Σκοτεινή Ύλη

Μόνο ένα 4% είναι ό, τι βλέπουμε στο Σύμπαν

The Physics Teacher
By Don Lincoln, Fermi National Accelerator Laboratory, Batavia II

Είναι ένα σκοτεινό, σκοτεινό σύμπαν εκεί έξω , και δεν εννοώ ότι ο νυχτερινός ουρανός είναι μαύρος. Στο κάτω κάτω, όταν φεύγετε από τη σκιά της Γης και βγαίνετε στο διάστημα, περιβάλλεστε από αμέτρητα λαμπερά φώτα που σας κοιτάζουν από παντού. Αλλά για όλα τα δισεκατομμύρια δισεκατομμυρίων άστρα και γαλαξίες, είναι εκπληκτικό το γεγονός ότι η συνήθης ύλη που τα συνθέτει, όπως αυτή που συνθέτει εσάς και εμένα, δεν είναι παρά το 5% του συνολικού ποσού της ενέργειας του σύμπαντος. Η λαμπερό θέαμα του ουρανού είναι μάλλον ένα μικρό κερασάκι σε ένα πολύ μεγάλο και σκοτεινό κέικ.
Σύμφωνα με τις πιο πρόσφατες εκτιμήσεις, η συνήθης ύλη αποτελεί μόνο το 4,6% του σύμπαντος, με μια μορφή ύλης που ονομάζεται “σκοτεινή ύλη” να είναι το 22,7 % . Ένα ακόμη πιο απόκρυφο συστατικό του σύμπαντος ονομάζεται “σκοτεινή ενέργεια” και περιλαμβάνει ένα επιβλητικό 72,7 % του προϋπολογισμού της ενέργειας και της ύλης του σύμπαντος. Αυτό το άρθρο περιγράφει την τρέχουσα κατανόησή μας για τη σκοτεινή ύλη και γιατί τόσοι πολλοί αστρονόμοι είναι πεπεισμένοι ότι υπάρχει. Μία από τις διάφορες πτυχές των αποδεικτικών στοιχείων για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης έχει επίσης παιδαγωγικό ενδιαφέρον, καθώς αποτελεί μοναδικό αίνιγμα στα κοσμικά σύνορα που είναι εύκολα κατανοητό μόνο με τη χρήση της άλγεβρας της εισαγωγικής Φυσικής.

Οι πρώτοι αστρονόμοι που είχαν την υποψία ότι πιθανόν τα τηλεσκόπια τους δε λέγανε ολόκληρη την ιστορία, εμφανίστηκαν όχι πολύ καιρό μετά από μία δημοσίευση του Edwin Hubble το 1925. Συνδυάζοντας τις παρατηρήσεις των άλλων, μαζί με τη δική του, ο Hubble έκανε στην επιστημονική κοινότητα γνωστή την ύπαρξη άλλων γαλαξιών, μεταξύ των οποίων είναι και αυτός που εμείς ζούμε, ο Γαλαξία μας. Η συνειδητοποίηση ότι ο Γαλαξίας μας ήταν μία συμπαγής βαρυτική συσσώρευση αστέρων οδήγησε τον θεωρητικό Bertil Lindblad και τον παρατηρητή Jan Oort ( γνωστό από το νέφος Oort ) να συγκρίνουν τις Νευτώνειες προβλέψεις της περιστροφής του Γαλαξία με τις παρατηρήσεις. Οι επιπτώσεις ήταν σαφείς. Ο Γαλαξίας μας περιστρεφόταν πιο γρήγορα από ό, τι προβλέπεται χρησιμοποιώντας τις Νευτώνειες αρχές και την παρατηρούμενη ποσότητα της ύλης. H εργασία των Linblad και Oort οδήγησε τον Oort να δηλώσει το 1932 ότι φαίνεται να υπάρχει δύο έως τρεις φορές περισσότερη μάζα στο Γαλαξία από όση θα μπορούσε να παρατηρηθεί. Φυσικά, αυτό ήταν τις δεκαετίες του ’20 και το ’30, καθώς η συμφωνία δεδομένων / θεωρίας μέσα στα πλαίσια ενός παράγοντα σφάλματος δύο ήταν πραγματικά αποδεκτή. Ήταν αρκετά πιθανό ότι η απλούστερη εξήγηση ( λάθος παρατήρηση ) ήταν η σωστή.

Το 1933 , ο αστρονόμος Fritz Zwicky μελέτησε το σμήνος γαλαξιών Coma και διαπίστωσε ότι οι γαλαξίες στις παρυφές του σμήνους κινούνται πάρα πολύ γρήγορα για να παραμένουν βαρυτικά συμπαγείς με τον πυρήνα του σμήνους. Η διαφορά αυτή ήταν πολύ μεγαλύτερη από ό, τι είχε εισηγηθεί ο Oort, με τη συνήθη μάζα να είναι σε θέση να αντιπροσωπεύει μόνο το 10 % της μάζας που απαιτείται για να περιγράψει την κίνηση των γαλαξιών αυτών. Το πεδίο άρχισε να γεμίζει. Μεταγενέστερες προσπάθειες να μετρήσουν τη μάζα των γαλαξιών χρησιμοποιώντας βαρυτική εστίαση προστέθηκε στην όλη ένταση που πυροδοτήθηκε. Ο Zwicky εφηύρε τον όρο “σκοτεινή ύλη” για να περιγράψει αυτό το αόρατο συστατικό του σύμπαντος .

