Tõendid galaktiliste pöörlemiskõverate, gravitatsioonilise läätsenduse, WIMP-de, aksiooniteooriate, holograafiliste tõlgenduste ja isegi ekstreemsete simulatsioonide ideede kaudu
Universumi nähtamatu „raamistik“
Taeva jälgimisel galaktikas või nähtava aine heledust mõõtes selgub, et see nähtav osa moodustab vaid väikese osa selle galaktika gravitatsioonilisest massist. Alates spiraalsetest pöörlemiskõveratest ja klastrite kokkupõrgetest (nt Kuuli klaster) kuni kosmilise mikrolaine taustkiirguse (KMF) anizotroopiate ja suuremahuliste struktuuride uurimiseni näitavad kõik andmed, et eksisteerib tumeaine (TM), mis ületab nähtavat massi umbes viie korra. Elektromagnetiliselt (ei kiirgades ega neelates valgust) on nähtamatut ainet raske avastada, selle olemasolu näitab vaid gravitatsiooniline mõju.
Standardse (ΛCDM) kosmoloogia mudeli kohaselt moodustab tumeaine umbes 85 % kogu ainest, mõjutab otsustavalt kosmilist võrgustikku ja stabiliseerib galaktikate struktuuri. Kümnendeid valitsenud teooria põhineb uutel osakestel (WIMP, aksioonid) kui peamistel kandidaatidel, kuid otsesed otsingud pole seni lõplikku kinnitust andnud, mistõttu mõned teadlased otsivad alternatiivseid teid: muudetud gravitatsiooni või isegi radikaalsemaid raamistikke. Mõned pakuvad, et TA võib olla emergentne või holograafiline päritolu, teised lähevad veelgi kaugemale ja räägivad, et võib-olla elame simulatsioonis või kosmilise eksperimendi keskkonnas, kus „tumeaine“ on vaid tuleviku tulemus. Kõik need äärmuslikud hüpoteesid, kuigi kaugel põhisuunast, näitavad, kui lahendamata on TA probleem ja soodustavad avatust uutele ideedele lõpliku kosmilise tõe saavutamiseks.
2. Rohked tumeda aine tõendid
2.1 Galaktilised pöörlemiskõverad
Üks varasemaid otseseid tumeda aine indikaatoreid on spiraalgalaktikate pöörlemiskõverad. Newtoni seaduste loogika nõuaks, et galaktika keskpunktist kaugel olevate tähtede orbiidikiirus v(r) ∝ 1/√r väheneks, kui enamus massist asub tähtede ketas. Kuid Vera Rubin koos kolleegidega näitas 20. sajandi 8. kümnendil, et välispiirkonnad pöörlevad peaaegu konstantse kiirusega, mis viitab tohutule nähtamatule halole, mis on mitu korda massiivsem kui nähtavad tähed ja gaasid [1,2].
2.2 Gravitatsiooniline läätsestamine ja Bullet parv
Gravitatsiooniline läätsestamine – valguse kõverdamine massiivsete objektide tekitatud ruumiaja kõveruses – annab teise usaldusväärse massi mõõtme, olenemata sellest, kas see kiirgab või mitte. Galaktikaparvede vaatlemisel, eriti kuulsal Bullet (Kuuli) parvel (1E 0657–56), on näha, et läätsestamise abil arvutatud kogumass ei lange kokku eredate gaaside jaotusega (kus paikneb suurim baryoonne mass). See näitab, et parvede kokkupõrkel läbis tumeaine „läbi“ ilma vastasmõjuta või vähenemiseta, samal ajal kui gaasid põrkasid kokku ja aeglustusid. Selline silmapaistev näide ei ole seletatav ainult baryoonidega ega lihtsa gravitatsiooniparandusega [3].
