Tumšā matērija – viena no lielākajām mūsdienu astrofizikas un kosmoloģijas mīklām. Lai gan tā veido lielāko Visuma matērijas daļu, tās būtība joprojām nav skaidra. Tumšā matērija neizstaro, neuzsūc un neatstaro redzamo gaismu, tāpēc tā ir "neredzama" (angļu val. “dark”) teleskopiem, kas balstās uz elektromagnētisko starojumu. Tomēr tās gravitācijas ietekme uz galaktikām, galaktiku kopām un Visuma lielo struktūru ir nenoliedzama.
Šajā rakstā apskatīsim:
- Vēsturiskas norādes un agrīnie novērojumi
- Pierādījumi no galaktiku rotācijas līknēm un kopām
- Kosmoloģiskie un gravitācijas lēcas dati
- Tumšās matērijas daļiņu kandidāti
- Eksperimentālās meklēšanas metodes: tiešās, netiešās un paātrinātāji
- Izvēlēti jautājumi un nākotnes perspektīvas
1. Vēsturiskas norādes un agrīnie novērojumi
1.1 Fritzs Zvickijs un trūkstošā masa (1930. gadi)
Pirmo nopietno norādi par tumšo matēriju sniedza Fritzs Zvickijs 1930. gados. Pētot Komas galaktiku kopas, Zvickijs mērīja kopas locekļu ātrumus un pielietoja virialo teorēmu (kas saista saistītas sistēmas vidējo kinētisko enerģiju ar potenciālo enerģiju). Viņš konstatēja, ka galaktikas pārvietojas tik ātri, ka kopa būtu izkliedējusies, ja tajā būtu tikai zvaigžņu un gāzu masa, ko varam redzēt. Lai kopa saglabātos gravitacionāli saistīta, bija nepieciešama liela "trūkstošā masa", ko Zvickijs nosauca par "Dunkle Materie" (vāciski "tumšā matērija") [1].
Secinājums: Galaktiku kopās ir ievērojami vairāk masas nekā redzams – tas liecina par milzīgas neredzamas sastāvdaļas esamību.
1.2 Agrīna skepses fāze
Daudzus gadu desmitus daļa astrofiziķu piesardzīgi vērtēja domu par milzīgiem daudzumiem neredzamās matērijas. Daži sliecās uz alternatīviem skaidrojumiem, piemēram, bagātīgiem miglainu zvaigžņu vai citu vāju objektu kopumiem vai pat gravitācijas likumu modifikācijām. Tomēr, pieaugot pierādījumiem, tumšā matērija kļuva par vienu no kosmoloģijas pamatprincipiem.
2. Pierādījumi no galaktiku griešanās līknēm un kopām
2.1 Vera Rubina un galaktiku griešanās līknes
Izšķirošs pavērsiens notika 20. gadsimta 70. un 80. gados, kad Vera Rubina un Kents Fords mērīja spirālveida galaktiku griešanās līknes, tostarp Andromedas galaktikas (M31) [2]. Balstoties uz Ņūtona dinamiku, zvaigznes, kas atrodas tālu no galaktikas centra, vajadzētu kustēties lēnāk, ja lielākā daļa masas koncentrēta centrālajā izciluma (kodola) zonā. Tomēr Rubina atklāja, ka zvaigžņu griešanās ātrumi saglabājās nemainīgi vai pat palielinājās daudz tālāk nekā redzamā galaktikas matērija.
Secinājums: Galaktiku apkārtnē ir izplatīti “neredzamās” matērijas haloji. Šīs plakanās griešanās līknes būtiski pastiprināja teoriju, ka pastāv dominējošs, nespīdošs masas komponents.
2.2 Galaktiku kopas un “Lodes kopa”
Papildu pierādījumi iegūti no galaktiku kopu dinamikas pētījumiem. Papildus jau agrāk Zwicky pētītajai Komas kopai, mūsdienu mērījumi rāda, ka masa, kas noteikta no galaktiku ātrumiem un rentgena starojuma datiem, arī pārsniedz tikai redzamo matēriju. Īpaši iespaidīgs piemērs ir Lodes kopa (1E 0657–56), novērota galaktiku kopu sadursmē. Šeit lēšošanas veidā (no gravitācijas lēšošanas) noteiktā masa skaidri atdalīta no lielās karsto, rentgena starus izstarojošo gāzu (parastās matērijas) masas daļas. Šī atdalīšanās ir spēcīgs pierādījums, ka tumšā matērija ir atsevišķa sastāvdaļa, atšķirīga no barioniskās vielas [3].
3. Kosmoloģiskie un gravitācijas lēšošanas pierādījumi
3.1 Lielo struktūru veidošanās
Kosmoloģiskās simulācijas rāda, ka agrīnajā Visumā pastāvēja nelieli blīvuma traucējumi – tos var redzēt kosmiskajā mikroviļņu fonā (CMB). Šie traucējumi laika gaitā izauga milzīgā galaktiku un kopu tīklā, ko mēs novērojam tagad. Aukstā tumšā matērija (CDM) – nerelativistiskas daļiņas, kas var sablīvēt gravitācijas ietekmē – spēlē būtisku lomu struktūru veidošanās paātrināšanā [4]. Bez tumšās matērijas būtu ļoti grūti izskaidrot lielo Visuma struktūru veidošanos pieejamajā laikā kopš Lielā sprādziena.
3.2 Gravitācijas lēšošana
Balstoties uz Vispārējo relativitātes teoriju, masa izliec telpu-laiku, tāpēc gaisma, kas iet garām, tiek novirzīta. Gravitācijas lēšošanas mērījumi – gan atsevišķu galaktiku, gan masīvu kopu – pastāvīgi rāda, ka kopējā gravitācijas masa ir ievērojami lielāka nekā tikai no gaismu izstarojošās matērijas. Pētot fona avotu izkropļojumus, astronomi var atjaunot patieso masas sadalījumu, bieži atklājot plašus neredzamus masas halojus [5].
4. Tumšās matērijas daļiņu kandidāti
4.1 WIMP (vāji mijiedarbojošās masīvās daļiņas)
Vēsturiski populārākā tumšās matērijas daļiņu klase bija WIMP. Uzskata, ka šīs hipotētiskās daļiņas:
- ir masīvas (parasti GeV–TeV diapazonā),
- ir stabilas (vai ļoti ilgi dzīvojošas),
- mijiedarbojas tikai gravitācijas spēkā un, iespējams, vājas kodolmijiedarbības līmenī.
WIMP daļiņas ērti izskaidro, kā tumšā matērija varēja veidoties agrīnā Visumā ar piemērotu atlikušo blīvumu – pateicoties tā sauktajam “termiskajam sasaldējumam” (angļu valodā thermal freeze-out) procesam, kad, Visumam paplašinoties un atdziestot, mijiedarbība ar parasto matēriju kļūst pārāk reta, lai lielā mērā iznīcinātu vai mainītu šo daļiņu daudzumu.
4.2 Aksioni
Vēl viens interesants kandidāts ir aksioni, sākotnēji ierosināti, lai risinātu “stiprās KP problēmas” kvantu hromodinamikā (QCD). Aksioni būtu vieglas, pseidoskalāras daļiņas, kas varēja veidoties agrīnā Visumā tādā daudzumā, lai veidotu visu nepieciešamo tumšo matēriju. “Aksioniem līdzīgas daļiņas” (angļu valodā axion-like particles) ir plašāka kategorija, kas var rasties dažādos teorētiskos ietvaros, tostarp stīgu teorijā [6].
4.3 Citi kandidāti
- Sterilās neitrīno: smagākas neitrīno variācijas, kas nesaskaras ar vājo mijiedarbību.
- Primārie melnie caurumi (PBH): paredzētie melnie caurumi, kas veidojušies ļoti agrīnā Visumā.
- “Silta” tumšā matērija (WDM): daļiņas, kas ir vieglākas par WIMP, spēj izskaidrot daļu no smalka mēroga struktūru neatbilstībām.
4.4 Modificēta gravitācija?
Daži zinātnieki piedāvā gravitācijas korekcijas, piemēram, MOND (modificētā Ņūtona dinamika) vai citas vispārīgākas teorijas (piemēram, TeVeS), lai izvairītos no eksotiskām jaunām daļiņām. Tomēr “Lodes pulks” un citi gravitācijas lēcas dati liecina, ka īsta tumšā matērija – kas var tikt atdalīta no parastās matērijas – daudz labāk izskaidro novērojumus.
5. Eksperimentālas meklēšanas: tiešās, netiešās un paātrinātāji
5.1 Tiešās detekcijas eksperimenti
- Mērķis: fiksēt retus tumšās matērijas daļiņu un atomu kodolu sadursmes ļoti jutīgos detektoros, parasti izvietotos dziļi zem zemes, lai pasargātu no kosmiskā starojuma.
- Piemēri: XENONnT, LZ un PandaX (lietoti ksenona detektori); SuperCDMS (pusvadītāju).
- Statuss: pagaidām nav neviena nepārprotama signāla, taču eksperimentu jutība sasniedz arvien zemāku mijiedarbības šķērsgriezuma robežu.
5.2 Netiešā detekcija
- Mērķis: meklēt tumšās matērijas anihilācijas vai sabrukšanas produktus – piemēram, gama starojumu, neitrīnus vai pozitronus – tur, kur tumšā matērija ir visblīvākā (piemēram, Galaktikas centrā).
- Rīki: Fermi gama starojuma kosmiskais teleskops, AMS (Alfa magnētiskais spektrometrs ISS), HESS, IceCube un citi.
- Statuss: ir novēroti daži intriģējoši signāli (piemēram, GeV gama starojuma pārpalikums netālu no Galaktikas centra), taču tie vēl nav apstiprināti kā tumšās matērijas pierādījumi.
5.3 Paātrinātāju pētījumi
- Mērķis: augstas enerģijas sadursmēs (piemēram, protonu sadursmēs Lielajā hadronu paātrinātājā) radīt iespējamās tumšās matērijas daļiņas (piemēram, WIMP).
- Metode: meklēt notikumus ar lielu trūkstošo šķērsenerģiju (MET), kas varētu liecināt par neredzamām daļiņām.
- Rezultāts: līdz šim nav atrasts apstiprināts jaunas fizikas signāls, kas saskanētu ar WIMP.
6. Neatbildētie jautājumi un nākotnes perspektīvas
Lai gan gravitācijas dati nenoliedzami liecina par tumšās matērijas eksistenci, tās būtība joprojām ir viena no lielākajām fizikas mīklām. Turpinās vairākas pētījumu virzieni:
-
Jaunas paaudzes detektori
- Vēl lielāki un jutīgāki tiešās detekcijas eksperimenti cenšas vēl dziļāk izpētīt WIMP parametru diapazonu.
- Aksionu "haloskopi" (piemēram, ADMX) un progresīvi rezonanses dobumu eksperimenti meklē aksionus.
-
Precīza kosmoloģija
- Visuma mikroviļņu fona (Planck un nākotnes misijas) un liela mēroga struktūras (LSST, DESI, Euclid) novērojumi uzlabo tumšās matērijas blīvuma un sadalījuma ierobežojumus.
- Apvienojot šos datus ar uzlabotiem astrofizikas modeļiem, ir iespējams noliegt vai sašaurināt nestandarta tumšās matērijas scenārijus (piemēram, pašsaskarošā tumšā matērija, silta tumšā matērija).
-
Daļiņu fizika un teorija
- Neatrodot WIMP signālus, arvien aktīvāk tiek apsvērtas citas alternatīvas, piemēram, sub-GeV tumšā matērija, "tumšie sektori" vai vēl eksotiskāki modeļi.
- Hablo spriedze – atšķirība starp mērītajiem Visuma paplašināšanās ātrumiem – ir pamudinājusi dažus teorētiķus izpētīt, vai tumšā matērija (vai tās mijiedarbības) šeit varētu spēlēt lomu.
-
Astrofizikas pētījumi
- Detalizēti pundurgalaktiku, paisuma "plūsmu" un zvaigžņu kustības Piena Ceļa halē pētījumi atklāj smalku struktūru nianses, kas var palīdzēt atšķirt dažādus tumšās matērijas modeļus.
Secinājums
Tumšā matērija ir būtiska kosmoloģiskā modeļa daļa: tā nosaka galaktiku un kopu veidošanos un veido lielāko Visuma matērijas daļu. Tomēr līdz šim mēs neesam spējuši to tieši atklāt vai pilnībā izprast tās fundamentālās īpašības. No Zwicky “trūkstošās masas” problēmas līdz mūsdienu ļoti progresīviem detektoriem un observatorijām – nepārtrauktas pūles turpinās, lai atklātu tumšās matērijas noslēpumus.
Risks (vai zinātniskā vērtība) šeit ir milzīgs: jebkura galīgā atklāšana vai teorētisks pavērsiens varētu mainīt mūsu izpratni par daļiņu fiziku un kosmoloģiju. Neatkarīgi no tā, vai tas būs WIMP, aksions, sterils neitrīno vai pilnīgi neparedzēta iespēja – tumšās matērijas atklājums kļūtu par vienu no svarīgākajiem mūsdienu zinātnes sasniegumiem.
Saites un papildu lasāmviela
- Zwicky, F. (1933). “Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.” Helvetica Physica Acta, 6, 110–127.
- Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). “Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.” The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
- Clowe, D., Gonzalez, A., & Markevitch, M. (2004). “Weak-Lensing Mass Reconstruction of the Interacting Cluster 1E 0657–558: Direct Evidence for the Existence of Dark Matter.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
- Blumenthal, G. R., Faber, S. M., Primack, J. R., & Rees, M. J. (1984). “Formation of Galaxies and Large-Scale Structure with Cold Dark Matter.” Nature, 311, 517–525.
- Tyson, J. A., Kochanski, G. P., & Dell’Antonio, I. P. (1998). “Detailed Mass Map of CL 0024+1654 from Strong Lensing.” The Astrophysical Journal Letters, 498, L107–L110.
- Peccei, R. D., & Quinn, H. R. (1977). “CP Conservation in the Presence of Instantons.” Physical Review Letters, 38, 1440–1443.
Papildu avoti
- Bertone, G., & Hooper, D. (2018). “A History of Dark Matter.” Reviews of Modern Physics, 90, 045002.
- Tulin, S., & Yu, H.-B. (2018). “Dark Matter Self-Interactions and Small Scale Structure.” Physics Reports, 730, 1–57.
- Peebles, P. J. E. (2017). “Dark Matter.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 112, 12246–12248.
Starp astronomiskajiem novērojumiem, daļiņu fizikas eksperimentiem un inovatīvām teorētiskām sistēmām zinātnieki nepārtraukti tuvojas tumšās matērijas būtības izpratnei. Tā ir ceļojums, kas maina mūsu skatījumu uz Visumu un, iespējams, atklāj ceļu jauniem fizikas atklājumiem, kas pārsniedz Standarta modeli.