A sötét anyag áttekintése

Kvantummezők, gravitáció és a nem-barión részecskék bizonyítéka

A tudomány egyik legrégebbi projektje egy alapvető ontológia felépítése. A tudós célja egy átfogó világmodell létrehozása, amelyben egyetlen jelenség sem marad magyarázat nélkül. Az új modellek akkor tekinthetők sikeresnek, ha tovább növelik megértésünk területét. A fizika ismét eléri azt a pontot, amelyben jelenlegi elméleteink újrafogalmazást igényelnek. A csillagászati ​​megfigyelések egy bizonyos osztálya továbbra is elkerüli a magyarázatot, nevezetesen, hogy erős gravitációs potenciál létezik azokban a régiókban, ahol nincs látható anyag. Ez a cikk az ezen állításokat alátámasztó elsődleges bizonyítékok bemutatására összpontosít. Először azonban röviden felvázolom a jelenlegi elméleteink magyarázó erejét.

Részecskék és mezők

A kvantummező-elméletek az univerzum eddig a legsikeresebb modelljei. Ahogy a neve is sugallja, az univerzumot kvantummezők dinamikus rendszerének írják le. Ezen mezők mindegyike megfelel a standard modell egyik alapvető részecskéinek. Amikor egy részecske lokalizálódik, azt mögöttes terület gerjesztett rezgési módjának tekintik. Az első kvantummező-elmélet a QED néven ismert elektromágneses erőre vonatkozott. Innentől kezdve koherens terelméleteket fejlesztettek ki a standard modell többi részecskéjére. Az alábbi táblázat a fizika egyik koronázó eredménye, felsorolja a részecskék tizenhét osztályát, amelyek a világegyetem szinte minden ismert interakcióját jelentik.

Az egyik kulcsfontosságú paraméter a részecskék ezen osztályainak megkülönböztetésére a belső irányú szögimpulzus, amelyet spinnek hívnak. A félig egész spinnel rendelkező részecskéket fermionoknak, az egész spin értékű részecskéket pedig boszonoknak nevezzük. Az erős, gyenge és az elektromágneses erőt mind a fermionok kölcsönhatásaként írják le, amelyet a mérő bozonok cseréje közvetít. A gravitáció még nem volt egyesítve ezzel a sémával, és legjobban az Einstein általános relativitásának terepi egyenletei képezik. A gravitáció a téridő dinamikus görbülete, amelyet a régiók energiasűrűsége megváltoztat, és amelyet a metrikus tenzor segítségével számítanak ki. Ennek a készítménynek az intuitív következménye a gravitációs lencse. Csillagászati ​​megfigyelések során a távoli tárgyak fotonjainak nagy távolságra kell haladniuk, hogy elérjenek minket. Ha az áthaladott régiókat torzítja nagy tömeg-energia jelenléte, akkor a fotonok pályája elhajlik. Ez erősen torzított optikai képekhez vezet, és fontos bizonyítékokat kínálhat nekünk arról, hogy mekkora anyagot hajtott végre ez a foton a Föld felé vezető útja során. A lencsék erőssége változik, az ugyanazon égi tárgy drámai képeitől, amelyek többször megjelennek, a tárgyak enyhe, de következetes szisztematikus igazításához, amelyek egyébként nem korrelálnak.

A következő részeinkben a részecskék fontos osztálya a baryonok. Ide tartoznak olyan ismert részecskék, mint a protonok és a neutronok, és ezeket három kvarkból álló összetétel jellemzi. Amikor tipikusan az univerzum anyagára utalunk, akkor baroni anyagot értünk. A teljes periódusos táblázatot és a kémia ágazatát az anyag ezen formájának különféle konfigurációira fordítják. Egyre inkább valószínűvé vált, hogy a világegyetem anyagvastagságának többsége nem-barión. Ezt az állítást nagymértékben megerősíti a világűrben megfigyelhetetlenül erős gravitációs potenciál, és hamarosan arra kényszerülhetünk, hogy túllépjük a standard modellt. Most áttekintést adok ennek az állításnak a bizonyítékairól méretarányban: kezdve a galaktikus szinten, a klaszterekbe lépésével, majd megvizsgálva, hogy ez az anomália fennmarad-e az egész világegyetem szintjén.

