Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Af er PhD studerende på Dark Cosmology Centre ved NBI med projektet Characterization of Dark Matter from Observations. E-mail: signe@ dark-cosmology. dk Hvad er mørkt stof Et kig ud i Universet med Hubble Space Telescope (som på Fig. 1) afslører flotte og fascinerende strukturer såsom spiralgalakser, elliptiske galakser, galaksehobe (og forgrundsstjerner, men dem ser vi bort fra her). De har alle det til fælles at de lyser, men det mest spændende er alt det vi ikke ser, og som alligevel holder det hele sammen med sin tyngdekraft: Det mørke stof. Observationer viser at over 20% af den samlede energi i Universet er mørkt stof, hvorimod kun ca. 4% er almindeligt stof som vi kender det fra Jorden, stjerner, gas mv. De sidste nogle og 70% er mørk energi som bl.a. får Universets udvidelse til at accelerere. Som navnet antyder er det mørke stof mørkt, og det betyder at vi ikke kan se det direkte, men kun ser effekten af dets tilstedeværelse. Rotationshastigheder i galakser I spiralgalakser som dem på Fig. 1 eller vores egen galakse, Mælkevejen, bevæger stjernerne sig i cirkelbaner omkring centrum fastholdt af tyngdekraften. Hvis vi antager at det kun er stjernernes masse, der bidrager til tyngdefeltet i galaksen er det relativt let at forudsige stjernernes banehastigheder ved hjælp af Newtons love. Især i de ydre dele af galaksen, hvor 8
Gamma 149 Figur 1: Et kig ud i Universet med Hubble Space Telescope. Man ser tydeligt spiralarmene i nogle af galakserne, mens andre er elliptiske tilsyneladende uden indre struktur (http://www.spacetelescope.org). man uden problemer kan antage sfærisk symmetri så tyngdefeltet er givet ved en central punktmasse med en masse svarende til summen af stjernemasser (B på Fig. 2). Stjernernes banehastiheder kan måles ved hjælp af Doppler effekten på emissionslinier i stjernespektret (A på Fig. 2) og sammenlignes med forudsigelserne. Resultatet, som er skitseret på Fig. 2 er en enorm afvigelse mellem forudsigelse og måling. Især i de ydre dele af galaksen, hvor forudsigelsen ellers er mest simpel, aftager de målte banehastigheder ikke med afstanden fra centrum som vi havde forventet, men forbliver konstant så langt ud vi kan måle. Forskellen kan bedst forklares ved tilstedeværelsen af en halo af partikler, som tilføjer ekstra tyngdekraft til galaksen, men som ikke lyser: mørkt stof. Hvis haloen strækker sig længere ud end stjernerne i galaksen, forklarer det hvorfor de målte hastigheder ikke aftager. 9
Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Gamma 149 Figur 2: Rotationskurven af en spiralgalakse. Kurven A illustrerer målinger af stjernernes banehastigheder mens B illustrerer de forventede hastigheder, hvis tyngdepotentialet udelukkende skyldes stjernernes masse. Især i de ydre dele stemmer de to kurver meget dårligt overens og forskellen forklares bedst ved tilstedeværelsen af en halo af mørkt stof partikler. Galaksehobe - de største strukturer Det mørke stof er også nødvendigt på større skala. Galakser er ikke bare tilfældigt fordelt i Universet, men derimod gravitationelt bundet i strukturer vi kalder for galaksehobe. De består af 30-50 galakser og er de største observerede systemer i Universet i ligevægt. Den højre del af Fig. 3 viser et optisk billede af den meget almindelige galaksehob Abell 2029. Galakserne udgør kun ganske få procent af massen i en galaksehob. 10-20% af massen er derimod varm (ca. 10 kev) gas, der befinder sig mellem galakserne. Vi ser gassen fordi den udsender røntgenstråling som vist på den venstre del af Fig. 3. Lysstyrken af røntgenstrålingen fortæller hvor meget gas der er, og fotonenergien afhænger af gassens temperatur. Observationer viser at gassen er af størrelsesorden 10 7 K, hvilket er alt for varmt til at gassen kan være bundet udelukkende af sit eget (plus galaksernes) tyngdepotentiale. Galaksehobe er nødt til at bestå af op mod 80-90% mørkt stof, hvis de skal være tunge nok til at holde på gassen. Det giver galaksehobe en samlet masse på 10 14 10 15 solmasser. 10
Gamma 149 Figur 3: Røntgenstrålingen (ventre) og det optiske billede (højre) af galaksehoben Abell 2029 (NASA). Gravitationelle linser Massefordelingen i galaksehobe kan kortlægges med en metode, der hedder gravitationel lensing. Den benytter at generel relativitetsteori fortæller os, hvordan tilstedeværelsen af masse krummer rumtiden, og at lys bevæger sig i rette linjer i rumtiden, hvorved dets bane bliver påvirket af store masser. Som vist på Fig. 4 afbøjes lyset fra en fjerntliggende kvasar 1 så vi observerer flere identiske billeder samt forvrængninger i form af buer. På Fig. 1 kan man også se effekten af gravitationel lensing. Buerne er ikke fejl i observationen, men skyldes afbøjningen af lyset fra bagvedliggende objekter. Og hvad man ikke kan se med det blotte øje, er at nogle de lysende prikker er fuldstændig identiske idet de er billeder af det samme bagvedliggende objekt. De identiske billeder og buerne kan bruges til at opstille en model for massefordelingen, som kan sammenlignes med det optiske billede og røntgenstrålingen. 1 Kvasarer kaldes også aktive galaksekerner. De udsender kraftig stråling fra stof der falder ind i et centralt supertungt sort hul. 11
Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Gamma 149 Figur 4: Gravitationel lensing. Lyset fra en fjern kvasar (= quasar) afbøjes af en galaksehob som ligger i synslinien og skaber et forstyrret billede med buer og dobbelte billeder, der kan bruges til at udlede massefordelingen i galaksehoben (NASA, ESA, and A. Feild (STScI)). Verdens største trafikuheld Ikke alle galaksehobe er i ligevægt som Abell 2029 (på Fig. 3). Universets mest dramatiske trafikuheld, sammenstødet mellem to galaksehobe som tilsammen kaldes Bullet Cluster, er et af de bedste argumenter for eksistensen af mørkt stof. På den venstre del af Fig. 5 ses galakserne i de to galaksehobe der har gennemgået sammenstødet. De befinder sig ca. 3.4 milliarder lysår fra Solen, så alle de lysende prikker på billedet er galakser. Konturene viser massefordelingen, som den er kortlagt med gravitationel lensing. Galakserne er gravitationelt bundet til hoben, så derfor fordeler de sig ligesom massen. I en normal galaksehob vil fordelingen af den varme gas følge massefordelingen ligesom galakserne, men i Bullet Cluster er det anderledes. Den højre del af Fig. 5 viser røntgenstrålingen fra gassen og de samme konturer som i den venstre del af figuren. Chokfronten i gassen skyldes sammenstødet, og det er den der har givet Bullet Cluster sit navn. Den lille klump i højre side kom for nogle hundrede millioner år siden fra venstre og bevægede sig gennem den store klump. Galakserne i galaksehobe er så langt fra hinanden, at sandsynligheden for at de støder sammen er forsvindende lille. Det samme gælder for det mørke stof, som 12
Gamma 149 Figur 5: Bullet Cluster: Til venstre det optiske billede af Bullet Cluster med konturene for massefordelingen fra gravitationel lensing. Til højre det samme udsnit af himlen i røntgenstråling, som viser gassens fordeling sammen med massefordelingen (NASA). fra naturens side har en meget lille vekselvirkning og dermed en meget lille sandsynlighed for sammenstød. Det eneste der rigtig støder sammen er gassen, som består af helt almindeligt stof. Når gassen i de to klumper støder sammen, opstår der en gnidning, som bremser gassen i forhold til resten af galaksehoben. Hvis det mørke stof opførte sig som de kendte partikler i Standardmodellen, ville de støde sammen ligesom gassen og vi ville ikke observere den markante forskel mellem massefordelingen og gasfordelingen. Derfor mangler det mørke stof i Standardmodellen. Zoologisk have af kandidater Hovedparten af tyngdekraften i Universet kommer fra det mørke stof som udgør 23% af den samlede energi. Det almindelige stof som vi kender det fra planeter, stjerner, gas, osv. udgør kun 4%. Det er altså kun de 4%, der kan beskrives ved hjælp af Standardmodellen for partikelfysik. Inden vi kigger på hvad det mørke stof kan være, er det vist på tide med en lille opsummering af hvad vi egentlig ved om det mørke stof. i) Det skal have en masse så det kan bidrage til tyngdekraften. ii) Det skal kunne fordeles i en halo, hvilket er nemmest hvis det er en partikel. iii) Det må ikke vekselvirke med almindeligt stof, og det skal være mørkt. iv) Det er en fordel, hvis det kan dannes i det tidlige Univers og så holde op med at vekselvirke efterhånden som Universet afkøles som følge af udvidelsen. 13
Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Gamma 149 Figur 6: Det samlede energiindhold i Universet. Eftersom Standardmodellen ikke indeholder nogen partikel, der opfylder alle ovenstående kriterier, er det nødvendigt med udvidelser for at få teorier med kandidater til det mørke stof. Der er mange muligheder, og et par stykker af dem er supersymmetri, sterile neutrinoer og ekstra dimensioner. I supersymmetri har alle partikler en supersymmetrisk makker, som enten må være meget tungere end de almindelige partikler eller have en meget mindre vekselvirkning, da vi ellers ville have detekteret dem i partikelaccelerator eksperimenter. Den letteste supersymmetriske partikel er i de fleste modeller neutralinoen, som er stabil, det vil sige den henfalder ikke, så den er en rigtig god kandidat til det mørke stof. En anden mulighed er at udvide neutrinosektoren. Vi observerer kun venstredrejede neutrinoer, mens alle andre partikler observeres som både venstredrejede og højredrejede. De højredrejede neutrinoer kan sagtens eksisterer så længe de ikke vekselvirker med resten af partiklerne i Standardmodellen gennem den svage kernekraft, hvorfor de har fået navnet sterile. Hvis de eksisterer kan de faktisk være med til at forklare hvorfor de almindelige neutrinoer har masse og foretager oscillationer som dem man observerer i neutrino-eksperimenter. Den letteste sterile neutrino en fin kandidat til det mørke stof. Endnu er det ikke lykkedes at indarbejde tyngdekraften i Standardmodellen. Der har dog været adskillige forsøg, og en del af dem ender med ekstra sammenkrøllede dimensioner og nogle partikler kaldet axioner. Med de rigtige modelparametre kan axionerne udgøre det mørke stof. Det er endda muligt at have både ekstra dimensioner og supersymmetri på en gang og så bliver axionens superpartner, axinoen, også en kandidat 14
Gamma 149 til det mørke stof. Som det fremgår af ovenstående findes der en hel zoologisk have af kandidater til det mørke stof, så det er ikke mangel på kandidater, der holder os tilbage. Problemet ligger i at observere noget der befinder sig millioner af lysår væk og ikke lyser. Indtil videre har vi kun beskæftiget os med de inddirekte observationer af mørkt stof det vil sige effekten af dets tilstedeværelse på det lysende stof, men der findes også andre metoder. Direkte detektion Ligesom alle de 300 mia. andre stjerner i Mælkevejen bevæger Solen sig rundt om galaksens centrum i cirkelbaner med en hastighed på ca. 220km/s. Det betyder, at vi bliver slynget gennem galaksens halo af mørkt stof som vist på Fig. 7. Dermed må vi også støde ind i mørkt stof partikler. Vi kender kun energitætheden af det mørke stof, så det præcise antal partikler vi rammer afhænger af deres masse, men det er af størrelsesorden et par stykker pr. liter. Ligesom med neutrinoerne, som kun vekselvirker ganske svagt, mærker vi ikke denne bombardering af partikler. Men hvis der er bare en lille vekselvirkning, kan man bygge meget følsomme detektorer, der kan måle sammenstødet mellem atomkerner og mørkt stof. Desværre vil der være mange flere sammenstød fra almindeligt stof end fra mørkt stof, så man er nødt til at kende baggrunden og sin detektor enormt godt. Endnu er der ikke nogen, der har detekteret det mørke stof direkte, men en ìkke-detektion er også et resultat, fordi det tillader os at sige noget om hvor meget det mørke stof må vekselvirke med almindeligt stof. Mørkt stof der udsender lys En anden mulighed er at det mørke stof kan henfalde eller, hvis det er sin egen antipartikel, annihilere. Middellevetiden skal bare være tilstrækkelig stor til at der stadig er masser af det mørke stof tilbage i dag, selv om det blev dannet kort efter Big Bang. Neutralinoen, som er den bedste supersymmetriske kandidat til det mørke stof, er sin egen antipartikel og dermed et godt eksempel på annihilationer. Selv om neutralinoerne ikke annihilerer direkte til fotoner, er en del af slutproduktet altid fotoner, som på grund af neutralinoens masse vil have bølgelængder svarende til 15
Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Gamma 149 Figur 7: Solen bevæger sig gennem Mælkevejens halo af mørkt stof så vi bombarderes med mørkt stof partikler (http://astro.temple.edu/ martoff/sagenap/galaxy.gif). gammastråling. Det præcise signal fra det mørke stof vil afhænge af den specifikke model. For supersymmetriens vedkommende kan vi håbe at LHC 2 vil fortælle os mere om de tilladte parametre og dermed hvilket signal vi skal lede efter. Gammastråler er meget energirige og derfor teknisk svære at detekterer fordi de fleste materialer er gennemsigtige for så kortbølget stråling. Det kan være en af forklaringerne på hvorfor man endnu ikke har detekteret det svage (men mulige) lys fra annihilerende mørkt stof. Der er heldigvis mere følsomme teleskoper på vej. Går alt efter planen opsender NASA deres nye gamma-teleskop GLAST 3 til maj. Det skal kortlægge hele himlen i gammastråling og vil dermed hjælpe os i jagten på identiteten af det mørke stof. Følsomheden af GLAST er 17 gange bedre end forgængeren EGRET 4 og den rumlige opløsning er mere end dobbelt så god. Den rumlige opløsning er vigtigt, fordi vi ikke ved ret meget om hvor klumpet det mørke stof er fordelt i galaksen. Hvis det klumper meget, vil der være større sandsynlighed for at det annihilerer i klumperne, da tætheden er større og sandsynligheden for annihilationer er proportional med kvadratet på tætheden. 2 Large Hadron Collider ved CERN 3 Gamma ray Large Area Space Telescope 4 Energetic Gamma Ray Experiment Telescope 16
Gamma 149 Figur 8: Kortlægning af Universet med galaksetællingen 2dF (http://magnum.anu.edu.au/ TDFgg/). Usynlige legoklodser Selv om vi ikke ved hvor meget det mørke stof klumper i galakserne, ved vi en del om hvordan det klumper på større skala. Vi har set at det mørke stof dominerer tyngdekraften i galakser og galaksehobe, så hvis vi antager at det mørke stof tiltrækker og fastholder det lysende stof, kan vi bruge det til at spore fordelingen af det mørke stof. På Fig. 8 ses et plot af positionen og afstanden til ca. 200.000 galakser i en skive af himlen fra galaksetællingen 2dF 5. Det er helt tydeligt at galakserne ikke er jævnt fordelt, men klumpet sammen i strukturer. Dermed må det mørke stof også være klumpet i strukturer. Fig. 9 viser en computersimulering af strukturdannelsen i Universet, og man ser tydeligt samme slags struktur som for galakserne på Fig. 8. Uden at inddrage det mørke stof i simulationerne og ligningerne, kan man ikke reproducere de observerede strukturer, så det mørke stof er nødvendige, men usynlige, legoklodser i Universet. Der er andre teorier, der kan forklare enkeltstående observationer såsom rotationskurver, gassen i galaksehobe, strukturdannelsen mv., men endnu er det kun det mørke stof, der 5 2 Degree Field Galaxy Redshift Survey 17
Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet Gamma 149 Figur 9: Strukturen af det mørke stof fra en computersimulering (Millenium Simulation). kan forklare alle observationerne tilfredsstillende. Det har så den ulempe at vi ikke aner, hvad det er, men vi lever i en spændende tid, hvor vi forhåbentlig kommer svaret nærmere. Og selv uden at kende identiteten af det mørke stof, kan vi sagtens gå ud en stjerneklar aften og lade os fascinere af alt det, der lyser... 18