2.3 Kosmilise mikrolaine tausta ja suurte struktuuride argumendid
Kosmiline mikrolaine taust (CMB) andmed (COBE, WMAP, Planck jt) paljastavad temperatuuri spektri akustiliste tippudega. Neile sobib kõige paremini, et baryoniline aine moodustab vaid väikese osa kogu ainest, ja ~85 % on mittebaryoniline tume aine. Samal ajal vajab suurte struktuuride moodustumine külma (peaaegu mitteinterakteeruvat) DM-i, mis varakult kogunes gravitatsioonikaevudesse, tõmmates baryone ja moodustades galaktikaid. Ilma sellise DM komponendita poleks galaktikad nii varakult ja sellises järjekorras moodustunud, nagu me näeme.
3. Valitsevad osakestefüüsika teooriad: WIMP ja aksonid
3.1 WIMP (nõrgalt interakteeruv massiivne osake)
Pikka aega oli WIMP peamine DM kandidaat. Massiga ~GeV–TeV tasemel ja (nõrkade) interaktsioonidega annaksid nad loomulikult järelejäänud (reliikvia) tiheduse, mis on lähedane vaadeldud DM massile, mida nimetatakse „WIMP-i imedeks". Kuid otsesed mõõtmised (XENON, LZ, PandaX jt) ja kiirendajate (LHC) uuringud on tugevalt piiranud lihtsaid WIMP-mudeleid, kuna pole leitud selgeid signaale [4,5]. Sellegipoolest pole WIMP hüpoteesi veel maha kantud, kuid see on märgatavalt vähem tõenäoline.
3.2 Aksonid
Aksonid on pakutud Peccei–Quinni mehhanismi (tugev CP probleemi lahendamiseks) osana, eeldati, et nad on väga kerged (< meV) pseudoskaalarid. Nad võivad moodustada kosmilise Bose–Einsteini kondensaadi, toimides kui „kõrge" DM. Sellised katsed nagu ADMX või HAYSTAC otsivad aksoni–footoni muundumisi resonantsõõntes tugevas magnetväljas. Seni pole otsustavaid tulemusi leitud, kuid palju massivahemikke on veel uurimata. Aksonid võivad mõjutada ka tähtede jahenemist, pakkudes täiendavaid piiranguid. „Udused DM" variandid aitavad lahendada väikeste skaala struktuuri anomaaliaid, tuues halo sisse kvantsurve.
3.3 Muude kandidaatide spekter
Steriilsed neutriinod (nagu „soe" DM), tumedad footonid, peegeldavad maailmad või erinevad „salajased sektorid" on samuti kaalumisel. Igaüks peab vastama relikti tiheduse nõuetele, struktuuride moodustumisele, otsestele/kaudsetele mõõtmistele. Kuigi WIMPid ja aksonid domineerivad, näitavad need „eksootilised" ideed, kui palju fantaasiat on vaja uue füüsika jaoks, et ühendada Standardmudel „pimedate sektoritega".
4. Holograafiline universum ja "tumeaine kui projektsiooni" idee
4.1 Holograafiline printsiip
1990. aastal esitasid Gerard ’t Hooft ja Leonard Susskind holograafilise printsiibi, et ruumi vabadusastmed ruumala sees võivad olla kodeeritud madalama dimensiooni pinnal, sarnaselt sellele, kuidas 3D objekti info mahub 2D tasandile. Mõnes kvantgravitatsiooni paradigmas (AdS/CFT) kujutatakse gravitatsioonilist "niiti" piirava CFT-ga. Mõned seletavad seda nii, et "sisemine reaalsus" moodustub väliste andmete põhjal [6].
4.2 Kas tumeaine tekib holograafilistest efektidest?
Standardkosmoloogias nähakse tumedat ainet kui aine gravitatsioonilise mõjuga. Siiski eksisteerib spekulatiivne mõte, et nähtav "varjatud mass" võib olla mingite "informaatiliste" holograafiliste omaduste tagajärg. Nendes teooriates:
- Mõõdame "tume massi" mõju pöörlemiskõverates või läätseefektides, mis võivad tuleneda infost lähtuvast geomeetriast.
- Mõned, nt Verlinde'i emergentne gravitatsioon, püüavad seletada tumedat ainet, muutes gravitatsioonilisi komponente suurtel skaaladel, tuginedes entroopilistele ja holograafilistele arutlustele.
