Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Mértékadó becslések szerint a világegyetem anyagának mintegy 22%-a sötét anyag. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhető sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelőre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetően. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzőt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza, ennek arányát 73%-ra teszik az össztömegben, így mindössze 5% marad a világegyetem látható, ismert összetevőire, a csillagokra.
A sorozat 1. részében bemutattuk a sötét anyag lehetséges alkotórészeit és a megismerésükre indított fizikai kísérletek egy részét. A 2. részben folytatjuk a feltételezett WIMP (Weakly Interacting Massive Particle, gyengén kölcsönható, tömeggel rendelkező) elemi részecskék kimutatására törekvő többi kísérlet bemutatását. A földi mérések után megkezdjük az égi jelek keresésének ismertetését.
*
Az Egyesült Államokban Minnesota északi részén a Soudan bányában szintén mélyen a föld alatt várja a WIMP részecskéket a CDMS kísérleti összeállítás (CDMS – Cryogenic Dark Matter Search). A detektor germánium és szilícium rétegekből áll, ezeket az abszolút nullához egészen közeli hőmérsékletre hűtik le. Ha egy WIMP részecske beleütközik egy atommagba, akkor az energiaátadás miatt parányi mennyiségű hő jelenik meg. Ezt a hőemelkedést és a kilökött elektronok által keltett töltésváltozást figyeli a detektor. Tavaly ezt a detektort is kibővítették, a korábbi 1 kg helyett már 4 kg germániummal dolgoznak.
Olaszországban is egy földalatti mérőrendszerrel láttak munkához a fizikusok. A XENON10 detektor a Gran Sasso alagútban kapott helyet 1400 méter mélyen, egy 10 km-es alagút végén. 15 kg folyékony xenont töltöttek tartályba. Ha egy WIMP a xenon atommagba ütközik, akkor ebben a rendszerben is fény villan fel és szabaddá válik néhány elektron. Az összehasonlító vizsgálatok szerint a XENON10 mérőrendszer ötször olyan érzékeny, mint a CDMS, de eddig ők sem észleltek WIMP részecskét. 60 nap alatt 10 további vizsgálatra érdemes eseményt regisztráltak, de később ezek zavaró háttér jeleknek bizonyultak. A kutatók akkor látnák igazoltnak a WIMP-ek létezését, ha legalább 15 olyan részecske eseményt sikerülne rögzíteniük, amire semmilyen más magyarázat sem adható. Hamarosan nagyobbra cserélik a detektort, 60 kg folyékony xenon, az eddigi mennyiség négyszerese kerül a tartályba. Japánban, Kamiokában már építik az XMASS detektort, gömbalakú tartályában 800 kg folyékony xenon várja majd a részecskéket. Angliában is épül egy xenon detektoros mérőrendszer (Zeplin-III), az első eredmények 1-2 év múlva várhatók. Az olasz Gran Sasso alagútban a Nobel-díjas Carlo Rubbia vezetésével argon detektorra bízzák majd a részecske detektálást, ez lesz a WARP kísérlet (WIMP Argon Programme).
1997-ben és 2000-ben a Gran Sasso alagútban a DAMA kísérletben WIMP részecskék észleléséről számoltak be a kutatók a Science hasábjain. Detektoruk 100 kg nátrium-jodid kristályrendszer volt. Az észlelt felvillanások száma szezonális változást mutatott. A magyarázat szerint a galaxis WIMP felhőt bocsát ki és a Naprendszert állandó WIMP szél éri. A Föld a Nap körüli pályáján mozogva periodikusan belemegy a nyalábba, majd eltávolodik tőle. A DAMA kísérlet eredményeit másutt nem sikerült reprodukálni, a fizikusok többsége nem is fogadja el az eredményt, valamilyen mérési hibát gyanítanak. 2003-tól már a továbbfejlesztett, 250 kg-os detektorral mérő DAMA/LIBRA kísérlet gyűjti az adatokat.
Egy amerikai szakmai tanácskozáson májusban a 170 résztvevő több mint fele arra fogadott, hogy öt éven belül sikerül észlelni sötét anyag részecskéket. A nagyszámú, eltérő technikát alkalmazó kísérletre utalva Rocky Colb professzor úgy vélekedett, vagy megtudjuk öt éven belül, hogy a mi sötét anyag, vagy sohasem fogjuk tudni.
Égi nyomok keresése
2007. januárban tették közzé a sötét anyag eloszlásáról készített első, háromdimenziós térképet. A világegyetemben a közönséges (világító) anyagnál ötször-hatszor több sötét anyag közvetlenül nem észlelhető, jelenlétét csak gravitációs hatása alapján lehet kimutatni. Létezéséről az első közvetlen bizonyítékot 2006-ban a két galaxishalmaz összeolvadásából formálódott Lövedék-galaxishalmaz anyageloszlásának elemzése szolgáltatta. Az újabb vizsgálatban a NASA Hubble-űrteleszkóp felvételeit földi megfigyelésekkel egészítették ki. A vizsgált égterület nyolcszor nagyobb volt a telehold területénél. Mintegy félmillió távoli galaxis alakját mérték ki, a távoli galaxisokból érkező fényt az útja közelébe eső sötét anyag gravitációs hatása kissé eltéríti, a gravitációs lencsehatásból meghatározható a sötét anyag tömege. A sötét anyag laza hálózatot alkotó hosszú szálas szerkezetek formájában helyezkedik el. A közönséges anyagból álló galaxishalmazok a sötét anyag szálak találkozási pontjainál, vagyis ott csoportosulnak, ahol a legsűrűbb a sötét anyag. A térkép a világegyetem történetének második felét tárja fel, ebben az időszakban a láthatatlan tömeg az idő múlásával a gravitáció hatására egyre sűrűbb csomókba koncentrálódott, így az eredmény igazolta a szerkezetek kialakulásának elméletét. A sötét anyag csomósodásának felderítése hozzájárulhat a tömegvonzás ellen ható sötét energia mibenlétének tisztázásához.
Csaknem teljesen láthatatlan, vagyis sötét anyagból álló galaxist fedeztek fel. Az első megfigyelés évekkel ezelőtt történt, mostanra zártak csak ki minden más lehetséges magyarázatot. A titokzatos VIRGOHI21 galaxis a Virgo galaxishalmazban található, mintegy 50 millió fényévre tőlünk. A látható galaxisokban több az anyag, mint amennyi látható, a sötét anyag halo (gyűrű) alakban veszi körül a galaxist. A hideg sötét anyagra vonatkozó számítások szerint több sötét halonak kell léteznie, mint látható galaxisnak, vagyis lehetnek sötét halok csillagok nélkül, ezek a sötét galaxisok. Brit, francia, olasz és ausztrál csillagászok a hidrogén 21 cm-es rádiósugárzását mérve keresték a sötét galaxisokat. A VIRGOHI21 100 millió naptömegnyi, semleges hidrogénből álló hatalmas felhő. A galaxis rotációs sebességéből azonban kiderült, hogy a galaxis tömege ezerszer nagyobb, mint a hidrogén tömege. Ekkora anyagtömeg csillagformában jól látható lenne, de semmiféle látható nyomot nem találtak. Sötét galaxisok valószínűleg akkor keletkeznek, ha az anyag sűrűsége túl kicsi ahhoz, hogy csillagok formálódhassanak.
A Tejutat körülvevő sötét anyagról 2000-ben a MACHO kutatócsoport azt állította, hogy nagyjából 20%-át a MACHO objektumok teszik ki. A MACHO (massive compact halo object) megnevezés kis méretű, optikailag nem látható égitesteket takar, valószínűleg ősi, kiégett törpecsillagok, tömegük nagyjából fél naptömeg. A galaxis láthatatlan tömegének többi részét a gyengén kölcsönható nehéz részecskék (WIMP) adják. Az EROS-2 kutatócsoport szerint a MACHO hányad maximum 7% lehet, de valószínűleg ennél sokkal kevesebb, tehát a halo sötét anyagát csaknem teljesen WIMP részecskék adnák. Mindkét kutatócsoport a mikrolencse-hatást mérte. Egy távoli csillag fénye megváltozik, napokra, hetekre vagy hosszabb időre kifényesedik a csillag előtt elhaladó MACHO objektum tömegvonzásának hatására. A MACHO együttműködés 6 év alatt közel 12 millió csillag fényét mérte ki a Nagy Magellán Felhőben és 17 MACHO égitestet észlelt. Az EROS-2 együttműködés keretében 60 millió csillagot figyeltek meg, és egyetlen MACHO objektumot azonosítottak. A kutatók csak a legfényesebb 7 millió csillagnál keresték a mikrolencse-hatást.
Hozzászólások