоминается как будущая надежда. Что именно делает его таким особенным по сравнению с современными детекторами на ксеноне? Правда ли, что он достигнет «нейтринного дна» и что это будет означать для физики?

— Эксперимент DARWIN представляет собой установку для прямого поиска частиц темной материи. Основная предпосылка такова: если темная материя существует, то она должна присутствовать и вокруг нас, в частности, в нашей галактике, где ее полная масса примерно в пять раз превышает массу обычного барионного вещества.

Эти гипотетические частицы чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, то есть не участвуют в электромагнитном взаимодействии, но, тем не менее, они постоянно через нас пролетают. Идея эксперимента визуализируется следующим образом: представьте себе вещество-мишень, за которым ведется наблюдение на атомарном уровне — конечно, специфическими методами, но для наглядности можно представить кристаллическую решетку, в узлах которой расположены атомы. Ожидается, что невидимая частица темной материи в какой-то момент может пролететь и столкнуться с одним из этих атомов, передав ему импульс, в результате чего атом придет в движение, «задрожит». Задача исследователей — обнаружить это микроскопическое событие, это «дрожание».

Грубо говоря, такова общая картина. Существует множество разработанных хитрых методов, позволяющих зарегистрировать такое смещение. Например, в результате соударения может быть выбит электрон, и тогда детектор будет пытаться поймать именно этот электрон. То есть существует множество различных способов, которые физики придумывали в течение десятилетий для обнаружения сигналов такого рода.

В проекте DARWIN воплощен максимальный набор этих методов, поскольку подобный сигнал может быть спровоцирован множеством различных фоновых процессов. Ученые поняли, что одно и то же явление в детекторе может быть вызвано разными причинами, и главная задача — надежно защититься от этого фона. Для каждого типа фонового воздействия требуется своя специфическая методика защиты и фильтрации. DARWIN — это эксперимент последнего поколения: очень большой детектор, создаваемый крупной коллаборацией в тысячи человек, в котором воплощаются все передовые методы, разработанные на сегодняшний день.

С точки зрения поиска, этот детектор будет настолько чувствительным, что сможет достигнуть так называемого «нейтринного дна». Что это означает? В природе существуют естественные источники нейтрино и антинейтрино. Например, нейтрино прилетают от Солнца, где в ходе мощнейших реакций термоядерного синтеза лёгких элементов в тяжёлые рождаются нейтрино. Эти солнечные нейтрино будут неизбежно влетать в детектор DARWIN и точно так же взаимодействовать с его веществом, имитируя ожидаемый сигнал от темной материи.

То есть, если нейтрино ударит по ядру или электрону, это будет выглядеть так, словно неподвижное ядро или электрон кто-то «пнул», и оно полетело. Это могут сымитировать солнечные нейтрино. Кроме того, существуют космические лучи — высокоэнергетические частицы, которые, сталкиваясь с атмосферой, рождают вторичные частицы, те, в свою очередь, распадаются (через процессы, аналогичные слабому распаду нейтрона) и рождают нейтрино и антинейтрино. Эти нейтрино обладают большей энергией по сравнению с солнечными и, прилетая в детектор, также будут взаимодействовать с ядрами, «пинать» их и имитировать искомый сигнал. Это очень редкие процессы, поскольку нейтрино крайне слабо взаимодействуют с веществом.

Однако чувствительности DARWIN будет достаточно для их регистрации. Если эксперимент не обнаружит сигнала от темной материи до определенного уровня чувствительности, то на следующем уровне он неизбежно начнет детектировать сигнал от этих фоновых нейтрино. Если он выйдет на этот уровень и увидит нейтринный сигнал, а мы захотим продолжить поиск темной материи с еще более низкой интенсивностью взаимодействия (поскольку мы не знаем, как именно она взаимодействует с нашими частицами, это лишь гипотеза), то потребуется разработка совершенно новых методов. Над этой проблемой — как повысить чувствительность ниже нейтринного фона — ученые ломают голову уже сейчас.

— Это гипотетическое взаимодействие, но на каком уровне оно должно быть — сравнимо с нейтринным?

— Здесь стоит пояснить, почему так популярны модели ВИМПов (слабо взаимодействующих массивных частиц). Во-первых, слабое взаимодействие — это установленное фундаментальное взаимодействие в Стандартной модели. Можно предположить, что частицы темной материи участвуют именно в нем. Это предположение ничему не противоречит, но при этом оно дает конкретную зацепку для поисков: если наделить частицы темной материи способностью к слабому взаимодействию, а сами слабые процессы мы уже умеем неплохо изучать экспериментально, то можно предсказать ориентировочные частоты таких событий и то, как они должны выглядеть в детекторе. В такой ситуации искать гораздо проще, становится понятно, какой тип эксперимента нужен для их обнаружения. DARWIN как раз и создан для проверки таких моделей.