Στις δεκαετίες που μεσολάβησαν, υπήρξαν πολλές παρατηρήσεις, υποστηρίζοντας την άποψη ότι η σκοτεινή ύλη είναι παντού, από την προαναφερθείσα κίνηση των σμηνών γαλαξιών βαρυτικού εστιασμού, σε αντικείμενα όπως το NGC 4555, ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιβάλλεται από αέριο υδρογόνο και θερμαίνεται σε 10.000.000 K. Η θερμοκρασία του αερίου αυτού είναι τόσο υψηλή που θα έπρεπε να είχε διασπαρεί, αν δεν υπήρχε κάτι να το συγκρατεί. Ωστόσο, τα αποδεικτικά στοιχεία για τη σκοτεινή ύλη, για μια απλούστατη κατανόηση από έναν φοιτητή στην εισαγωγική Φυσική, είναι οι καμπύλες περιστροφής των γαλαξιών. Καμπύλες περιστροφής είναι απλά διαγράμματα των τροχιακών ταχυτήτων των άστρων ως συνάρτηση της απόστασής τους από το γαλαξιακό κέντρο.
Οι αστρονόμοι μπορούν να εκμεταλλευτούν τη μετατόπιση Doppler για να μετρήσουν την ταχύτητα των άστρων στους γαλαξίες. Επιπλέον, μπορούν να χρησιμοποιήσουν τις γνωστές σχέσεις μεταξύ της φωτεινότητας και του χρώματος των άστρων με τη μάζα του άστρου για τη κατανομή του φωτός που εκπέμπει ( η ορατή ) η μάζα του γαλαξία. Με το συνδυασμό απλών Νευτώνειων αρχών, είναι εύκολο να επεξεργαστούν τα κυρίαρχα στοιχεία που προβλέπονται να είναι παρόντα στην καμπύλη περιστροφής. Ο υπολογισμός αρχίζει με τον καθορισμό της βαρύτητας ως κεντρομόλου δύναμης. Στη συνέχεια εισάγουν τις συνήθεις τύπους για αυτούς τους όρους :

(1) $\begin{equation*} \frac{m_{\alpha \sigma \tau} \cdot v^2_{\alpha \sigma \tau}}{r}=G \frac{m_{\alpha \sigma \tau} \cdot M_{ \epsilon \lambda \xi}}{r^2} \end{equation*}$

από όπου, με μερικές απλοποιήσεις, παίρνουμε:

(2) $\begin{equation*} v_{\alpha \sigma \tau}=\sqrt{ \frac{G \cdot M_{ \epsilon \lambda \xi}}{r} \end{equation*}$

$M_{ \epsilon \lambda \xi}$ είναι η ποσότητα της γαλαξιακής μάζας που έλκει τον αστέρα και τον κρατάει σε τροχιά. Έξω και πέρα από το γαλαξία η μάζα αυτή είναι παίρνει την τετρημμένη μορφή: $M_{ \epsilon \lambda \xi}=M_{ \gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha}$ . Στο εσωτερικό του γαλαξία όμως, δεν είναι όλη η μάζα του γαλαξία που παίζει ρόλο στον προσδιορισμό της κίνησης των άστρων. Η κατανομή της μάζας μέσα σε ένα τυπικό γαλαξία είναι πολύπλοκη, που απαιτεί χρήση αριθμητικών μεθόδων. Ωστόσο, μπορούμε να επεξεργαστούμε τον γαλαξία σαν μια σφαίρα με ομοιόμορφη πυκνότητα. Παίρνοντας το θεώρημα του κέλυφους του Νεύτωνα, το οποίο βρίσκεται στην ίδια λογική, με την οποία είναι εξοικειωμένοι οι εισαγωγικοί φοιτητές στην προσπάθειά τους να αναζητήσουν το νόμο του Gauss, βλέπει κανείς ότι η μάζα που έλκει ένα αστέρι είναι η μάζα μέσα στη σφαίρα με ακτίνα ίση με την απόσταση μεταξύ του κέντρου του γαλαξία και το αστεριού. Επομένως μέσα στο γαλαξία $M_{ \epsilon \lambda \xi}=M_{ \gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha} \cdot \left( \frac{r}{R_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha}} \right)^3$ . Εισάγοντας αυτό τον όρο στην εξίσ. (2), είμαστε σε θέση να προβέψουμε την καμπύλη περιστροφής των άστρων μέσα σ’ αυτόν τον απλοποιημένο γαλαξία.

(3) $\begin{equation*} v_{\alpha \sigma \tau} =\begin{cases} r \sqrt{ \frac{G \cdot M_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha}}{R^3_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha}} & r < R_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha} \\ \sqrt{ \frac{G \cdot M_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha}}{r} & r \geq R_{\gamma \alpha \lambda \alpha \xi \acute \iota \alpha} \end{cases} \end{equation*}$

Έτσι βλέπουμε ότι η τροχιακή ταχύτητα ενός άστρου αυξάνεται γραμμικά ως συνάρτηση της ακτίνας μέσα στο σώμα του γαλαξία και στη συνέχεια πέφτει αντιστρόφως ανάλογα της τετραγωνικής ρίζας της ακτίνας έξω από την κατανομή της μάζας του γαλαξία . Ενώ οι φυσικοί γαλαξίες έχουν μια πιο σύνθετη κατανομή της μάζας από εκείνο που χρησιμοποιείται εδώ, οι πραγματικές καμπύλες περιστροφής έχουν παρόμοια χαρακτηριστικά, όπως δείχνεται στο σχ. 1 . Κοντά στο κέντρο του γαλαξία , η ταχύτητα είναι περίπου ανάλογη με την ακτίνα της τροχιάς, και έξω από το γαλαξία η ταχύτητα μειώνεται, δεδομένου ότι η αύξηση της ακτίνας δεν περιλαμβάνει καμία νέα μάζα, αλλά μειώνει τη δύναμη της βαρύτητας. Στις παρυφές του γαλαξία, η καμπύλη περιστροφής προβλέπεται να γεφυρώσει ομαλά τις δύο αυτές συμπεριφορές, αντικατοπτρίζοντας το γεγονός ότι η πραγματικοί γαλαξίες δεν είναι ομοιόμορφες σφαίρες, αλλά, αντίθετα, έχουν μια κλίση στην κατανομή της μάζας.

