Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 29 – vyšlo 21. července, ročník 1 (2003) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

29/2003

Temná hmota ve vesmíru

Milan Červenka

Z čeho je tvořena většina hmoty ve vesmíru? Odpověď na tuto prostě znějící otázku je předmětem jedné z největších záhad, kterou se zabývá astrofyzika, kosmologie a fyzika elementárních částic. Za použití běžných astronomických metod je možné pozorovat zářící hmotu, zejména ve formě hvězd, které prozrazují svou přítomnost vyzařováním světla. Jinou možností je pozorování gravitačních projevů hmoty systémů, jakými jsou galaxie a jejich kupy, z jejich dynamiky pohybu. Tímto způsobem lze dojít k obrovskému nesouladu v určení hmotnosti. Za předpokladu platnosti známých zákonů gravitace docházíme k závěru, že zde existuje velké množství nezářící "temné hmoty". Tento termín zavedl Fritz Zwicky v roce 1933 při zkoumání dynamiky kupy galaxií ve Vlasech Bereniky.

Fritz Zwicky (1898-1974)

Fyzikální vlastnosti nám dosud neznámé temné hmoty mohou být vymezeny některými omezeními astrofyzikálního a kosmologického charakteru. Z těchto omezení vyplývá, že baryonová hmota, jejímiž hlavními konstituenty jsou protony, neutrony a celé atomy (vodík, helium a těžší prvky), se podílí na celkovém množství temné hmoty pouze v menší míře. Nejpopulárnějším vysvětlením je takzvaná částicová temná hmota (PDM - Paricle Dark Matter), pocházejícím z roku 1973, kdy se začalo uvažovat, že tuto roli mohou hrát neutrina. I když nedávné experimenty naznačují, že neutrina mají nenulovou klidovou hmotnost, zdá se nemožné, aby veškerá temná hmota byla tvořena právě jimi. Fyzikové jsou tedy nuceni uvažovat dosud neznámé částice, které předpovídají některé nové teorie a které by mohly tvořit temnou hmotu.

CDM - Cold Dark Matter HDM - Hot Dark Matter LHC - Large Hadron Collider MACHO - Massive Astrophysical Compact Objects MOND - Modified Newtonian Dynamics PDM - Particle Dark Matter WIMP - Weakly Interacting Massive Particle WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Důvody k představě o temné hmotě

Rotační charakteristiky spirálních galaxií

Asi nejpádnějším argumentem pro existenci temné hmoty jsou rotační charakteristiky spirálních galaxií. Tyto systémy se sestávají z centrálního kulového podsystému a z relativně tenkého disku. Zde je možné měřit oběžnou rychlost jako funkci vzdálenosti od centra galaxie využitím Dopplerova posuvu jednotlivých spektrálních čar. Tato měření je možné provádět v radiovém oboru na vlnové délce 21 cm, kterou vyzařuje neutrální vodík. Takto lze získat rotační charakteristiky i pro mnohem větší vzdálenosti od centra galaxie než v oboru optickém.

Rotační křivky galaxie NGC 6503. Body jsou vyznačeny naměřené rotační křivky vodíku H I. Křivka označená disk by odpovídala rotaci galaxie za předpokladu, že hmota v ní obsažená je pouze pozorovaná zářící hmota. Křivka označená plyn odpovídá příspěvku galaktického plynu. Křivka označená haló pak odpovídá nutnému příspěvku temné hmoty, aby bylo dosaženo naměřené ploché rotační křivky.

V příkladě na obrázku je vidět, že orbitální rychlost od centra roste až na hodnotu zhruba 100 km/s, kde zůstává téměř konstantní až do nejvzdálenějších měřitelných poloh. Toto chování je neočekávané, neboť plošná svítivost klesá se vzdáleností od středu exponenciálně odkud vyplývá, že většina hmoty ve formě zářících hvězd je soustředěna právě v kulovém podsystému poblíž centra galaxie. Odtud by se dalo očekávat keplerovské otáčení analogické jako v případě planet obíhajících v naší sluneční soustavě kolem Slunce.

Spirální galaxie NGC 6503.

Nesoulad mezi očekávanými a naměřenými křivkami je připisován právě gravitačnímu působení temné hmoty. Existuje mnoho argumentů pro představu, že tato hmota není soustředěna pouze v galaktickém disku, nýbrž že kulový podsystém i celý galaktický disk jsou "ponořeny" do obrovského hala tvořeného temnou hmotou.

Plato oběžné rychlosti naší galaxie je zhruba 220 km/s, čemuž odpovídá podle teoretických modelů hala ve slunečním okolí 300 MeV temné hmoty na cm³ (1 atom vodíku na 3 cm³).

Hustota vesmíru

Z analýzy výsledků měření fluktuací reliktního záření sondou WMAP vyplývá, že ke kritické hustotě vesmíru přispívá baryonová hmota (4±0,2) %, nebaryonová (temná) hmota (23±2) % a vakuová (temná) energie (73±4) %. Nebaryonová hmota, jejíž zastoupení ve vesmíru bylo takto zjištěno, vykazuje gravitační projevy, ale neinteraguje elektromagneticky prostřednictvím fotonů.

Kupy galaxií

Kupy galaxií jsou největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru. Fritz Zwicky si jako první, v roce 1933, všiml, že rychlosti jednotlivých galaxií v kupách jsou tak vysoké, že je zapotřebí ohromného množství temné hmoty, která by je udržela pohromadě. Typickým poměrem hmotnosti ku svítivosti ve slunečních jednotkách je 300.

Hmotnost kup galaxií je možné určit také pomocí jevu gravitační čočky, kdy vlivem gravitačního působení kupy je odchýleno světlo galaxií v pozadí, analýzou zkreslení obrazu je pak možné usuzovat na rozložení a celkové množství hmoty v kupě. Tato měření jsou ve shodě se Zwickyho výsledky a potvrzují vysoké poměry hmoty a jasnosti.

Kupa galaxií Abell 2218 funguje jako gravitační čočka pro galaxie v pozadí.

S rozvojem rentgenové astronomie bylo zjištěno, že právě kupy galaxií jsou nejvýkonnějšími zdroji rentgenového záření na obloze. K emisi dochází v celém objemu kup, což prozrazuje přítomnost ohromného množství plynu o teplotě (10⁷÷10⁸) K, v němž k rentgenové emisi dochází bržděním elektronů. Hmotnost tohoto plynu tvoří (10÷20) % celkové hmotnosti kupy, což znamená, že tato hmotnost je větší než hmotnost všech hvězd.

Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky. Vlevo v optickém oboru,
vpravo pak v oboru rentgenovém.

Pohyby na velkorozměrových škálách

Na velkorozměrových škálách je pohyb galaxií způsoben celkovým rozpínáním vesmíru. Nicméně, jsou pozorovány zvláštní odchylky od tohoto pohybu, například místní skupina galaxií se pohybuje rychlostí (627±22) km/s vzhledem k reliktnímu záření. Tyto pohyby jsou přisuzovány působení gravitace po celou dobu existence vesmíru a jsou způsobeny nehomogenitou rozložení hmoty ve vesmíru.

Astrofyzikální vymezení vlastností temné hmoty

Primordiální nukleosyntéza

Prvotní otázka je, zda by veškerá temná hmota nemohla být složena z nějaké nezářivé formy baryonové hmoty, jakou jsou například těžko pozorovatelné neutronové hvězdy či oblaka molekulárního vodíku. Celkové množství baryonové hmoty je však velice závislé na podmínkách primordiální nukleosyntézy.

V době zhruba 3 minuty po vzniku vesmíru se z protonů a neutronů začala formovat jádra těžších prvků: (22÷25) % helium, malé množství deuteriua, lithia, … Podle standardního modelu je procentuální zastoupení těchto lehkých prvků závislé na vesmírné hustotě baryonů, velice citlivý je pak poměr deuterium-vodík. Takováto měření spočívají v pozorování absorpčních čar velmi vzdálených kvasarů způsobených mezigalaktickým vodíkem. Výsledky těchto měření jsou však poměrně nekonzistentní vzhledem ke značně nehomogennímu rozložení baryonové hmoty na velkých měřítcích. Je odtud zřejmé, že ve vesmíru se nachází velké množství baryonové hmoty mimo hvězdy a galaxie (temná baryonová hmota), ale ještě mnohem více hmoty nebaryonového původu.

Formování struktur ve vesmíru

Podle teorie formování struktur byl vesmír zpočátku téměř perfektně homogenní až na jemné fluktuace hustoty, které byly časem zesíleny působením gravitace a staly se tak zárodky galaxií, kup galaxií a největších pozorovaných struktur ve vesmíru. Podle některých teorií byly tyto nerovnoměrnosti způsobeny kvantovými fluktuacemi a do kosmologických rozměrů byly zvětšeny během fáze exponenciálního rozpínání vesmíru (inflace). Charakter hustotních fluktuací je v současnosti zjišťován z měření teplotních fluktuací reliktního záření. Naměřená amplituda spektra fluktuací je příliš malá na to, aby mohly vzniknout pozorované vesmírné struktury, kdyby vesmír byl složen pouze z baryonové hmoty a záření. Pro slabě interagující částice je situace příznivější, neboť na ně nepůsobí tlak záření (neinteragují s fotony).

Látka tvořící "vesmírnou tekutinu" může difundovat, čímž by docházelo k částečnému vyrovnávání fluktuací hustoty. Tento jev je zvláště významný pro slabě interagující částice, které mohou difundovat do velkých vzdáleností, než je kosmickou expanzí dostatečně snížena jejich hybnost, přičemž tato vzdálenost je větší pro méně hmotné částice. V tomto směru se hovoří o horké temné hmotě (HDM - Hot Dark Matter), pokud tato vzdálenost je větší než zárodečná fluktuace galaxie a chladné temné hmotě (CDM - Cold Dark Matter), v případě subgalaktických vzdáleností. Podle současných představ by měla temná hmota být z drtivé většiny tvořena chladnou temnou hmotou, horká temná hmota a temná baryonová hmota by neměly být zastoupeny ve významnějším měřítku.

Kandidáti na temnou hmotu

Neutrina

V současnosti převládá názor, že většina temné hmoty ve vesmíru je nebaryonového charakteru (PDM). Tyto částice mohou být relikty z období velmi raného vesmíru, kde vznikly v podmínkách velmi hustého a horkého plazmatu. Jedinými kandidáty ze sortimentu známých částic jsou neutrina. Neutrina, která by splňovala požadavky na temnou hmotu, by podle teoretických modelů musela mít klidovou energii v rozmezí 4÷40 eV, případně řádově jednotky GeV. Druhé řešení nepřipadá v úvahu, neboť z rodiny známých neutrin je laboratorní limit pro taunové neutrino 18,2 MeV, mnohem menší pak pro neutrino mionové a elektronové. Nízkoenergetické řešení je problematické rovněž, neboť tato neutrina by tvořila tzv. horkou temnou hmotu (tvořenou relativistickými částicemi). Teoretické modely rovněž vyžadují různé klidové hmotnosti neutrin pro typické spirální galaxie a pro galaxie trpasličí, takže neutrina by nemohla tvořit temnou hmotu na všech škálách rozměrů. Z experimentálního zjištění oscilace neutrin vyplývá, že rozdíl klidových hmotností jednotlivých rodin jsou řádově zlomky eV, takže jejich hmotnosti by musely být řádově větší než jejich rozdíly hmotností (pro limit 40 eV by na jedno neutrino připadalo více než 13 eV).

Slabě interagující těžké částice (WIMPs - Weakly Interacting Massive Particles)

Gigaelektronvoltová neutrina, reprezentující chladnou temnou hmotu vyhovují kosmologickým modelům, avšak s takovýmito klidovými energiemi se nevyskytují.

Tento problém lze vyřešit postulováním nových slabě interagujících těžkých částic. Supersymetrie ke každé částici předpovídá jejího superpartnera, nejlehčí z těchto částic, neutralina, jsou vhodnými kandidáty. Nezávisle na řešení problému temné hmoty je hledání superpartnerů známých částic jedním z hlavních cílů urychlovače LHC.

Jestliže je temná hmota tvořena WIMP částicemi, měla by být i naše galaxie vyplněna "plynem" tvořeným částicemi, které téměř bez odporu procházejí vším, tedy i fyzikálními laboratořemi. Experimentálním hledáním galaktických WIMP se zabývá mnoho laboratoří částicové fyziky, obyčejně spočívá v detekci energie uvolněné srážkou galaktické částice WIMP s atomem krystalové mříže detektoru. K detekci se používají polovodičové (germaniové) krystaly produkující elektrický signál, jodid sodný se používá pro své scintilační vlastnosti, u vysoce podchlazených krystalů se měří případná zvýšení teploty spojená s kolizí WIMP.

Zásadním experimentálním problémem je velice malá předpokládaná četnost interakcí, odhaduje se řádově 1 událost na kilogram materiálu detektoru a den. Experimenty rovněž vyžadují extrémně čisté materiály a umístění hluboko pod zemí kvůli odstínění kosmického záření.

Axiony

Velice nadějnými kandidáty na chladnou temnou hmotu jsou axiony, málo hmotné (10⁻⁵ eV) bosony postulované kvantovou chromodynamikou, vzniknuvší ve velmi raných stádiích vývoje vesmíru. V současnosti jsou v chodu experimenty, jejichž citlivost je dostatečná pro detekci axionů s předpovězenými vlastnostmi.

Tmavé hvězdy (MACHOs - Massive Astrophysical Compact Objects)

Žádná z vhodných částic PDM dosud nebyla objevena. Uvažuje se, že část temné hmoty tvořící galaktická hala může být zastoupena obyčejnou (baryonovou) hmotou v nezářivém stavu. Z fyzikálního hlediska mohou MACHOs tvořit hvězdy, které jsou tak málo hmotné, že v nich nedošlo k zapálení termojaderné syntézy (hnědí trpaslíci) a hvězdné pozůstatky, u nichž již k termojaderné syntéze nedochází (bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a černé díry). Případ hvězdných pozůstatků je však nepravděpodobný, neboť by se muselo jednat o pozůstatky velkého množství hvězd, které se ovšem v galaktickém halu nevyskytují.

Praktický způsob hledání těchto objektů je založen na jevu gravitačního ohýbání paprsku světla vzdálené hvězdy procházejícího poblíž galaktického MACHO. Tento jev není dostatečně silný pro vytvoření několika obrazů (silná gravitační čočka), působením MACHO dochází ke zdánlivému zjasnění hvězdy fokusací světelných paprsků - jev se nazývá gravitační mikročočka. Tyto jevy jsou velice vzácné, takže je nutné současně pozorovat milióny hvězd. Projekty MACHO, OGLE a EROS od počátku devadesátých let hledají gravitační mikročočky způsobené MACHOs v halu naší galaxie pozorováním jasných hvězd Malého a Velkého Magellanova mračna. Doba trvání efektu dočasného zjasnění je závislá na vzájemné vzdálenosti mezi pozorovatelem, čočkou a hvězdou, závisí rovněž na hmotnosti fokusujícího objektu. Absence krátkodobých mikročoček vylučuje široké rozmezí hmotností MACHOs jakožto dominantní složku galaktického hala, jako kandidáty nevylučuje hnědé trpaslíky.

Primordiální černé díry

Zatímco je nepravděpodobné že MACHOs tvoří hvězdné ostatky, mezi kandidáty zůstávají černé díry vzniklé v raném vesmíru. Nedostatkem této teorie je však neznámý mechanizmus jejich vzniku. Svou podstatou primordiální černé díry tvoří PDM, z hlediska způsobu jejich hledání se jedná o MACHOs.

Modifikovaná gravitace (MOND - Modified Newtonian Dynamics)

Hypotéza o existenci PDM vyžaduje značný zásah do standardního modelu mikrosvěta. Vzhledem k tomu, že tyto částice dosud nebyly experimentálně potvrzeny, zdá se být méně radikální, pozměnit obecnou teorii relativity takovým způsobem, aby temnou hmotu nebylo třeba vůbec uvažovat. V minulosti dokonce existoval názor, že nutnost uvažovat temnou hmotu vychází pouze z neznalosti fyzikálních zákonů aplikovatelných na velkorozměrové struktury, pro něž neexistují nezávislé testy platnosti OTR.

Jedním z možných přístupů je Modifikovaná Newtonova dynamika, podle níž pro velikost gravitačního zrychlení pod jistou mez platí mírně pozměněný gravitační zákon. Tento přístup je překvapivě úspěšný při řešení problému temné hmoty pro trpasličí galaxie, spirální galaxie i kupy galaxií. Bohužel, pro MOND neexistuje relativistická varianta fungující pro všechny škály, takže nemůže být použita pro řešení kosmologických problémů.

Představa rozložení temné hmoty v kupě galaxií.

Závěr

Za posledních několik let se představa, že většina vesmíru je tvořena nám dosud neznámou nebaryonovou hmotou, nejspíše ve formě neutralin a axionů, stala ve vědeckých kruzích běžnou. To bývá často přirovnáváno ke kopernikovské revoluci, kdy Země a s ní i člověk byli odsunuti pryč ze středu vesmíru a bylo jim odebráno jejich výsadní postavení. Pravděpodobně jedním z největších kroků v této revoluci je určení podílu baryonové a temné hmoty ve formě PDM ve vesmíru měřením teplotních fluktuací reliktního záření sondou WMAP a předchozími pozemními, či balonovými experimenty. Tato revoluce však nebude u konce, dokud nebude experimentálně přímo objasněna podstata objektů a částic tvořících tuto temnou hmotu. Do té doby je nutno ponechat si mysl otevřenou, správné řešení problému temné hmoty možná dosud nebylo vůbec nalezeno.

Odkazy