Selline "holograafilise TM" seletus ei ole veel nii põhjalik kui ΛCDM ja tal on raskem täpselt korrata klastrite gravitatsioonilist läätse või kosmiliste struktuuride andmeid. Praegu jääb see teoreetiliste tööde valdkonnaks, mis ühendab kvantgravitatsiooni ja kosmilise laienemise kontseptsioone. Võib-olla tulevased läbimurded ühendavad need ideed tavapärase TM teooriaga või näitavad nende kokkusobimatust.
4.3 Võib-olla oleme "kosmiline projektsioon"?
Veelgi äärmuslikum mõte: kogu meie maailm on "simulatsioon" või "projektsioon", kus tumeaine on nagu kõrvaline kodeerimise/kujutamise tagajärg. Selline hüpotees läheneb filosoofiale (sarnaselt simulatsiooni ideele). Praegu me ei näe testitavaid mehhanisme, mis seletaksid TM struktuuri samamoodi nagu standardne kosmoloogia. Kuid see tuletab meelde, et kuni meil pole lõplikku vastust, on kasulik mõelda laiemalt.
5. Kas me oleme tehislik simulatsioon või eksperiment?
5.1 Simulatsiooni argument
Filosoofiga ja tehnoloogiahuvilised (nt Nick Bostrom) pakuvad, et väga arenenud tsivilisatsioonid võiksid käivitada massiivseid universumi või ühiskonna simulatsiooniprojekte. Kui nii, võime meie, inimesed, olla virtuaalsed tegelased arvutis. Sellisel juhul võib tumeaine olla "krüpteeritud" kui teatud gravitatsiooni alus galaktikatele. Võib-olla lõid loojaid tahtlikult sellise TM jaotuse, et moodustada huvitavaid struktuure või elu tingimusi.
5.2 Galaktiline koolieksperiment?
Võiksime ette kujutada, et oleme laboratoorne katse mõne tulnuka lapse kosmoseõpetuses, kus õpetaja õpikus on kirjas: „Loo galaktikate stabiilsus, lisades nähtamatu halo“. See on väga hüpoteetiline ja testimatu mõte, mis ületab teadusliku piiri. See näitab, et kui tumeaine on seni seletamata, võib (väga spekulatiivselt) kaasata ka selliseid „tehislikke“ perspektiive.
5.3 Saladuse ja loovuse sünergia
Puuduvad vaatlusandmed, mis tõestaksid neid stsenaariume, kuid need näitavad, kui kaugele võib kalduda, kui TSM jääb avastamata. Sellest järeldame, et siiani on tumeaine meie füüsika raamides pigem materiaalne nähtus. Kuid tunnistagem, et kujuteldavad mudelid simulatsioonide või „tehisliku“ TM kohta ergutavad kujutlusvõimet ja hoiavad ära teooria kitsaskohtadesse kinni jäämise.
6. Muudetud gravitatsioon vs tõeline tumeaine
Kuigi valdav vaade on, et tumeaine on uus aine, rõhutab teine teoreetiline vool muudetud gravitatsiooni (MOND, TeVeS, emergentne gravitatsioon jms). Kuulipilv, tuumatektoonika näitajad ja KMF andmed on tugevad argumendid reaalse tumeaine olemasolu kasuks, kuigi osa MOND laiendusi püüab neid väljakutseid vältida. Siiani on ΛCDM koos DM-iga paremini kooskõlas erinevatel skaala tasanditel.
7. Tumeaine otsingud: olevik ja lähenev kümnend
7.1 Otsene detekteerimine
- XENONnT, LZ, PandaX: Mitme tonni raskused heeliumi detektorid püüavad fikseerida WIMP-nukleoni vastasmõju ligikaudu 10-46 cm2 tasemel.
- SuperCDMS, EDELWEISS: Kriogeensed pooljuhid (paremad madalate WIMP masside jaoks).
- Aksioonide „haloskoobid“ (ADMX, HAYSTAC) otsivad aksioon-fotooni vastasmõju resonaatorkambris.
7.2 Kaudne detekteerimine
- Gamma-teleskoobid (Fermi-LAT, H.E.S.S., CTA) otsivad anihilatsiooni jälgi galaktikakeskuses ja kääbusgalaktikates.
- Kosmosekiirte uuringud (AMS-02) otsivad TM-st pärinevate suuremate positronide ja antiprotonite koguseid.
- Neutriinode detektorid võivad tuvastada neutriinosid, kui TM koguneb Päikese või Maa tuumadesse.
7.3 Kiirendi uuringud
LHC (CERN) ja teised tulevased kiirendid otsivad sündmusi kadunud transversaalenergia („monojet“ signaalid) või uute osakeste jaoks, mis võiksid olla TM vahendid. Selgeid tõendeid ei ole, kuid lähenevad LHC uuendused ja võimalikud 100 TeV kiirendid (FCC) võivad laiendada uurimisala.
8. Avatud lähenemine: standardmudelid + spekulatsioonid
Siiani otsene/varjatud otsing ei ole andnud vaieldamatut tulemust, seega eksperdid jäävad avatuks erinevatele võimalustele:
- Klassikalised TM mudelid: WIMP, aksioonid, steriilsed neutriinod jpt.
- Muudetud gravitatsioon: emergentne gravitatsioon, MOND variatsioonid.
- Holograafiline universum: võib-olla on TM nähtused teatud piiratud vabadusastmete projektsioonid.
- Simulatsioonihüpotees: võib-olla on kosmiline reaalsus arenenud tsivilisatsiooni simulatsioon ja „pimedaine“ on koodi produkt.
- Tulnukalaste teaduslik eksperiment: absurdselt, kuid näitab, et tõestamata asju võib mõista erinevalt.
Enamik teadlasi toetub siiski pigem TM reaalsele olemasolule, kuid äärmuslik teadmatus sünnitab erinevaid kontseptuaalseid katseid, mis aitavad säilitada loovust, kuni saame lõpliku vastuse.
9. Kokkuvõte
Pimedaine on suur mõistatus: arvukad vaatlused ei jäta kahtlust, et eksisteerib oluline massikomponent, mida ei saa seletada ainult nähtava aine või barüoonidega. Enamik teooriaid tugineb osakestepõhisele TM olemusele – WIMP-id, aksioonid või salajane sektor – ja seda kontrollitakse detektorites, kosmilises kiirguses ning kiirendites. Kuna lõplikke tõendeid pole, laieneb mudelite ruum ja instrumendid muutuvad järjest täiuslikumaks.
Samal ajal on olemas radikaalseid mõtteid – holograafilised, „emergentsed“ või isegi simulatsioonistsenaariumid –, mis viitavad, et TM võib olla veelgi segasem või tuleneda sügavamast ruumaja või informatsiooni olemusest. Võib-olla lahendab kõik kunagi eriline avastus – uus osake või mõni hämmastav gravitatsiooniparandus. Praegu on pimedaine identiteet astrofüüsika ja osakestefüüsika põhiline väljakutse. Pole tähtis, kas leiame fundamentaalse osakese või midagi radikaalset ruumi ja aja struktuuri kohta, tee selle „peidetud massi“ saladuse ja vastuseni, milline on meie roll galaktilises kangas (tõelises või kujutletud), jääb avatuks.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). „Andromeeda udukogus pöörlemine emissioonipiirkondade spektroskoopilise uuringu põhjal.“ The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
- Bosma, A. (1981). „21 cm lainepikkuse uuringud spiraalgalaktikates. I. Üheksa galaktika pöörlemiskõverad.“ Astronomy & Astrophysics, 93, 106–112.
- Clowe, D., et al. (2006). „Otsekohene empiiriline tõestus pimedaine olemasolule.“ The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bertone, G., Hooper, D., & Silk, J. (2005). „Osakestepimedaine: tõendid, kandidaadid ja piirangud.“ Physics Reports, 405, 279–390.
- Feng, J. L. (2010). „Pimedat ainet käsitlevad kandidaadid osakestefüüsikast ja avastamismeetodid.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 495–545.
- Susskind, L. (1995). „Maailm kui hologramm.“ Journal of Mathematical Physics, 36, 6377–6396.