Σχ. 1. Οι καμπύλες περιστροφής χιλιάδων γαλαξιών μάς λένε την ίδια ιστορία. Μέσα στο γαλαξία η ταχύτητα μικραίνει, τα δεδομένα και η θεωρία συμφωνούν. Ωστόσο, έξω από το γαλαξία, τα αστέρια παρατηρούνται σε τροχιές με σχεδόν σταθερή ταχύτητα. Αυτό έρχεται σε ευθεία αντίθεση με τις προβλέψεις.

Το Σχήμα 1 δείχνει μία πρόβλεψη και παρατήρηση για ένα τυπικό γαλαξία. Κατά τη διάρκεια των δεκαετιών, χιλιάδες γαλαξίες έχουν ερευνηθεί . Ξανά και ξανά , οι αστρονόμοι διαπίστωσαν ότι σε μεγάλες ακτίνες , τα αστέρια όλα τείνουν σε τροχιά με την ίδια ταχύτητα, με σαφή διαφωνία με τις προβλέψεις.

Η παιδαγωγική ομορφιά του αίνιγματος της σκοτεινής ύλης εφείλεται στην απλότητα της εξίσωσης (1) και στην εικόνα που την απεικονίζει. Η ίδια η ουσία της εξ . (1) αναφέρει ότι η προέλευση της κεντρομόλου δύναμης είναι η δύναμη της βαρύτητας. Προκειμένου να ληφθεί υπόψη η διαφορά που φαίνεται στο σχήμα 1, είμαστε αναγκασμένοι να συμπεράνουμε ότι μία ή περισσότερες από μερικές απλές υποθέσεις είναι εσφαλμένες. Αυτές είναι :
1 . Ο Δεύτερος Νόμος του Νεύτωνα ( $F=m \cdot a$ ) είναι λάθος.
2 . Η θεωρία της βαρύτητας του Νεύτωνα ( $F=G \frac{m_1 \cdot m_2}{r^2}$ ) είναι λάθος.
3 . Υπάρχουν απροσδιόριστες δυνάμεις (δηλ. $F_{ \kappa \epsilon \nu \tau \rho \o \mu.} \ne F_{\beta \alpha \rho \accut \upsilon \tau}$ ) ή
4 . Το σύμπαν περιέχει ένα είδος μάζας που δεν είναι ορατή.

ΤΤΝΔ : Τροποποιήση της νευτώνειας δυναμικής

Το 1981, ο φυσικός Mordehai Milgrom πρότεινε ότι για τις πολύ χαμηλές τιμές της επιτάχυνσης, ο δεύτερος νόμος του Νεύτωνα είναι άκυρος. Αντί να το γνώριμο $F=m \cdot a$ , πρότεινε $F=m \cdot a \cdot \mu (a/a_0)$ , όπου ο όρος $\mu (a/a_0)$ δεν έχει καθοριστεί με λεπτομέρεια, αλλά είναι μονάδα για επιταχύνσεις μεγάλες σε σχέση με την $a_0$ και είναι ίσος με $a/a_0$ για $a<a_0$ . Η μεταβλητή $a_0$ είναι η επιτάχυνση της τάξης του $10^{-10} m/s^2$ . Αν και η μορφή της $\mu (a/a_0)$ είναι άγνωστη, μπορούμε να διερευνήσουμε την επίδρασή της στο δεύτερο νόμο του Νεύτωνα με τη λήψη της απλουστευτικής παραδοχής ότι μπορεί να πάρει μόνο δύο τιμές, οι οποίες είναι εκείνες που παρατηρήθηκαν σε μεγάλες αποστάσεις από το $a_0$ . Αυτό αλλάζει τη σχέση μεταξύ της δύναμης και της επιτάχυνσης στη:

(4) $\begin{equation*} F =\begin{cases} m \cdot a & a > a_{0}\\ m \cdot a^2/a_0 & a \leq a_{0} \end{equation*}$

Με επίκληση της τυπικής σχέσης μεταξύ της κεντρομόλου επιτάχυνσης και της ταχύτητας, και κάνοντας τις κατάλληλες αντικαταστάσεις στην εξ. (1), διαπιστώνουμε ότι η ΤΤΝΔ προβλέπει ότι σε μεγάλες τροχιακές ακτίνες, $v_{\alpha \sigma \tau}=\sqrt[4]{G \cdot M \cdot a_0}$ , που είναι ανεξάρτητη της ακτίνας. Σε μικρότερες ακτίνες, η ΤΤΝΔ κάνει τις ίδιες προβλέψεις όπως και η Νευτώνεια θεωρία. Αυτή η συμπεριφορά είναι σύμφωνη με τις παρατηρήσεις. Φυσικά αυτή η συμφωνία είναι ακόμη υπό κατασκευή.

Υπάρχουν πολλές έγκυρες επικρίσεις της θεωρίας της ΤΤΝΔ. Πρώτον, η μορφή της συνάρτησης $\mu(a/a_0)$ είναι γνωστή μόνο στις οριακές καταστάσεις της. Μια άλλη κριτική της απλοποιημένης εκδοχής της εξ. (4) είναι ότι δε διατηρείται ούτε η ενέργεια ούτε η ορμή. Αυτή σοβαρή ανεπάρκεια ξεπεράστηκε σε δημοσίευση του 1984 από τους Milgrom και Jakob Bekenstein, στην οποία χρησιμοποιήσθηκε μία Λαγκρανζιανή διατύπωση. Μια άλλη κριτική της πρώιμης έκδοσης της ΤΤΝΔ είναι ότι δεν αποτελεί μία σχετικιστική θεωρία. Mεταγενέστερες εργασίες, συμπεριλαμβανομένων και ορισμένων από τους Bekenstein, βρήκαν διάφορους τρόπους για να παντρέψουν τη ΤΤΝΔ με τη σχετικότητα.

Η απόδειξη μιας θεωρίας έγκειται στο πόσο καλά λειτουργεί αυτή. Πόσο καλά λειτουργεί λοιπόν η ΤΤΝΔ; Για το ζήτημα των καμπυλών περιστροφής του γαλαξία, λειτουργεί εξαιρετικά καλά. Επίσης έχει κάποιες επιτυχίες για μυριάδες άλλα κομμάτια ενδείξεων που μας οδηγούν στο αίνιγμα της σκοτεινλής ύλης. Θα επανέλθουμε στην ισχύ των διαφόρων προτεινόμενων λύσεων σ’ αυτό το πρόβλημα, αφού συζητηθούν άλλες λύσεις.

Σκοτεινή Ύλη: Βαρυονική

Η γενική ιδέα της σκοτεινής ύλης είναι ότι υπάρχει ύλη στο σύμπαν που δεν εκπέμπει ή απορροφά το φως. Ενώ οι σύγχρονες ιδέες της σκοτεινής ύλης είναι περισσότερο εξωτικές, η αρχική σκέψη ήταν πολύ πιο πεζή. Ακολουθώντας τo ρητό “Όταν ακούτε τον ήχο των όπλων ψάξτε για άλογα και όχι για ζέβρες” οι αστρονόμοι θεώρησαν υποψήφια για τη σκοτεινή ύλη τη συνήθη ύλη. Δεδομένου ότι η μάζα της συνηθισμένης ύλης εδρεύει στα βαρυόνια ( πρωτόνια και νετρόνια ) στο κέντρο των ατόμων, αναφερόμαστε σε αυτή τη μορφή της απλής σκοτεινής ύλης ως “βαρυονική σκοτεινή ύλη”. Παραδείγματα βαρυονικής σκοτεινής ύλης περιλαμβάνουν: Τα κρύα νέφη αερίων, τις μαύρες τρύπες, τους καφέ νάνους, τους φλεγόμενους λευκούς νάνους, τους περιφερόμενους πλανήτες κ.λπ.
Έρευνες με χρήση ραδιοτηλεσκόπιων έχουν παρατηρήσει σημαντικές ποσότητες αέριου υδρογόνο στο σύμπαν, αλλά αυτό δεν θεωρείται ότι είναι “σκοτεινό “, καθώς εκπέμπει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και ως εκ τούτου, μπορούν να συμπεριληφθούν στον προϋπολογισμό της ορατής ύλης. Το πρώτο υποψήφιο για βαρυονική σκοτεινή ύλη ονομάζεται γενικά Massive Compact Halo Object ή MACHO . Όπως υποδηλώνει το όνομα, αυτά τα αντικείμενα πρέπει να είναι μαζικά, συμπαγή και να υπάρχουν στο φωτεινό δακτύλιο του γαλαξία, που αποτελείται από καφέ νάνους, περιφερόμενους πλανήτες και άλλα παρόμοια αντικείμενα.
Έρευνες για αυτά τα είδη αντικειμένων έγιναν στη δεκαετία του 1990 από συνεργασίες με ονόματα όπως MACHO, OGLE και άλλα. Αυτά τα πειράματα εκμεταλλεύτηκαν την αρχή του βαρυτικού εστιασμού, που για πρώτη φορά προβλέφτηκε από τον Orest Khvolson το 1924, αλλά έγινε ευρέως γνωστός δώδεκα χρόνια αργότερα, από μία δημοσίευση του Αϊνστάιν. Όταν ένα τεράστιο σώμα περνά μέσα από την οπτική επαφή ανάμεσα σε ένα μακρινό αστέρι και έναν παρατηρητή, το αστέρι θα εμφανιστεί λαμπρότερο, με το τεράστιο σώμα θα λειτουργεί αποτελεσματικά ως ένας φακός που καμπυλώνει περισσότερο το φως στα όργανα του παρατηρητή. Τα τηλεσκόπια γύρισαν προς τα Μεγαλύτερα και Μικρότερα Νέφη του Μαγγελάνου και προς το γαλαξιακό κέντρο. Οι στόχοι αυτοί εξασφαλίζουν ένα μεγάλο δείγμα από μακρινά αστέρια. Εάν υπάρχουν αόρατα συμπαγή ογκώδη αντικείμενα στην άλω του γαλαξία, θα πρέπει περιστασιακά να περνούν μπροστά από ένα από αυτά τα μακρινά αστέρια. Ένα χαρακτηριστικό φωταύγειας και εξασθένισης θα παρατηρηθεί και το φαινόμενο ονομάζεται “μικροεστιασμός”. Οι σημαντικές αρχές φαίνονται στο σχ. 2.

Σχ. 2. Όταν ένα τεράστιο σώμα περνά ανάμεσα από ένα μακρινό αστέρι και τα μάτια σας (πάνω), εστιάζει βαρυτικά το φως από το αστέρι, έτσι ώστε χτυπά το όργανο περισσότερο φως (μέση). Μια αντιπροσωπευτική καμπύλη φωταύγειας φαίνεται στο κάτω μέρος του σχήματος. Ο κατακόρυφος άξονας δίνει τη σχετική φωτεινότητα, με το φως εξόδου πριν το γεγονός της μικροεστίασης κανονικοποιηθείι στη μονάδα.

