Neseniai rašinėjau apie tai, kas gyvena Visatoje. Bet turiu prisipažinti, kad tame pasakojime aprašiau beveik išimtinai tik maždaug 4% Visatos sudėties – tą materiją, kurią mes galime matyti. Ji dar vadinama barijonine materija, nes yra sudaryta iš elementariųjų dalelių junginių, kurie tarpusavyje sąveikauja elektromagnetiškai ir gali skleisti elektromagnetines bangas, t.y. šviesą. Tie junginiai, tarp kurių yra ir mums gerai pažįstami protonai bei neutronai, bei daugybė kitokių dalelių, vadinami barijonais. Šviesą skleidžianti medžiaga gali būti aptinkama teleskopais, o elektromagnetinės sąveikos egzistavimas leidžia daryti bandymus laboratorijose (nes vėlgi, dalelių tarpusavio reakcijos skleidžia šviesą, kurią galima aptikti).
Bet be šių 4%, yra dar 96% Visatos, kurios mes nematome teleskopais. Tai yra tamsioji materija (sudaranti ~23% Visatos masės) ir tamsioji energija (sudaranti likusius ~73% masės-energijos biudžeto). Jei jų nematome, tai iš kur žinome, kad jos egzistuoja? Klausimas labai geras, ir pabandysiu į jį atsakyti keliuose įrašuose. Šiame įraše papasakosiu apie geriau pažįstamą Visatos dalį, t.y. tamsiąją materiją. Apie tamsiąją energiją kol kas pasakysiu tik tiek, kad neskaitant žodžio „tamsioji“ pavadinime, panašumų su tamsiąja materija ji iš esmės neturi, taigi painioti šitų dviejų dalykų irgi nedera. Bet detaliau apie tai kitą kartą. O dabar – pirmyn į tamsiosios materijos gelmes. Tik prieš pradėdamas dėstyti pasakysiu, kad šis dalykas oficialiai lietuviškai turėtų būti vadinamas „nematomąja medžiaga“, o dar jį galima vadinti „tamsiąja medžiaga“. Visgi aš esu labiau įpratęs prie pirmojo pavadinimo, taigi jį ir naudosiu šiame rašinyje.
Kaip dažnai mėgstu daryti, pradėsiu nuo trupučio istorijos. Dar XX a. pradžioje astronomai galvojo, kad Paukščių takas yra vienintelė galaktika Visatoje (netgi šie du žodžiai buvo laikomi sinonimais). Tačiau atliekant vis geresnius stebėjimus, buvo aptikta daugybė ūkų, tokių kaip šitas arba šitas (taip, tai tikri paveiksliukai iš XIX a. pabaigos mokslinio straipsnio). Vėliau kai kuriuose iš jų buvo aptiktos ir atskiros žvaigždės, tame tarpe – ir kintamosios. O kintamųjų žvaigždžių egzistuoja tokia rūšis, Cefėjidėmis (angl. Cepheids, pagal žvaigždyną, kuriame atrasta pirmoji tokia žvaigždė) vadinama, kurių absoliutinis ryškis ir kintamumo periodas yra labai griežtai susiję. Taigi nustačius jų kintamumo periodą, galima nustatyti ir absoliutinį ryškį, o šį lyginant su regimuoju, randamas atstumas iki žvaigždės. Ir štai trečiojo dešimtmečio pradžioje amerikietis astronomas Edvinas Hablas (Edwin Hubble) nustatė, kad kai kuriuose „ūkuose“ egzistuoja Cefėjidės, ir nuo Žemės jos nutolusios milijonus šviesmečių. Netrukus po šio atradimo didžioji dalis astronomų pripažino, kad tie „ūkai“ iš tikro yra kitos galaktikos, ir prasidėjo ekstragalaktinių tyrimų era.