Galaktikus forgási görbék

spektroszkópia

A csillagászok azon képessége, hogy meghatározzák a távoli csillagtárgyak kémiai összetételét, nagyrészt a spektroszkópia néven ismert módszernek köszönhető - ez az anyag és az elektromágneses sugárzás kölcsönhatásának tanulmányozására szolgáló módszer. Amikor a gázok gerjesztésre kerülnek, az elektronok átmennek a különböző orbitális héjak között, és fotonok formájában energiát bocsátanak ki. A közönséges gázok, például a hidrogén és a hélium különböző energiaszintjei jól ismertek és kvantitatívak. Ez azt jelenti, hogy egy bizonyos gáz által kibocsátott látható fotonok spektruma határozott és felismerhető mintát ad. Ezzel az ismerettel, a csillagok és a bolygók felé nézve, képesek leszünk meghatározni összetételüket a kibocsátott látható fény mintája alapján. Megfigyelték azonban, hogy a távoli ködök teljes emisszióspektruma vöröseltolódott. A legjobb magyarázat erre az esetre Edwin Hubble, aki megállapította, hogy az univerzum bővül. Ezt a bővítési sebességet a Hubble paraméter rögzíti. A spektroszkópia, a Hubble megfigyelésével párosulva, az egyik fő módszer az égi tárgyak összetételének meghatározására.

Nem kepleri viselkedés

A galaxisok sok típusában a keringő testek vékony korongban fekszenek, és körkörös pályán mozognak a galaktikus központ körül. Ezeknek a testeknek az orbitális sebességét a központtól való távolság függvényében mérve galaktikus forgási görbét kapunk. Ahogy elmozdulsz a galaxis közepétől, várhatóan egy Keplerianus esik le. Az orbitális sebességnek kezdetben emelkednie kell, majd egyenletesen csökkenni kell, mivel a sugár nagyobb lesz. Ezen összefüggés alapján egyértelműnek tűnik azt feltételezni, hogy a galaxis tömeg eloszlását a forgási görbéjéből származtathatja. Az 1970-es évekig az optikai technológia korlátozott volt, és csak a közeli galaxisok belső galaktikus korongjai mutattak görbéket. A mért sugáron kívüli pontok esetében a Kepler-viselkedést egyszerűen extrapoláltuk. Horace Babcock 1939-es disszertációjában elkészítette az M31 galaxis forgási görbéjét 20 kPc-ig. Rendkívül magas orbitális sebességeket észlelt nagy sugarakon, vagyis az M31 távoli régiókra kiszámították a nagy tömeg / fény arányt. Vera Rubin és Kevin Ford 1978-ban publikálta az M31 forgási görbe finomított méréseit, és ezzel megszerezte az első konkrét bizonyítékot arra, hogy egy láthatatlan erő okozta a forgási görbék kiszélesedését. Végül, Bosma Albert megmérte huszonöt galaxis forgási görbéjét, amelyek egyértelműen nem mutatták le a sebesség esését. Összegezve a problémát: Tekintettel a látható égi objektumok számára, amelyek hozzájárulnak a galaxis gravitációs potenciáljához, a külső csillagok túl gyorsan mozogtak. A lemezen lévő gravitációs mező önmagában túl gyenge ahhoz, hogy a külső csillagok számára biztosítsa a szükséges gyorsulást. Ezen a ponton sok független kísérlet megerősítette azt a tényt, hogy a Kepleri-féle jóslat már nem volt érvényes. Tehát a kérdés nem tűnik a kísérleti pontosságnak.

Galaxis klaszterek

Kóma klaszter és Szűz klaszter

1933-ban, amikor Fritz Zwicky kiadta az extragalaktikus köd vöröseltolódása című cikket. Miközben megfigyeléseket végzett a Kóma klaszterről, megfigyelt egy nagyon nagy sugársebesség-eloszlást nyolc alkotó galaxisában. A szóródás 1000km / s körüli volt - olyan magas, hogy kíváncsi lett, hogy ez a látszólag stabil klaszter hogyan marad-e gravitációs kapcsolatban. Míg ezt a szétszóródást Edwin Hubble és Milton Humason korábban már 1931-ben észrevette, Zwicky tovább ment, és a Virial Theorem-t alkalmazta a rendszer kinetikus energiájának közelítésére. A megfigyelt galaxisok számát, a galaktikus tömegeket, az anyag sűrűségét, az eloszlást és a klaszter méretét becsülve használta fel - Zwicky megállapította, hogy egy mechanikusan stabil kooma klaszter sebességbeli eloszlásának 80 km / s körüli körül kell lennie. Ez az érvelés a rendszer összes látható anyagát lefedte - tehát szórakoztatta azt a gondolatot, hogy talán a nem világító anyag nagy sűrűsége okozhatja felelősséget. Végül kijelenti, hogy ez továbbra sem megoldott probléma.

