www.perignoseos.edu.gr ...Πράξεις Παιδείας

-ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ (BLACK Or DARK MATTER)"dunkle Materie"

- Επιστημονικό Άρθρο

Φωτογραφία: NASA

Η κατανόηση της «σκοτεινής ύλης» αποτελεί μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις τηςσύγχρονης φυσικής. Η σκοτεινή ύλη αντιστοιχεί στο 25% του Σύμπαντος, ενώ αντίστοιχα ηορατή ύλη, την οποία παρατηρούμε γύρω μας, καταλαμβάνει μόνο το 5% του Σύμπαντος.Αν και φαίνεται να κυριαρχεί στο Σύμπαν μας, αυτό το αινιγματικό υλικό δεν έχει ποτέανιχνευθεί.

Η σκοτεινή ύλη δε μπορεί να παρατηρηθεί απευθείας από τηλεσκόπια όπως συμβαίνει μεαπομακρυσμένους γαλαξίες, καθώς δεν εκπέμπει ούτε απορροφά φως. Σε αυτή τηνιδιότητα οφείλεται και ο χαρακτηρισμός της ως «σκοτεινής».

Η «σκοτεινή ύλη» δεν αλληλεπιδρά με καμία από τις τέσσερις θεμελιώδειςαλληλεπιδράσεις που γνωρίζουμε σήμερα, πλην της βαρύτητας. Οι βαρυτικές επιδράσειςτης μας οδήγησαν να συμπεράνουμε την ύπαρξή της και κάποιες από τις ιδιότητές της.

Ωστόσο, παρά τον ρόλο που παίζει στην εξέλιξη και δομή του Σύμπαντος λίγα πράγματαείναι γνωστά για τη φύση της σκοτεινής ύλης. Η «σκοτεινή» της σύσταση σε συνδυασμό με

το γεγονός πως υπερτερεί της ορατής ύλης μέσα στο Σύμπαν, καθιστούν την ανίχνευσήτης μια από τις μεγαλύτερες πειραματικές προκλήσεις.

Ένα σύνολο πειραμάτων προσπαθούν να ανιχνεύσουν και να μελετήσουν σωματίδια πουέχουν προταθεί ως υποψήφια για την σύστασή της. Πειράματα που λαμβάνουν χώρα σεπανίσχυρους επιταχυντές σωματιδίων ή σε τηλεσκόπια εγκατεστημένα στο διάστημα.

Ποιοι λόγοι μας οδηγούν να πιστεύουμε πως υπάρχει «σκοτεινή ύλη»;

Εύλογα αναρωτιέται κανείς πως οδηγηθήκαμε στο συμπέρασμα για την ύπαρξη τηςσκοτεινής ύλης. Γιατί εισάγαμε την ύπαρξη ενός τόσο μυστηριώδους συστατικού στοΣύμπαν;

Οι ενδείξεις για την ύπαρξή της προέρχονται κυρίως από παρατηρήσεις γαλαξιών καθώςκαι από κοσμολογικές παρατηρήσεις, που μας οδηγούν σε συμπεράσματα για την ιστορίακαι τον τρόπο που εξελίχθηκε μετά την Μεγάλη Έκρηξη.

Η πρώτη παρατήρηση για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης ήρθε από τη μελέτη του σμήνους γαλαξιών COMA, περισσότερο γνωστό ως Κόμη της Βερενίκης, από τον Ελβετό αστρονόμο Fritz Zwicky το 1933.

Ο F. Zwicky (February 14, 1898 – February 8, 1974) μελέτησε την κίνηση των περίπου 1000 γαλαξιών που αποτελούν το σμήνος. Υπολογίζοντας την ταχύτητα περιστροφής του σμήνους και εφαρμόζοντας τους νόμους της κλασσικής μηχανικής - όπου η ταχύτητα περιστροφής συνδέεται με τη βαρυτική δύναμη που ασκείται σε αυτό - ο Zwicky υπολόγισετη συνολική μάζα του Σμήνους.

Στη συνέχεια, ο Zwicky κατέγραψε και το συνολικό φως που εκπέμπεται από τους γαλαξίεςτης Κόμης της Βερενίκης. Γνωρίζοντας τη μάζα και το συνολικό φως που εκπέμπεται από αυτό το σμήνος γαλαξιών, υπολόγισε τον λόγο (Φωτεινότητας/Μάζας) και με έκπληξη διαπίστωσε την τεράστια ασυμφωνία σε σχέση με τον αντίστοιχο λόγο (φωτεινότητας/μάζας) που ισχύει για ένα τυπικό αστέρι όπως ο Ήλιος μας. Η διαφορά άγγιζε τις δύο τάξεις μεγέθους και ήταν φανερό πως δεν μπορεί να προέρχεται από κάποιοστατιστικό λάθος.

Κάτι περίεργο έπρεπε να συμβαίνει στο σμήνος Γαλαξίας για να εξηγήσει αυτή την μεγάληαπόκλιση από τις τιμές που ισχύουν σε ένα αστέρι. Ο μόνος τρόπος για να συμβιβάσει τιςμετρήσεις του με την τιμή, που θα περιμέναμε για έναν γαλαξία που περιέχει τυπικάαστέρια όπως ο δικός μας, ήταν να υποθέσουμε πως στον Γαλαξία υπήρχε ταυτόχρονα καιμια μεγάλη ποσότητα μάζας, η οποία δεν εκπέμπει φως και άρα δεν συμβάλλει στηφωτεινότητα. Με αυτή την υπόθεση ο λόγος (Φωτεινότητας/Μάζας) θα έπαιρνε μικρότερεςτιμές κοντά σε αυτές που γνωρίζουμε από τον Ήλιο μας. Πράγματι, ο Zicky πρότεινε τηνύπαρξη μιας επιπλέον ποσότητας ύλης, η οποία δεν εξέπεμπε φως και η οποίαονομάστηκε «σκοτεινή ύλη».

Την ίδια χρονιά, οι αστροφυσικοί Jeremiah Ostriker και James Peebles ανέπτυξαν ένανυπολογιστικό κώδικα, που προσομοιώνει την εξέλιξη των γαλαξιών λαμβάνοντας υπόψητην αλληλεπίδραση ύλης και ακτινοβολίας. Στα μοντέλα τους παρατηρούσαν πως κατά τηνεξέλιξη ενός Γαλαξία η μάζα του τείνει να συγκεντρωθεί στο κέντρο. Το συμπέρασμα ήτανεντυπωσιακό καθώς έρχεται σε αντίθεση με τις παρατηρήσεις Γαλαξιών που φαίνονται ναέχουν μια ελλειπτική ή σπειροειδή μορφή (όπως φαίνεται στην παρακάτω εικόνα από το

τηλεσκόπιο Hubble). Με άλλα λόγια, η μάζα τους δεν φαίνεται να καταρρέει προς τοκέντρο, αλλά παρουσιάζει μια κατανομή γύρω από αυτό.

Για να κάνει τα πράγματα πιο περίπλοκα, το μοντέλο τους έδειχνε πως στον χρόνο μιας περιστροφής - που για έναν Γαλαξία σαν τον δικό μας ισοδυναμεί με 50 εκατομμύρια χρόνια - η μάζα του Γαλαξία καταρρέει στο κέντρο του και ένα μικρό κομμάτι της καταλαμβάνει απομακρυσμένες θέσεις στις παρυφές του Γαλαξία. Πρακτικά, δηλαδή, κανένας Γαλαξίας δεν θα μπορούσε να δημιουργηθεί αφού αργά ή γρήγορα όλοι θα κατέρρεαν προς το κέντρο τους.Ο μόνος τρόπος για να πάρουν διαφορετικά αποτελέσματα από την προσομοίωση γαλαξιών ήταν να υποθέσουν την ύπαρξη περισσότερης ύλης, η οποία δεν αλληλεπιδρά με την ακτινοβολία. Πρόκειται για μια ακόμη ένδειξη - έστω και αν έρχεται από αριθμητικές προσεγγίσεις - για ένα είδος ύλης που δεν αλληλεπιδρά με το φως και άρα μπορεί να ονομαστεί «σκοτεινή» ύλη.

Το 1973, οι παρατηρήσεις της ταχύτητας περιστροφής γαλαξιών από την Vera Rubin καιτον Kent Ford επιβεβαίωσαν τις πρώτες υποψίες. Οι Rubin και Ford μελετούσαν τονγειτονικό μας γαλαξία της Ανδρομέδας.

Παρά τις δυσκολίες στη μέτρηση, κατάφεραν να υπολογίσουν με μεγάλη ακρίβεια τηνταχύτητα των νεφών υδρογόνου της Ανδρομέδας. Προς έκπληξή τους προέκυπτε πως ηταχύτητα περιστροφής των νεφών υδρογόνου μένει ίδια ακόμη και σε μεγάλες αποστάσειςαπό το κέντρο του Γαλαξία, γεγονός που έρχεται σε αντίθεση με όσα θα περίμενε κανείςαπό τον νόμο του Kepler. Προκειμένου να εξηγηθεί η παρατηρούμενη ασυμφωνία, ήταναπαραίτητο να εισαχθεί μια επιπλέον ποσότητα «σκοτεινής» ύλης. Μάλιστα, η Rubinπρότεινε πως για να συμφωνούν τα δεδομένα με τον νόμο του Κέπλερ, η ποσότητα της

«σκοτεινής ύλης» στον γαλαξία της Ανδρομέδας θα πρέπει να αυξάνεται καθώςαπομακρυνόμαστε από το κέντρο του.

Εικόνα 1.1. Στην παραπάνω εικόνα μπορεί να δει κανείς τα πράσινα σημεία πουαντιστοιχούν στις ταχύτητες περιστροφής αστεριών στον γαλαξία Μ33. Τα πορτοκαλίσημεία δείχνουν τις ταχύτητες περιστροφής που περιμέναμε για αντικείμενα εντός τουφωτεινού δίσκου του Γαλαξία. Φαίνεται ξεκάθαρα η απόκλιση που παρατηρείται, καθώς ηταχύτητα μεγαλώνει ενώ απομακρυνόμαστε από το κέντρο του Γαλαξία. Η διαφορά αυτήαποτελεί μια από τις ισχυρότερες ενδείξεις για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης στον Γαλαξία, ηοποία κάνει αισθητή την παρουσία της μέσω της βαρύτητας.

Η ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου.

Κομβικό σημείο για την εξέλιξη της σύγχρονης κοσμολογίας αλλά και την κατανόηση τηςύπαρξης σκοτεινής ύλης υπήρξε η ανακάλυψη της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου καιη πρόσφατη λεπτομερής χαρτογράφησή της από την αποστολή Planck του ΕυρωπαικόΟργανισμό Διαστήματος (2013).

Η Κοσμική Ακτινοβολία Υποβάθρου (ΚΑΥ) είναι ένα αρχέγονο φως, που δημιουργήθηκεπερίπου 380.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Από τότε, ταξιδεύει στο Σύμπανμεταφέροντας πληροφορίες. Στα τηλεσκόπια φαίνεται ως ένα «ψυχρό» φως που έρχεταιαπό όλες τις διευθύνσεις και η ενέργειά του αντιστοιχεί σε θερμοκρασία 2.7Κ.

Μελετώντας τα χαρακτηριστικά της ΚΑΥ, μπορούμε να αντλήσουμε πληροφορίες για τησύσταση του σύμπαντος και για το πώς εξελίχτηκε μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Το πρώτοεντυπωσιακό δεδομένο από τη μελέτη της ΚΑΥ είναι η ομοιομορφία της. Παρατήρηση που

μας οδηγεί στο συμπέρασμα πως η ύλη που δημιουργήθηκε αμέσως μετά τη ΜεγάληΈκρηξη πρέπει να εξαπλώθηκε με ομοιόμορφο τρόπο.

Οι πρώτες διακυμάνσεις στην κατανομή της ΚΑΥ παρατηρήθηκαν από τη χαρτογράφησηαυτής της ακτινοβολίας, που έγινε το 1992 από τον δορυφόρο COBE (Cosmic BackgroundExplorer) της NASA. Πρόκειται για την αρχαιότερη φωτογραφία του Σύμπαντος, πουδιαθέτουμε, καθώς είναι το πρώτο φως που ταξιδεύει ελεύθερο στο Σύμπαν. Τα δεδομέναέδειξαν ορισμένες διακυμάνσεις στην κατανομή της θερμοκρασίας της ΚΑΥ, πουπιθανότατα δημιουργήθηκαν περίπου 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Οιδιακυμάνσεις αυτές αντιστοιχούν σε θερμές και ψυχρές περιοχές του Σύμπαντος, πουσυνδέονται αντίστοιχα με περιοχές χαμηλής και υψηλής συγκέντρωσης ύλης. Ηανισοτροπία αυτή μελετήθηκε με ακόμη μεγαλύτερη ακρίβεια από μετέπειτα διαστημικέςαποστολές, όπως ο WMAP (2001-10) και πιο πρόσφατα, το 2013, από τον δορυφόροPlanck της ESA, που μας προσέφερε έναν εξαιρετικά λεπτομερή χάρτη της ΚΥΑ,φανερώνοντας με μεγαλύτερη ακρίβεια τις διακυμάνσεις αυτής της ακτινοβολίας.

Εικόνα 2. Η κατανομή της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τον δορυφόρο WMAP(2005) και Planck (2013). Από τη σύγκριση των δυο εικόνων φαίνεται εύκολα και ηδιαφορά στον βαθμό λεπτομέρειεας.

Με βάση τη θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν και τις εξισώσεις του για την περιγραφήτου χωρόχρονου και λαμβάνοντας υπόψη τις παρατηρούμενες ανωμαλίες της ΚΑΜ, oχρόνος των 13,7 δισεκατομμυρίων χρόνων, που πέρασε από τη Μεγάλη Έκρηξη, δεν θαήταν αρκετός για να επιτρέψει τη δημιουργία μεγάλων δομών όπως οι γαλαξίες μας. Μεπιο απλά λόγια, το ερώτημα είναι πως μπορεί κανείς να συμβιβάσει τη σχετικά ομοιογενήκατανομή ακτινοβολίας, που παρατηρεί στο Σύμπαν, με τη μεγάλη ανομοιογένεια πουπαρατηρείται στην κατανομή της ύλης η οποία συγκεντρώνεται σε αστέρια, γαλαξίες ήσμήνη Γαλαξιών.

Η δημιουργία τέτοιων δομών μπορεί να εξηγηθεί μόνο αν κανείς υποθέσει πως υπάρχειπολύ περισσότερη ύλη στο Σύμπαν σε σχέση με αυτήν που παρατηρούμε, η οποία δεναλληλεπιδρά με την ακτινοβολία. Πρόκειται για ένα ακόμη στοιχείο - ίσως το κρισιμότερο -υπέρ της υπόθεσης της ύπαρξης της λεγόμενης σκοτεινής ύλης. Συγκεκριμένα, οιμετρήσεις αυτές δείχνουν πως το σύμπαν αποτελείται κατά 30% από ύλη. Από αυτό τοποσοστό, μόνο το 5% αντιστοιχεί στην ύλη που παρατηρούμε γύρω μας - το υπόλοιπο25% είναι κάτι άλλο. Πρόσφατες μετρήσεις από τον δορυφόρο Planck δείχνουν πως ησκοτεινή ύλη αντιστοιχή στο 83% της συνολικής ύλης που περιέχεται στο Σύμπαν - είναιδηλαδή 4 φορές περισσότερη από την ορατή ύλη.

Μετά από δεκαετίες αστροφυσικών παρατηρήσεων υψηλής ακριβείας, είμαστε πλέονσίγουροι πως η πλειοψηφία της ύλης που σχηματίζει τους γαλαξίες, σμήνη γαλαξιών καιτις μεγαλύτερες δομές ύλης, που παρατηρούμε στο Σύμπαν μας, είναι «σκοτεινό». Τοσυμπέρασμα για την ύπαρξή της προκύπτει από ακριβείς μετρήσεις της ταχύτηταςπεριστροφής γαλαξιών σε σμήνη, της λεγόμενης γαλακτικής καμπύλης περιστροφής, τηςμέτρησης της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, της αφθονίας των ελαφρών στοιχείων

και της χαρτογράφησης μεγάλων δομών στο Σύμπαν αλλά και της κοσμικής ακτινοβολίαςυποβάθρου.

Σύγκρουση Γαλαξιών: Το σμήνος της σφαίρας

Το πιο πρόσφατο εύρημα, που φαίνεται να υποστηρίζει την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης,είναι η παρατήρηση δυο γαλαξιών (σε απόσταση 3.5 δις έτη φωτός από τη Γη) πουδιαπέρασαν ο ένας τον άλλο μετά από μια βίαιη σύγκρουση και τώρα απέχουν 2 εκ. έτηφωτός. Οι γαλαξίες αυτοί είναι γνωστοί ως 1Ε0657-56 ή το σμήνος της σφαίρας (BulletCluster) λόγω του βίαιου γεγονότος που προηγήθηκε.

Τα άστρα εντός των γαλαξιών φαίνονται να μένουν άθικτα, ενώ τα αέρια πουκαταλαμβάνουν τον μεγάλο χώρο σε έναν γαλαξία αλληλεπιδρούν πολύ έντονα. Τοαποτέλεσμα της σύγκρουσης ήταν η απελευθέρωση ενός εξαιρετικά θερμού κύματοςαερίων, που αποτελεί το 90% περίπου της φωτεινής τους μάζας, γεγονός που έγινεαντιληπτό από τ- μέτρηση της εκπομπής ακτίνων Χ.

Χαρτογραφήσεις του βαρυτικού πεδίου κατά τη διάρκεια της σύγκρουσης δείχνουν πως ηκατανομή της συνολικής μάζας του σμήνους είναι τελείως διαφορετική από την κατανομήτης φωτεινής ύλης των δύο γαλαξιών..

Πιο συγκεκριμένα, το κέντρο της συνολικής μάζας του σμήνους - που βρίσκεται με τεχνικέςστηριγμένες στη μέτρηση της καμπύλωσης του φωτός λόγω βαρυτικών πεδίων1 - βρέθηκενα είναι μετατοπισμένο σε σχέση με το κέντρο μάζας της παρατηρήσιμης ύλης των δύοσμηνών, με παρατηρήσεις στο ορατό φάσμα και με ακτίνες Χ.

Το γεγονός αυτό μπορεί να εξηγηθεί μόνο αν κανείς υποθέσει την ύπαρξη σκοτεινής ύληςμεταξύ των γαλαξιών του Bullet Cluster, η οποία αλληλεπιδρά με διαφορετικό τρόπο απότη συνήθη ύλη.

Η παρατήρηση της σύγκρουσης των δυο γαλαξιών του Bullet Cluster συχνά αναφέρεταικαι ως η πιο καθοριστική απόδειξη υπέρ της ύπαρξης σκοτεινής ύλης απέναντι στιςδιάφορες θεωρίες τροποποιημένης βαρύτητας (MOND). Ωστόσο, μέχρι την παρατήρηση

κάποιου σωματιδίου σκοτεινής ύλης, δεν μπορεί κανείς να αποκλείσει κανένα εναλλακτικόενδεχόμενο.

Θα κλείσουμε παρουσιάζοντας έναν από τους πρώτους τρισδιάστατους χάρτες πουαπεικονίζουν την ύπαρξη σκοτεινής ύλης στο Σύμπαν μας. Πρόκειται για έναν χάρτη πουέγινε με βάση τα δεδομένα του COSMOS, μιας έρευνας που έγινε με το Hubble.

Καθώς η ύπαρξή της κερδίζει όλο και περισσότερο έδαφος, πληθαίνουν και οι διαφορετικέςθεωρίες για τα υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης.

Πως όμως μπορούμε να παρατηρήσουμε τη σκοτεινή ύλη στο εργαστήριό μας; Ποια είναιτα υποψήφια σωματίδια από τα οποία μπορεί να αποτελείται; Τι έχουμε μάθει τόσο από ταπειράματα του LHC όσο και από άλλα πειράματα μέχρι τώρα;

Σε αυτά τα ερωτήματα θα προσπαθήσουμε να απαντήσουμε στο επόμενο σημείωμα ενώταυτόχρονα θα συζητήσουμε τη σημασία της σκοτεινής ύλης για τη σύγχρονη φυσική καιτα επόμενα βήματα στον 21ο αιώνα.

---------------------------------------

1Το φαινόμενο του βαρυτικού φακού, αναφέρεται στο γεγονός πως μία μεγάλησυγκέντρωση μάζας συγκεντρώνει γύρω της ακτίνες φωτός, όπως ένας μεγεθυντικόςφακός συγκεντρώνει τις ακτίνες του Ήλιου.

ΑΝΙΧΝΕΥΟΝΤΑΣ ΤΗΝ ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ II

ΜΕΡΟΣ ΙΙ

Πριν λίγες ημέρες ανακοινώθηκε από την Αμερικανική Επιτροπή Ενέργειαςη έγκριση

της κατασκευής ενός νέου πειράματος για την ανίχνευση της σκοτεινής ύλης. Το LUX-ZEPLIN (LZ)έχει 100πλάσια ευαισθησία από προηγούμενα πειράματα και σύμφωνα μετην ανακοίνωση θα αναζητήσει τα ίχνη ενός υποθετικού είδους σωματιδίων πουονομάζονται «ασθενώς αλληλεπιδρώντα βαρέα σωματίδια» (WIMP). Πρόκειταιγια ένα από τα επικρατέστερα υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης και η ανακάλυψή τουςθα απαντήσει σε ένα από τα μεγαλύτερα ερωτήματα της σύγχρονης φυσικής. Πώς όμωςμπορούμε να παρατηρήσουμε την σκοτεινή ύλη και ποιά είναι τα υποψήφια σωματίδια;

Όπως περιγράψαμε στο προηγούμενο σημείωμα, μια σειρά παρατηρήσεων μας οδηγεί στοσυμπέρασμα πως το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του Σύμπαντος διαφέρει από την ύληαπό την οποία είμαστε φτιαγμένοι εμείς, η οθόνη του υπολογιστή σας και ο Ήλιος μας. Ηλεγόμενη «σκοτεινή ύλη» καταλαμβάνει το 25% του Σύμπαντος, ενώ την ίδια στιγμή ηορατή ύλη μόνο το 4-6%.

Η μελέτη της σκοτεινής ύλης αποτελεί σήμερα μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις τηςπειραματικής φυσικής. Η ανίχνευση σωματιδίων «σκοτεινής ύλης» και η μελέτη τουτρόπου, που αλληλεπιδρούν με την «ορατή» ύλη, μπορεί να μας δώσει μια βαθύτερηκατανόηση της φύσης και στην επαναδιατύπωση των θεωριών που την περιγράφουν.

Εύλογα γεννιέται το ερώτημα: Πώς μπορούμε να παρατηρήσουμε κάτι που από τη φύσητου δεν αλληλεπιδρά με το ορατό φως ή για την ακρίβεια με την ηλεκτρομαγνητικήακτινοβολία; Για να απαντήσουμε θα πρέπει να κάνουμε ορισμένες υποθέσεις σχετικά μετη φύση της σκοτεινής ύλης, προκειμένου να σχεδιάσουμε τα κατάλληλα πειράματα για τηνανίχνευσή της.

Σε γενικές γραμμές, σήμερα, υπάρχουν δύο «οικογένειες» σκοτεινής ύλης που ερευνούν οιεπιστήμονες: η βαρυονική και η μη βαρυονική.

Η πρώτη είναι συνηθισμένης μορφής ύλη, η οποία για κάποιο λόγο δεν εκπέμπει κάποιαςμορφής ακτινοβολία, που θα την καθιστούσε ορατή. Χαρακτηριστικό παράδειγμααποτελούν τα MACHO’s: (Massive Compact Halo Objects), δηλαδή Μεγάλης ΜάζαςΣυμπαγή Αντικείμενα της Άλω.

Τέτοια αντικείμενα μπορούν να είναι καφέ νάνοι με μάζες κάτω από 0,08 της μάζας τουΉλιου 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 τηνμάζα του Ήλιου. Αν ο περιγαλαξιακός χώρος αποτείται από ΜACHOs, τότε, όταν ένα απόαυτά περάσει πολύ κοντά στην γραμμή όρασης μεταξύ ενός παρατηρητή και ενόςμακρινού άστρου υποβάθρου, το βαρυτικό του πεδίο θα καμπυλώσει το φως του άστρουκαι η φωτεινότητα του αστεριού θα αυξηθεί προσωρινά σε όλα τα μήκη κύματος.

Πρόκειται για ένα φαινόμενο γνωστό ως βαρυτική μικροεστίαση. Για την ανίχνευσησκοτεινής ύλης που μπορεί να έχει την μορφή MACHOs απαιτείται παρακολούθησηπολλών άστρων για μεγάλα διαστήματα, προκειμένου να καταγραφούν τέτοιες αλλαγέςστη φωτεινότητα. Τρεις διαφορετικές ερευνητικές ομάδες, το MACHOS, EROS, OGLEπαρατήρησαν εκατομμύρια άστρα στο μεγάλο και το μικρό νέφος του Μαγγελάνου και στηγαλαξιακή μας γειτονιά. Μάλιστα, το OGLE III που παρατήρησε το νέφος του Μαγγελάνοπαρατήρησε σε διάστημα 7 ετών 4 περιπτώσεις που μπορεί να οφείλονται στο φαινόμενοτου βαρυτικού φακού. Ωστόσο μέχρι σήμερα τα γεγονότα μικροεστίασης, που έχουνπαρατηρηθεί δεν είναι αρκετά για να εξηγήσουν όλη την ποσότητα της βαρυτικάπαρατηρούμενης σκοτεινής ύλης στον περιγαλαξιακό χώρο.

Η μη-βαρυονική σκοτεινή ύλη

Τα σενάρια της μη-βαρυονικής σκοτεινής ύλης στηρίζονται στο γεγονός πως τα σωματίδιαπου περιγράφονται από το Καθιερωμένο Μοντέλο δεν μπορούν να αποτελούν τη σκοτεινήύλη. Σύμφωνα με αυτά τα σενάρια, η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείταια από βαριάνετρίνο - για τα οποία θα μιλήσουμε σε άλλο σημείωμα - ή από δύο άλλες κατηγορίεςσωματιδίων που είναι τα αξιόνια και τα WIMPs. Eπιπλέον, όπως η ορατή ύλη αποτελείταιαπό μια ποικιλία σωματιδίων, όπως τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια, δεν θα ήταν παράλογονα περιμένει κανείς πως και η σκοτεινή ύλη θα αποτελείται από διαφορετικά είδησωματιδίων.

Αξιόνια

Αναφέραμε πως τα σωµατίδια της σκοτεινής ύλης θα πρέπει να είναι ευσταθή σεκοσµολογικές χρονικές κλίµακες, διαφορετικά θα είχαν ήδη διασπασθεί. Επιπλέον, δεν θα

πρέπει να αλληλεπιδρούν ηλεκτροµαγνητικά µε την ύλη, καθώς ήδη αναφέραμε πως ησκοτεινή ύλη ούτε απορροφά, ούτε εκπέμπει φως.

Στο πλαίσιο του Καθιερωµένου Προτύπου των αλληλεπιδράσεων, οι σηµαντικότεροιυποψήφιοι που πληρούν τις παραπάνω προυποθέσεις, εκτός από τα νετρίνα, είναι τααξιόνια ή σωματίδια σαν τα αξιόνια [ALP=axionlike-particles]. Τα αξιόνια μπορεί επίσης ναβοηθήσουν να λυθεί ένας γρίφος στο Καθιερωμένο Πρότυπο που αφορά τηνπαρατηρούμενη ασυμμετρία μεταξύ της ύλης και της αντιύλης στο Σύμπαν. Πρόκειται γιατη λεγόμνη παραβίαση της συμμετρίας CP, η οποία όμως μπορεί να εξηγηθεί, αν πράγματικαταφέρναμε να ανιχνεύσουμε κάποιο αξιόνιο.

Τα αξιόνια είναι σωματίδια με εξαιρετικά μικρή μάζα, από 1 μeV μέχρι 1 eV, δηλαδή το έναεκατομμυριοστό του ηλεκτρονίου. Μάζες πέραν αυτού του εύρους φαίνονται απίθανεςεξαιτίας θεωρητικών και αστροφυσικών παρατηρήσεων. Επίσης, είναι ηλεκτρικά ουδέτερακαι αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς με την ύλη.

Αν τα αξιόνια παράχθηκαν στο πρώιμο σύμπαν, τότε θα μπορούσαν να ευθύνονται για τοσύνολο ή για ένα σημαντικό κλάσμα της ψυχρής σκοτεινής ύλης. Συγκεκριμένα, μιαπυκνότητα της τάξης των 1014 αξιονίων/cm³ είναι συμβατή με τη συνολική πυκνότητα τουΣύμπαντος που βλέπουμε.

Τα αξιόνια μπορούν να ανιχνευθούν μέσου της αλληλεπίδρασής τους με φωτόνια υπό τηνπαρουσία μαγνητικού πεδίου. Βασική αρχή, που χρησιμοποιείται στην ανίνχευση, είναι ημετατροπή αξιονίων σε φωτόνια και αντιστρόφως. Πρόκειται για το φαινόμενο Primakoff,στο οποίο η αλληλεπίδραση δύο φωτονίων υπό την επίδραση πολύ ισχυρούηλεκτρομαγνητικού πεδίου μπορεί να οδηγήσει σε παραγωγή αξιονίων και αντιστρόφως ηαλληλεπίδραση ενός αξιονίου με ένα δυνητικό φωτόνιο σε ανιχνεύσιμο φωτόνιο.

Στην πρώτη περίπτωση ένας αριθμός φωτονίων που διαπερνά ένα μαγνητικό πεδίομπορεί να μετατρέπεται σε αξιόνια. Με έναν παρόμοιο μηχανισμό αξιόνια θα παράγονταιστον Ήλιο καθώς το φως διαπερνά το μαγνητικό του πεδίο. Συγκεκριμένα, αξιόνια θαπαράγονται καθώς φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας διαπερνούν τα ισχυράηλεκτρομαγνητικά του πεδία. Η μέτρηση αξιονίων, που μπορεί να παραγόνται στον Ήλιο,ήταν ένας από τους βασικούς πειραματικούς στόχους του πειράματος CAST - ενοςηλιακού τηλεσκοπίου που λειτουργεί στο CERN από το 2003.

Το πείραμα CAST που ψάχνει για ηλιακά αξιόνια χρησιμοποιώντας έναν από τουςδιπολικούς μαγνήτες που αναπτύχθηκαν για τον LHC. (Credits@CERN).

Το τηλεσκόπιο είναι κατασκευασμένο από ένα μαγνητικό δίπολο που χρησιμοποιεί ο LHCκαι κοίλους σωλήνες που ενεργούν ως οπτικοί σωλήνες. Για να μπορέσει ο μαγνήτης ναλειτουργεί σε υπεραγώγιμη κατάσταση, παρέχεται σε κρυογονική υποδομή πουχρησιμοποιήθηκε στο πείραμα DELPHI. Το κατοπτρικό σύστημα εστίασης ακτίνων Χ έχειπαραχωρηθεί από Γερμανικό διαστημικό πρόγραμμα. Μέχρι σήμερα το CAST δεν έχειανιχνεύσει κάποιο αξιόνιο, ωστόσο οι ερευνητές έχουν καταφέρει να περιορίσουννσημαντικά το πιθανό εύρος μαζών που μπορούν να έχουν τα αξιόνια.

Στην αντίθετη περίπτωση, που τα φωτόνια μετατρέπονται σε αξιόνια, στηρίζονταιπειράματα της κατηγορίας «διάδοση φωτός μέσα από έναν τοίχο». Ένα από αυτά είναι καιτο πείραμα OSQAR του CERN, όπου μια δέσμη laser διέρχεται μέσα από μαγνητικό πεδίο9 Τ (περίπου 360.000 φορές το μαγνητικό πεδίο της Γης). Αυτό το μαγνητικό πεδίο θαμπορούσε να μετατρέψει ορισμένα από τα φωτόνια της δέσμης lazer σε αξιόνια. Η δέσμηlaser περνάει από έναν θάλαμο κενού, που εμποδίζει τα φωτόνια να περάσουν, ενώταυτόχρονα θα επέτρεπε στα αξιόνια να διέλθουν ανενόχλητα. Αν δουν φως στην άλληάκρη του θαλάμου τότε μπορούμε να υποθέσουμε πως ορισμένα από τα αξιόνιαμετατράπηκαν σε φως. Όσο μεγαλύτερο το ηλεκτρομαγνητικό πεδίο, τόσο μεγαλύτερη καιη πιθανότητα κάποιο από τα αξιόνια να μετατραπεί σε φωτόνιο.

Τέλος, ένα ακόμη πείραμα που προσπαθεί να ανιχνεύσει αξιόνια μέσω τουμετασχηματισμού τους σε φως είναι το Axion Dark Matter eXperiment (ADMX). Το πείραμαείναι εγκατεστημένο στο Κέντρο Πειραματικής Φυσικής στο Πανεπιστήμιο της Washington.Αν τα αξιόνια έχουν πολύ μικρές μάζες, τότε αξιόνια από τη γαλαξιακή άλω θα μπορούσαννα μετατρέπονται σε φως στην περιοχή των μικροκυμάτων. Τα μικροκύματα αυτά μπορούννα ανιχνευτούν από τη διάταξη του ADMX. Συγκεκριμένα, μια πρόσφατη αναβάθμιση τουπειράματος 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 έχουνπροταθεί ως σωματίδια σκοτεινής ύλης, είναι τα WIMPs, δηλαδή τα ΑσθενώςΑλληλεπιδρώντα Βαριά Σωµατίδια. Πρόκειται για σωματίδια που μπορούν να ανιχνευθούνέμμεσα ή άμεσα, ενώ οι μάζες τους βρίσκονται στην περιοχή από 10 GeV μέχρι μερικάTeV. Υπάρχουν και άλλοι τύποι σωματιδίων όπως τα cryptons, τα branons και καταστάσειςKaluza-Klein, που προκύπτουν από θεωρίες που περιλαµβάνουν επιπλέον διαστάσεις,αλλα θα εστιάσουμε στο WIMPS καθώς σε αυτά έχει επικεντρωθεί μεγάλο κομμάτι τηςπειραματικής 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 πυρηνικήςδύναμης, η αλληλεπίδρασή τους με τη συνηθισμένη ύλη θα λαμβάνει χώρα σε πολύ μικρέςκλίμακες μήκους. Για αυτόν τον λόγο, πολλά από τα πειράματα που έχουν σχεδιαστεί γιατην άμμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης επικεντρώνονται γύρω από τις αλληλεπιδράσεις τωνWIMPs με άλλα σωματίδια και μετρήσεις πολύ μεγάλης ακριβείας, που μπορεί ναφανερώσουν μια τέτοια αλληλεπίδραση. Η καταγραφή μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης θααποτελούσε άμεσο εντοπισμό τους.

Παράδειγμα απότελεί το πείραμα της Κρυογενικής Αναζήτησης Σκοτεινής Ύλης, η οποίαμετρά τις δονήσεις του πυρήνα του γερμανίου μετά από τη σύγκρουση ενός πυρήναγερμανίου με ένα WIMP. Προκειμένου να μετρηθούν τέτοια φαινόμενα, τα άτομα γερμανίουψύχονται κοντά στο απόλυτο μηδέν και η θερμότητα που μπορεί να παραχθεί από μιατέτοια σύγκρουση αποτελεί το χαρακτηριστικό σήμα ενός τέτοιου γεγονότος. Οι ενέργειεςπου εκλύονται από μια τέτοια αλληλεπίδραση είναι της τάξης των μερικών keV. Είναιωστόσο αρκετές ώστε να ανεβάσουν τη θερµοκρασία των κρυογενών υλικών και νακαταγραφεί το σήμα μιας τέτοιας αλληλεπίδρασης.

Μία άλλη κατηγορία πειραμάτων άμεσης ανίχνευσης περιλαμβάνει τη χρήση ευγενώναερίων σε υγρή μορφή. Παραδείγματα τέτοιων αερίων είναι το αργό και το ξένο. Σε αυτά ταπειράματα, τα WIMP που αλληλεπιδρούν με τους πυρήνες θα μπορούσαν να τουςδιεγείρουν σε μια υψηλότερη ενεργειακή στάθμη. Κατά την αποδιέγερσή τους στηθεμελιώδη ενεργειακή στάθμη οι πυρήνες θα εξέπεμπαν ένα φωτόνιο. Το φωτόνιο αυτόμπορεί να ανιχνευθεί άμεσα ή μέσω ενος καταιγισμού που προκαλεί. Ανάλογα με τοναριθμό των γεγονότων που καταγράφονται και τον όγκο του υγροποιημένου «ξένου», οιφυσικοί μπορούν να μετρήσουν τη μάζα του WIMP που μπορεί να προκαλέσει ένα τέτοιογεγονός.

Προκειμένου να βεβαιωθούμε πως το σήμα που ανιχνεύεται προέρχεται από ένασωματίδιο σκοτεινής ύλης και όχι από κάποιο σωματίδιο που βρίσκεται στην κοσμικήακτινοβολία, τα περισσότερα από αυτά τα πειράματα βρίσκονται σε βάθος αρκετώνμέτρων. Τα υγροποιημένα φυσικά αέρια βρίσκονται σε θερμοκρασία μείον 100 βαθμώνΚελσίου και επιπλέον περιβάλλονται από δεξαμενές με εκατοντάδες τόνους καθαρούνερού, ώστε να ελαχιστοποιηθεί η επίδραση της φυσικής ραδιενέργειας από τη Γη. Οιφυσικοί προσπαθούν να παρατηρήσουν την ασθενή αλληλεπίδραση των ευγενών αερίωνμε τα προερχόμενα από το διάστημα σωματίδια της σκοτεινής ύλης και το φως που μπορείνα εκλυθεί από ένα τέτοιο γεγονός.

Αξίζει να αναφερθούμε σε δυο από τα πιο γνωστά πειράματα αυτής της κατηγορίας. Τοπρώτο είναι το πείραμα XENON που ξεκίνησε να λειτουργεί τον Μάιο του 2016 και τοδεύτερο το LUX, που είναι εγκατεστημένο σε ένα υπόγειο ορυχίο στη Νότια Ντακότα τωνΗΠΑ. 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, τοCoGeNT στη Μινεσότα και το PICO-60 σε ορυχείο του Καναδά. Παρά τις επίμονεςπροσπάθειες, μέχρι σήμερα κανένας από τους ανιχνευτές αυτών των πειραμάτων δεν έχειμετρήσει κάποιο χαρακτηριστικό σήμα. Ωστόσο, χάρη στις μετρήσεις αυτών τωνπειραμάτων έχουμε αποκλίσει ένα εύρος πιθανών μαζών για τα WIMPs και ξέρουμεκαλύτερα τι να περιμένουμε.

Το πείραμα LUX λαμβάνει χώρα σε ένα ορυχείο 1.500 μέτρα κάτω από την επιφάνεια τουεδάφους 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, θαμπορέσουμε να επιβεβαιώσουμε την ύπαρξη (ή όχι) WIMPs ή άλλων υπερσυμμετρικώνσωματιδίων που είναι υποψήφια σωματίδια σκοτεινής ύλης. Ένα από ταχαρακτηριστικότερα σήματα της παραγωγής σκοτεινής ύλης στον LHC είναι η καταγραφήγεγονότων που χαρακτηρίζονται από ένα αντικείμενο υψηλής ορμής (όπως για παράδειγμαένα jet), σε συνδυασμό με την απουσία ορισμένης ποσότητας ενέργειας, η οποία δενκαταγράφεται στον ανιχνευτή.

Εκτός όμως από την άμεση ανίχνευση σκοτεινής ύλης, υπάρχουν και πειράματα πουστηρίζονται στην έμμεση ανίχνευσή της. Αν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από WIMPs τότε ταWIMPs και τα αντι-WIMPs θα εξαϋλώνονται ενώ ταυτόχρονα θα εκλύουν ενέργεια με τημορφή ακτίνων γάμμα, ποζιτρονίων και αντιπρωτονίων. Η ανίχνευση τέτοιων γεγονότωνείναι ο στόχος του πειράματος Alpha Magnetic Spectrometer, που είναι εγκατεστημένοστον 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 τοPAMELA.

Το πείραμα AMS που χτίστηκε και αναπτύχθηκε στο CERN(a) και σήμερα βρίσκεταιεγκατεστημένο στον διεθνή διαστημικό σταθμό (β) ψάχνοντας για ακτίνες γάμμα μεγάληςενέργειας που μπορεί να προέρχονται από τη εξαύλωση σωματιδίων σκοτεινής ύλης(Credits@CERN).

Τέλος, μια δεύτερη κατηγορία πειραμάτων στηρίζονται στην έμμεση ανίχνευση WIMPsμέσω της ανίχνευσης ηλιακών νετρίνο υψηλής ενέργειας, που παράγονται καθώς ταWIMPs αλληλεπιδρούν με την ύλη. Η αναμενόμενη ενέργεια των νετρίνων, πουδημιουργούνται από την εξαύλωση των WIMPs, κυμαίνεται από το 1/3 ως το 1/2 της μάζαςτου, δηλαδή από 5 GeV ως 5 TeV. Έρευνες έχουν γίνει για τον εντοπισμό σήματοςσυμβατού με την ύπαρξη και εξαΰλωση νετρίνων στα κέντρα των κοντινότερων ουρανίων

σωμάτων. Το σήμα που αναμένεται σε περίπτωση ύπαρξης WIMPs είναι ένα πλεόνασμαγεγονότων ανίχνευσης νετρίνων, που καταφθάνουν από το κέντρο της Γης, του Ήλιου ήτου Γαλαξία. Τέτοιου είδους πειράματα είναι το IceCube που είναι εγκατεστημένο στηνΑνταρκτική, 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 όσοναφορά στις ιδιότητές της, το μόνο που γνωρίζουν με βεβαιότητα οι επιστήμονες είναι πωςδεν ανακλά ούτε απορροφά ακτινοβολία, με συνέπεια να μην μπορούν να την ανιχνεύσουνή να τη μετρήσουν. Η ύπαρξη και ο τρόπος δράσης της προκύπτει μόνο από τον τρόποπου με τη βαρύτητά της επιδρά στη συμβατική ύλη και το φως.

Μέχρι σήμερα τα στοιχεία για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης προέρχονται από την ερμηνείατων αστροφυσικών παρατηρήσεων, με βάση την θεωρία που έχουμε για την βαρύτητα. Ανη θεωρία της βαρύτητας ήταν λάθος, τότε ίσως και το συμπέρασμα πως πρέπει ναυπάρχει σκοτεινή ύλη θα μπορούσε να είναι λάθος. Ωστόσο, μετά την ανίχνευσηβαρυτικών κυμάτων έχουμε περισσότερους λόγους να πιστεύουμε πως η υπόθεση τηςσκοτεινής ύλης είναι σωστή.

Επομένως, δεν έχουμε παρα να συνεχίσουμε να προσπαθούμε να κατανοήσουμε τηνσκοτεινή ύλη, η οποία φαίνεται πως έχει κεντρικό ρόλο στην κατανόηση της διαδικασίαςσχηματισμού των γαλαξιών και των δομών στις οποίες αυτοί ανήκουν, όπως τα σμήνη καιτα υπερσμήνη.

Η ανίχνευση της σκοτεινής ύλης στηρίζεται σε τρεις τρόπους: Πρώτον με την παραγωγήσωματιδίων σκοτεινής ύλης από σωματίδια της συνηθισμένης ορατής ύλης. Αυτό έχειδοκιμαστεί σε επιταχυντές σωματιδίων υψηλής ενέργειας, όπως ο μεγάλος αδρονικόςεπιταχυντής (LHC), χωρίς μέχρι σήμερα να έχει ανιχνευτεί κάποιο τέτοιο σωματίδιο.Δεύτερον με την άμεση ανίχνευση σωματιδίων που μπορεί να φτάνουν σε εμάς από τοδιάστημα και τέλος έμμεσα, μέσω της αλληλεπίδρασης της σκοτεινής ύλης με τησυνηθισμένη ύλη και τη χαρακτηριστική υπογραφή που αφήνουν τέτοια γεγονότα.

Μέχρι στιγμής, η σκοτεινή ύλη συνεχίζει να διαφεύγει των προσπαθειών μας γιαπειραματική ανίνχευση. Ωστόσο, τα πειραματικά δεδομένα καθόρισαν σε μεγάλο βαθμό τοφάσμα των πιθανών μαζών των WIMPs. Σε λίγα χρόνια, νέοι εξαιρετικά ευαίσθητοιανιχνευτές θα μπορούν να μας δώσουν περισσότερες πληροφορίες σχετικά με ταυποψήφια σκοτεινής ύλης. Τα μαθήματα που πήραμε σε συνδυασμό με την ανάπτυξηνέων τεχνολογιών εγγυώνται ένα «λαμπρό» μέλλον στη μελέτη και κατανόηση τηςσκοτεινής ύλης.

Kάθε μια από τις διαφορετικές μεθόδους μας λέει κάτι διαφορετικό για την πιθανή φύσητης σκοτεινής ύλης. Έχοντας δεδομένα από δύο ή τρεις μεθόδους, θα μπορούμε να πούμεπολύ περισσότερα για τη φύση της σκοτεινής ύλης, αξιοποιώντας τη συμπληρωματικότηταμεταξύ των πειραμάτων. Η κατανόησή της είναι αποφαστική για την κατανόηση τηςδημιουργίας και της μοίρας του Σύμπαντος και για αυτό συνιστά μια από τις μεγαλύτερεςπειραματικές προκλήσεις του 21ου αιώνα. ''Περί Γνώσεως''-Φροντιστήριο Μ.Ε.