ΜΕΡΟΣ ΙΙ
Πριν λίγες ημέρες ανακοινώθηκε από την Αμερικανική Επιτροπή Ενέργειας η έγκριση της κατασκευής ενός νέου πειράματος για την ανίχνευση της σκοτεινής ύλης. Το LUX-ZEPLIN (LZ)
έχει 100πλάσια ευαισθησία από προηγούμενα πειράματα και σύμφωνα με την
ανακοίνωση θα αναζητήσει τα ίχνη ενός υποθετικού είδους σωματιδίων που
ονομάζονται «ασθενώς αλληλεπιδρώντα βαρέα σωματίδια» (WIMP).
Πρόκειται για ένα από τα επικρατέστερα υποψήφια σωματίδια σκοτεινής
ύλης και η ανακάλυψή τους θα απαντήσει σε ένα από τα μεγαλύτερα
ερωτήματα της σύγχρονης φυσικής. Πώς όμως μπορούμε να παρατηρήσουμε την
σκοτεινή ύλη και ποιά είναι τα υποψήφια σωματίδια;
Όπως περιγράψαμε στο προηγούμενο σημείωμα, μια σειρά παρατηρήσεων μας οδηγεί στο συμπέρασμα πως το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του Σύμπαντος διαφέρει από την ύλη από την οποία είμαστε φτιαγμένοι εμείς, η οθόνη του υπολογιστή σας και ο Ήλιος μας. Η λεγόμενη «σκοτεινή ύλη» καταλαμβάνει το 25% του Σύμπαντος, ενώ την ίδια στιγμή η ορατή ύλη μόνο το 4-6%.
Η μελέτη της σκοτεινής ύλης αποτελεί σήμερα μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις της πειραματικής φυσικής. Η ανίχνευση σωματιδίων «σκοτεινής ύλης» και η μελέτη του τρόπου, που αλληλεπιδρούν με την «ορατή» ύλη, μπορεί να μας δώσει μια βαθύτερη κατανόηση της φύσης και στην επαναδιατύπωση των θεωριών που την περιγράφουν.
Εύλογα γεννιέται το ερώτημα: Πώς μπορούμε να παρατηρήσουμε κάτι που από τη φύση του δεν αλληλεπιδρά με το ορατό φως ή για την ακρίβεια με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία; Για να απαντήσουμε θα πρέπει να κάνουμε ορισμένες υποθέσεις σχετικά με τη φύση της σκοτεινής ύλης, προκειμένου να σχεδιάσουμε τα κατάλληλα πειράματα για την ανίχνευσή της.
Σε γενικές γραμμές, σήμερα, υπάρχουν δύο «οικογένειες» σκοτεινής ύλης που ερευνούν οι επιστήμονες: η βαρυονική και η μη βαρυονική.
Η πρώτη είναι συνηθισμένης μορφής ύλη, η οποία για κάποιο λόγο δεν εκπέμπει κάποιας μορφής ακτινοβολία, που θα την καθιστούσε ορατή. Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελούν τα MACHO’s: (Massive Compact Halo Objects), δηλαδή Μεγάλης Μάζας Συμπαγή Αντικείμενα της Άλω.
Τέτοια αντικείμενα μπορούν να είναι καφέ νάνοι με μάζες κάτω από 0,08 της μάζας του Ήλιου ή άλλα αντικείμενα με μάζα κοντά στη μάζα του Δία (0.001 της μάζας του Ήλιου). Εναλλακτικά, τα MACHO θα μπορούσαν να είναι μελανές οπές με μάζες 10-100 φορές την μάζα του Ήλιου. Αν ο περιγαλαξιακός χώρος αποτείται από ΜACHOs, τότε, όταν ένα από αυτά περάσει πολύ κοντά στην γραμμή όρασης μεταξύ ενός παρατηρητή και ενός μακρινού άστρου υποβάθρου, το βαρυτικό του πεδίο θα καμπυλώσει το φως του άστρου και η φωτεινότητα του αστεριού θα αυξηθεί προσωρινά σε όλα τα μήκη κύματος.
Πρόκειται για ένα φαινόμενο γνωστό ως βαρυτική μικροεστίαση. Για την ανίχνευση σκοτεινής ύλης που μπορεί να έχει την μορφή MACHOs απαιτείται παρακολούθηση πολλών άστρων για μεγάλα διαστήματα, προκειμένου να καταγραφούν τέτοιες αλλαγές στη φωτεινότητα. Τρεις διαφορετικές ερευνητικές ομάδες, το MACHOS, EROS, OGLE παρατήρησαν εκατομμύρια άστρα στο μεγάλο και το μικρό νέφος του Μαγγελάνου και στη γαλαξιακή μας γειτονιά. Μάλιστα, το OGLE III που παρατήρησε το νέφος του Μαγγελάνο παρατήρησε σε διάστημα 7 ετών 4 περιπτώσεις που μπορεί να οφείλονται στο φαινόμενο του βαρυτικού φακού. Ωστόσο μέχρι σήμερα τα γεγονότα μικροεστίασης, που έχουν παρατηρηθεί δεν είναι αρκετά για να εξηγήσουν όλη την ποσότητα της βαρυτικά παρατηρούμενης σκοτεινής ύλης στον περιγαλαξιακό χώρο.
Η μη-βαρυονική σκοτεινή ύλη
Τα σενάρια της μη-βαρυονικής σκοτεινής ύλης στηρίζονται στο γεγονός πως τα σωματίδια που περιγράφονται από το Καθιερωμένο Μοντέλο δεν μπορούν να αποτελούν τη σκοτεινή ύλη. Σύμφωνα με αυτά τα σενάρια, η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείταια από βαριά νετρίνο - για τα οποία θα μιλήσουμε σε άλλο σημείωμα - ή από δύο άλλες κατηγορίες σωματιδίων που είναι τα αξιόνια και τα WIMPs. Eπιπλέον, όπως η ορατή ύλη αποτελείται από μια ποικιλία σωματιδίων, όπως τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια, δεν θα ήταν παράλογο να περιμένει κανείς πως και η σκοτεινή ύλη θα αποτελείται από διαφορετικά είδη σωματιδίων.
Αξιόνια
Αναφέραμε πως τα σωµατίδια της σκοτεινής ύλης θα πρέπει να είναι ευσταθή σε κοσµολογικές χρονικές κλίµακες, διαφορετικά θα είχαν ήδη διασπασθεί. Επιπλέον, δεν θα πρέπει να αλληλεπιδρούν ηλεκτροµαγνητικά µε την ύλη, καθώς ήδη αναφέραμε πως η σκοτεινή ύλη ούτε απορροφά, ούτε εκπέμπει φως.
Στο πλαίσιο του Καθιερωµένου Προτύπου των αλληλεπιδράσεων, οι σηµαντικότεροι υποψήφιοι που πληρούν τις παραπάνω προυποθέσεις, εκτός από τα νετρίνα, είναι τα αξιόνια ή σωματίδια σαν τα αξιόνια [ALP=axionlike-particles]. Τα αξιόνια μπορεί επίσης να βοηθήσουν να λυθεί ένας γρίφος στο Καθιερωμένο Πρότυπο που αφορά την παρατηρούμενη ασυμμετρία μεταξύ της ύλης και της αντιύλης στο Σύμπαν. Πρόκειται για τη λεγόμνη παραβίαση της συμμετρίας CP, η οποία όμως μπορεί να εξηγηθεί, αν πράγματι καταφέρναμε να ανιχνεύσουμε κάποιο αξιόνιο.
Τα αξιόνια είναι σωματίδια με εξαιρετικά μικρή μάζα, από 1 μeV μέχρι 1 eV, δηλαδή το ένα εκατομμυριοστό του ηλεκτρονίου. Μάζες πέραν αυτού του εύρους φαίνονται απίθανες εξαιτίας θεωρητικών και αστροφυσικών παρατηρήσεων. Επίσης, είναι ηλεκτρικά ουδέτερα και αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με την ύλη.
Αν τα αξιόνια παράχθηκαν στο πρώιμο σύμπαν, τότε θα μπορούσαν να ευθύνονται για το σύνολο ή για ένα σημαντικό κλάσμα της ψυχρής σκοτεινής ύλης. Συγκεκριμένα, μια πυκνότητα της τάξης των 1014 αξιονίων/cm3 είναι συμβατή με τη συνολική πυκνότητα του Σύμπαντος που βλέπουμε.
Τα αξιόνια μπορούν να ανιχνευθούν μέσου της αλληλεπίδρασής τους με φωτόνια υπό την παρουσία μαγνητικού πεδίου. Βασική αρχή, που χρησιμοποιείται στην ανίνχευση, είναι η μετατροπή αξιονίων σε φωτόνια και αντιστρόφως. Πρόκειται για το φαινόμενο Primakoff, στο οποίο η αλληλεπίδραση δύο φωτονίων υπό την επίδραση πολύ ισχυρού ηλεκτρομαγνητικού πεδίου μπορεί να οδηγήσει σε παραγωγή αξιονίων και αντιστρόφως η αλληλεπίδραση ενός αξιονίου με ένα δυνητικό φωτόνιο σε ανιχνεύσιμο φωτόνιο.
Στην πρώτη περίπτωση ένας αριθμός φωτονίων που διαπερνά ένα μαγνητικό πεδίο μπορεί να μετατρέπεται σε αξιόνια. Με έναν παρόμοιο μηχανισμό αξιόνια θα παράγονται στον Ήλιο καθώς το φως διαπερνά το μαγνητικό του πεδίο. Συγκεκριμένα, αξιόνια θα παράγονται καθώς φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας διαπερνούν τα ισχυρά ηλεκτρομαγνητικά του πεδία. Η μέτρηση αξιονίων, που μπορεί να παραγόνται στον Ήλιο, ήταν ένας από τους βασικούς πειραματικούς στόχους του πειράματος CAST - ενος ηλιακού τηλεσκοπίου που λειτουργεί στο CERN από το 2003.
Το πείραμα CAST που ψάχνει για ηλιακα αξιόνια χρησιμοποιώντας έναν από τους διπολικούς μαγνήτες που αναπτύχθηκαν για τον LHC. (Credits@CERN).
Το τηλεσκόπιο είναι κατασκευασμένο από ένα μαγνητικό δίπολο που χρησιμοποιεί ο LHC και κοίλους σωλήνες που ενεργούν ως οπτικοί σωλήνες. Για να μπορέσει ο μαγνήτης να λειτουργεί σε υπεραγώγιμη κατάσταση, παρέχεται σε κρυογονική υποδομή που χρησιμοποιήθηκε στο πείραμα DELPHI. Το κατοπτρικό σύστημα εστίασης ακτίνων Χ έχει παραχωρηθεί από Γερμανικό διαστημικό πρόγραμμα. Μέχρι σήμερα το CAST δεν έχει ανιχνεύσει κάποιο αξιόνιο, ωστόσο οι ερευνητές έχουν καταφέρει να περιορίσουνν σημαντικά το πιθανό εύρος μαζών που μπορούν να έχουν τα αξιόνια.
Στην αντίθετη περίπτωση, που τα φωτόνια μετατρέπονται σε αξιόνια, στηρίζονται πειράματα της κατηγορίας «διάδοση φωτός μέσα από έναν τοίχο». Ένα από αυτά είναι και το πείραμα OSQAR του CERN, όπου μια δέσμη laser διέρχεται μέσα από μαγνητικό πεδίο 9 Τ (περίπου 360.000 φορές το μαγνητικό πεδίο της Γης). Αυτό το μαγνητικό πεδίο θα μπορούσε να μετατρέψει ορισμένα από τα φωτόνια της δέσμης lazer σε αξιόνια. Η δέσμη laser περνάει από έναν θάλαμο κενού, που εμποδίζει τα φωτόνια να περάσουν, ενώ ταυτόχρονα θα επέτρεπε στα αξιόνια να διέλθουν ανενόχλητα. Αν δουν φως στην άλλη άκρη του θαλάμου τότε μπορούμε να υποθέσουμε πως ορισμένα από τα αξιόνια μετατράπηκαν σε φως. Όσο μεγαλύτερο το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο, τόσο μεγαλύτερη και η πιθανότητα κάποιο από τα αξιόνια να μετατραπεί σε φωτόνιο.
Τέλος, ένα ακόμη πείραμα που προσπαθεί να ανιχνεύσει αξιόνια μέσω του μετασχηματισμού τους σε φως είναι το Axion Dark Matter eXperiment (ADMX). Το πείραμα είναι εγκατεστημένο στο Κέντρο Πειραματικής Φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Washington. Αν τα αξιόνια έχουν πολύ μικρές μάζες, τότε αξιόνια από τη γαλαξιακή άλω θα μπορούσαν να μετατρέπονται σε φως στην περιοχή των μικροκυμάτων. Τα μικροκύματα αυτά μπορούν να ανιχνευτούν από τη διάταξη του ADMX. Συγκεκριμένα, μια πρόσφατη αναβάθμιση του πειράματος εστιάζει στην ανίχνευση αξιονίων με μάζα από 10 μeV μέχρι 100 μeV.
WIMPs, δηλαδή Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Βαριά Σωµατίδια...
Φεύγοντας από το καθιερωμένο πρότυπο, ένας άλλος τύπος σωματιδίων, που έχουν προταθεί ως σωματίδια σκοτεινής ύλης, είναι τα WIMPs, δηλαδή τα Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Βαριά Σωµατίδια. Πρόκειται για σωματίδια που μπορούν να ανιχνευθούν έμμεσα ή άμεσα, ενώ οι μάζες τους βρίσκονται στην περιοχή από 10 GeV μέχρι μερικά TeV. Υπάρχουν και άλλοι τύποι σωματιδίων όπως τα cryptons, τα branons και καταστάσεις Kaluza-Klein, που προκύπτουν από θεωρίες που περιλαµβάνουν επιπλέον διαστάσεις, αλλα θα εστιάσουμε στο WIMPS καθώς σε αυτά έχει επικεντρωθεί μεγάλο κομμάτι της πειραματικής έρευνας. Σύμφωνα με τα όσα πιστεύουμε για τον αριθμό και τη μάζα τους, ανα δευτερόλεπτο βομβαρδίζουν τη γη περίπου 100.000 WIMPS με μια ταχύτητα (220km/s) ανα κυβικό εκατοστό.
Δεδομένου ότι υποθέτουμε πως τα WIMPs αλληλεπιδρούν μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης, η αλληλεπίδρασή τους με τη συνηθισμένη ύλη θα λαμβάνει χώρα σε πολύ μικρές κλίμακες μήκους. Για αυτόν τον λόγο, πολλά από τα πειράματα που έχουν σχεδιαστεί για την άμμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης επικεντρώνονται γύρω από τις αλληλεπιδράσεις των WIMPs με άλλα σωματίδια και μετρήσεις πολύ μεγάλης ακριβείας, που μπορεί να φανερώσουν μια τέτοια αλληλεπίδραση. Η καταγραφή μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης θα αποτελούσε άμεσο εντοπισμό τους.
Παράδειγμα απότελεί το πείραμα της Κρυογενικής Αναζήτησης Σκοτεινής Ύλης, η οποία μετρά τις δονήσεις του πυρήνα του γερμανίου μετά από τη σύγκρουση ενός πυρήνα γερμανίου με ένα WIMP. Προκειμένου να μετρηθούν τέτοια φαινόμενα, τα άτομα γερμανίου ψύχονται κοντά στο απόλυτο μηδέν και η θερμότητα που μπορεί να παραχθεί από μια τέτοια σύγκρουση αποτελεί το χαρακτηριστικό σήμα ενός τέτοιου γεγονότος. Οι ενέργειες που εκλύονται από μια τέτοια αλληλεπίδραση είναι της τάξης των μερικών keV. Είναι ωστόσο αρκετές ώστε να ανεβάσουν τη θερµοκρασία των κρυογενών υλικών και να καταγραφεί το σήμα μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης.
Μία άλλη κατηγορία πειραμάτων άμεσης ανίχνευσης περιλαμβάνει τη χρήση ευγενών αερίων σε υγρή μορφή. Παραδείγματα τέτοιων αερίων είναι το αργό και το ξένο. Σε αυτά τα πειράματα, τα WIMP που αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες θα μπορούσαν να τους διεγείρουν σε μια υψηλότερη ενεργειακή στάθμη. Κατά την αποδιέγερσή τους στη θεμελιώδη ενεργειακή στάθμη οι πυρήνες θα εξέπεμπαν ένα φωτόνιο. Το φωτόνιο αυτό μπορεί να ανιχνευθεί άμεσα ή μέσω ενος καταιγισμού που προκαλεί. Ανάλογα με τον αριθμό των γεγονότων που καταγράφονται και τον όγκο του υγροποιημένου «ξένου», οι φυσικοί μπορούν να μετρήσουν τη μάζα του WIMP που μπορεί να προκαλέσει ένα τέτοιο γεγονός.
Προκειμένου να βεβαιωθούμε πως το σήμα που ανιχνεύεται προέρχεται από ένα σωματίδιο σκοτεινής ύλης και όχι από κάποιο σωματίδιο που βρίσκεται στην κοσμική ακτινοβολία, τα περισσότερα από αυτά τα πειράματα βρίσκονται σε βάθος αρκετών μέτρων. Τα υγροποιημένα φυσικά αέρια βρίσκονται σε θερμοκρασία μείον 100 βαθμών Κελσίου και επιπλέον περιβάλλονται από δεξαμενές με εκατοντάδες τόνους καθαρού νερού, ώστε να ελαχιστοποιηθεί η επίδραση της φυσικής ραδιενέργειας από τη Γη. Οι φυσικοί προσπαθούν να παρατηρήσουν την ασθενή αλληλεπίδραση των ευγενών αερίων με τα προερχόμενα από το διάστημα σωματίδια της σκοτεινής ύλης και το φως που μπορεί να εκλυθεί από ένα τέτοιο γεγονός.
Αξίζει να αναφερθούμε σε δυο από τα πιο γνωστά πειράματα αυτής της κατηγορίας. Το πρώτο είναι το πείραμα XENON που ξεκίνησε να λειτουργεί τον Μάιο του 2016 και το δεύτερο το LUX, που είναι εγκατεστημένο σε ένα υπόγειο ορυχίο στη Νότια Ντακότα των ΗΠΑ. Υπάρχουν και άλλα παρεμφερή πειράματα σε εξέλιξη, όπως τα CRESST-II και DAMA/LIBRA επίσης κάτω από το Γκραν Σάσο, το XMASS-I σε ορυχείο της Ιαπωνίας, το CoGeNT στη Μινεσότα και το PICO-60 σε ορυχείο του Καναδά. Παρά τις επίμονες προσπάθειες, μέχρι σήμερα κανένας από τους ανιχνευτές αυτών των πειραμάτων δεν έχει μετρήσει κάποιο χαρακτηριστικό σήμα. Ωστόσο, χάρη στις μετρήσεις αυτών των πειραμάτων έχουμε αποκλίσει ένα εύρος πιθανών μαζών για τα WIMPs και ξέρουμε καλύτερα τι να περιμένουμε.
Το
πείραμα LUX λαμβάνει χώρα σε ένα ορυχείο 1.500 μέτρα κάτω από την
επιφάνεια του εδάφους στη Νότια Ντακότα. Credit: Matt Kapust, Sanford
Underground Research Facility.
Τέλος, επιταχυντές που μπορούν να συγκρούουν σωματίδια σε πολύ υψηλές ενέργειες, μπορούν επίσης να αποτελέσουν εργαστήριο παραγωγής υπερσυµµετρικών σωµατιδίων. Μελετώντας με τους ανιχνευτές τα προϊόντα της σύγκρουσης δυο σωματιδίων, θα μπορέσουμε να επιβεβαιώσουμε την ύπαρξη (ή όχι) WIMPs ή άλλων υπερσυμμετρικών σωματιδίων που είναι υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης. Ένα από τα χαρακτηριστικότερα σήματα της παραγωγής σκοτεινής ύλης στον LHC είναι η καταγραφή γεγονότων που χαρακτηρίζονται από ένα αντικείμενο υψηλής ορμής (όπως για παράδειγμα ένα jet), σε συνδυασμό με την απουσία ορισμένης ποσότητας ενέργειας, η οποία δεν καταγράφεται στον ανιχνευτή.
Εκτός όμως από την άμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης, υπάρχουν και πειράματα που στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευσή της. Αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από WIMPs τότε τα WIMPs και τα αντι-WIMPs θα εξαϋλώνονται ενώ ταυτόχρονα θα εκλύουν ενέργεια με τη μορφή ακτίνων γάμμα, ποζιτρονίων και αντιπρωτονίων. Η ανίχνευση τέτοιων γεγονότων είναι ο στόχος του πειράματος Alpha Magnetic Spectrometer, που είναι εγκατεστημένο στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό ενώ το κέντρο ελέγχου του βρίσκεται στο CERN. Αντίστοιχα πειράματα είναι το FERMI που ψάχνει για WIMPs με μάζες 20-300 GeV και το PAMELA.
Το
πείραμα AMS που χτίστηκε και αναπτύχθηκε στο CERN(a) και σήμερα
βρίσκεται εγκατεστημένο στον διεθνή διαστημικό σταθμό (β) ψάχνοντας για
ακτίνες γάμμα μεγάλης ενέργειας που μπορεί να προέρχονται από τη
εξαύλωση σωματιδίων σκοτεινής ύλης (Credits@CERN).
Τέλος, μια δεύτερη κατηγορία πειραμάτων στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση WIMPs μέσω της ανίχνευσης ηλιακών νετρίνο υψηλής ενέργειας, που παράγονται καθώς τα WIMPs αλληλεπιδρούν με την ύλη. Η αναμενόμενη ενέργεια των νετρίνων, που δημιουργούνται από την εξαύλωση των WIMPs, κυμαίνεται από το 1/3 ως το 1/2 της μάζας του, δηλαδή από 5 GeV ως 5 TeV. Έρευνες έχουν γίνει για τον εντοπισμό σήματος συμβατού με την ύπαρξη και εξαΰλωση νετρίνων στα κέντρα των κοντινότερων ουρανίων σωμάτων. Το σήμα που αναμένεται σε περίπτωση ύπαρξης WIMPs είναι ένα πλεόνασμα γεγονότων ανίχνευσης νετρίνων, που καταφθάνουν από το κέντρο της Γης, του Ήλιου ή του Γαλαξία. Τέτοιου είδους πειράματα είναι το IceCube που είναι εγκατεστημένο στην Ανταρκτική, το Antares σε βάθος 2000m και το Super-K στην Ιαπωνία.
Η μεγάλη πρόκληση για πειράματα, που στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση WIMPs μέσω της καταγραφής ακτίνων γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας, είναι να διαχωρίσουν πιθανά σήματα σκοτεινής ύλης από εκείνα που μπορεί να προέρχονται από άλλα βίαια γεγονότα που συμβαίνουν στον γαλαξία μας (όπως από συγκρούσεις μελανών οπών ή συστήματα αστέρων νετρονίων).
Επίλογος...
Η σκοτεινή ύλη αντιπροσωπεύει το 84,5% της συνολικής ύλης του σύμπαντος, ενώ όσον αφορά στις ιδιότητές της, το μόνο που γνωρίζουν με βεβαιότητα οι επιστήμονες είναι πως δεν ανακλά ούτε απορροφά ακτινοβολία, με συνέπεια να μην μπορούν να την ανιχνεύσουν ή να τη μετρήσουν. Η ύπαρξη και ο τρόπος δράσης της προκύπτει μόνο από τον τρόπο που με τη βαρύτητά της επιδρά στη συμβατική ύλη και το φως.
Μέχρι σήμερα τα στοιχεία για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης προέρχονται από την ερμηνεία των αστροφυσικών παρατηρήσεων, με βάση την θεωρία που έχουμε για την βαρύτητα. Αν η θεωρία της βαρύτητας ήταν λάθος, τότε ίσως και το συμπέρασμα πως πρέπει να υπάρχει σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να είναι λάθος. Ωστόσο, μετά την ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων έχουμε περισσότερους λόγους να πιστεύουμε πως η υπόθεση της σκοτεινής ύλης είναι σωστή.
Επομένως, δεν έχουμε παρα να συνεχίσουμε να προσπαθούμε να κατανοήσουμε την σκοτεινή ύλη, η οποία φαίνεται πως έχει κεντρικό ρόλο στην κατανόηση της διαδικασίας σχηματισμού των γαλαξιών και των δομών στις οποίες αυτοί ανήκουν, όπως τα σμήνη και τα υπερσμήνη.
Η ανίχνευση της σκοτεινής ύλης στηρίζεται σε τρεις τρόπους: Πρώτον με την παραγωγή σωματιδίων σκοτεινής ύλης από σωματίδια της συνηθισμένης ορατής ύλης. Αυτό έχει δοκιμαστεί σε επιταχυντές σωματιδίων υψηλής ενέργειας, όπως ο μεγάλος αδρονικός επιταχυντής (LHC), χωρίς μέχρι σήμερα να έχει ανιχνευτεί κάποιο τέτοιο σωματίδιο. Δεύτερον με την άμεση ανίχνευση σωματιδίων που μπορεί να φτάνουν σε εμάς από το διάστημα και τέλος έμμεσα, μέσω της αλληλεπίδρασης της σκοτεινής ύλης με τη συνηθισμένη ύλη και τη χαρακτηριστική υπογραφή που αφήνουν τέτοια γεγονότα.
Μέχρι στιγμής, η σκοτεινή ύλη συνεχίζει να διαφεύγει των προσπαθειών μας για πειραματική ανίνχευση. Ωστόσο, τα πειραματικά δεδομένα καθόρισαν σε μεγάλο βαθμό το φάσμα των πιθανών μαζών των WIMPs. Σε λίγα χρόνια, νέοι εξαιρετικά ευαίσθητοι ανιχνευτές θα μπορούν να μας δώσουν περισσότερες πληροφορίες σχετικά με τα υποψήφια σκοτεινής ύλης. Τα μαθήματα που πήραμε σε συνδυασμό με την ανάπτυξη νέων τεχνολογιών εγγυώνται ένα «λαμπρό» μέλλον στη μελέτη και κατανόηση της σκοτεινής ύλης. Kάθε μια από τις διαφορετικές μεθόδους μας λέει κάτι διαφορετικό για την πιθανή φύση της σκοτεινής ύλης. Έχοντας δεδομένα από δύο ή τρεις μεθόδους, θα μπορούμε να πούμε πολύ περισσότερα για τη φύση της σκοτεινής ύλης, αξιοποιώντας τη συμπληρωματικότητα μεταξύ των πειραμάτων. Η κατανόησή της είναι αποφαστική για την κατανόηση της δημιουργίας και της μοίρας του Σύμπαντος και για αυτό συνιστά μια από τις μεγαλύτερες πειραματικές προκλήσεις του 21ου αιώνα.
indeepanalysis.gr
Όπως περιγράψαμε στο προηγούμενο σημείωμα, μια σειρά παρατηρήσεων μας οδηγεί στο συμπέρασμα πως το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του Σύμπαντος διαφέρει από την ύλη από την οποία είμαστε φτιαγμένοι εμείς, η οθόνη του υπολογιστή σας και ο Ήλιος μας. Η λεγόμενη «σκοτεινή ύλη» καταλαμβάνει το 25% του Σύμπαντος, ενώ την ίδια στιγμή η ορατή ύλη μόνο το 4-6%.
Η μελέτη της σκοτεινής ύλης αποτελεί σήμερα μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις της πειραματικής φυσικής. Η ανίχνευση σωματιδίων «σκοτεινής ύλης» και η μελέτη του τρόπου, που αλληλεπιδρούν με την «ορατή» ύλη, μπορεί να μας δώσει μια βαθύτερη κατανόηση της φύσης και στην επαναδιατύπωση των θεωριών που την περιγράφουν.
Εύλογα γεννιέται το ερώτημα: Πώς μπορούμε να παρατηρήσουμε κάτι που από τη φύση του δεν αλληλεπιδρά με το ορατό φως ή για την ακρίβεια με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία; Για να απαντήσουμε θα πρέπει να κάνουμε ορισμένες υποθέσεις σχετικά με τη φύση της σκοτεινής ύλης, προκειμένου να σχεδιάσουμε τα κατάλληλα πειράματα για την ανίχνευσή της.
Σε γενικές γραμμές, σήμερα, υπάρχουν δύο «οικογένειες» σκοτεινής ύλης που ερευνούν οι επιστήμονες: η βαρυονική και η μη βαρυονική.
Η πρώτη είναι συνηθισμένης μορφής ύλη, η οποία για κάποιο λόγο δεν εκπέμπει κάποιας μορφής ακτινοβολία, που θα την καθιστούσε ορατή. Χαρακτηριστικό παράδειγμα αποτελούν τα MACHO’s: (Massive Compact Halo Objects), δηλαδή Μεγάλης Μάζας Συμπαγή Αντικείμενα της Άλω.
Τέτοια αντικείμενα μπορούν να είναι καφέ νάνοι με μάζες κάτω από 0,08 της μάζας του Ήλιου ή άλλα αντικείμενα με μάζα κοντά στη μάζα του Δία (0.001 της μάζας του Ήλιου). Εναλλακτικά, τα MACHO θα μπορούσαν να είναι μελανές οπές με μάζες 10-100 φορές την μάζα του Ήλιου. Αν ο περιγαλαξιακός χώρος αποτείται από ΜACHOs, τότε, όταν ένα από αυτά περάσει πολύ κοντά στην γραμμή όρασης μεταξύ ενός παρατηρητή και ενός μακρινού άστρου υποβάθρου, το βαρυτικό του πεδίο θα καμπυλώσει το φως του άστρου και η φωτεινότητα του αστεριού θα αυξηθεί προσωρινά σε όλα τα μήκη κύματος.
Πρόκειται για ένα φαινόμενο γνωστό ως βαρυτική μικροεστίαση. Για την ανίχνευση σκοτεινής ύλης που μπορεί να έχει την μορφή MACHOs απαιτείται παρακολούθηση πολλών άστρων για μεγάλα διαστήματα, προκειμένου να καταγραφούν τέτοιες αλλαγές στη φωτεινότητα. Τρεις διαφορετικές ερευνητικές ομάδες, το MACHOS, EROS, OGLE παρατήρησαν εκατομμύρια άστρα στο μεγάλο και το μικρό νέφος του Μαγγελάνου και στη γαλαξιακή μας γειτονιά. Μάλιστα, το OGLE III που παρατήρησε το νέφος του Μαγγελάνο παρατήρησε σε διάστημα 7 ετών 4 περιπτώσεις που μπορεί να οφείλονται στο φαινόμενο του βαρυτικού φακού. Ωστόσο μέχρι σήμερα τα γεγονότα μικροεστίασης, που έχουν παρατηρηθεί δεν είναι αρκετά για να εξηγήσουν όλη την ποσότητα της βαρυτικά παρατηρούμενης σκοτεινής ύλης στον περιγαλαξιακό χώρο.
Η μη-βαρυονική σκοτεινή ύλη
Τα σενάρια της μη-βαρυονικής σκοτεινής ύλης στηρίζονται στο γεγονός πως τα σωματίδια που περιγράφονται από το Καθιερωμένο Μοντέλο δεν μπορούν να αποτελούν τη σκοτεινή ύλη. Σύμφωνα με αυτά τα σενάρια, η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείταια από βαριά νετρίνο - για τα οποία θα μιλήσουμε σε άλλο σημείωμα - ή από δύο άλλες κατηγορίες σωματιδίων που είναι τα αξιόνια και τα WIMPs. Eπιπλέον, όπως η ορατή ύλη αποτελείται από μια ποικιλία σωματιδίων, όπως τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια, δεν θα ήταν παράλογο να περιμένει κανείς πως και η σκοτεινή ύλη θα αποτελείται από διαφορετικά είδη σωματιδίων.
Αξιόνια
Αναφέραμε πως τα σωµατίδια της σκοτεινής ύλης θα πρέπει να είναι ευσταθή σε κοσµολογικές χρονικές κλίµακες, διαφορετικά θα είχαν ήδη διασπασθεί. Επιπλέον, δεν θα πρέπει να αλληλεπιδρούν ηλεκτροµαγνητικά µε την ύλη, καθώς ήδη αναφέραμε πως η σκοτεινή ύλη ούτε απορροφά, ούτε εκπέμπει φως.
Στο πλαίσιο του Καθιερωµένου Προτύπου των αλληλεπιδράσεων, οι σηµαντικότεροι υποψήφιοι που πληρούν τις παραπάνω προυποθέσεις, εκτός από τα νετρίνα, είναι τα αξιόνια ή σωματίδια σαν τα αξιόνια [ALP=axionlike-particles]. Τα αξιόνια μπορεί επίσης να βοηθήσουν να λυθεί ένας γρίφος στο Καθιερωμένο Πρότυπο που αφορά την παρατηρούμενη ασυμμετρία μεταξύ της ύλης και της αντιύλης στο Σύμπαν. Πρόκειται για τη λεγόμνη παραβίαση της συμμετρίας CP, η οποία όμως μπορεί να εξηγηθεί, αν πράγματι καταφέρναμε να ανιχνεύσουμε κάποιο αξιόνιο.
Τα αξιόνια είναι σωματίδια με εξαιρετικά μικρή μάζα, από 1 μeV μέχρι 1 eV, δηλαδή το ένα εκατομμυριοστό του ηλεκτρονίου. Μάζες πέραν αυτού του εύρους φαίνονται απίθανες εξαιτίας θεωρητικών και αστροφυσικών παρατηρήσεων. Επίσης, είναι ηλεκτρικά ουδέτερα και αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με την ύλη.
Αν τα αξιόνια παράχθηκαν στο πρώιμο σύμπαν, τότε θα μπορούσαν να ευθύνονται για το σύνολο ή για ένα σημαντικό κλάσμα της ψυχρής σκοτεινής ύλης. Συγκεκριμένα, μια πυκνότητα της τάξης των 1014 αξιονίων/cm3 είναι συμβατή με τη συνολική πυκνότητα του Σύμπαντος που βλέπουμε.
Τα αξιόνια μπορούν να ανιχνευθούν μέσου της αλληλεπίδρασής τους με φωτόνια υπό την παρουσία μαγνητικού πεδίου. Βασική αρχή, που χρησιμοποιείται στην ανίνχευση, είναι η μετατροπή αξιονίων σε φωτόνια και αντιστρόφως. Πρόκειται για το φαινόμενο Primakoff, στο οποίο η αλληλεπίδραση δύο φωτονίων υπό την επίδραση πολύ ισχυρού ηλεκτρομαγνητικού πεδίου μπορεί να οδηγήσει σε παραγωγή αξιονίων και αντιστρόφως η αλληλεπίδραση ενός αξιονίου με ένα δυνητικό φωτόνιο σε ανιχνεύσιμο φωτόνιο.
Στην πρώτη περίπτωση ένας αριθμός φωτονίων που διαπερνά ένα μαγνητικό πεδίο μπορεί να μετατρέπεται σε αξιόνια. Με έναν παρόμοιο μηχανισμό αξιόνια θα παράγονται στον Ήλιο καθώς το φως διαπερνά το μαγνητικό του πεδίο. Συγκεκριμένα, αξιόνια θα παράγονται καθώς φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας διαπερνούν τα ισχυρά ηλεκτρομαγνητικά του πεδία. Η μέτρηση αξιονίων, που μπορεί να παραγόνται στον Ήλιο, ήταν ένας από τους βασικούς πειραματικούς στόχους του πειράματος CAST - ενος ηλιακού τηλεσκοπίου που λειτουργεί στο CERN από το 2003.
Το τηλεσκόπιο είναι κατασκευασμένο από ένα μαγνητικό δίπολο που χρησιμοποιεί ο LHC και κοίλους σωλήνες που ενεργούν ως οπτικοί σωλήνες. Για να μπορέσει ο μαγνήτης να λειτουργεί σε υπεραγώγιμη κατάσταση, παρέχεται σε κρυογονική υποδομή που χρησιμοποιήθηκε στο πείραμα DELPHI. Το κατοπτρικό σύστημα εστίασης ακτίνων Χ έχει παραχωρηθεί από Γερμανικό διαστημικό πρόγραμμα. Μέχρι σήμερα το CAST δεν έχει ανιχνεύσει κάποιο αξιόνιο, ωστόσο οι ερευνητές έχουν καταφέρει να περιορίσουνν σημαντικά το πιθανό εύρος μαζών που μπορούν να έχουν τα αξιόνια.
Στην αντίθετη περίπτωση, που τα φωτόνια μετατρέπονται σε αξιόνια, στηρίζονται πειράματα της κατηγορίας «διάδοση φωτός μέσα από έναν τοίχο». Ένα από αυτά είναι και το πείραμα OSQAR του CERN, όπου μια δέσμη laser διέρχεται μέσα από μαγνητικό πεδίο 9 Τ (περίπου 360.000 φορές το μαγνητικό πεδίο της Γης). Αυτό το μαγνητικό πεδίο θα μπορούσε να μετατρέψει ορισμένα από τα φωτόνια της δέσμης lazer σε αξιόνια. Η δέσμη laser περνάει από έναν θάλαμο κενού, που εμποδίζει τα φωτόνια να περάσουν, ενώ ταυτόχρονα θα επέτρεπε στα αξιόνια να διέλθουν ανενόχλητα. Αν δουν φως στην άλλη άκρη του θαλάμου τότε μπορούμε να υποθέσουμε πως ορισμένα από τα αξιόνια μετατράπηκαν σε φως. Όσο μεγαλύτερο το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο, τόσο μεγαλύτερη και η πιθανότητα κάποιο από τα αξιόνια να μετατραπεί σε φωτόνιο.
Τέλος, ένα ακόμη πείραμα που προσπαθεί να ανιχνεύσει αξιόνια μέσω του μετασχηματισμού τους σε φως είναι το Axion Dark Matter eXperiment (ADMX). Το πείραμα είναι εγκατεστημένο στο Κέντρο Πειραματικής Φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Washington. Αν τα αξιόνια έχουν πολύ μικρές μάζες, τότε αξιόνια από τη γαλαξιακή άλω θα μπορούσαν να μετατρέπονται σε φως στην περιοχή των μικροκυμάτων. Τα μικροκύματα αυτά μπορούν να ανιχνευτούν από τη διάταξη του ADMX. Συγκεκριμένα, μια πρόσφατη αναβάθμιση του πειράματος εστιάζει στην ανίχνευση αξιονίων με μάζα από 10 μeV μέχρι 100 μeV.
WIMPs, δηλαδή Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Βαριά Σωµατίδια...