Теперь немного другая история, которая связана со сценарием формирования. Вы спрашиваете, как эти частицы могли образоваться в ранней Вселенной. Ранняя Вселенная была горячей и представляла собой плазму, насыщенную различными частицами. Если предположить, что новые гипотетические частицы темной материи, как и все частицы Стандартной модели, находились тогда в термическом равновесии с этой плазмой — то есть сталкивались, рождались парами, аннигилировали и перерассеивались,— то дальнейшая их судьба описывается стандартной космологической моделью. Вселенная расширяется, плазма остывает, концентрация всех частиц падает, они реже сталкиваются друг с другом.

В какой-то момент температура падает настолько, что частицы темной материи становятся нерелятивистскими (их кинетическая энергия становится малой по сравнению с массой покоя). То есть их становится невозможно легко родить — это становится редким процессом. Их скорости, которые раньше были релятивистскими (близкими к скорости света), становятся малыми. Они становятся тяжелыми по сравнению с частицами в плазме, которые уже не могут их эффективно создавать.

Что происходит с этими частицами дальше? Им некуда деться. Если две такие частицы встретятся, они могут аннигилировать. Но если не встретятся, то они так и останутся в плазме в неизменном количестве. Этот процесс, будучи описанным математически на основе этих предположений, позволяет получить оценку того, сколько же таких частиц осталось и какой вклад они могут давать в полную плотность энергии во Вселенной сегодня.

Мы знаем из астрономических наблюдений, какой вклад темная материя вносит в полную массу галактики, каков ее относительный вклад в плотность энергии Вселенной. Если теперь потребовать, чтобы именно эти частицы и составляли темную материю, и подставить известную величину плотности в наши уравнения, то окажется, что мы получим примерно правильный ответ, если предположим, что эти частицы участвуют в слабых взаимодействиях — возможно, не с точно такой же интенсивностью, как, скажем, нейтрино, но с возможно меньшей. То есть такая оценка дает нам величину, которая хорошо согласуется с наблюдениями.

Окончательный ответ зависит от так называемого сечения слабого взаимодействия, то есть его вероятности. И оказывается, что это нам идеально подходит. То есть, в принципе, если представить себе новые частицы, участвующие в слабых процессах, то их плотность сегодня как раз будет соответствовать требуемой. Примечательно, что из этой оценки мы не узнаем индивидуальную массу отдельной частицы. Мы получаем правильный ответ для произведения массы частицы на их концентрацию.

Мы знаем полную массу темной материи в галактике. Она примерно в пять раз больше, но это именно полная масса. Грубо говоря, мы не знаем, из чего она сложена. Это как если бы вы пришли в магазин и сказали: «Мне пять килограммов картофеля». Вам взвесили и дали сумку. Но вы не знаете, лежат ли там несколько крупных картофелин или много мелких, пока не заглянете внутрь. Так же и здесь: мы не знаем, сколько именно частиц и какова масса каждой из них, но мы знаем их суммарную массу. И оценка, основанная на слабом взаимодействии, дает как раз нужную полную плотность, поэтому индивидуальная масса частиц остается неизвестной — их может быть много с маленькой массой или мало с большой.

Именно поэтому поиск в экспериментах вроде DARWIN рассчитан на тот случай, когда интенсивность взаимодействия частиц темной материи с веществом примерно соответствует слабому взаимодействию. Мы не знаем их масс, но знаем их суммарную плотность, и эта оценка чудесно сходится. По этой причине слабовзаимодействующие массивные частицы (вимпы) столь популярны в качестве главного кандидата на роль частиц темной материи, их давно и активно ищут, и DARWIN является одним из флагманских экспериментов в этой области.

— На БАКе ищут дисбаланс импульса (Missing Energy). Насколько убедительным может быть открытие темной материи только на основании этого признака? Достаточно ли его для Нобелевской премии или потребуются дополнительные доказательства из других экспериментов?

— Безусловно, самого по себе этого факта будет недостаточно для таких выводов.

Безусловно, электрическая нейтральность наблюдаемого сигнала соответствует ключевому свойству темной материи. Если в детекторе наблюдается асимметрия — частицы разлетаются в одну сторону, а в противоположной ничего не регистрируется (поскольку наши детекторы чувствительны лишь к электромагнитным взаимодействиям) — это действительно может указывать на рождение невидимой нейтральной частицы.

Однако для идентификации этой частицы именно как темной материи необходимо соблюдение ряда дополнительных фундаментальных условий. Эта частица должна быть стабильной или, по крайней мере, чрезвычайно долгоживущей, чтобы существовать со времен ранней Вселенной — примерно 13–15 млрд лет. Кроме того, должны существовать теоретические механизмы ее генерации в ранней Вселенной, а ее современная плотность должна в точности соответствовать наблюдаемой космологической плотности темной материи.

Таким образом, наблюдение одного лишь дисбаланса энергии не может служить доказательством обнаружения темной материи. Существуют фоновые процессы, например, рождение нейтрино, которые ведут себя точно так же — не оставляют следа в детекторе и уносят энергию. Эти процессы являются основным фоном для поисков темной материи. Поэтому подобное наблюдение на БАКе не может считаться стопроцентным доказательством обнаружения частиц темной материи.

Мария Грибова