Tamsioji medžiaga – arba tamsioji materija – pasižymi tuo, kad išskyrus gravitaciją, ji bent kiek reikšmingiau su su likusia Visatos medžiaga sąveikauti nesiteikia. Ypač svarbu, kad tamsioji medžiaga nesąveikauja su fotonais, todėl ją stebėti taip, kaip stebime didžiąją dalį Visatoje aptinkamų objektų, turėtų būti neįmanoma. Vis dėlto, jau beveik šimtą metų tamsiosios medžiagos egzistavimas abejonių kelia vis mažiau. Kodėl?
Tamsioji medžiaga – arba tamsioji materija – pasižymi tuo, kad išskyrus gravitaciją, ji bent kiek reikšmingiau su su likusia Visatos medžiaga sąveikauti nesiteikia. Ypač svarbu, kad tamsioji medžiaga nesąveikauja su fotonais, todėl ją stebėti taip, kaip stebime didžiąją dalį Visatoje aptinkamų objektų, turėtų būti neįmanoma. Vis dėlto, jau beveik šimtą metų tamsiosios medžiagos egzistavimas abejonių kelia vis mažiau. Kodėl?
Tamsiosios medžiagos prisireikė dar prieš Antrąjį pasaulinį karą, kai 1932 olandų astronomas Jan Hendrik Oort pastebėjo, kad Paukščių Tako žvaigždės sukasi sparčiau, nei būtų galima tikėtis remiantis antruoju Keplerio dėsniu. Tas pats buvo pastebėta ir kaimyninėje Andromedos, ir kitose spiralinėse galaktikose. Remiantis Keplerio dėsniais, spiralinių galaktikų išorinėse dalyse žvaigždės turėtų suktis lėčiau, nes didžioji dalis galaktikos masės sukaupta būtent centrinėje dalyje. Aštuntajame dešimtmetyje Vera Rubin su kolegomis atliko plataus masto spiralinių galaktikų tyrimą ir nustatė, kad daugumai jų būdinga tiesinė priklausomybė tarp atstumo nuo galaktikos centro ir masės. Tai reiškia, kad daugiau negu pusė galaktikos masės turėtų būti haluose, kuriuose yra itin mažai žvaigždžių (palyginimui, Saulės aplinkoje 1 iš 1000 žvaigždžių priklauso halui), arba Niutono mechanika – klaidinga. Taip atsirado tamsiosios medžiagos poreikis, nors dar nebuvo tvirtai tikima jos egzistavimu.
Tamsioji gravitacijos ranka
Toks pats tamsiosios medžiagos poreikis buvo stebimas ir elipsinėse galaktikose, kurios neturi disko ir yra elipsoido formos. Šiuo atveju išmatuoti galaktikos sukimąsi gerokai sudėtingiau, nes jose žvaigždės juda chaotiškai ir aiški, kartu besisukančių žvaigždžių struktūra nėra matoma. Tamsiosios medžiagos egzistavimas aptinkamas gravitaciniais lęšiais: didelės masės objektai gali iškreipti šviesos sklidimo kelią savo gravitacija. Kuo didesnė lęšio funkciją atliekančio objekto masė, tuo labiau iškreipiama šviesa. Taip galima išmatuoti objekto masę. Hablo teleskopu buvo atrasta 15 elipsinių galaktikų, užstojančių tolimesnio kvazaro šviesą ir buvo įmanoma stebėti gravitacinio lęšio efektą. Nustatyta, kad galaktikos masės ir šviesio santykis buvo apylygis, ir nuo masės nepriklausė. Tai reiškia, kad tamsioji medžiaga nėra koncentruota elipsinių galaktikų išorėje, kaip spiralinių atveju, o tolygiai susimaišiusi su įprasta – barionine, – galinčia spinduliuoti medžiaga. Vis dėlto, stebima beveik du kartus mažiau šviesos, nei tikėtumėmės iš tokios masės galaktikos, tad trūkstamai elipsinių galaktikų masei paaiškinti reikia tamsiosios medžiagos.
Trūkstamos masės problema būdinga ne tik pavienėms galaktikos, bet ir galaktikų spiečiams: dar 1933 m. Fritz Zwicky tyrė vieną iš artimiausių galaktikų spiečių ir, remdamasis virialo teorema, siejančia vidutinę gravitaciškai susijusių objektų kinetinę energiją su potencine, nustatė objektų sistemos, šiuo atveju galaktikų spiečiaus, masę. Vėlgi, palyginus su šviesiu, kokio tikėtumėmės iš tokios masės galaktikų, būtina laikyti, kad ir ten tamsiosios medžiagos yra.
Vienas iš unikalių tamsiosios medžiagos, kaip nesąveikaujančios su barionine, įrodymų buvo aptiktas, stebint Kulkos galaktikų spiečių, kuris iš tikro yra du spiečiai susiduriantys vienas su kitu apie 4500 km/s greičiu. Apie 90 % šių spiečių barioninės medžiagos sudaro dujos, ne žvaigždės. Susidūrimo metu šios dujos itin įkaista ir spinduliuoja rentgeno spindulius. 2006 m. Hablo ir Chandra (kosminės rentgeno spindulių observatorijos) komandos nustatė, kad nesutampa susiduriančių galaktikų masės centrai. Remiantis rentgeno spinduliais, nustatyta, kad galaktikos jau yra susidūrusios, bet didžiausia galaktikos spiečių masė turėtų būti tarp šių spiečių. Visgi, masės centrai, nustatyti remiantis gravitaciniu lęšiu, yra gerokai labiau nutolę nuo barioninės medžiagos. Kaip ir derėtų tikėtis, jei laikome, kad tamsioji medžiaga su barionine sąveikauja tik gravitaciškai.
Be tamsiosios medžiagos sunku būtų paaiškinti ir kosminės mikrobangų spinduliuotės foną. Tai yra visame danguje stebima mikrobangų spinduliuotė, atitinkanti absoliučiai juodo kūno spektrą. T.y. tokią spinduliuotę spinduliuoja visi temperatūrą turintys kūnai, pvz., žmonės spinduliuoja infraraudonajame bangos ilgių diapazone, Saulė – regimajame. Kosminė mikrobangų spinduliuotė atitinka vos didesnę už absoliutų nulį temperatūrą – apie 3 K, bet taip yra dėl Visatos plėtimosi, kuris paveikė ir kosminės spinduliuotės bangų ilgį. Šis fonas susiformavo, kai Visata pakankamai atvėso, kad atomai nustotų efektyviai sąveikauti su šia spinduliuote ir jos spektras iš esmės „įšalo“. Tuo metu Visatos medžiagą veikė du procesai: medžiagą koncentruojanti gravitacija ir tam besipriešinantis spinduliuotės slėgis. Nuo koncentracijų dydžio priklauso temperatūra, nes ten, kur medžiagos koncentracija didesnė, medžiaga karštesnė. Atitinkamai, remiantis kosminės mikrobangų spinduliuotės temperatūros svyravimais, galima įvertinti masės ir barioninės medžiagos santykį. Kurio negalime paaiškinti be tamsiosios medžiagos.
Tokių procesų ir pvz., Sloan Skaitmeninės Dangaus Apžvalgos instrumentais stebimos Visatos struktūros mes negalime paaiškinti be tamsiosios medžiagos. Net ir per 14 mlrd. metų barioninės medžiagos gravitacijos nepakaktų suformuoti šiandien stebimą charakteringą galaktikų spiečių tinklą.
Visi atvejai, kurių paaiškinimui pasitelkiame tamsiąją medžiagą turi bendrą vardiklį: gravitacinę sąveiką su barionine medžiaga ir jokios kitos galinčios daryti įtaką spinduliuotei, t. y., tamsioji medžiaga ne tik nespinduliuoja, bet ir neveikia įprastos medžiagos temperatūros susidūrimais tarp įprastos ir tamsiosios medžiagos. Visgi, ne visa barioninė medžiaga yra lengvai pastebima: juodąsias skyles, neutronines žvaigždes, baltąsias ir rudąsias nykštukes gali būti sudėtinga aptikti, tačiau jos – masyvūs objektai. Visgi, pakanka įrodymų, kad tamsioji medžiaga nėra barioninė, tik sunkiai aptinkama. Tai ir tiesiog pakankamo barioninės medžiagos tankio trūkumas, kad galėtume paaiškinti Visatos plėtimosi spartą, ir atitinkamų masyvių sunkiai aptinkamų objektų trūkumas (juos galime aptikti nuo pusės Žemės iki 30 Saulės masių, gravitacinio lęšio efekto pagalba ar pan.), ir kosminė mikrobangų spinduliuotė, kurios formavimosi metu negalėjo susiformuoti tokių masyvių objektų.
Tamsiosios dalelės
Tuomet tamsiajai medžiagai reikalinga atskira dalelių rūšis lieka nežinoma ir neaptikta eksperimentais ar stebėjimais. Būtų galima tikėtis, kad tamsiosioji medžiaga sudaro planetas ir žvaigždes ar tamsiosios medžiagos juodąsias skyles. Tačiau, kad tokie objektai susiformuotų, būtina, kad tamsioji medžiaga kaip nors galėtų prarasti kinetinę energiją. Kinetinės energijos kuriamas slėgis trukdo tamsiajai medžiagai koncentruotis. Barioninėje medžiagoje toks kinetinės energijos atsikratymo mechanizmas yra elektromagnetinis spinduliavimas, padedantis atsikratyti besitraukiančio objekto energijos. Šiuos procesus dar labiau paspartina branduolinės reakcijos, kurių metu energijos atsikratoma ne tik spinduliavimu, bet ir neutrinais. Bet kokiu atveju, LIGO eksperimentas, kurio metu aptiktos gravitacinės bangos atsklidusios po masyvių juodųjų skylių susijungimo, turėtų aptikti daugiau gravitacinių bangų po juodųjų skylių susijungimų, nepriklausomai nuo to, ar jos būtų iš tamsiosios ar įprastos medžiagos.
Tamsioji medžiaga dar būna šalta arba karšta. Skirtumas tarp šaltos ir karštos tamsiosios medžiagos yra vidutinis tamsiosios medžiagos dalelės lėkio kelias iki trajektorijos pakeitimo. Nuo to, ar šis kelias ilgesnis ar trumpesnis nei pirmykštės galaktikos dydis, priklauso kaip šios galaktikos susiformavo. Karštos tamsiosios medžiagos struktūros būtų gerokai didesnės ir pirmykštės galaktikos formuojasi jau spiečiuje, fragmentuojantis gerokai didesniam dujų debesiui. Mes stebime, kad pirmiau susiformavo galaktikos ir tik tada jų spiečiai.
Kaip tuomet sužinosime, iš ko sudaryta tamsioji medžiaga? Jeigu tamsioji medžiaga sudaryta iš masyvių, bet silpnai visgi sąveikaujančių su įprasta medžiaga dalelių, jas aptikti, ar apriboti šią hipotezę gali padėti LUX (Large Underground Experiment) eksperimentas. Juo ieškoma tokių dalelių sąveikos su ksenonu, kurio branduolio susidūrimo su tamsiosios medžiagos metu dėl silpnosios sąveikos ksenonas galėtų išspinduliuoti fotoną, kurį detektoriai galėtų aptikti. Kad išvengtų Žemės atmosferoje įprastų susidūrimų su kosminiais spinduliais (jų per 1 sekundę 1 kvadratinio metro plote įvyksta apie 100), šis eksperimentas vykdomas giliau, nei 1 km po žeme. Skystas ksenonas yra labai tankus, triskart tankesnis už vandenį, ir jo bus naudojama 368 kg, tad pats ksenonas turėtų veikti kaip ekranas nuo išorinės spinduliuotės ir ksenono rezervuaro centre išspinduliuoti fotonai turėtų būti tik dėl susidūrimų su tamsiąja medžiaga, jei ji sąveikauja su įprasta medžiaga.
ADMX (Axion Dark Matter Experiment) ieško kitos galimos tamsiosios medžiagos dalelės, aksiono. Manoma, kad aksionus galėtų veikti magnetinis laukas ir jie gali skilti į mikrobangų fotonus. Tam pasitelkiamas itin stiprus magnetas, kurio magnetinis laukas koncentruojamas jo centre, vakuume ir ieškoma išspinduliuotų mikrobangų.
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) eksperimentu silpnai sąveikaujančios tamsiosios medžiagos ieškoma su germaniu, panašiai kaip LUX eksperimentu.
„IceCube“ laboratorija Antarktidos lede tiria iš Saulės mus pasiekiančius neutrinus. Silpnai sąveikaujančios tamsiosios medžiagos dalelės galėtų kauptis masyvių objektų centre, tokių kaip Saulė, ir anihiliuodamos tarpusavyje sukurti papildomų neutrinų. „IceCube“ galėtų aptikti šiuos neutrinus kaip perviršį nuo neutrinų skaičiaus, kuris mus turėtų pasiekti iš Saulės dėl įprastos medžiagos branduolinių reakcijų.
AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) Tarptautinėje kosminėje stotyje tiria kosminius spindulius. Jei tamsioji medžiaga sudaryta iš hipotetinių dalelių neutralinų, būtų stebima daugiau, nei tikimasi pozitronų ir antiprotonų tarp kosminių spindulių dėl neutralinų tarpusavio anihiliacijos, tačiau sudėtinga atskirti tokių dalelių prigimtį nuo kitų galimų mažai suprastų šaltinių. 2013 m. iš tikro aptikta, kad pozitronų ir elektronų santykis auga nuo 10 GeV iki 250 GeV kinetinės energijos be priklausomybės nuo laiko ar krypties (t. y., negali būti susietas su konkrečiu astronominiu objektu ar reiškiniu), tačiau virš 275 GeV šis santykis mažėja. Šis rezultatas suderinamas su neutralinų kaip tamsiosios medžiagos hipoteze, bet kol kas nepakanka atmesti kitų šio efekto paaiškinimų.
Viena aišku kaip dieną – stebimų Visatos savybių paaiškinti vien įprasta medžiaga nepavyksta. Tačiau taip pat aišku, kad nežinome, kas yra tamsioji medžiaga, todėl jos paieškos tęsiasi.