1936-ban Sinclair Smith tanulmányozta a Szűz Klaszter dinamikáját. A logikai lépések hasonló sorozatát követve, mint a Zwicky, megállapította, hogy a Szűz galaxisának átlagos tömege két nagyságrenddel nagyobb, mint Hubble becslése. A galaktikus tömegeket gyakran napelemes egységekben adják meg, ami összekapcsolja őket a napunk tömegével. Ez lehetővé teszi a könnyű átalakítást a naptömeg és a napfény fényarányának, amelyet úgynevezett tömeg / fény aránynak (a mi Napunk egyenlő). Ez fontos, mivel általában úgy tekintjük a napot, mint egy standard csillagot, és így annak tömeg / fény arányának általában reprezentatívnak kell lennie a csillagokkal. Ennek ellenére mind Zwicky, mind Smith rendkívül magas arányt kaptak - Zwicky eredeti számításával a tömeg / fény arány körülbelül 500 volt. Még a galaktikus maszák helyes beállítása és a Hubble paraméter pontosabb értéke után is, mindkét mérés rámutatott arra, hogy jelentős megoldatlan probléma. Az egész közösség azonban még mindig nem tudta meghatározni, hogy valamelyik klaszter stabil-e, ami érvénytelenné tenné Zwicky Virial Theore használatát. Ezeket a méréseket csak évekkel később végezték el megfelelő pontossággal, megerősítve Smith és Zwicky rendellenes megfigyeléseit.

Bullet Cluster

2004-ben két galaxis klaszter ütközését figyelték meg. A klaszter ütközések szokásos dinamikája uralkodott, és úgy tűnt, hogy a galaktikus tömeg nagy része röntgen sugara volt. Ezek a röntgenhatások elektromágnesesen kölcsönhatásba léptek és az ütközés helyének központjában maradtak. A háttérobjektumok gyenge gravitációs lencséjének megfigyelésével azonban megállapítottuk, hogy az akkori elnevezett Bullet Cluster tömegének legnagyobb része az ütköző röntgen sugarain túlra eső régiókba koncentrálódott. A mérés, a klaszterek furcsa viselkedése és a nem-Kepler-féle forgási görbék között a kétségek árnyékán túlmutat, hogy alapvető ontológiánk hiányos. Most megvizsgálom, hogy ez a rendellenesség miként jelent meg széles körben, és elkezdek elmozdulni a lehetséges magyarázatok felé.

Kozmológiai bőséges korlátok

Kozmikus eredetű történetünk felépítésekor sok egymáshoz hasonló bizonyítékvonalat vettünk figyelembe. Az ismert fizikánk segítségével és visszafelé haladva következetes képet kaphatunk a korai világegyetemről. Például az a megfigyelés, hogy az univerzum jelenleg bővül, arra késztet bennünket, hogy természetesen azt gondoljuk, hogy ha elég messzire haladunk, akkor minden valószínűleg ugyanabban a helyen lenne, egy időben, szingularitásnak nevezzük. Ugyanakkor, amint az univerzum hűvösebbé válik, feltételezhető, hogy korán sokkal sűrűbb és forróbb volt.