Vienas iš pirmųjų dalykų, kuriuos astronomai išsiaiškino apie galaktikas, yra tai, kad jos juda. Dažniausiai – toldamos nuo mūsų. Tuo remiantis buvo sukurta Didžiojo sprogimo teorija. Kitas pastebėjimas – galaktikos dažnai yra susigrupavusios į spiečius, panašiai kaip ir žvaigždės tų galaktikų viduje. Spiečiuose galaktikos sukasi vienos aplink kitas, ir iš to sukimosi greičių galima apskaičiuoti, kokia turėtų būti spiečiaus masė. Tą galima padaryti remiantis virialine teorema (apie ją šiek tiek užsiminiau čia [nuoroda į grav. ir temp. str.]). Iš šios teoremos gaunamas masės ir tipinio radialinio (t.y. link mūsų arba tolyn nuo mūsų) greičio sąryšis:
σ^2 = GM/(3R)
Šioje formulėje σ pažymėtas radialinis greitis, G yra gravitacijos konstanta, R – tiriamosios galaktikos atstumas nuo spiečiaus centro, o M – spiečiaus masė, esanti arčiau centro nei tiriamoji galaktika. Faktorius 3 vardiklyje atsiranda todėl, kad matuojamas greitis tik viena kryptimi, o galaktikos gali judėti visomis trimis. Dažniausiai šia formule naudojantis nustatinėjama speičiaus masė, nes kitus duomenis galima gauti labiau tiesioginiais būdais. Masę taip pat galima nustatyti iš galaktikos šviesio, padarant prielaidą, koks yra masės ir šviesio santykis. Mūsų Galaktikoje tas santykis visuose regionuose yra labai panašus (maždaug viena Saulės masė vienam Saulės šviesiui), taigi tokį galima būtų taikyti ir kitoms galaktikoms. Tačiau čia iškyla problemos.
1937-aisiais metais šveicarų astronomas Fricas Cvikis (Fritz Zwicky) pritaikė šią formulę Garbanų spiečiui (angl. Coma Cluster; „Coma“ šiuo atveju reiškia žvaigždyną Coma Berenices, lietuviškai žinomą kaip Berenikės Garbanos). Spiečiaus gabaritai ir tipinis radialinis galaktikų greitis buvo jau žinomas, taigi beliko apskaičiuoti masę. Gautoji masė pasirodė besanti žymiai – net 400 kartų – didesnė, negu nustatytoji pagal galaktikų šviesį. Cvikis padarė išvadą, kad didžioji spiečiaus masės dalis yra ne matomose galaktikoje, o kažkokioje kitoje medžiagoje.
Savaime suprantama, tai nėra vienintelis įmanomas paaiškinimas, kodėl galaktikos juda greičiau, nei turėtų. Galbūt tame galaktikų spiečiuje žvaigždžių masės ir šviesio santykis yra 400 kartų didesnis, nei Paukščių take. Galbūt dėl kokių nors reliatyvistinių efektų tikrasis ir regimasis spiečiaus išmatavimai gerokai skiriasi. Galbūt tokiais dideliais atstumais gravitacija veikia kitaip (t.y. reikia naudoti kitokią gravitacinės konstantos vertę). Galbūt antrasis Niutono dėsnis, kuriuo remiasi virialinė teorema, veikia kitaip (t.y. tiesiog negalima dėti net apytikrio lygybės ženklo tarp dviejų lygties pusių). Kai kurios iš šių hipotezių buvo greitai paneigtos – geresni artimų mums galaktikų stebėjimai patvirtino, jog žvaigždžių masių-šviesių santykiai skirtingose galaktikose beveik nesiskiria; detalūs kosmologiniai ir modeliai parodė, jog net ir patikslinus tolimų atstumų matavimus, neatitikimo problema išlieka. Kitos hipotezės davė pradžią alternatyvioms teorijoms (atitinkamai modifikuotosios gravitacijos, arba MOG, ir modifikuotosios Niutono dinamikos, arba MOND), kurios nors ir nėra tokios populiarios, kaip tamsiosios medžiagos teorija, bet nėra ir nenuginčijamai paneigtos. Apie jas papasakosiu straipsnio pabaigoje, o dabar toliau apie „trūkstamos masės problemą“, kaip šis reiškinys buvo vadinamas ilgą laiką.
Beveik keturis dešimtmečius po Cvikio atradimo galaktikų spiečiai buvo vienintelis tamsiosios materijos egzistavimo įrodymas, ir tikrai nelabai tvirtas. Bet septintojo dešimtmečio pabaigoje buvo sukurti žymiai geresni spektroskopai (prietaisai šviesos spektrams matuoti), kurie leido „pažvelgti“ į daugelio galaktikų žvaigždžių sukimąsi. Tą padarius, pastebėta, jog ir pavienėse galaktikose matoma medžiaga negali paaiškinti žvaigždžių judėjimo. Išskyrus pačius galaktikų centrus, žvaigždės juda beveik vienodais greičiais, nepriklausomai nuo atstumo iki centro. Tai reiškia (jei laikysime, kad Niutono dėsniai galioja), kad bet kurios galaktikos masė nuo centro iki kažkokio atstumo R yra tiesiogiai proporcinga R. Tačiau regimų žvaigždžių pasiskirstymas yra toli gražu ne toks. Centriniuose telkiniuose jis panašus, bet galaktikų diskuose ir žvaigždiniuose haluose masės yra gerokai per mažai. Vadinasi arba galaktikų išoriniuose regionuose žvaigždžių masės ir šviesio santykiai smarkiai didėja, arba egzistuoja kažkokia nematoma materija, paaiškinanti šią trūkstamą masę. Pirmasis variantas yra paneigtas detalių stebėjimų, taigi belieka antrasis. Beje, detalesni galaktikų spiečių stebėjimai taip pat rodo, jog spiečių centruose, kur galaktikų yra labai nedaug, masė išlieka didžiulė – vadinasi, tiesiog kitoks masės ir šviesio santykis rezultatų niekaip nepaaiškina. Čia teisingumo dėlei turėčiau pastebėti, kad septintajame dešimtmetyje prasidėjus stebėjimams Rentgeno spindulių diapazone, galaktikų spiečių centruose buvo aptikta daug karštų retų dujų, bet ir šios sudaro tik maždaug 15% masės, reikalingos paaiškinti dinaminiams efektams.
Tai kas vis dėlto tai per dalykas? Kur yra toji trūkstama masė? Vėlgi, egzistuoja du paaiškinimai. Vienas jų – trūkstama materija yra susikaupusi galaktikų pakraščiuose egzistuojančiose juodosiose skylėse, rudosiose nykštukėse ir kitokiuose objektuose, kurie yra masyvūs, kompaktiški ir beveik (arba visiškai) nespinduliuojantys, todėl neaptinkami teleskopais. Šis tamsiosios materijos „tipas“ vadinamas MACHO (angl. MAssive Compact Halo Objects). Šitoks aiškinimas susiduria su keletu problemų. Visų pirma, tokie objektai turėjo iš kažkur atsirasti, tas „kažkur“ turėjo būti žvaigždėdaros regionai, o tokie regionai dažnesni arčiau galaktikų centrų, taigi ir MACHO dažnesni turėtų būti galaktikų centruose (kur jų nereikia sukimosi kreivių aiškinimui), o ne haluose. Antra, net jei tokie objektai ir atsirastų haluose, laikui bėgant jie vis artėtų prie galaktikos centro, nes jų masė daugeliu atvejų turėtų būti didesnė už vidutinę žvaigždžių masę (šis procesas vadinasi dinaminiu masės išskirstymu); tiesa, galaktikos mastu šitoks procesas užtruktų ilgiau, nei dabartinis Visatos amžius, bet vis dėlto jis šiek tiek „trukdo“ MACHO teorijai. Ir trečia, MACHO būtų sudaryti iš barijonų (ar bent jau atsiradę iš barijoninės materijos), o kosmologiniai tyrimai bei stebėjimai nurodo, kad Didžiojo sprogimo metu susidariusių barijonų tankis tegalėjo būti tik 4-6% kritinio tankio, reikalingo „plokščiai“ Visatos geometrijai. Kadangi kiti stebėjimai rodo, jog Visatos tankis yra labai artimas kritiniam, o regimos materijos tankis lygus maždaug 4,7% kritinio tankio, tai reiškia, kad likusi Visatos dalis yra sudaryta iš nebarijoninės materijos.
Antrasis aiškinimas apie tamsiosios materijos prigimtį, šiuo metu priimamas daugumos mokslininkų, yra toks. Tamsioji medžiaga sudaryta iš nebarijoninių elementariųjų dalelių – galbūt masę turinčių reliktinių neutrinų (apie juos galima būtų rašyti atskirą straipsnį, tad čia nesiplėsiu), arba kažkokių visai kitų dalelių (keletas teorinių modelių joms duoda pavadinimus, pvz. aksijonai arba neutralinai, bet tai nėra svarbu šiam tekstui). Šios dalelės beveik arba visiškai nesąveikauja elektromagnetiškai, o jų poveikis kitai materijai yra tik gravitacinis. Tos dalelės bendrai vadinamos WIMPs (angl. Weakly Interacting Massive Particles – silpnai sąveikaujančios masę turinčios dalelės). Jų sankaupos, pradėjusios formuotis dar ankstyvojoje Visatoje, pavirto didžiuliais daugmaž (bet ne visiškai) sferiniais halais, kurių gravitacija pritraukė barijonus, o iš šių jau susidarė galaktikos ir jų spiečiai. O tie tamsiosios medžiagos halai evoliucionuoja kartu su besiformuojančiomis galaktikomis – taip atsiranda labai sudėtingos struktūros: bendras halas visam spiečiui, po atskirą halą kiekvienai galaktikai, dar vienas kitas mažesnis halas tiesiog plūduriuojantis ir pamažėle besisklaidantis, ir taip toliau. Taip pat kita kosmologinių struktūrų rūšis yra ilgos plonos gijos, nusidriekusios tarp didelių halų. Jose taip pat egzistuoja smulkesni dariniai – mažesni halai, kuriuose „gyvena“ pavienės galaktikos. Jei dar visiškai nesusipainiojote šituose pasakojimuose (o gal net jei ir susipainiojote), vaizdžiai šitai galite pamatyti filmuke žemiau.
„Aquarius“ projekto kosmologinių struktūrų formavimosi simuliacijos vizualizacija. Pradinis vaizdas daugmaž atitinka Visatos tamsiosios materijos pasiskirstymą netrukus po rekombinacijos, pabaiga – dabartį. Spalva nurodo tamsiosios materijos tankį (šviesesnės spalvos – didesnis tankis). Simuliacijoje nėra barijonų, taigi žvaigždžių ir galaktikų diskų čia nepamatysite.
Štai taip nepastebimai priėjau prie to, kad tamsioji materija yra labai svarbi kosmologijoje. Iš esmės jos svarba yra ta, kad jos yra žymiai daugiau, nei matomos medžiagos. Taip pat svarbu yra tai, kad su likusia materija ji sąveikauja tik gravitaciškai. Bet yra dar viena tamsiosios materijos savybė, nuo kurios priklauso jos „elgesys“. Tai – temperatūra. Pradėjus teoriškai nagrinėti WIMP modelius, gan greitai išsiskyrė dvi mokyklos – „karštosios“ tamsiosios materijos (hot dark matter, HDM) ir „šaltosios“ tamsiosios materijos (cold dark matter, CDM). Įdomu tai, kad šis mokslininkų pasidalijimas daugmaž atitiko ir to meto (septinto-aštunto dešimtmečio) politines realijas: HDM teorija buvo vystoma Sovietų sąjungoje, o CDM – kapitalistiniame pasaulyje. Temperatūra šiuo atveju nusako tamsiąją materiją sudarančių dalelių greičius. HDM atveju tie greičiai yra ultrareliatyvistiniai (dalelių kinetinė energija yra žymiai didesnė už jų rimties energiją mc^2) ir dalelės gali lengvai ir daugmaž tolygiai pasiskirstyti po visą Visatą. CDM atveju, priešingai, dalelės juda lėtai ir pasiskirsto mažiau tolygiai. Tamsioji materija beveik neturi galimybių atvėsti, nes energiją lengviausia prarasti spinduliuojant, o šiuo atveju tas neįmanoma. Taigi karšta tamsioji materija, pasiskirsčiusi gana tolygiai, ima trauktis į labai labai dideles struktūras – maždaug galaktikų superspiečių dydžio. Tose struktūrose po truputį ima rastis nauji, mažesni netolygumai, ir taip atsiranda galaktikų spiečiai (tiksliau jų halai), o paskui ir galaktikos. Toks struktūros formavimasis vadinamas hierarchiniu arba „iš viršaus žemyn“ (angl. top-down). Jei tamsioji materija yra šalta, pirminės susiformuojančios struktūros yra nedidelės – nykštukinių galaktikų dydžio arba dar mažesnės. Vėliau jos po truputį jungiasi vienos su kitomis ir taip susiformuoja galaktikų bei jų spiečių halai. Šitoks struktūros formavimasis vadinamas, niekad neatspėsit, „iš apačios aukštyn“ (angl. bottom-up).
Abi šios teorijos turi savų trūkumų. HDM niekaip negali paaiškinti, kodėl superspiečių dydžio halai turėtų „subyrėti“ į smulkesnius, nes nekintama dalelių energija neleidžia joms spiestis į vis smulkesnius objektus (priešingai nei, pavyzdžiui, žvaigždžių formavimosi metu, kai molekulinis debesis byra į gabaliukus, nes dujos sėkmingai vėsta). Būtent dėl šitos priežasties HDM modeliai buvo atmesti. Juos bandyta „gelbėti“ įvedant maišytą arba „šiltą“ tamsiąją materiją, kuri pirmu atveju susidėtų iš HDM ir CDM mišinio, o antru atveju jos energija būtų tiksliai tokia, kad vėsimo dėl dinaminių procesų pakaktų suformuoti smulkiosioms kosmologinėms struktūroms. Tačiau abu šie variantai nėra pranašesni už CDM modelius, taigi vienas po kito buvo daugelio mokslininkų atmesti. Maišytos tamsiosios materijos modelis kurį laiką atrodė visai neblogas, bet vėliau jį nurungė tamsiosios energijos ir CDM (dar vadinamas ΛCDM, arba konkordacinis) modelis.
CDM trūkumų turi du, kurių neišsprendžia ir tamsiosios energijos įvedimas. Pirmasis – tai galaktikų centrai. Teoriniai skaičiavimai bei skaitmeniniai modeliai sako, jog tamsioji materija galaktikų centruose turėtų būti žymiai tankesnė (turėti centrinį „kūpsnį“), nei galime spręsti iš stebėjimų (kurie rodo vienodo tankio tamsiosios materijos „šerdį“). Šią problemą galbūt išspręstų tinkamas barijoninės materijos įvedimas į teorinius modelius, bet kol kas to dar nėra padaryta, taigi spėlioti kiek per anksti. Kita problema yra ta, kad vėlgi teorija numato žymiai daugiau nykštukinių galaktikų, nei matome stebėjimuose. Šią problemą galbūt išspręstų šiek tiek didesnė dalelių energija, bet spėlioti vėlgi per anksti.
Atidesnis skaitytojas šioje vietoje galbūt paklaus, kaip čia yra, kad taip laisvai kalbu apie „didesnę dalelių energiją“ ir panašiai. Taip pat galbūt pastebės, kad neskaitant užsiminimo apie MACHO ir WIMP takoskyrą, taip ir nepaaiškinau, kas per dalykas yra ta tamsioji materija. Pastebėjimai visiškai teisingi, klausimas taip pat geras. Atsakymas yra dvejopas. Visų pirma, tai iš kosmologinio požiūrio taško nėra svarbu, kokios konkrečiai dalelės sudaro CDM, svarbu, kad jos egzistuotų. Tiksli masė ar kitos savybės neturi didelės reikšmės, jei tik tos dalelės yra tikrai silpnai sąveikaujančios. Na o iš dalelių fizikos pusės tai žinios ne tokios geros. Paprasčiausiai niekas nežino, kokios dalelės gali būti tie WIMPai. Tai nereiškia, kad niekas neturi net minčių, bet visos tos mintys yra grynai teorinės ir labai nepatvirtintos. Beje, dalelių fizikoje nusimanau gerokai mažiau, nei astrofizikoje, bet tai, ką žinau, pasistengsiu išdėstyti, kad ir vien tik dėl apžvalgos išbaigtumo.
Pagal apibrėžimą WIMP dalelės turi masę, bet labai silpnai sąveikauja su kita materija. Ta sąveika pasireiškia beveik vien tik gravitaciškai. Taip pat galbūt dar ir silpnąja atomine sąveika (t.y. dalelės gali skilti ar kisti į kitas elementariąsias daleles, panašiai kaip neutronai gali virsti protonais), kuri yra daugybę kartų silpnesnė už elektromagnetinę ir stipriąją atominę. Pastarosiomis dviejomis sąveikomis WIMPai arba išvis nesąveikauja, arba sąveikauja labai retai, taip, kad šių sąveikavimų stipris vidutiniškai neviršija silpnosios sąveikos. Šias savybes atitinka keletas dalelių, iš kurių tik viena yra tikrai aptikta, o kitos – tik teoriškai numatytos. Aptiktoji dalelė – tai (anti)neutrinas, kuris sukuriamas beta skilimų metu (tų pačių, kurių metu neutronas virsta protonu, „išmesdamas“ elektroną ir elektrono-antineutriną). Nėra tiksliai nustatyta, ar neutrinai turi rimties masę, tačiau jei turi, tai labai mažą. Tai sukelia problemų – tipinės neutrinų energijos yra gerokai didesnės už jų rimties masės energiją, taigi jie yra „karšti“. Nėra žinoma net teorinių būdų, kaip galėjo atsirasti mažos energijos, „šalti“ neutrinai. Taigi neutrinai galėtų būti karštosios tamsiosios materijos dalelės, tačiau HDM modelis buvo sėkmingai sukritikuotas ir paneigtas jau senokai (žr. aukščiau).
Kitos galimos WIMP dalelės, kurios būtų šaltos, taip pat turi turėti ir didelę rimties masę, nes priešingu atveju vėl teoriškai nebūtų įmanoma paaiškinti jų „šaltumo“. „Didelė masė“ elementariųjų dalelių fizikos terminais yra didesnė nei protono ar neutrono masė. Tos masės yra matuojamos energijos vienetais elektronvoltais (žymima eV; vienas eV – tai elektrono krūvis, padaugintas iš vieno volto įtampos, ir lygus 1,6 * 10^-19 J, t.y. labai labai mažai); norint išreikšti masę kilogramais ir panašiais įprastais vienetais, tereikia energiją padalinti iš šviesos greičio kvadrato. Taigi protonų ir neutronų masės yra maždaug 930 megaelektronvoltų (MeV), o WIMP dalelių ieškoma 10-1000 GeV ruože (1 GeV = 1000 MeV = 1 milijardas eV). Bet, kaip jau minėjau, tokių dalelių nėra aptikta. Jos (bent jau ilgaamžiai, t.y. egzistuojantys ilgiau nei menkas sekundės dalis, prieš suskildami į kitus, variantai) neegzistuoja standartiniame dalelių fizikos modelyje, kuris yra išsamiausias mums žinomų dalelių ir jų tarpusavio sąveikų modelis. „Žinomų“ šiuo atveju reiškia „aptiktų“, nes yra ne vienas ir ne du standartinio modelio teoriniai praplėtimai. Mūsų atveju įdomus praplėtimas yra supersimetrijos teorija, kuri teigia, jog kiekvienas fermijonas ir bozonas (du elementariųjų dalelių tipai) turi po „superpartnerį“ atitinkamai bozoną arba fermijoną. Šios dalelės kol kas nebuvo aptiktos, tyrinėjant energijas iki ~120 GeV, bet tikimasi, kad Didžiojoje hadronų daužyklėje (t.y. LHC) pavyks jų aptikti. Viena iš šių dalelių, vadinama neutralinu (arba kartais fotinu), turėtų būti stabili ir galėtų sudaryti tamsiąją materiją. Kaip bus iš tiesų – parodys ateitis.
Šitų dalelių pėdsakų tikimasi aptikti ne tik laboratorijose. Teoriniai skaičiavimai rodo, kad nors su paprasta materija jos sąveikauja labai silpnai, bet tarpusavyje turėtų sąveikauti stipriau. Tas sąveikavimas gali pasireikšti susidūrimais ir anihiliacija, kurios metu sukuriami gama spinduliai. Tokio gama spindulių „rūko“ ieškoma Fermi teleskopu mūsų Galaktikos centro link, kur tamsiosios materijos tankis turėtų būti didžiausias. Kažkas panašaus lyg ir aptinkama, bet rezultatai yra dar labai nauji, taigi jų interpretacijos dar reikės palaukti. Taip pat yra kiti stebėjimų centrai Žemėje, kuriuose bandoma aptikti tuos labai retus atvejus, kai tamsiosios materijos dalelės reaguoja su paprasta materija. Prieš metus viename tokiame detektoriuje Minesotoje buvo užfiksuoti du signalai, lyg ir atitinkantys tamsiosios materijos sąveiką. Visgi geriau paanalizavus nustatyta, jog tikimybė, kad tai tikrai tamsiosios materijos požymiai, yra tik maždaug 50% – neužtektina, kad būtų pripažinta. Tačiau tokie duomenys suteikia vilties, kad greitai pavyks gauti ir geresnių ir pagaliau išsiaiškinsime, kas per dalykas yra tie WIMPai.
Atrodo, apžvelgiau visus svarbiausius su tamsiąja materija susijusius dalykus. Pabaigoje trumpai pristatysiu dvi pagrindines alternatyvas, kurias minėjau aukščiau – MOG ir MOND. Modifikuotoji gravitacija, dar vadinama „skaliarų-tenzorių-vektorių gravitacija“ (scalar-tensor-vector gravity arba STVG) yra teorija, kuri teigia, jog gravitacija yra ne vienetinė „jėga“ (ar erdvėlaikio iškreiptumas, ar potencialinis laukas), bet sudaryta iš keleto atskirų dedamųjų, kurių santykinis stiprumas priklauso nuo atstumo iki šaltinio. Taigi arti taškinio masyvaus kūno gravitacija yra tokia pati, kaip ir paprastoje Niutono mechanikoje (ar, dar arčiau, bendrojoje reliatyvumo teorijoje), bet labai toli ji yra gerokai stipresnė. Tai paaiškina ir greitesnį objektų sukimąsi galaktikų pakraščiuose, nes būtent tokiais atstumais ir pasireiškia gravitacijos „sustiprėjimas“. Taip pat šita teorija paaiškina ir kai kuriuos kosmologinius stebėjimus, tačiau susiduria su problemomis, tyrinėjant masės pasiskirstymą galaktikų spiečiuose.
MOND teorija teigia, jog antrasis Niutono dėsnis (kūno įgyjamas pagreitis lygus kūną veikiančiai jėgai, padalintai iš kūno masės) negalioja kai pagreičiai yra labai labai maži. Tokiais atvejais kūnų inertiškumas (kuris Niutono mechanikoje lygus masei) sumažėja proporcingai pagreičiui ir iš to išsiveda nuo atstumo nepriklausomas galaktikų žvaigždžių sukimosi greitis. Ši teorija susiduria su daugybe problemų – neatitikimas bendrajai reliatyvumo teorijai, judesio kiekio tvermės dėsnio pažeidimas, ir taip toliau. Praeitame dešimtmetyje ji buvo išvystyta į realityvistinį variantą TeVeS (tenzorių-vektorių-skaliarų teorija), kuris išsprendė nemažą dalį problemų. Visgi ši teorija dabar kartais naudojama tyrinėjant žvaigždžių spiečius ir panašias nedideles struktūras, bet ne Visatos sandarą.
Ir pagaliau po šito ilgo žodžių kratinio tikrai priėjome prieš pabaigos. Ar egzistuoja tamsioji materija? Dauguma mokslininkų mano, kad taip, bet šimtu procentų užtikrinti dar nesame. Vienas pažįstamas šioje srityje dirbantis astrofizikas sakė, kad „jei per 10 metų nebus aptikta WIMP savybes atitinkanti elementarioji dalelė, aš pripažinsiu, kad tamsioji materija neegzistuoja“. Manau, kad jis toks ne vienas. Taigi belieka palaukti dešimtmetį ir sužinosime, kaip čia viskas bus. O kol kas galiu tik tikėtis, kad sugebėjau šiek tiek nušviesti šią tamsią Visatos pusę.