Tamsiosios materijos paieškos

Turbūt nė savaitė nepraeina astrofizikos pasaulyje be eilinio pranešimo, susijusio su tamsiąja materija. Tai kažkas paneigė jos egzistavimą, tai atrado naujų paaiškinimų apie jos savybes, tai sugalvojo naują būdą aptikti, tai dar kas nors panašaus. Ir visgi, nepaisant dešimtmečius trunkančių tyrimų bei ginčų, kol kas nežinome nei iš ko ji susideda, nei ar apskritai egzistuoja. O tyrimų įvairovė – tikrai didžiulė, nuo detektorių giliai po žeme iki kosminių misijų.

Šis tekstas neegizstuotų, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jiems! Jei manote, kad mano tekstai verti paramos, prie jų prisidėti galite ir jūs.

Apskritai apie tamsiąją materiją – medžiagą, kurios Visatoje yra labai daug, bet kurios negalime pamatyti per teleskopus – pradėta kalbėti beveik prieš šimtą metų. 1933 metais, stebėdamas Garbanų spiečių sudarančių galaktikų judėjimą, šveicarų astronomas Fritzas Zwicky'is apskaičiavo, jog spiečiaus masė yra bent 400 kartų didesnė, nei būtų galima spręsti vien iš matomų galaktikų šviesio. Panašiu metu olandas Janas Oortas apskaičiavo, kokiu greičiu Saulė juda aplink Paukščių Tako centrą ir nustatė, kad Paukščių Tako masė, esanti tarp centro ir Saulės orbitos, turėtų būti bent dvigubai didesnė, nei galima spręsti iš žvaigždžių šviesos. Zwicky'is sugalvojo ir pavadinimą „tamsioji materija“.

Garbanų spiečius. ©Russ Carroll, Robert Gendler, & Bob Franke; Dan Zowada Memorial Observatory

Kurį laiką – net kelis dešimtmečius – šiems atradimams nebuvo skiriama labai daug dėmesio. Supratimas apie galaktikų sandarą, žvaigždžių įvairovę, tarpžvaigždinės medžiagos savybes ir kitus svarbius procesus buvo gana prastas, tad potencialių paaiškinimų neatitikimui tarp galaktikų masės ir šviesio buvo daug. Galbūt Garbanų spiečiaus galaktikose yra daug žvaigždžių liekanų, kurios nespinduliuoja, bet turi masę? Gal ten esančios žvaigždės apskritai yra kitokios, todėl vidutiniškai spinduliuoja daug silpniau, nei Saulė, kuri buvo naudojama kaip atskaitos taškas masės ir šviesio sąryšiui? Gal tose galaktikose yra daug labai šaltų ar labai karštų dujų, kurių skleidžiama regimoji spinduliuotė palyginus silpna? Egzotiška materijos forma buvo toli gražu ne vienintelis, ir ne labiausiai tikėtinas, paaiškinimas.

Situacija pradėjo keistis po pusšimčio metų, sukūrus pakankamai tikslius prietaisus, kuriais buvo galima matuoti pavienių galaktikų sukimosi kreives. Sukimosi kreivė yra sąryšis tarp atstumo nuo galaktikos centro ir tipinio greičio, kuriuo tokiu atstumu esančios žvaigždės sukasi aplink galaktikos centrą. Aštuntojo dešimtmečio pabaigoje ir devintojo pradžioje, daugiausiai amerikietės Veros Rubin pastangomis, buvo išmatuotos dešimčių galaktikų sukimosi kreivės. Ir jos visiškai neatitiko prognozių, gaunamų iš galaktikų šviesio pasiskirstymo. Apskritimu judančios žvaigždės greičio kvadratas yra tiesiogiai proporcingas masei nuo galaktikos centro iki žvaigždės orbitos ir atvirkščiai proporcingas atstumui iki centro. Galaktikų šviesis yra susitelkęs jų centruose, tad jei masė būtų pasiskirsčiusi taip pat, žvaigždžių sukimasis tolstant nuo centro turėtų lėtėti, nes bendra masė augtų gerokai lėčiau, nei atstumas. Tačiau realiose galaktikose žvaigždžių judėjimo greitis tolstant nuo centro beveik nemažėja, o kartais net ir šiek tiek auga. Paprasčiausia tokio rezultato interpretacija – galaktikos turi nematomus, tamsiosios materijos, halus, kurie yra gerokai masyvesni ir gerokai labiau pasklidę už regimosios materijos telkinius centruose.