Φεύγοντας από το καθιερωμένο πρότυπο, ένας άλλος τύπος σωματιδίων, που έχουν προταθεί ως σωματίδια σκοτεινής ύλης, είναι τα WIMPs, δηλαδή τα Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Βαριά Σωµατίδια. Πρόκειται για σωματίδια που μπορούν να ανιχνευθούν έμμεσα ή άμεσα, ενώ οι μάζες τους βρίσκονται στην περιοχή από 10 GeV μέχρι μερικά TeV. Υπάρχουν και άλλοι τύποι σωματιδίων όπως τα cryptons, τα branons και καταστάσεις Kaluza-Klein, που προκύπτουν από θεωρίες που περιλαµβάνουν επιπλέον διαστάσεις, αλλα θα εστιάσουμε στο WIMPS καθώς σε αυτά έχει επικεντρωθεί μεγάλο κομμάτι της πειραματικής έρευνας. Σύμφωνα με τα όσα πιστεύουμε για τον αριθμό και τη μάζα τους, ανα δευτερόλεπτο βομβαρδίζουν τη γη περίπου 100.000 WIMPS με μια ταχύτητα (220km/s) ανα κυβικό εκατοστό.
Δεδομένου ότι υποθέτουμε πως τα WIMPs αλληλεπιδρούν μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης, η αλληλεπίδρασή τους με τη συνηθισμένη ύλη θα λαμβάνει χώρα σε πολύ μικρές κλίμακες μήκους. Για αυτόν τον λόγο, πολλά από τα πειράματα που έχουν σχεδιαστεί για την άμμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης επικεντρώνονται γύρω από τις αλληλεπιδράσεις των WIMPs με άλλα σωματίδια και μετρήσεις πολύ μεγάλης ακριβείας, που μπορεί να φανερώσουν μια τέτοια αλληλεπίδραση. Η καταγραφή μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης θα αποτελούσε άμεσο εντοπισμό τους.
Παράδειγμα απότελεί το πείραμα της Κρυογενικής Αναζήτησης Σκοτεινής Ύλης, η οποία μετρά τις δονήσεις του πυρήνα του γερμανίου μετά από τη σύγκρουση ενός πυρήνα γερμανίου με ένα WIMP. Προκειμένου να μετρηθούν τέτοια φαινόμενα, τα άτομα γερμανίου ψύχονται κοντά στο απόλυτο μηδέν και η θερμότητα που μπορεί να παραχθεί από μια τέτοια σύγκρουση αποτελεί το χαρακτηριστικό σήμα ενός τέτοιου γεγονότος. Οι ενέργειες που εκλύονται από μια τέτοια αλληλεπίδραση είναι της τάξης των μερικών keV. Είναι ωστόσο αρκετές ώστε να ανεβάσουν τη θερµοκρασία των κρυογενών υλικών και να καταγραφεί το σήμα μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης.
Μία άλλη κατηγορία πειραμάτων άμεσης ανίχνευσης περιλαμβάνει τη χρήση ευγενών αερίων σε υγρή μορφή. Παραδείγματα τέτοιων αερίων είναι το αργό και το ξένο. Σε αυτά τα πειράματα, τα WIMP που αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες θα μπορούσαν να τους διεγείρουν σε μια υψηλότερη ενεργειακή στάθμη. Κατά την αποδιέγερσή τους στη θεμελιώδη ενεργειακή στάθμη οι πυρήνες θα εξέπεμπαν ένα φωτόνιο. Το φωτόνιο αυτό μπορεί να ανιχνευθεί άμεσα ή μέσω ενος καταιγισμού που προκαλεί. Ανάλογα με τον αριθμό των γεγονότων που καταγράφονται και τον όγκο του υγροποιημένου «ξένου», οι φυσικοί μπορούν να μετρήσουν τη μάζα του WIMP που μπορεί να προκαλέσει ένα τέτοιο γεγονός.
Προκειμένου να βεβαιωθούμε πως το σήμα που ανιχνεύεται προέρχεται από ένα σωματίδιο σκοτεινής ύλης και όχι από κάποιο σωματίδιο που βρίσκεται στην κοσμική ακτινοβολία, τα περισσότερα από αυτά τα πειράματα βρίσκονται σε βάθος αρκετών μέτρων. Τα υγροποιημένα φυσικά αέρια βρίσκονται σε θερμοκρασία μείον 100 βαθμών Κελσίου και επιπλέον περιβάλλονται από δεξαμενές με εκατοντάδες τόνους καθαρού νερού, ώστε να ελαχιστοποιηθεί η επίδραση της φυσικής ραδιενέργειας από τη Γη. Οι φυσικοί προσπαθούν να παρατηρήσουν την ασθενή αλληλεπίδραση των ευγενών αερίων με τα προερχόμενα από το διάστημα σωματίδια της σκοτεινής ύλης και το φως που μπορεί να εκλυθεί από ένα τέτοιο γεγονός.
Αξίζει να αναφερθούμε σε δυο από τα πιο γνωστά πειράματα αυτής της κατηγορίας. Το πρώτο είναι το πείραμα XENON που ξεκίνησε να λειτουργεί τον Μάιο του 2016 και το δεύτερο το LUX, που είναι εγκατεστημένο σε ένα υπόγειο ορυχίο στη Νότια Ντακότα των ΗΠΑ. Υπάρχουν και άλλα παρεμφερή πειράματα σε εξέλιξη, όπως τα CRESST-II και DAMA/LIBRA επίσης κάτω από το Γκραν Σάσο, το XMASS-I σε ορυχείο της Ιαπωνίας, το CoGeNT στη Μινεσότα και το PICO-60 σε ορυχείο του Καναδά. Παρά τις επίμονες προσπάθειες, μέχρι σήμερα κανένας από τους ανιχνευτές αυτών των πειραμάτων δεν έχει μετρήσει κάποιο χαρακτηριστικό σήμα. Ωστόσο, χάρη στις μετρήσεις αυτών των πειραμάτων έχουμε αποκλίσει ένα εύρος πιθανών μαζών για τα WIMPs και ξέρουμε καλύτερα τι να περιμένουμε.
Τέλος, επιταχυντές που μπορούν να συγκρούουν σωματίδια σε πολύ υψηλές ενέργειες, μπορούν επίσης να αποτελέσουν εργαστήριο παραγωγής υπερσυµµετρικών σωµατιδίων. Μελετώντας με τους ανιχνευτές τα προϊόντα της σύγκρουσης δυο σωματιδίων, θα μπορέσουμε να επιβεβαιώσουμε την ύπαρξη (ή όχι) WIMPs ή άλλων υπερσυμμετρικών σωματιδίων που είναι υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης. Ένα από τα χαρακτηριστικότερα σήματα της παραγωγής σκοτεινής ύλης στον LHC είναι η καταγραφή γεγονότων που χαρακτηρίζονται από ένα αντικείμενο υψηλής ορμής (όπως για παράδειγμα ένα jet), σε συνδυασμό με την απουσία ορισμένης ποσότητας ενέργειας, η οποία δεν καταγράφεται στον ανιχνευτή.
Εκτός όμως από την άμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης, υπάρχουν και πειράματα που στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευσή της. Αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από WIMPs τότε τα WIMPs και τα αντι-WIMPs θα εξαϋλώνονται ενώ ταυτόχρονα θα εκλύουν ενέργεια με τη μορφή ακτίνων γάμμα, ποζιτρονίων και αντιπρωτονίων. Η ανίχνευση τέτοιων γεγονότων είναι ο στόχος του πειράματος Alpha Magnetic Spectrometer, που είναι εγκατεστημένο στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό ενώ το κέντρο ελέγχου του βρίσκεται στο CERN. Αντίστοιχα πειράματα είναι το FERMI που ψάχνει για WIMPs με μάζες 20-300 GeV και το PAMELA.
Τέλος, μια δεύτερη κατηγορία πειραμάτων στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση WIMPs μέσω της ανίχνευσης ηλιακών νετρίνο υψηλής ενέργειας, που παράγονται καθώς τα WIMPs αλληλεπιδρούν με την ύλη. Η αναμενόμενη ενέργεια των νετρίνων, που δημιουργούνται από την εξαύλωση των WIMPs, κυμαίνεται από το 1/3 ως το 1/2 της μάζας του, δηλαδή από 5 GeV ως 5 TeV. Έρευνες έχουν γίνει για τον εντοπισμό σήματος συμβατού με την ύπαρξη και εξαΰλωση νετρίνων στα κέντρα των κοντινότερων ουρανίων σωμάτων. Το σήμα που αναμένεται σε περίπτωση ύπαρξης WIMPs είναι ένα πλεόνασμα γεγονότων ανίχνευσης νετρίνων, που καταφθάνουν από το κέντρο της Γης, του Ήλιου ή του Γαλαξία. Τέτοιου είδους πειράματα είναι το IceCube που είναι εγκατεστημένο στην Ανταρκτική, το Antares σε βάθος 2000m και το Super-K στην Ιαπωνία.
Η μεγάλη πρόκληση για πειράματα, που στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση WIMPs μέσω της καταγραφής ακτίνων γάμμα πολύ υψηλής ενέργειας, είναι να διαχωρίσουν πιθανά σήματα σκοτεινής ύλης από εκείνα που μπορεί να προέρχονται από άλλα βίαια γεγονότα που συμβαίνουν στον γαλαξία μας (όπως από συγκρούσεις μελανών οπών ή συστήματα αστέρων νετρονίων).
Επίλογος...
Η σκοτεινή ύλη αντιπροσωπεύει το 84,5% της συνολικής ύλης του σύμπαντος, ενώ όσον αφορά στις ιδιότητές της, το μόνο που γνωρίζουν με βεβαιότητα οι επιστήμονες είναι πως δεν ανακλά ούτε απορροφά ακτινοβολία, με συνέπεια να μην μπορούν να την ανιχνεύσουν ή να τη μετρήσουν. Η ύπαρξη και ο τρόπος δράσης της προκύπτει μόνο από τον τρόπο που με τη βαρύτητά της επιδρά στη συμβατική ύλη και το φως.
Μέχρι σήμερα τα στοιχεία για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης προέρχονται από την ερμηνεία των αστροφυσικών παρατηρήσεων, με βάση την θεωρία που έχουμε για την βαρύτητα. Αν η θεωρία της βαρύτητας ήταν λάθος, τότε ίσως και το συμπέρασμα πως πρέπει να υπάρχει σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να είναι λάθος. Ωστόσο, μετά την ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων έχουμε περισσότερους λόγους να πιστεύουμε πως η υπόθεση της σκοτεινής ύλης είναι σωστή.
Επομένως, δεν έχουμε παρα να συνεχίσουμε να προσπαθούμε να κατανοήσουμε την σκοτεινή ύλη, η οποία φαίνεται πως έχει κεντρικό ρόλο στην κατανόηση της διαδικασίας σχηματισμού των γαλαξιών και των δομών στις οποίες αυτοί ανήκουν, όπως τα σμήνη και τα υπερσμήνη.
Η ανίχνευση της σκοτεινής ύλης στηρίζεται σε τρεις τρόπους: Πρώτον με την παραγωγή σωματιδίων σκοτεινής ύλης από σωματίδια της συνηθισμένης ορατής ύλης. Αυτό έχει δοκιμαστεί σε επιταχυντές σωματιδίων υψηλής ενέργειας, όπως ο μεγάλος αδρονικός επιταχυντής (LHC), χωρίς μέχρι σήμερα να έχει ανιχνευτεί κάποιο τέτοιο σωματίδιο. Δεύτερον με την άμεση ανίχνευση σωματιδίων που μπορεί να φτάνουν σε εμάς από το διάστημα και τέλος έμμεσα, μέσω της αλληλεπίδρασης της σκοτεινής ύλης με τη συνηθισμένη ύλη και τη χαρακτηριστική υπογραφή που αφήνουν τέτοια γεγονότα.
Μέχρι στιγμής, η σκοτεινή ύλη συνεχίζει να διαφεύγει των προσπαθειών μας για πειραματική ανίνχευση. Ωστόσο, τα πειραματικά δεδομένα καθόρισαν σε μεγάλο βαθμό το φάσμα των πιθανών μαζών των WIMPs. Σε λίγα χρόνια, νέοι εξαιρετικά ευαίσθητοι ανιχνευτές θα μπορούν να μας δώσουν περισσότερες πληροφορίες σχετικά με τα υποψήφια σκοτεινής ύλης. Τα μαθήματα που πήραμε σε συνδυασμό με την ανάπτυξη νέων τεχνολογιών εγγυώνται ένα «λαμπρό» μέλλον στη μελέτη και κατανόηση της σκοτεινής ύλης. Kάθε μια από τις διαφορετικές μεθόδους μας λέει κάτι διαφορετικό για την πιθανή φύση της σκοτεινής ύλης. Έχοντας δεδομένα από δύο ή τρεις μεθόδους, θα μπορούμε να πούμε πολύ περισσότερα για τη φύση της σκοτεινής ύλης, αξιοποιώντας τη συμπληρωματικότητα μεταξύ των πειραμάτων. Η κατανόησή της είναι αποφαστική για την κατανόηση της δημιουργίας και της μοίρας του Σύμπαντος και για αυτό συνιστά μια από τις μεγαλύτερες πειραματικές προκλήσεις του 21ου αιώνα.
indeepanalysis.gr
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου