Twoja wyszukiwarka

EWA ŁOKAS
CIEMNA MATERIA WE WSZECHŚWIECIE
Wiedza i Życie nr 10/1998
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 10/1998

Z CZEGO SKŁADA SIĘ WSZECHŚWIAT? ASTRONOMOWIE I KOSMOLODZY SĄ PRZEKONANI, ŻE OPRÓCZ WIDOCZNYCH GWIAZD I GALAKTYK ISTNIEJE NIEWIDOCZNA "CIEMNA MATERIA".

Za ciemną materię można uznać wszystko, co oddziałuje grawitacyjnie z otoczeniem, nie produkuje natomiast energii wysyłanej w postaci promieniowania elektromagnetycznego lub też produkuje jej zbyt mało, abyśmy mogli takie promieniowanie zaobserwować.

Gwiazdy, dzięki temu, że świecą, są dla nas widoczne nawet z dużych odległości, nie widzimy natomiast planet, które prawdopodobnie okrążają przynajmniej niektóre z nich. Aby podać najprostszy przykład ciemnej materii, wystarczy uzmysłowić sobie, jak wiele czasu zajęło ludzkości ustalenie, ile planet liczy Układ Słoneczny. Zanim udało się zaobserwować najdalsze z nich, o ich istnieniu wnioskowano na podstawie zaburzeń w ruchu innych planet. Na przykład obecność Neptuna wydedukowano z zaburzeń w ruchu orbitalnym Urana. Analogicznych sposobów używają obecnie astronomowie, aby stwierdzić występowanie niewidocznej materii w odległych galaktykach i gromadach galaktyk.

Kwestia istnienia ciemnej materii ma ogromnie duże znaczenie dla wielu działów współczesnej fizyki oraz astronomii. Najsilniejsze są jej związki z kosmologią, ilość ciemnej materii we Wszechświecie decyduje bowiem o wartości podstawowego parametru opisującego Wszechświat, zwanego parametrem gęstości W. Jego wartość (dziś jeszcze dokładnie nie znana) zadecyduje o tym, który z wielu modeli Wszechświata (patrz: ramka obok) okaże się najbliższy rzeczywistości.

BRAKUJĄCA MASA

Pierwsze szczegółowe oszacowania gęstości materii we Wszechświecie przeprowadził E. Hubble w latach dwudziestych naszego stulecia.

Ich wynikiem była charakterystyczna masa grawitacyjna galaktyki, którą ocenił na 1011 mas Słońca (jest to masa niezbędna do tego, aby dzięki swym własnym siłom grawitacyjnym galaktyka mogła utrzymywać się w nie zmienionej postaci, pomimo szybkich ruchów wykonywanych w jej wnętrzu przez gwiazdy i obłoki materii międzygwiazdowej). Kilka lat później F. Zwi-cky i S. Smith w podobny sposób oszacowali masy gromad galaktyk w Pannie i Warkoczu Bereniki, stwierdzając, że są one dwa rzędy wielkości większe niż suma mas galaktyk wynikająca z obliczeń Hubble'a.

Smith pisał: Różnica między tymi wynikami musi pozostać nie wyjaśniona aż do chwili, gdy staną się dostępne dodatkowe dane. Możliwe, że obie te wartości są prawdziwe, a różnicę między nimi należy powiązać z obecnością materiału międzygalaktycznego rozłożonego równomiernie lub też w postaci olbrzymich obłoków o niewielkiej jasności, jak sugeruje ostatnio przypadek obiektu M31. Stąd właśnie wzięło się określenie brakującej masy, którą później zaczęto nazywać ciemną materią. Te i dalsze jeszcze obserwacje doprowadziły do wysunięcia hipotezy o istnieniu wokół jasnych części galaktyk ciemnego halo. Najbardziej przekonującą przesłanką obserwacyjną świadczącą o istnieniu ciemnych halo są płaskie krzywe rotacji galaktyk (patrz: ramka powyżej).

Pewne pojęcie o ilości ciemnej ma-terii w danym obszarze przestrzeni daje wyznaczany obserwacyjnie tzw. stosunek masy do światła (chodzi tu o całkowitą masę w tym obszarze i o łączną moc zawartych w nim źródeł promieniowania). Stosunek ten oznacza się zwykle literą Q i wyraża w jednostkach słonecznych Q( = Mo/L(, gdzie Mo jest masą Słońca, zaś L( - jego mocą promieniowania (wartość Q( w układzie CGS wynosi 0.5 g s/erg). Na obecność ciemnej materii wskazują wartości Q znacznie większe od 1. W naszej Galaktyce Q wzrasta od 5 w otoczeniu Słońca o promieniu tysiąca lat świetlnych do 30 w zewnętrznych obszarach dysku galaktycznego o promieniu 20 tys. lat świetlnych. W Lokalnej Grupie Galaktyk, która liczy kilka milionów lat świetlnych, wartość Q sięga 100. Wreszcie w gromadach galaktyk, których rozmiary sięgają 30 mln lat świetlnych, Q wzrasta nawet do 200.

Trzeba tu zaznaczyć, że choć stosuje się kilka metod pomiaru Q, to ciągle jeszcze nie są one zbyt dokładne i wszystkie podane wartości należy uznawać za przybliżone. Ogólna tendencja wzrostu Q z rozmiarami rozpatrywanego obszaru jest jednak niewątpliwa. Oznacza to, że w dużych obszarach ciemna materia zdecydowanie dominuje nad materią świecącą.

Oszacowaną gęstość materii porównuje się z tzw. gęstością krytyczną (r kryt), która związana jest ze stałą grawitacji Newtona G i stałą Hubble'a H0 następującym wzorem: r kryt = 3H02/8pG. Wartość stałej Hubble'a nie jest jeszcze dokładnie znana, ale najprawdopodobniej zawiera się między 40 a 100 (km/s/Mpc). Wartość gęstości krytycznej wynosi zatem około 2x10-29 g/cm3. Gęstość taką miałby Wszechświat, w którym średnio na 1 m3 przypadałoby 10 protonów. Wspomniany już parametr gęstości W jest stosunkiem rzeczywistej gęstości Wszechświata do rkryt. Przyjrzyjmy się teraz bliżej różnym formom materii, które mogą wnosić istotny wkład do średniej gęstości materii we Wszechświecie, a przez to wpływać na wartość parametru W.

BARIONY

Gwiazdy zbudowane są w głównej mierze z ciężkich cząstek zwanych barionami, do których zaliczają się wchodzące w skład jąder atomowych protony i neutrony i które biorą udział w jądrowych oddziaływaniach silnych.

Z tych samych cząstek zbudowane są jądra atomów wszystkich występujących na Ziemi pierwiastków. Okazuje się, że gdyby we Wszechświecie nie było nic innego prócz gwiazd, których promieniowanie dziś do nas dociera, to jego średnia gęstość byłaby równa zaledwie 0.4% gęstości krytycznej. Z teorii nukleosyntezy pierwotnej, która opisuje powstawanie jąder lekkich pierwiastków we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata, wiemy jednak, że materii barionowej powstało co najmniej dwukrotnie więcej. Wynika stąd, że duża jej część jest dziś ukryta w obiektach, które nie świecą. Ta brakująca materia barionowa może występować w kilku formach.

Teoria powstawania gwiazd przewiduje, że kurczące się obłoki materii międzygwiazdowej o masie nie przekra-czającej 8% masy Słońca nigdy nie rozgrzewają się do temperatury wystarczającej do zapoczątkowania reakcji ją-drowych. Nie zamieniają się zatem w gwiazdy i kończą swą ewolucję jako "brązowe karły". Niestety, jeszcze zbyt mało wiemy o możliwościach powstawania i częstości występowania takich obiektów, abyśmy mogli ocenić ich wkład do średniej gęstości Wszechświata.

Materia barionowa może również występować pod postacią końcowych produktów ewolucji zwykłych gwiazd, tj. białych karłów, gwiazd neutronowych i czarnych dziur. Te ostatnie są pozostałościami po gwiazdach o masach większych od około 20 mas Słońca i na pierwszy rzut oka mogą się wydawać idealnymi kandydatami na zasobne magazyny ciemnej materii. Aby uwięziona w nich masa stanowiła istotny wkład do średniej gęstości materii we Wszechświecie, teoria powstawania i ewolucji gwiazd musiałaby jednak przewidywać znacznie większe tempo powstawania gwiazd masywnych, nie zmieniając jednocześnie tempa powstawania gwiazd o mniejszej masie.

Zgodnie ze współczesnym stanem wiedzy jest to niemożliwe. Można sobie wprawdzie wyobrazić bardzo masywne czarne dziury, które powstały z hipotetycznych olbrzymich gwiazd uformowanych jeszcze przed powstaniem galaktyk, i które z młodszymi pokoleniami gwiazd nie mają nic wspólnego. Z drugiej jednak strony, na obfitość występowania tego rodzaju obiektów można nałożyć tak wiele ograniczeń teoretycznych i obserwacyjnych, że nie wydaje się prawdopodobne, aby to właśnie one mieściły w sobie znaczącą część masy Wszechświata.

Wszystkie wymienione obiekty, od brązowych karłów po masywne czarne dziury, przyjęło się określać terminem MACHO (od ang. MAssive Compact Halo Objects - masywne zwarte obiekty [występujące w] halo [galaktycznym]). W 1986 roku polski astrofizyk Bohdan Paczyński z Princeton University zaproponował metodę wykrywania takich obiektów w halo naszej Drogi Mlecznej dzięki zjawisku mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Metoda ta opiera się na obserwacji gwiazd, których światło biegnie do nas poprzez halo i napotyka znajdujące się w nim obiekty (w praktyce wykorzystuje się gwiazdy leżące w pobliżu centrum Galaktyki lub w Wielkim Obłoku Magellana).

Teoria grawitacji Einsteina przewiduje, że masywne obiekty odkształcają czasoprzestrzeń, powodując, iż światło biegnie w ich pobliżu po torze zakrzywionym. MACHO, który znajdzie się bardzo blisko prostej łączącej odległą gwiazdę z obserwatorem, zadziała zatem jak soczewka i obserwowana jasność gwiazdy wzrośnie. Ponieważ zarówno gwiazdy, jak i MACHO nieustannie poruszają się, po pewnym czasie efekt soczewkowania osłabnie i obserwowana jasność gwiazdy powróci do pierwotnego poziomu.

Monitorując wiele gwiazd odpowiednio długo, można zaobserwować wzmocnienia, których częstotliwość będzie zależała od wielkości i obfitości MACHO. Obserwacje takie są obecnie prowadzone przez kilka niezależnych grup, m.in. przez astronomów z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego (patrz: ramka powyżej), którzy realizują program OGLE (od ang. Optical Gravitational Lensing Experiment - eksperyment optycznego soczewkowania grawitacyjnego). Na stwierdzenie, jaka dokładnie część masy galaktyk przypada na MACHO, musimy poczekać co najmniej kilka lat. Już teraz można jednak powiedzieć, że ich łączna masa jest mniejsza niż "ciemna" masa Galaktyki.

We Wszechświecie materia barionowa występuje nie tylko w gwiazdach i obiektach typu MACHO, lecz także w ciałach o znacznie mniejszych masach i rozmiarach (planety, planetoidy, komety). Wiemy jednak, że są one zbudowane z pierwiastków, które w przestrzeni kosmicznej występują w obfitości co najmniej sto razy mniejszej niż najbardziej rozpowszechniony we Wszechświecie pierwiastek - wodór. W galaktykach i w gromadach galaktyk (tj. w przestrzeni międzygwiazdowej i międzygalaktycznej) znajduje się ponadto rozproszona materia barionowa w postaci obłoków gazowych, jednak zawsze przypada na nią niewielki ułamek całkowitej masy tych obiektów. Tak więc ani drobne ciała kosmiczne, ani obłoki międzygwiazdowe i międzygalaktyczne nie wnoszą znaczącego wkładu do bilansu materii we Wszechświecie.

CZĄSTKI ZIMNE...

Widać zatem wyraźnie, że oprócz ciemnej materii barionowej muszą jeszcze istnieć inne jej rodzaje. W tej roli mogą występować, na przykład, cząstki elementarne o znacznych masach, pozbawione ładunku elektrycznego i bardzo słabo (tylko poprzez siły grawitacyjne) oddziałujące z materią barionową. Cząstki takie określa się wspólną nazwą WIMP (od ang. Weakly Interacting Massive Particle - słabo oddziałująca cząstka masywna). Przyjmuje się, że we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata prędkości ich chaotycznych ruchów były dużo mniejsze od prędkości światła, a zatem ich temperatura była niska. Dlatego cząstki te określa się również jako zimną ciemną materię (CDM - od ang. Cold Dark Matter). WIMP-y, których nie udało się jeszcze zaobserwować ani w laboratoriach, ani w przestrzeni kosmicznej, są na razie tworami czysto teoretycznymi. W pewnych wersjach teorii oddziaływań elementarnych pojawiają się one jako tzw. s-cząstki będące partnerami zwykłych cząstek elementarnych znanych z eksperymentów laboratoryjnych (patrz: ramka S-cząstki na s. 36). Eksperymenty prowadzone obecnie przez fizyków mają na celu znalezienie ograniczeń na masy oraz obfitości s-cząstek, dzięki którym można będzie stwierdzić, czy są one istotnymi składnikami ciemnej materii.

...I GORĄCE

Kolejnym potencjalnym składnikiem ciemnej materii są neutrina. Hipotezę przewidującą ich istnienie wysunął w 1936 roku W. Pauli, aby móc wyjaśnić pewne własności rozpadu beta (w którym np. neutron rozpada się na proton, elektron i antyneutrino elektronowe). Przewidywania Pauliego zostały potwierdzone eksperymentalnie dopiero w latach pięćdziesiątych (m.in. przez laureata nagrody Nobla z 1995 roku, F. Reinesa). W przeciwieństwie do WIMP-ów, we wczesnym Wszechświecie neutrina poruszały się z dużymi prędkościami (miały wysoką temperaturę); dlatego też określa się je jako gorącą ciemną materię (HDM - od ang. Hot Dark Matter). Choć przyjmuje się często, że cząstki te są pozbawione masy, to jednak nie wynika to z żadnej fundamentalnej zasady fizycznej. Istnieje natomiast kilka powodów, dla których warto rozważać istnienie neutrin o niezerowej masie. Po pierwsze, jest to niesprzeczne z danymi eksperymentalnymi, z których wynika jedynie, że masy neutrin muszą być mniejsze niż 12 eV, 250 keV i 35 MeV - odpowiednio dla neutrin elektronowego, mionowego i tau (zgodnie z równaniem Einsteina E = mc2 energia 1 elektronowolta odpowiada masie 1.8x10-33 grama).

Oprócz problemu ciemnej materii niezerowa masa neutrina może także rozwiązać tzw. problem neutrin słonecznych. Polega on na tym, że wytwarzane we wnętrzu Słońca neutrina elektronowe są na Ziemi obserwowane w ilościach 2-3-krotnie mniejszych niż przewidziane przez teorię. Albo więc nasze wyobrażenia o budowie Słońca są błędne, albo nieprawdziwa jest teoria opisująca oddziaływania neutrin. Niezależne dane heliosejsmologiczne, które pozwalają obserwatorowi ziemskiemu niemal dosłownie "zaglądać" do wnętrza Słońca, zdają się wykluczać pierwszą możliwość i rozwiązania zagadki poszukuje się obecnie na gruncie fizyki cząstek elementarnych.

Większość zaproponowanych rozwiązań wymaga, aby masy neutrin były różne od zera. Umożliwiałoby to przekształcanie się części neutrin elektronowych podczas ich wędrówki ze Słońca na Ziemię w neutrina mionowe i tau nie wykrywane przez istniejące detektory. Hipotezy te znalazły niedawno potwierdzenie doświadczalne. W czerwcu br. badacze, posługujący się detektorem neutrin Super-Kamiokande w Japonii ogłosili, że zgodnie z przeprowadzonymi przez nich pomiarami neutrina rzeczywiście posiadają niezerową masę, chociaż tą metodą nie można jej dokładnie wyznaczyć [patrz również Sygnały, "WiŻ" nr 8/1998].

AKSJONY

Kolejną potencjalną składową ciemnej materii są cząstki zwane aksjonami, które pojawiają się w teorii silnych oddziaływań elementarnych, zwanej chromodynamiką kwantową (QCD - od ang. Quantum Chromodynamics). W QCD podstawowymi składnikami materii są kwarki, z których zbudowane są m.in. protony i neutrony i które oddziałują między sobą poprzez wymianę gluonów. Z pierwotnych wersji teorii wynikało, że oddziaływania te nie zachowują pewnych symetrii, czego jednak nigdy nie zaobserwowano doświadczalnie. Aby uzgodnić teorię z rzeczywistością, konieczne było uzupełnienie jej o dodatkowe cząstki - właśnie aksjony (przypomnijmy, że w podobny sposób w teorii cząstek elementarnych pojawiło się neutrino). Aksjony posiadają niezerową masę, która w różnych wersjach teorii przybiera różne wartości (większa masa powoduje, iż silniej oddziałują one z innymi formami materii). Następstwem niezdecydowania teoretyków są trudności w sklasyfikowaniu tych cząstek: w zależności od przewidywań danego modelu można je opisać zarówno jako ciemną materię zimną, jak i ciemną materię gorącą.

Gromada galaktyk Abell 2218 dostarcza wspaniałych przykładów zjawiska soczewkowania grawitacyjnego będącego jednym z narzędzi badania ciemnej materii. Promienie świetlne biegnące od niezwykle odległych galaktyk uginają się w polu grawitacyjnym gromady i skupiają się w widocznych na zdjęciu łukach. Położenia, rozmiary i jasność łuków zależą od całkowitej ilości materii w gromadzie i od sposobu jej rozmieszczenia

Fot. Space Telescope Science Institute

W poszukiwaniu ograniczeń na masę aksjonów przydatne są dane uzyskane z obserwacji astronomicznych. Wiemy, że energia wyzwalana w głębokim wnętrzu gwiazdy jest transportowana ku jej powierzchni przez fotony. Proces ten zachodzi bardzo wolno ze względu na częste oddziaływanie fotonów z materią gwiazdy. Tempo wypływu energii wzrasta, gdy w gwieździe znajdują się aksjony, które przejmują część "transportowych" obowiązków fotonów. Ponieważ ze zwykłą materią oddziałują rzadko i niechętnie, unoszona przez nie energia wydostaje się bardzo szybko w przestrzeń międzygwiazdową. Obecność aksjonów powoduje zatem przyspieszenie ewolucji (szybsze "starzenie się") gwiazdy. Obserwowane własności gwiazd wskazują na to, iż masa aksjonu nie przekracza 20 eV (niektóre oszacowania prowadzą do wartości zaledwie 1 eV).

Jakie jest zatem kosmologiczne znaczenie aksjonów? Obliczając wkład aksjonów do gęstości Wszechświata (czyli do wartości parametru W), stwierdza się, że może on być znaczący (aksjony mogłyby "domknąć" Wszechświat) tylko wtedy, gdyby ich masa była równa około 100 eV. Jak widzieliśmy wcześniej, jest to mało prawdopodobne. Dodatkowego argumentu przeciw tak dużej masie aksjonów dostarcza fakt, że ich czas życia jest odwrotnie proporcjonalny do masy. Aksjony o masie 100 eV miałyby czas życia znacznie krótszy od wieku Wszechświata i rozpadałyby się na fotony. Skutków takich rozpadów jak dotąd nie zaobserwowano, co nakłada kolejne astronomiczne ograniczenie na masę aksjonów, zgodnie z którym nie powinna ona przekraczać 4 eV.

STAŁA KOSMOLOGICZNA

Pojęcie stałej kosmologicznej zostało wprowadzone jeszcze przez Einsteina w celu uzyskania z równań ogólnej teorii względności atrakcyjnego wówczas filozoficznie, statycznego modelu Wszechświata. Stała ta miała powodować, że Wszechświat nie rozszerza się ani nie kurczy, pozostając zawsze taki sam. Po odkryciu ucieczki galaktyk i rozszerzania się Wszechświata Einstein wycofał się z tego pomysłu, określając go jako "największą pomyłkę swojego życia". Żywot tej idei w kosmologii był jednak znacznie dłuższy i modele ze stałą kosmologiczną rozważa się do dzisiaj.

O obecności ciemnej materii wnioskujemy na podstawie grawitacyjnego wpływu, jaki wywiera ona na obiekty próbne, na przykład gwiazdy w galaktykach albo galaktyki w gromadach galaktyk. Gdyby jednak materia była rozłożona równomiernie na obszarze znacznie większym niż rozmiary gromad, jej oddziaływanie na gwiazdy i galaktyki byłoby niezauważalne (jej obecność znajdowałaby natomiast odbicie w odpowiednio zwiększonej wartości parametru W). Istnienie stałej kosmologicznej różnej od zera można interpretować jako obecność takiego właśnie jednorodnego ośrodka, który, mimo że niewidoczny, gromadzi w sobie pewną ilość materii lub równoważnej jej energii. Energia ta bywa nazywana "energią próżni". Kwantowe teorie pola przewidują, iż energia próżni może być albo równa zeru, albo bardzo duża.

Ponieważ w tym drugim przypadku stała kosmologiczna miałaby wartość wielokrotnie przekraczającą wszelkie ograniczenia obserwacyjne, założenie, iż jest ona równa zeru, wydaje się najbardziej naturalne. Oznacza to, że z teoretycznego punktu widzenia stała kosmologiczna nie powinna wpływać znacząco na parametr gęstości Wszechświata.

Najnowsze dane obserwacyjne mówią jednak co innego. Przeprowadzone ostatnio obserwacje supernowych polegające na pomiarach odległości do tych wy-buchających gwiazd w zestawieniu z teoretycznymi modelami teorii Wielkiego Wybuchu, w których odległości te zależą od parametrów kosmologicznych, prowadzą do wniosku, że stała kosmologiczna jest niezerowa. Co więcej, założenie, iż jest ona równa zeru, powoduje, że najlepsze dopasowanie obserwacji do modeli teoretycznych otrzymuje się dla ujemnej wartości parametru W, a więc ujemnej gęstości materii we Wszechświecie! Przyjęcie niezerowej stałej kosmologicznej nie rozwiązuje jednak problemu ciemnej materii w galaktykach i gromadach galaktyk.

CO DALEJ?

O barionach wiemy, że z pewnością istnieją - jest z nich zbudowane wszystko, co nas otacza. Pozostałe z omówionych składników ciemnej materii są tworami mniej lub bardziej hipotetycznymi. Nie wiemy, jaką masę mają neutrina, ani czy aksjony rzeczywiście występują we Wszechświecie.

Co więcej, problemy z ciemną materią nie kończą się na bezowocnym jak dotąd poszukiwaniu jej składników. Biorąc za pewnik, iż ten dominujący składnik powinien był odegrać istotną rolę w ewolucji Wszechświata i zakładając istnienie samej tylko zimnej ciemnej materii, stworzono modele formowania się jego wielkoskalowej struktury, które opisują proces powstawania galaktyk i gromad galaktyk. Niektóre ich przewidywania są poprawne, np. otrzymywane z nich krzywe rotacji galaktyk są płaskie. Za ich pomocą nie udaje się jednak odtworzyć statystycznych właściwości rozmieszczenia galaktyk i gromad galaktyk w przestrzeni kosmicznej. Zaczęto więc konstruować modele z gorącą ciemną materią oraz z kombinacjami obu tych składników; żaden z nich nie jest jednak w pełni zadowalający pod względem zgodności z obserwacjami.

Obraz naszej wiedzy o głównych składnikach Wszechświata nie jest więc zbyt różowy. Wydaje się, że trzeba poczekać jeszcze wiele lat, zanim będziemy mogli rozstrzygnąć, ile materii mieści Wszechświat i w jakiej formie występuje ona najpowszechniej. Głównymi przeszkodami są niedokładność naszych metod pomiarowych oraz niekompletność teorii opisujących wczesne etapy ewolucji Wszechświata.

Dr EWA L. ŁOKAS jest adiunktem w Centrum Astronomicznym im. M. Kopernika PAN. Zajmuje się wielkoskalową strukturą Wszechświata.