Paukščių Tako schematiškas vaizdas; mėlynas debesis, gaubiantis Galaktiką – tamsiosios materijos halas. ©ESO/L. Calçada

Tiesa, interpretacijų gali būti ir kitokių. Dvi pagrindinės alternatyvos vadinamos Modifikuotos Niutono dinamikos bei Modifikuotos gravitacijos teorijomis. Pagal pirmąją iš jų, labai mažą pagreitį turintys objektai jaučia kitokią jėgą, nei įprastomis (klasikinėmis, arba niutoninėmis) sąlygomis. Pagal antrąją, labai dideliais atstumais gravitacijos jėga silpsta ne atvirkščiai proporcingai atstumo kvadratui, o lėčiau. Abi hipotezės gali paaiškinti galaktikų sukimosi kreivių duomenis. Per kelis dešimtmečius šios teorijos paaiškino ir daugiau galaktikų stebėjimų rezultatų, kurie įprastai aiškinami tamsiąja materija, o kai kuriuos rezultatus paaiškina netgi geriau. Iš kitos pusės, yra daugybė stebėjimų, kurie alternatyvioms teorijoms neįkandami.

Pagrindinis skirtumas tarp tamsiosios materijos ir alternatyvių modelių yra tas, kad alternatyvūs modeliai teigia, jog mes matome visą ar beveik visą egzistuojančią materija, tiesiog jos poveikis aplinkai yra stipresnis, nei teigia Niutono mechanika ir bendroji reliatyvumo teorija. Atskirti šias teorijas padeda tikslesnis nustatymas, kaip iš tiesų pasiskirsčiusi medžiaga Visatoje, o tą padaryti leidžia gravitacinio lęšiavimo stebėjimai. Bet koks masės telkinys iškreipia aplink esantį erdvėlaikį, todėl pro jį lekiantys fotonai irgi šiek tiek nukrypsta nuo tiesių trajektorijų (tiksliau sakant, jie juda tiesiai aplinkinės erdvės atžvilgiu, bet erdvė yra iškreipta). Galaktikų spiečiai iškreipia fotonų trajektorijas pakankamai, kad toli už jų esančių galaktikų atvaizdai pavirsta arkomis, pasidalina į kelias kopijas ir suformuoja kitokias charakteringas figūras. Turint gravitaciškai lęšiuotą vaizdą, įmanoma, nors ir nelengva, apskaičiuoti, kaip pasiskirsčiusi lęšiuojanti masė. Ir šie skaičiavimai parodo, kad spiečiuose masė išsidėsčiusi kitaip, nei galima spręsti vien iš švytinčios medžiagos – žvaigždžių bei dujų – pasiskirstymo. Šie rezultatai yra bene tvirčiausias, nors ir netiesioginis, įrodymas, kad tamsioji materija egzistuoja.

Tamsiosios materijos halai (mėlyna spalva), identifikuoti šešiuose spiečiuose pagal gravitacinio lęšiavimo signalus. Tamsiosios materijos pasiskirstymas visiškai nesutampa su regimosios. ©NASA, ESA, D. Harvey, R. Massey
Tamsiosios materijos halai (mėlyna spalva), identifikuoti šešiuose spiečiuose pagal gravitacinio lęšiavimo signalus. Tamsiosios materijos pasiskirstymas visiškai nesutampa su regimosios. ©NASA, ESA, D. Harvey, R. Massey

Dar vienas įrodymas, kad ne visa materija Visatoje yra barioninė, ateina iš kosminės foninės spinduliuotės bei didelio masto Visatos struktūrų stebėjimų. Kosminė foninė spinduliuotė yra Visatos struktūros, egzistavusios praėjus vos 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, atspindys. Šiltesni ir šaltesni regionai joje atitinka didesnio ir mažesnio tankio sritis, kurios vėliau virto, atitinkamai, galaktikų spiečiais ir kosminėmis tuštumomis. Kosminių struktūrų stebėjimai leidžia pamatyti, kaip spiečiai ir tuštumos yra pasiskirstę aplinkinėje Visatoje ir kaip jų pasiskirstymas kito per milijardus metų iki dabarties. Tamsioji ir įprasta materija skirtingai sąveikauja tarpusavyje ir su aplink esančiais fotonais, todėl ir struktūros evoliucija priklauso nuo įprastos ir tamsiosios medžiagos kiekio Visatoje. Pavyzdžiui, įprastos materijos telkiniai kauptis ir augti pradėjo tik po kosminės foninės spinduliuotės atsiskyrimo, o tamsiosios materijos – anksčiau. Masyviausi galaktikų spiečiai yra tokie masyvūs, kad nebūtų spėję susiformuoti, jei imtų augti tik praėjus 380 tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo. Taigi Visatoje turi egzistuoti daug materijos, kuri nesąveikauja su spinduliuote ir galėjo pradėti kauptis į telkinius dar prieš foninės spinduliuotės atsiskyrimą. Pačioje foninėje spinduliuotėje matomi šiltesni ir šaltesni plotai irgi būtų kitokie, jei Visatos sandara būtų kitokia. Šiuos skirtumus labai vaizdžiai pamatyti galima pasinaudojus foninės spinduliuotės modeliavimo įrankiu, paremtu Planck teleskopo surinktais rezultatais ir geriausiu šiandieniniu supratimu apie Visatos sandarą.