Big Bang Nucleosynthesis

A következő megfigyelési sorozat, amelyet bemutatni szeretnék, a baryon anyag mennyiségének az univerzumban bekövetkező korlátozásai. A mikrohullámú anizotrópiák pontos mérése előtt a baryon-sűrűség korlátozásának elsődleges eszköze a nagyrobbanásos nukleoszintézis (BBN) volt. Spektroszkópiai módszerrel az csillagászok rengeteg olyan könnyű nukleotidot találtak, mint a deutérium, a He3, a He4 és a Li7 a kozmoszban. Ezek az eredmények ellentmondanak a csillagok és a szupernóva nukleoszintézisének jelenlegi modelljeinek, mivel ezeknek az elemeknek sok része nem csillagokon belül készül, hanem ténylegesen felhasználják őket üzemanyagként. Hamar megállapítást nyert, hogy az univerzum barionos anyag-sűrűségének körülbelül 25% -a hélium - és ezen megfigyelések alátámasztására nem volt elméleti keret. Alpher, Bethe & Gamow 1948-ban végzett munkája rávilágított a nukleoszintézis elsődleges formájára. Azt állították, hogy a neutronmegfogás korai világegyetembeli formája segített megmagyarázni a fényelemek bőségét. Ez adta hitelességet az univerzum nagy robbantól való nézetének - amely arról számol be, hogy a korai világegyetem forró, sűrű és óriási nyomás alatt volt még gyerekcipőben járásakor. Ebben a korai időszakban a baryogenis néven ismert korszak zajlott le, amelyben protonok és neutronok alakultak ki - és kialakult az aszimmetria az anyag és az antianyag között. Ahogy a világegyetem tovább terjeszkedett és lehűlt, körülbelül 10–9K körül, a hidrogén és a hélium könnyű izotópjainak sok formája megkezdődött (mivel még mindig túl meleg volt ahhoz, hogy az elektronokat elfogják a magok). Mivel a csillagmegfigyelések korlátozták a fényelemek számát, és mivel ezeket a korai baryonokból alakították ki, a kezdeti baryon-sűrűségnek gondosan hangolt paraméternek kellett lennie. Az 1990-es években Scott Burles és David Tytler kiadta nagy pontosságú deutérium-bőség mérését. Ezek a korlátozott baryon-elõfordulások a kritikus sûrûség 2 +/- 0,2% -áig az univerzum bezárásához.

Akusztikus baroni csúcsok

Kiemelkedõ bizonyítékot adtak a meleg és sûrû nagyrobbanás elméletének, amikor Penzias és Wilson 1965-ben először megmérte a kozmikus mikrohullámú hátteret (CMB). A CMB a nagyon korai világegyetem mikrohullámú fotonjait tartalmazza. A BBN periódusa után, és amikor az univerzum eléggé lehűlt, megtörtént a rekombináció korszaka. Ezt a pillanatot megelőzően a korai világegyetem a baryon-foton plazma tájképe volt, amely a gravitációs potenciállyuk belsejében oszcillált. A korai fotonokat a kozmikus evolúció olyan időszakában hozták létre, amelyben az elektronok és a pozitronok olyan frekvenciával megsemmisültek, hogy a fotonok egymilliárd az egyhez képest túllépik a baryonokat. A baryonok, fotonok és elektronok elsődleges keveréke átlátszatlan volt, mivel a fotonok nem tudtak túl messzire menni anélkül, hogy Thompson szétszórná az elektronokat. Ahogy a világegyetem tovább hűlt, az elektronokat hirtelen elfogták a korai magok, lehetővé téve a fotonok akadálytalan akadályát az univerzumban. A CMB ezen fotonok pillanatképe a rekombináció után. Kezdetben úgy tűnt, hogy az intenzitás egységes, és ez alátámasztja azt a nézetet, hogy az univerzum homogén és általában izotróp. Csak Wilkinson mikrohullámú anizotrópiás szonda (WMAP) útján fedezték fel alacsony hőmérsékleti anizotrópiákat. A kismértékű hőmérsékleti ingadozásokból a tudósok további bizonyítékokat adtak a nagyroham elméletéhez. A kezdeti kisméretű térbeli inhomogenitás rekombinációval vált. Ezek a megfigyelések tükröződnek a CMB szögteljesítmény-spektrumában.

http://background.uchicago.edu/~whu/intermediate/intermediate.html

A grafikon első csúcsa volt az első, amelyet pontosan mértünk és lokalizáltunk. Felfedezése számos alternatív kozmológiai eredetű történetet kiküszöbölte. A megmaradt narratívum egy korai világegyetem képe volt, tele aszimmetrikusan oszcilláló baryon-foton plazmával. A plazmát egyaránt összenyomta a gravitáció, és kifelé kényszerítette a belső sugárzó fotonális nyomás miatt. Az első csúcs a gravitációs kompresszió egy példáját képviseli - és ez a hangnyomás-hullám az egész világegyetemben terjedt. A fenti grafikonon a külső fotonnyomás, a nyomószilárdság és a csúcsok magasságának aránya nagymértékben függ a baron sűrűségétől. A második és a harmadik csúcs mérése hozzájárult a baryon sűrűségének erőteljes korlátozásához, és a Planck Collaboration legutóbbi, 2015-ös mérései további korlátozásokat vettek fel a baryonic anyagokra, így a nagyon pontos sűrűségmérést: 0,048 +/– 0,0005 a bezáráshoz viszonyítva. Ha egyetértünk a sötét anyag korai elképzelésével, amely hozzájárul a klaszterek gravitációs potenciáljához, akkor ezek az új korlátozások lehetőséget kínálnak arra, hogy a sötét tömeg nem-baryonikus lehet.

Nagy méretű szerkezet

Az univerzum sokféle struktúrával rendelkezik: a szuperklaszterekből, filamentumokból, galaktikus lapoktól a Nagy Falig és a Nagy Vonzóig. Ezek a nagy léptékű struktúrák részben a nagyon korai világegyetem sűrűségében bekövetkező zavarok miatt alakultak ki. A nagy bang előtti pillanatokban a kis kvantum vákuumingadozásokat az infláció során kibővítették, és nagyméretű klasszikus ingadozásokként fagyasztották. Ezek biztosítottak egy alapul szolgáló gravitációs struktúrát, amely vonzza a baryonic anyagot. A rekombináció korszakát megelőzően azonban a struktúrák nem képesek képződni, mivel a világegyetem még mindig túl forró és sűrű volt az elektronfogáshoz. Tekintettel a világegyetem korára vonatkozó jelenlegi ismereteinkre, úgy tűnik, hogy sok nagyszerkezetnek nem lett volna ideje megjelenni, ha csak rekombináció után képesek kialakulni.

A legjobb magyarázat

Az eddig vázolt megfigyeléseknek van néhány feltűnő közös vonása. A leg absztraktebb szinten a fizikai törvények megsemmisítésére mutatnak mind a távolság nagy skáláin, mind az idő múlásával. A gravitációs koncepciónk nem működik, ha galaxisokra, klaszterekre és a korai világegyetem dinamikájára alkalmazzuk. Vagy meg kell változtatnunk a gravitáció megfogalmazását, vagy van valami, amit nem látunk hozzájárulva a kozmosz tömegéhez. A lehetséges magyarázatok megkezdése előtt röviden összefoglalom az eddigi rendellenes megfigyeléseket:

· A klaszterekben lévő galaxisok túl gyorsan mozognak, hogy gravitációs kötéssel maradjanak

· A galaxisok forgási görbéi nem mutatnak sebességcsökkenést - a galaktikus központjától távol lévő galaxisok túl gyorsan mozognak

· Az univerzum nagy léptékű struktúrái nem lennének elegendő idők ahhoz, hogy kialakuljanak, tekintettel a baryonic anyagokra vonatkozó bőségi korlátozásokra és a CMB adataiból nyert jelenlegi kozmológiai képünkre

Röviden: látjuk a gravitáció hatásait, ahol a normál anyag nincs jelen

Machos

A hiányzó galaktikus tömeg problémájának legtermészetesebb megoldása az, hogy alacsony fényerősségű objektumok vannak, amelyek hozzájárulnak a galaxisok és klaszterek gravitációs mezőjéhez. Ezek az asztrofizikai tárgyak továbbra is barionikusak és fotonokkal párosulnak, mégis olyan kevés fényt bocsátanak ki, hogy az optikai készülékeink egyszerűen nem elég nagyok ahhoz, hogy jeleiket felvegyék. Ez az érvelés nem kényszerít arra, hogy távozzon a jelenlegi modellektől, és az is segít, hogy a világegyetem legtöbb barionja sötét és figyelmen kívül hagyva. Nagy figyelmet fordítottak a kompakt kis fényerejű tárgyakra, amelyeket köznyelven MACHOs néven ismertek (masszív asztrofizikai kompakt halogén objektumok). Ide tartoznak: bolygók, barna törpék, vörös törpék, neutroncsillagok és fekete lyukak. Röviden elmélyült a klaszterben lévő gáz elmélete, de 1971-ben kimutatták, hogy egy ilyen gáz csak elhanyagolható mennyiségű tömeggel járna hozzá. Az egyik elsődleges eset a MACHO-kkal szemben az, hogy nem képesek elegendő tömeget biztosítani ahhoz, hogy figyelembe vegyék a gravitációs anomáliákat, amelyeket a barioni bőség korlátozása miatt észleltek. Összegezve az összes látható barionikus anyagot, és figyelembe véve a korlátokat, nincs elegendő maradék baryon ahhoz, hogy jelentős mennyiségű anyagot képezzenek. A sötét barionok kérdésében fényt vettek, mivel a NASA nemrégiben felfedezte a Chandra röntgenfelügyeleti központjában, hogy sokan forró diffúz gáz hálójában helyezkednek el. A meleg-forró intergalaktikus közeg (WHIM) felfedezése jelentős bizonyítékot szolgáltatott arra, hogy a MACHO-k nem oldják meg a hiányzó tömegproblémát.

MOND

Mordehai Milgrom 1982-ben azt javasolta, hogy a galaxisokban ne hiányzzon tömeg, ehelyett a newtoni dinamika egy bizonyos gyorsulási érték alá bomlik. A galaktikus központtól nagy sugarú körben a gravitációból történő gyorsulás olyan perc, hogy belépünk egy új rendszerbe, amelyben Newton második törvényét F = ma-ról F = (ma ^ 2) / a0-ra változtatjuk. A helyesen elnevezett módosított Newtoni dinamika (MOND) tehát egy új alapállandót javasol: a0 = × 1,2 × 10−10 m / (s ^ 2), a gyorsulás kritikus értéke, amely, ha a << a0, a normál érték bontását jelzi. égi mechanika. Ez megnyitotta az elméletek egész osztályát, amelyek úgy tűnik, hogy figyelembe veszik a forgási görbéket anélkül, hogy posztulálnák a láthatatlan anyag létezését. Ennek az elméletnek a jelenlegi iterációja TeVes néven ismert (tenzor-vektor-skaláris gravitáció) - a MOND relativista változata. A lapos forgásgörbéket ez az elmélet magyarázza, ám a klaszterdinamikát és különösen a Bullet Clusterben fellépő gravitációs lencsét nem veszik figyelembe. Ezenkívül a CMB szögteljesítmény-spektrumának 3. csúcsát le kell nyomni, és kisebbnek kell lennie, mint a második - ennek ellenére az ellenkezőjét tapasztaljuk. Kísérleti bizonyítékok nélkül azonban - a MOND osztály elméletei továbbra is az asztalon maradnak - lehetséges magyarázatként. A MOND a szemcsés sötét anyaggal együtt úgy tűnik, hogy megoldja a gravitációs anomáliákat is.

Nem-barión sötét anyag részecskék

Végül megérkeztünk az egyik legérdekesebb magyarázathoz. Az, hogy a gravitációs potenciál a látható anyagtól vártnál intenzívebb, az az oka, hogy létezik egy nem-barión részecske, amely hozzájárul az univerzum anyag sűrűségéhez. Egy ilyen részecske sötét, mert nem kölcsönhatásba lép a fotonnal, és így nem tapasztalja meg az elektromágneses erőt. Valójában az egyetlen interakció, amely úgy tűnik, hogy jelenlegi standard modellünkkel zajlik, egy lehetséges csatlakozás a Higgszhez, így tömeget adva. Máig ilyen egzotikus részecskéket még nem fedeztek fel, ám a korábban vázolt megfigyelési bizonyítékok nagy részét képezi. Ha létezik szemcsés sötét anyag, akkor gravitációs irányban kötődik a galaxisokhoz halosz formájában. Ez megmagyarázná a csillagászokat sújtó nagy tömeg / fény arányt, valamint azt a gravitációs potenciált, amely mind a kóma, mind a szűz klaszterek megkötéséhez szükséges. A nem-barión sötét anyag eloszlását úgy számolták, hogy meghosszabbított halosz formájában van, amely körülveszi a galaxisokat - gyakran 100 kPc-ig terjed. Ez megmagyarázná az M31 külső galaktikus korongjában lévő tárgyak nagy orbitális sebességét - a hiányzó gravitációs erőt, amelyet ma a környező sötét anyagnak tulajdonítanak. A Bullet Cluster ütközés kiemelkedő bizonyítékokat szolgáltat a részecskék sötét anyagára vonatkozóan. Mivel a részecskék nem kölcsönhatásba lépnek elektromágnesesen, az egyes galaxisok halogói akadálytalanul átjutnak a többiekön. A jelenlegi kozmológiai narratívánk alátámasztja egy ismeretlen szubatómiai faj létezését is, amely csak gravitációval kölcsönhatásba lép. A korai világegyetem idején mind a baryon, mind a nem-baryonic anyag vonzódik a magas gravitációs régiókhoz. A sötét anyag azonban nem vesz részt a baryon-foton plazmában, és valójában extra erőt jelent a kompressziók során. Ez azt jelentené, hogy a spektrumunk különös csúcsainak drámaibbá válnak - pontosan ezt látjuk az első és a harmadik csúcsunkban. A nem-barión részecskék jóval a rekombináció korszakát megelőzően is el tudják kezdeni a struktúrák kialakulását, és ez segít megmagyarázni a mai struktúrákat. Végül, a nem-barión sötét anyag egyik legerősebb esete a barión anyagokra gyakorolt ​​mennyiségi korlátok. A BBN és a WMAP érvelés alapján úgy tűnik, hogy nincs elegendő barionikus anyag az összes megfigyelésünkben szereplő gravitációs rendellenesség beszámításához. Így a szemcsés nem-barión sötét anyag vonzó alternatívája a korábban bemutatott MOND érveknek.

Végső gondolatok

Ezt a felmérést azzal kezdtük, hogy felvázoltuk legjobb tudományos elméleteink jelenlegi állását. A kezdetektől fogva egyértelmű volt, hogy a gravitáció és a kvantummező elméletének koherens és egységes leírását még nem fogalmazták meg. A gravitációs problémáink továbbra is nyilvánvalóak voltak, mivel az elméleti lebontást egyre világosabbá tették: a gravitációs erők folyamatosan megjelentek olyan helyeken, ahol nem volt baryon anyag. Ezután felvetették a kozmológiával kapcsolatos további kérdéseket is a korai világegyetem tájáról (a WMAP alapján meghatározva) és a nagy léptékű struktúrák kialakulásáról az univerzumban.

Mivel a MACHO-kat szisztematikusan lehetetlenné tették, a nem-barión szubatomi részecske elmélete egyre népszerűbbé vált. Nem csak a cikkben felvázolt összes kérdést oldja meg, de sok jelenlegi jelölt jelentősen növeli megértésünk körét. A szuperszimmetria megoldást kínál azzal, hogy a legkönnyebb szuper partner (stabil részecske, amelybe az összes többi szuperszimmetrikus társrészecske lebomlik) egyaránt bőséges és megfelelő tömeg-energiájú. Egy másik alternatíva az erős CP probléma megoldása, amely a Quantum Chromodynamics néven ismert erőteljes nukleáris erő tanulmányozása során fordul elő. Azt állítja, hogy a megfigyelési bizonyítékok hiánya ellenére a töltés-paritás szimmetriát meg kell szakítani. Ez a törött szimmetria új tengely létezését jelentené. Egy ilyen részecske ismét ideális sötét anyag-jelölt, számított bőségének és tömegtartományának köszönhetően. A gyengén interakciós masszív részecskék (WIMP-k) a részecskék osztálya, amelybe egy nem-barión faj tartozik. Ahogy a neve is sugallja, ezeknek a részecskéknek a tömegében vannak, és nagyon finoman kölcsönhatásba lépnek a standard modell baronjaival. Ez egyedi kihívásokat jelent az észlelési kísérleteknél. Eddig minden kutatást érzékenységi problémák sújtottak, és a zaj jelének észlelésének problémája kiemelkedő jelentőségűvé vált. Mivel nem létezik domináns elméleti keret, a detektálási kísérletek a saját modelljükön belül történnek. A SUSY-csatlakozók a legkönnyebb szuperszimmetrikus részecskéket a közvetlen magrétegek szórási eseményei alapján keresik. Más kísérletek arra számítanak, hogy a sötét anyag bőségében milyen modulációkat lehet elérni, attól függően, hogy a Föld hol helyezkedik el a Nap körül. Még sok munkát kell még elvégezni, mielőtt megpróbálnánk gyorsítani a sötét anyag előállítását vagy közvetett észlelést megsemmisítő fúvókák révén. Ez a fizika izgalmas ideje, mivel egy nagy rejtély bemutatta magunkat. Az univerzum ismét arra kényszerített minket, hogy újraértékeljük tudásunk állapotát. Bár biztosak vagyunk abban, hogy elméleteink egy bizonyos ponton megoszlanak, nem merült fel egyértelmű alternatíva. Addig a tudósoknak továbbra is bízniuk kell türelmükben, szorgalmukban és találékonyságukban.