Κάθε ένα από τα περίπου μισή ντουζίνα πειράματα έχουν παρατηρήσει μια χούφτα γεγονότων μικροεστίασης από τα αστέρια στα Νέφη του Μαγγελάνου και τυπικά μία τάξη μεγέθους μεγαλύτερη από τα αστέρια στο κέντρο του Γαλαξία μας. Μετά τις αρχικές αναφορές για συστατικά από μεγάλα αντικείμενα MACHO σκοτεινής ύλης, τα σύγχρονα πειράματα καταλήγουν στο συμπέρασμα ότι το συμπαγές συστατικό της σκοτεινής ύλης δεν υπερβαίνει το 20 % της ελλειπούς μάζας που απαιτείται για να εξηγήσουμε την καμπύλη περιστροφής του Γαλαξία μας, με κάποια πειράματα να καταλήγουν στο συμπέρασμα ότι το κλάσμα είναι πολύ μικρότερο και κάποια να μετρούν μηδέν.

Σκοτεινή ύλη : Μη βαρυονική

Αν μπορούμε να αποκλείσουμε τη συμπαγή σκοτεινή ύλη ως εξήγηση για την πληθώρα των αναπάντητων ερωτημάτων, όπως τις καμπύλες περιστροφής των γαλαξιών, τι έχει απομείνει; Παραμένει πιθανό ότι θα μπορούσαν να υπάρχουν τα είδη της ύλης που δεν είναι βαρυονικά. Μια πιθανότητα είναι τα λείψανα των νετρίνων που έχει απομείνει από το Big Bang. Το 1998, τα νετρίνα έδειξαν να έχουν μια μικρή αλλά όχι μηδενική μάζα, και υπάρχει ένας τεράστιος αριθμός που έχει απομείνει από την δημιουργία του σύμπαντος. Ωστόσο, όπως θα δούμε, αυτά δεν θεωρούνται πλέον ως βιώσιμοι υποψήφιοι.
Μη βαρυονική σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να είναι σαν ένα αέριο σωματιδίων που περιβάλλει το γαλαξία και κατακλύζει το σύμπαν. Ξέρουμε ότι αυτά τα υποθετικά σωματίδια πρέπει να είναι ηλεκτρικά ουδέτερα και δεν περιέχουν κουάρκς και γκλουόνια. Αν ήταν φορτισμένα, θα έπρεπε να θερμαίνονται με το φως από τα αστέρια και τους γαλαξίες και, συνεπώς, έπρεπε να είναι παρατηρήσιμα. Αν περιείχαν κουάρκ και γκλουόνια, τότε οι κοσμικές ακτίνες θα αλληλεπιδρούσαν μαζί τους καθώς θα διέσχιζαν το σύμπαν, και θα έπρεπε πάλι να παρατηρούνται. Έτσι, αυτά τα αξιωματικά σωματίδια πρέπει να έχουν μάζα ( έτσι ώστε να έχουν το επιθυμητό βαρυτικό αποτύπωμα ) και πιθανόν να αλληλεπιδρούν μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης. Αν τα σωματίδια αυτά είναι φως, τότε θα έχουν μια υψηλή ταχύτητα και θα μπορούσε να διεισδύσει σε μεγάλες αποστάσεις πριν υποστεί μια ασθενή δύναμη αλληλεπίδρασης. Ύλη αυτής της μορφής ονομάζεται “καυτή” σκοτεινή ύλη. Σε αντίθεση, αν το είδος της ύλης είναι βαρύ και αργό, θα έχει μια μέση ελεύθερη διαδρομή που είναι σχετικά μικρή. Αυτή η μορφή της ύλης ονομάζεται “ψυχρή ” σκοτεινή ύλη. Ύλη ενδιάμεσης μάζας ονομάζεται “ζεστή” σκοτεινή ύλη. Σημειώστε ότι η κλίμακα απόστασης που έχει σημασία είναι της τάξης των δεκάδων ή εκατοντάδων χιλιάδων ετών φωτός, περίπου το μέγεθος ενός νέφους αερίου που τελικά θα καταρρεύσει σε γαλαξία.

Προσομοιώσεις για το πώς το σύμπαν θα είχε εξελιχθεί υπό την επίδραση των διαφόρων πιθανών θερμοκρασιών μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης οδηγούν σε πολύ διαφορετικά σύμπαντα. Αν η σκοτεινή ύλη είναι ζεστή, τότε οι πρώτες δομές θα ήταν κάτι σαν μεγάλη τηγανίτα αερίου που τελικά διασπάστηκε στα παρατηρούμενα υπερσμήνη των γαλαξιών. Αυτό ονομάζεται “top down ” σενάριο. Αντιθέτως, η ψυχρή σκοτεινή ύλη, λόγω της μικρότερης απόστασης που μπορεί να ταξιδέψει πριν από την αλληλεπίδραση, πρώτα σχηματίζει πρωτο- γαλαξίες, οι οποίοι με τη σειρά τους τελικά συγχωνεύονται σε μεμονωμένους γαλαξίες και, στη συνέχεια, σε σμήνη γαλαξιών. Μελέτες της χωρικής κατανομής των γαλαξιών σε αποστάσεις δισεκατομμυρίων ετών φωτός ευνοούν έντονα το σενάριο του κρύου σκοτεινού μοντέλου.

Αυτό δε σημαίνει ότι το κρύο σκοτεινό μοντέλο είναι χωρίς προβλήματα. Για παράδειγμα , το μοντέλο αυτό προβλέπει ότι θα πρέπει να υπάρχουν πιο πολλοί μικροί δορυφορικοί γαλαξίες του Γαλαξία μας από ό, τι έχουν παρατηρηθεί. Δεν υπάρχει απάντηση στο αίνιγμα της σκοτεινής ύλης, που είναι χωρίς προβλήματα.
Η υπόθεση που θεωρείται ισχυρότερη για τη σκοτεινή ύλη είναι η ψυχρή σκοτεινή ύλη. Αυτή η ύλη είναι ένα μεγάλης μάζας, κινούμενο αργά, ηλεκτρικά ουδέτερο σωματίδιο, που αλληλεπιδρά βαρυτικά και ίσως μέσω της ασθενούς δύναμης. Επειδή δεν γνωρίζουμε τη φύση αυτού του σωματιδίου, έχει δοθεί η γενική ονομασία του Ασθενώς Αλληλεπιδρώντος Σωματιδίου Μάζας, ή WIMP, σε αντίθεση με τον προηγούμενο υποψήφιο για την σκοτεινή ύλη MACHO. Εάν υπάρχουν WIMPs, τότε θα πρέπει να είναι παντού. Ανάλογα με τη μάζα του WIMP, κάποιες λίγες δεκάδες με εκατοντάδες από αυτά θα μπορούσαν να διέρχονται μέσα από σας σε κάθε δεδομένη στιγμή. Αν αυτό είναι αλήθεια, τότε ίσως να μπορούσαμε να παρατηρήσουμε αυτή τη σκοτεινή ύλη.

Σχ. 3. Η κίνηση της Γης μέσα από τα WIMPs που διέρχονται από τo ηλιακό σύστημα οδηγεί σε ένα διαφορετική ταχύτητα μεταξύ των WIMPs και των ανιχνευτών. Αυτή η μεταβολή θα μπορούσε να οδηγήσει σε ετήσια διαφοροποίηση της παρατηρούμενης τιμής του πειράματος των υποψηφίων WIMP.

Υπάρχουν τρεις μεγάλοι τρόποι για να παρατηρήσει κάποιος πιθανώς τα WIMPs : άμεσα, έμμεσα, και εν τη γεννέση τους. Για την άμεση αναζήτηση τοποθετούνται ανιχνευτές εδώ στη Γη, συνήθως βαθιά σε υπόγεια ορυχεία. Η βασική ιδέα είναι ότι τα WIMPs που ταξιδεύουν μέσω της Γης αλληλεπιδρούν με τον ανιχνευτή και κάνουν γνωστή την παρουσία τους. Υπάρχουν δεκάδες πειράματα σκοτεινής ύλης που διεξάγονται σε όλο τον κόσμο. Οι τεχνολογίες αυτές περιλαμβάνουν ανιχνευτές στερεάς κατάστασης, υγρό αργό και ξένο, θαλάμους φυσαλίδων, τεχνολογία σπινθηριστή και άλλες προσεγγίσεις. Πολλές τεχνολογίες απαιτούν να ψύχονται οι ανιχνευτές, κάποιοι να επίπεδα χιλιοστών του Κέλβιν (mK) και άλλοι όχι. Φροντίζουν επίσης να επιλέγουν υλικά που έχουν ελάχιστη ραδιενεργό μόλυνση. Η τοποθέτηςη των ανιχνευτών βαθειά στη Γη γίνεται για να προστατεύονται από την πανταχού παρούσα βροχή των κοσμικών ακτίνων.

Οι περισσότεροι ανιχνευτές έχουν αποτύχει να βρει κάποια απόδειξη για τα WIMPs . Μερικοί έχουν. Στο πείραμα DAMA έχουν παρατηρηθεί 10 ετήσιες διαφοροποιήσεις στο σήμα τους όπως απεικονίζεται στο σχ. 3. Αυτό είναι αναμενόμενο, αν βλέπουν την σκοτεινή ύλη. Ο τρόπος για να οραματιστούμε αυτό είναι να φανταστούμε τη σκοτεινή ύλη ως ένα άνεμο που περνά μέσα από το ηλιακό σύστημα. Σε κάποιο σημείο κατά τη διάρκεια του έτους, η τροχιά της Γης τη μεταφέρει μέσα στον άνεμο της σκοτεινής ύλης. Αυτό αυξάνει τη σχετική ταχύτητα μεταξύ του επίγειου ανιχνευτή και των σωματίδιων της σκοτεινής ύλης. Έξι μήνες αργότερα, η Γη θα πρέπει να κινείται προς την ίδια κατεύθυνση όπως ο άνεμος, μειώνοντας την ταχύτητα σύγκρουσης σκοτεινής ύλης / ανιχνευτή. Αυτή η μεταβολή στην ταχύτητα σύγκρουσης πρέπει να αντικατοπτρίζεται στην ετήσια μεταβολή του σήματος, το οποίο είναι ακριβώς αυτό που ο ανιχνευτής DAMA έχει αναφερθεί για πάνω από μια δεκαετία. Πολλοί άλλοι ανιχνευτές, κάποιοι αναμένεται να έχουν πολύ μεγαλύτερη ευαισθησία, δεν επιβεβαιώνουν το αποτέλεσμα του DAMA. Από την άλλη πλευρά, το 2011, οι επιστήμονες του πειράματος GoGent ανακοίνωσαν ότι είχαν παρατηρηθεί οι χαρακτηριστικές ετήσιες διαφοροποιήσεις. Η πειραματική κατάσταση στην άμεση ανίχνευση της σκοτεινής ύλης είναι σήμερα πολύ θολή, αλλά νέοι και βελτιωμένοι ανιχνευτές έρχονται σε απευθείας σύνδεση και ελπίζω να ρίξουν φως σχετικά με την κατάσταση.

Εικ. 4. Αυτή η εικόνα της NASA δείχνει τη σύγκρουση δύο σμηνών γαλαξιών. Οι κόκκινες περιοχές είναι το καυτό αέριο υδρογόνο που αφήνεται μεταξύ των δύο συστάδων ως συνέπεια της σύγκρουσης. Οι μπλε περιοχές δείχνουν όπου το μεγαλύτερο μέρος της μάζας αναμένεται να βρεθεί. Αυτή η μάζα συνυπάρχει στον ίδιο χώρο με τις ορατούς γαλαξίες και είναι πολύ μεγαλύτερη από ό, τι περιέχεται στους ίδιους τους γαλαξίες. Η παρατήρηση αυτή θεωρείται ότι είναι ισχυρή απόδειξη ότι η υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης είναι σωστή.

Οι έμμεσες μετρήσεις είναι διαφορετικές . Εάν υπάρχουν σωματίδια της σκοτεινής ύλης και ακολουθούν ορισμένα μοντέλα, θα πρέπει επίσης να υπάρχουν σντισωματίδια σκοτεινής ύλης. Αυτά τα ζεύγη ύλης / αντιύλης θα έπρεπε περιστασιακά να συναντούνται σε εξωτερικό χώρο και να εξολεθρεύονται. Αυτές οι αλληλεπιδράσεις είναι δυνατόν να οδηγήσουν σε ζεύγη ακτίνων γάμμα ή ζεύγη ηλεκτρονίων / ποζιτρονίων, τα οποία μπορούν να παρατηρηθούν από πειράματα με δορυφόρους. Όπως και στην περίπτωση της άμεσης μέτρησης, υπάρχουν διαφωνίες μεταξύ των διαφόρων πειραμάτων.
Ενώ όλα αυτά αποτελούν παζλ του σύμπαντος που έχουν οδηγήσει τους επιστήμονες να εικάζουν σχετικά με την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης, αν η σκοτεινή ύλη είναι ένα είδος υποατομικού σωματίδιου που δεν έχει ανακαλυφθεί ακόμη, είναι πιθανό ότι μπορεί να δημιουργηθεί αυτή η ύλη σε μεγάλους επιταχυντές σωματιδίων, όπως ο Μεγάλος Επιταχυντής Αδρονίων (Large Hadron Collider) στο CERN. Ακριβώς όπως το top κουάρκ ανακαλύφθηκε το 1995 και όπως η παρατήρηση ενός νέου σωματιδίου, που θα μπορούσε να είναι το μποζόνιο Higgs τον Ιούλιο του 2012, αυτοί οι επιταχυντές σωματιδίων μετατρέπουν την ενέργεια σε νέες μορφές της ύλης. Χωρίς να γνωρίζουμε τη φύση της σκοτεινής ύλης, είναι δύσκολο να γνωρίζουμε ακριβώς πώς αυτό θα επιτευχθεί. Οι θεωρίες που περιέχουν υπερσυμμετρία προτάθηκαν για να λύσουν μυριάδες αινίγματα της φυσικής των σωματιδίων. Αυτά τα μυστήρια είναι φαινομενικά άσχετα με τις ερωτήσεις της σκοτεινής ύλης, αλλά μία από τις πολλές προβλέψεις των θεωριών της υπερσυμμετρίας είναι ότι θα υπάρχει ένα σταθερό, ηλεκτρικά ουδέτερο και με μάζα σωματίδιο. Δεδομένου ότι αυτές είναι οι ίδιες ιδιότητες που αναμένεται να υπάρχουν στη σκοτεινή ύλη, είναι φυσικό ότι αυτά τα πειράματα έχουν επιστήσει την προσοχή των αστροφυσικών. Ίσως να είναι η πρώτη φορά που δεν θα παρατηρηθεί σκοτεινή ύλη που προέρχεται από το σύμπαν, αλλά θα δημιουργήσουν οι ίδιοι ανιχνευτές που μπορεί να έχουν ανακαλύψει το μποζόνιο Higgs.

ΤΤΝΔ εναντίον ψυχρής σκοτεινής ύλης

Αν επιστρέψουμε την προσοχή μας στο μήνυμα της εικόνας στο εξώφυλλο, θυμόμαστε ότι υπάρχουν πολλές ανεξήγητες παρατηρήσεις που θα μπορούσαν να επιλυθούν με μία από τις πολλές υποθέσεις. Όπως περιγράφεται σε αυτό το άρθρο, η βαρυονική λύση της σκοτεινής ύλης δεν είναι πλέον βιώσιμη, ούτε η υπόθεση της μη βαρυονικής καυτής σκοτεινής ύλης. Ενώ η υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης θεωρείται από τους περισσότερους αστροφυσικούς να είναι η πιο πιθανή, εξακολουθεί να υπάρχει μια μικρή κοινότητα από πολύ παθιασμένους λάτρεις της ΤΤΝΔ (Τροποποίηση της Νευτώνειας Δυναμικής). Δεδομένου ότι δεν έχει παρατηρηθεί ακόμη σκοτεινή ύλη, φαίνεται συνετό να παραμένουν ανοικτοί στην υπόθεση ΤΤΝΔ. Ωστόσο, υπάρχει μια παρατήρηση που πολλοί έχουν θεωρήσει ότι παρέχει οριστική απόδειξη ότι η ψυχρή σκοτεινή ύλη είναι η απάντηση. Αυτά τα στοιχεία μπορεί να βρεθούν στον απόηχο μιας από τις μεγαλύτερες συγκρούσεις στο σύμπαν, όταν δύο μεγάλες συστάδες γαλαξιών περάσει η μία μέσα από την άλλη. Αυτή η κοσμική καραμπόλα ονομάζεται Σφαίρα Σύμπλεγμα (Bullet Cluster) ( βλ. Εικ. 4 ).

Πριν από τη σύγκρουση, το κέντρο της μάζας της συνήθους φωτεινής ύλης ( αστέρια και γαλαξίες ), της συνήθους σκοτεινής ύλης ( σύννεφα υδρογόνου ), και της “πραγματικής” σκοτεινής ύλης ( ψυχρή σκοτεινή ύλη ) θα έπρεπε να είναι περισσότερο ή λιγότερο ίδια σε κάθε ένα από τα δύο γαλαξιακά συμπλέγματα. Όταν οι δύο ομάδες συγκρούονται, τα αστέρια και οι γαλαξίες του ενός αναμένεται να περάσουν μέσα από του άλλου, βαρυτικά επιβραδύνονται, αλλά ουσιαστικά παραμένουν αμετάβλητα. Τα νέφη του αερίου υδρογόνου, που διασκορπίζονται, θα πρέπει να συγκρούονται, να ζεσταίνονται και να παραμένουν μεταξύ των ομάδων, καθώς απομακρύνεται το ένα από το άλλο. Αμφότερες αυτές οι προβλέψεις έχουν παρατηρηθεί. Ωστόσο, οι θεωρίες της ΤΤΝΔ και της ψυχρής σκοτεινής ύλης κάνουν μια διαφορετική πρόβλεψη. Δεδομένου ότι η θεωρία της ψυχρής σκοτεινής ύλης είναι η καλύτερη στην εξήγηση των ασθενών αλληλεπιδράσεων, αναμένεται ότι η σκοτεινή ύλη θα βρεθεί στην ίδια θέση με τη φωτεινή ύλη. Στην ΤΤΝΔ, από την άλλη πλευρά, οι αποκλίσεις από τη νευτώνεια Φυσική θα πρέπει να οδηγούν σε περίσσεια μάζας, όπου βρίσκεται το μεγαλύτερο μέρος της βαρυονικής μάζας. Αυτή η χύδην μάζα βρίσκεται στο αέριο υδρογόνο. Οι παρατηρήσεις του Bullet Cluster ευνοούν την υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης.

“Όχι τόσο γρήγορα” ισχυρίζονται ότι οι υποστηρικτές της ΤΤΝΔ. Ενώ η υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης απαιτεί 10 φορές περισσότερη σκοτεινή ύλη από τη συνηθισμένη, η υπόθεση της ΤΤΝΔ μειώνει την ανάγκη η αθέατη ύλη να είναι μόνο δύο φορές η παρατηρούμενη. Αυτή η πολύ μικρότερη απόκλιση θα μπορούσε απλώς να είναι η συνηθισμένη ύλη, που δεν έχει ακόμη παρατηρηθεί. Επιπλέον, σημειώνουν, η λύση των βαρυτικών αποκλίσεων που παρατηρήθηκε σε σμήνη γαλαξιών μπορεί να είναι άσχετη με το πρόβλημα των καμπυλών περιστροφής των γαλαξιών. Σε ανταπάντηση, οι υποστηρικτές της ψυχρής σκοτεινής ύλης σημειώνουν ότι η ΤΤΝΔ απαιτεί τόσο την τροποποίηση της Νευτώνειας δυναμικής όσο και κάποια υπολειπόμενη σκοτεινή ύλη για να εξηγήσουν τη δυναμική των συμπλεγμάυων των γαλαξιών και ότι είναι απλά πιο φειδωλή στο να παραδεχθεί μόνο την επιπλέον σκοτεινή ύλη.

Συμπέρασμα

Το ότι υπάρχουν πολλά κοσμικά μυστήρια αυτό δεν αμφισβητείται. Οι γαλαξίες περιστρέφονται πολύ γρήγορα για να εξηγηθεί αυτό από τους νόμους του Νεύτωνα και της φωτεινής μάζας. Μεμονωμένοι γαλαξίες στις παρυφές των συστάδων των γαλαξιών κινούνται τόσο γρήγορα ώστε οι συστάδες θα έπρεπε να έχουν διαλυθεί με την πάροδο του χρόνου. Ο Βαρυτικός εστιασμός, που είναι ποιοτικά παρόμοιος με την μικροεστίαση που περιγράφεται εδώ, αλλά σε πολύ μεγαλύτερη κλίμακα, παρουσιάζει τεράστιες ποσότητες απαρατήρητος ύλης, διασκορπισμένης σε όλο το σύμπαν. Κάτι που είναι σίγουρα γεγονός.

Η επιφανειακή εικόνα μάς δίνει μια διαισθητική αναπαράσταση της συνεχιζόμενης επιστημονικής συζήτησης. Ενώ το μεγαλύτερο μέρος της επιστημονικής κοινότητας ευνοεί την υπόθεση της ψυχρής σκοτεινής ύλης, η συζήτηση δεν είναι καθόλου τετελεσμένη. Μέχρις ότου η παρατηρούμενη σκοτεινή ύλη από πολλά πειράματα μας πει μια κοινή ιστορία και μέχρι ότου η σκοτεινή ύλη δημιουργηθεί στα εργαστήρια της σωματιδιακής Φυσικής, η ταυτότητα και η ίδια η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης θα παραμένει ένα ανοιχτό ερώτημα – ένα από τα πιο δελεαστικά και σημαντικά επιστημονικά ερωτήματα της σύγχρονης Φυσικής.

Γιάννης Γαϊσίδης

gaisidis@viewonphysics.gr