Kosminės foninės spinduliuotės netolygumų intensyvumo duomenys (raudoni taškai) ir keturių modelių su skirtingu įprastos medžiagos kiekiu prognozės (linijos). Duomenis atitinka modelis, kuriame įprastos materijos Visatoje yra tik 4,6% (čia vaizduojami maždaug dešimties metų senumo duomenys, dabartiniai rezultatai šį skaičių šiek tiek padidino, bet nežymiai). Horizontalioje ašyje atidėtas netolygumų erdvinis mastelis – skaičius reiškia maždaug tai, kiek tam tikro dydžio apskritimų galima sutalpinti į dangaus pusiaujo juostą: 225 atitinka 0,8 laipsnio skersmens netolygumus. Vertikalioje ašyje yra netolygumų amplitudė, t. y. tipinis skirtumas tarp šilčiausių ir šalčiausių vietų tokiu masteliu. ©NASA/WMAP

Taigi, netiesioginių įrodymų apie tamsiosios materijos egzistavimą yra daug. Pakankamai daug, kad astronomai laikytų šį paaiškinimą tikėtiniausiu ir artimiausiu teisybei, lyginant su visomis alternatyvomis. Dažniausiai astronominiuose tyrimuose, kurie nėra skirti būtent kosmologinio modelio patikrinimui, daroma prielaida, jog Visata ir yra tokia, kaip aiškinama standartiniame kosmologijos modelyje – susidedanti iš maždaug 5% įprastos materijos, maždaug 27% tamsiosios materijos ir maždaug 68% tamsiosios energijos.

Ir visgi tai nėra vienareikšmiškas įrodymas, kad tamsioji materija tikrai egzistuoja. Galų gale, net jei priimame kaip tiesą teiginį, kad ji egzistuoja, vis dar lieka neaišku, iš ko ji susideda. Tam jau reikia aptikti tamsiąją materiją tiesiogiai, o to padaryti kol kas nepavyko. Bet ne dėl to, kad nebūtų bandoma.

Dabartiniai plačiausi priimti teoriniai modeliai teigia, kad tamsioji materija yra tam tikros elementariosios dalelės. Jos turi masę ir sąveikauja gravitaciškai – ir tarpusavyje, ir su įprasta materija. Taip pat jos sąveikauja silpnąja branduoline sąveika, todėl gali skilti į kitas daleles. Dėl šios priežasties jos vadinamos silpnai sąveikaujančiomis masyviomis dalelėmis (angl. Weakly interacting massive particles, arba WIMPs). Kitais būdais – elektromagnetiškai ar stipriąja branduoline sąveika – jos nesąveikauja, todėl neskleidžia spinduliuotės, neformuoja atomų ir kitokių struktūrų. Nors ryšiai tarp WIMPų ir įprastos materijos yra labai silpni, juos iš principo turėtų būti įmanoma išmatuoti. Toks išmatavimas būtų tiesioginis įrodymas, kad šios dalelės egzistuoja, o nustačius jų savybes eksperimentiškai būtų galima patikrinti ir teorinius modelius, aprašančius tamsiosios materijos savybes ir poveikį Visatai.

Tamsiosios materijos dalelių ieškoti ir jų savybes nustatyti galima iš principo dviem būdais. Vienas iš jų yra netiesioginis: bandoma ieškoti jų tarpusavio anihiliacijos padarinių. Jei tamsioji materija sudaro didžiąją galaktikų masės dalį, tai galaktikų centruose WIMPų tankis turėtų būti didžiulis. Kartais jie turėtų susidurti tarpusavyje ir anihiliuoti, išspinduliuodami gama spindulus. Nykštukinėse galaktikose šis signalas turėtų būti ypač aiškus, nes ten barioninės medžiagos yra santykinai dar mažiau, nei didelėse. Tokios paieškos vykdomos apie dešimt metų, daugiausiai kosminiu teleskopu Fermi bei antžeminiu detektoriumi HESS, bet kol kas vienareikšmiško atsakymo nedavė. Paukščių Tako centro stebėjimus galima paaiškinti kitais gama spindulių šaltiniais, o nykštukinių galaktikų duomenys atrodo daug žadantys, bet vis dar nepakankami, kad būtų galima kalbėti apie naujos dalelės aptikimą.

Žemėje šiuo metu veikia ne vienas eksperimentas, kuriuo bandoma WIMPus aptikti tiesiogiai. Jų visų principas yra gana panašus – tam tikras detektorius yra gerai izoliuojamas nuo aplinkos poveikio ir bandoma užfiksuoti jį sudarančių dalelių sąveikas su pro šalį lekiančiomis tamsiosios materijos dalelėmis. Naudojami keli detektorių tipai:

- Šalti kristalai ir superlaidūs sensoriai. Kristalai atšaldomi iki labai žemos temperatūros, kad būtų kuo mažiau vibracijų dėl šiluminio dalelių judėjimo. Aplink kristalą išdėstomi sensoriai, atšaldyti iki temperatūros, kurioje jie tampa superlaidžiais, t. y. praktiškai praranda elektrinę varžą. Tamsiosios materijos dalelė, sąveikaudama su kristalu, jį šiek tiek sušildo, šiluma perduodama sensoriui, pakyla sensoriaus temperatūra ir superlaidumas pranyksta. Varžos padidėjimas yra labai lengvai užfiksuojamas pokytis, todėl detektorius gali aptikti net ir silpnas sąveikas.

- Scintiliuojančios medžiagos. Kai kurios inertinės dujos, pavyzdžiui argonas ar ksenonas, ir kai kurie kristalai, susidūrę su pro šalį lekiančia dalele, įgytą energiją išspinduliuoja. Tokį žybsnį galima aptikti jautriais fotodetektoriais. Priklausomai nuo sistemos, gali būti įmanoma netgi nustatyti, iš kurios pusės atlėkė energinga dalelė.

Bet kuriuo atveju, detektuojančios medžiagos turi būti kuo daugiau, nes sąveikos, jei ir vyksta, yra labai retos. Didžiausi detektoriai šiuo metu yra pusketvirtos tonos skysto ksenono turintis XENON1T, įrengtas Italijoje, Gran Sasso laboratorijoje. JAV, Pietų Dakotos valstijoje Sanford požeminėje laboratorijoje esantis LUX eksperimentas šiuo metu naudoja 700 kilogramų masės detektorių, bet ten planuojama įrengti dešimt kartų didesnį. Kinijoje, Džinping požeminėje laboratorijoje įrengtas PandaX šiuo metu yra mažesnis už pirmus du, tik su 500 kilogramų ksenono, bet jų planai – didžiausi: naujos kartos detektoriuje ketinama turėti net 30 tonų ksenono.

Pagrindinis XENON1T detektorius. ©XENON collaboration

Kristalus naudojantys detektoriais – scintiliuojanti DAMA/LIBRA, ultrašalti CRESST (abu Gran Sasso laboratorijoje), CoGENT (Soudan kasykloje JAV) ir EDELWEISS (Prancūzijoje) yra gerokai mažesnės masės, bet panašaus jautrumo. Visų detektorių jautrumas sąveikoms priklauso nuo hipotetinių dalelių masės ir yra didžiausias ties tam tikra charakteringa mase, dažniausiai siekiančia apie 20-100 GeV. GeV, arba gigaelektronvoltas, yra energijos, o kartu ir masės, matas, naudojamas dalelių fizikoje. 1 GeV atitinka maždaug 2\times10^{-27} kg masę; neutrono ir protono masės yra truputį mažesnės už 1 GeV, elektrono masė – 2000 kartų mažesnė. Teoriniai modeliai prognozuoja, kad WIMPų masės turi būti bent kelias dešimtis ar šimtus kartų didesnės už neutronų ir protonų, taigi detektoriai kuriami stengiantis pasiekti didžiausią jautrumą būtent šiame masės intervale. Jei dalelės yra masyvesnės, jų pro detektorių pralekia mažiau, todėl jautrumas sumažėja; jei dalelių masė mažesnė, kiekviena sąveika sukurtų gerokai silpnesnį efektą, kurį darosi sunku atskirti nuo aplinkos triukšmo, taigi jautrumas taip pat sumažėja.

Sąveikos tarp dviejų dalelių stiprumas paprastai įvardinamas kaip skerspjūvio plotas. Tokį apibūdinimą suprasti nesunku, nes jis remiasi intuityviu, buitiniu, „sąveikos“ supratimu. Jei turime tam tikro ploto taikinį ir metame į jį kamuoliuką (ar strėlytę, ar šauname kulka, ar dar kaip nors bandome pataikyti), sąveika tarp jų įvyks tokiu atveju, jei kamuoliukas fiziškai pataikys į taikinio plotą. Sąveika tarp dalelių priklauso nuo atstumo, kuriuo jos pralekia viena pro kitą; kuo atstumas mažesnis, tuo sąveika stipresnė. Tokią nuo atstumo priklausančią sąveiką galima išreikšti kitaip – tarsi sąveiką, veikiančią tik tam tikru atstumu vienodai stipriai, o už šio nuotolio nebeveikiančią visai. Būtent toks perskaičiavimas ir duoda atstumą, kurį pavertę į skritulio plotą gauname sąveikos stiprumo matą.

Kol kas geriausi paieškų rezultatai yra pernai paskelbti XENON1T eksperimento duomenys. Jie, kaip ir visi kiti eksperimentai iki šiol, neaptiko tvirtų WIMPų egzistavimo požymių. Tačiau nustatyta, kad jei WIMPai ir egzistuoja, ir jei jų masė yra 20-100 GeV intervale, tai sąveikos su protonais skerspjūvio plotas negali viršyti 10^{-46} kvadratinių centimetrų. Šis plotas atitinka maždaug 6\times 10^{-24} cm atstumą – tai yra 15 milijonų kartų mažiau, nei protono spindulys. Taigi tamsiosios materijos dalelės laksto kiaurai protonus.

XENON1T eksperimento rezultatai 2017 metų pradžioje. Stora juoda linija žymi 90% tikimybės rezultatą (t. y. WIMPų sąveikos skerspjūvio plotas yra mažesnis už juodą liniją su 90% statistiniu patikimumu), žalia ir geltona juostos – galimas instrumentų paklaidas. Kitos linijos – kitų eksperimentų duomenys.
XENON1T eksperimento rezultatai 2017 metų pradžioje. Stora juoda linija žymi 90% tikimybės rezultatą (t. y. WIMPų sąveikos skerspjūvio plotas yra mažesnis už juodą liniją su 90% statistiniu patikimumu), žalia ir geltona juostos – galimas instrumentų paklaidas. Kitos linijos – kitų eksperimentų duomenys.

Prieš penkerius metus buvo paskelbti labai įdomūs rezultatai, gauti DAMA/LIBRA detektoriumi Italijoje. Septynerių metų duomenyse aptiktas signalas, kintantis vienerių metų periodu. Labai atidžiai patikrinus šį rezultatą, nebuvo nustatyta jokių aplinkos faktorių, kurie galėtų jį sukelti, tad tyrimo autoriai buvo linkę teigti, kad svyravimas vyksta dėl besikeičiančio greičio, kuriuo Žemė juda pro Galaktikos tamsiosios materijos halą. Halas turėtų būti beveik statiškas, o Žemė, besisukdama aplink Saulę, pro jį kartais juda greičiau, kartais – lėčiau. Mažesnis judėjimo greitis leidžia dalelėms stipriau sąveikauti su detektoriumi, todėl ir stebima signalo moduliacija. Deja, kiti eksperimentai jokio panašaus signalo neaptiko, o naujausi, šių metų, duomenys iš DAMA/LIBRA taip pat paneigia ankstesnę interpretaciją. Nors moduliacija vis dar matoma, jos savybės neatitinka tikėtinų tamsiosios materijos signalo savybių.

Taigi kol kas bandymai tiesiogiai aptikti tamsiosios materijos daleles vaisių nedavė. Tai nėra įrodymas, kad tamsioji materija neegzistuoja, bet tokių įtarimų kyla. Kuo ilgiau WIMPai nebus atrasti, tuo tie įtarimai stiprės. Ir nors kol kas alternatyvaus paaiškinimo visiems netiesioginiams įrodymams nėra, ateityje toks gali būti sukurtas. Galbūt netgi bus sugalvoti eksperimentai, galintys patikrinti alternatyvių paaiškinimų teisingumą, ir tamsiosios materijos modelio reikės atsisakyti. Tada tektų permąstyti visą kosmologijos teoriją – tai būtų panašaus lygio sukrėtimas, kaip prieš du dešimtmečius atrastas greitėjantis Visatos plėtimasis. Viską parodys laikas ir daugiau stebėjimų bei eksperimentų.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *