Hulduefni

1. Hvað er hulduefni?

Hulduefni (e. dark matter) er í stuttu máli efni sem okkur er hulið sjónum. Talið er að um 85% alls efnis í alheimi sé hulduefni. Þetta efni veldur þyngdarhrifum á sama hátt og efni sem við sjáum, þ.e. stjörnur, vetrarbrautir o.s.frv. Allt efni sem við sjáum er úr þungeindum (e. baryons). En sumt efni sem sést illa (eða hreint ekki) getur líka verið úr þungeindum. Brúnir dvergar eru misheppnaðar stjörnur, stjörnur sem aldrei voru nógu massamiklar til að hefja helíumbruna og geisla frá sér ljósi. Hvítir dvergar og nifteindastjörnur senda frá sér afar lítið ljós (hvítu dvergarnir þó sínu meira) og því getur það reynst stjörnufræðingum erfitt að greina þessi fyrirbæri. Þá láta svartholin ekki sjá sig nema efnið í aðsópsskífum þess komið upp um það. Þessi fyrirbæri eru einu nafni nefnd þynglar (e. MAssive Compact Halo Objects, MACHO's), þétt lítil fyrirbæri sem erfitt er að greina.

Annar möguleiki er sá að hulduefni sé, a.m.k. að hluta til, úr efni sem eru ekki þungeindir. Sú gerð hulduefnis hefur enga rafhleðslu (ólíkt venjulegum atómum) og víxlverkar því ekki við rafsegulbylgjur (ljós). Sem dæmi um slíkar eindir má nefna fiseindir. Þær svara einungis áreiti tveggja hinna fjögurra grunnkrafta alheimsins: Veika kjarnakraftsins og þyngdarkraftsins. Hluta hulduefnisins vilja menn því eigna fiseindum en massi þeirra er afar lítill, svo enn vantar talsvert upp á. Því telja menn að til séu eindir sem hafa svipaða eiginleika og fiseindir, þ.e. þær sjást ekki þegar við lýsum á þær með vasaljósi, en er miklu þyngri. Þær kalla menn drumbeindir (e. Weakly Interacting Massive Particles, WIMP's).

Rétt er að nefna að hulduefni og hulduorka eiga ekkert sameiginlegt nema að eðli þeirra er okkur að mestu hulin.

2. Líkum leitt að tilvist hulduefnis

Ef við sjáum ekki hulduefnið hvernig getum við þóst viss um tilvist þess? Við getum greint þyngdarhrif hulduefnis. Til að það sé okkur kleift verðum við að geta greint á milli þyngdarhrifa venjulegs, lýsandi efnis og hulduefnis.

2.1. Hlutfall massa og ljóss

Sem mælikvarða á magn sýnilegs efnis á tilteknu svæði í rúminu má nota hlutfall massa efnisins og ljóssins (ljósafls) sem frá því berst, M/L. Þessi hlutföll eru miðuð við sólina, þ.e. hlutfallið M_⨀/L_⨀. Fyrir rauðan risa með massa á við sólina og ljósafl L = 100 L_⨀er M/L = 0,01 M_⨀/L_⨀. Tiltekið rúmmál efnis í rauðum risa geislar frá sér meira ljósi en efni úr sólinni með sama rúmmál. Innan brautar sólarinnar í vetrarbrautinni okkar er um 9·10¹⁰ M_⨀af efni en ljósafl sama svæðis er um 1,5·10¹⁰ L_⨀. Hlutfallið er því M/L = 6 M_⨀/L_⨀. Við getum því ályktað að efnið innan sólbrautar sé að meðaltali dimmara en sólin okkar. Tökum nú dæmi af þyrilvetrarbraut. Innan 150.000 ljósara frá miðju hennar reynast vera um 5·10¹¹ M_⨀af efni en ljósaflið er 1,5·10¹⁰ L_⨀. Það gefur M/L = 33 M_⨀/L_⨀, enn hærra en fyrr. Því er mikið magn efnis í vetrarbrautinni sem gefur frá sér lítið sem ekkert ljós.

2.2. Hulduefni í vetrarbrautaþyrpingum

Mynd 1: Fritz Zwicky rökstyður tilvist hulduefnis. Mynd: Caltech.

Sá fyrsti til að rökstyðja með ábyggilegum gögnum tilvist hulduefnis var Fritz Zwicky (1989–1974). Á fjórða áratug síðustu aldar framkvæmdi hann mælingar á hraða vetrarbrauta í Haddþyrpingunni. Með hjálp lögmála Newtons má þannig ákvarða massa þyrpingarinnar. Í ljós kom að sá massi sem Zwicky mældi með þeirri aðferð, var miklu meiri en sá massi sem spá mátti fyrir um með hlutfalli massa og ljóss. Zwicky taldi því að til að halda þyrpingunni saman væru einhver hulduefni til staðar. Með þessum hætti má líka ákvarða hlutfall venjulegs efnis og hulduefnis í alheimi á stórum kvarða.

Ef við gerum ráð fyrir að stjörnur í vetrarbrautinni sem eru í innan við 3.000 ljósára fjarlægð frá sólinni okkar gefi nokkuð góða hugmynd um meðal M/L-hlutfall stjarna í alheimi má nota það til að ákvarða massa vetrarbrauta og vetrarbrautaþyrpinga út frá ljósafli þeirra, sem má mæla. Þetta hlutfall er M/L ≈ 4 M_⨀/L_⨀. Ljósafl Haddþyrpingarinnar í sýnilegu ljósi er um 5·10¹² L_⨀. Þannig mætti áætla massa þyrpingarinnar sem 2·10¹³ L_⨀. Mælingar í ætt við þær sem Zwicky gerði, leiða í ljós mun hærri massa eða rúmlega 3·10¹⁵ M_⨀. Í þessu samhengi mætti ætla að massi stjarnanna í Haddþyrpingunni sé tæplega 1% af heildarmassa þyrpingarinnar. Stór hluti massans (~10%) er miðgeimsefni en restin er því sem næst óútskýrð. Þetta kallaði Zwicky hulduefni.

2.3. Hulduefni í vetrarbrautum

Mynd 2: Hraði efnis í vetrarbrautum á hringferð sinni um miðju hennar. Mælingar (B) voru ekki í samræmi við kenningar (A). Vísindamenn ályktuðu því að meira efni væri í vetrarbrautum (og reyndar öllum alheimi) en við sæjum með hefðbundnum mælitækjum.

Á sama hátt og mæla má hraða vetrarbrauta í vetrarbrautaþyrpingu, má mæla hraða stjarna í vetrarbrautum. Með lögmálum klassískrar eðlisfræði væntum við þess að snúningshraði efnis í vetrarbrautum minnkaði sem fall af fjarlægð frá miðju vetrarbrautar á svipaðan hátt og kúrfa A gerir á mynd 2. Árið 1970 gerðu Vera Rubin (f. 1928) og Kent Ford (f. 1931) mælingar á ljómlínum rafaðs gass í Andrómedu vetrarbrautinni, okkar næsta nágranna. Niðurstöður þeirra rannsókna komu ekki heim og saman við væntingar, en báru við kúrfu B á mynd 2. Innan vetrarbrautarinnar hlýtur því að vera meira efni en við sjáum og það efni knýr þennan óvænta snúningshraða efnisins í skífu vetrarbrauta.

2.4. Hulduefni og þyngdarlinsur

Samkvæmt almennu afstæðiskenningu Einstein sveigir mikill massi tímarúmið og því ljósgeisla. Beri mikill massi fyrir stjörnu getur hann verkað á svipaðan hátt og stækkunargler, nema í stað þess að glerið brjóti og sveigi ljósið er þar að verkum mikill massi. Þessi fyrirbæri eru kallaðar þyngdarlinsur. Teknar hafa verið myndir af gríðarfjarlægum vetrarbrautum sem miklar vetrarbrautaþyrpingar er í milli bera, hafa magnað upp. Þessar fjarlægu vetrarbrautir eru svo daufar að okkur tækist aldrei að greina þær án þyngdarlinsuhrifa. Mögnun hinna fjarlægu vetrarbrauta veltur á massa þyngdarlinsunnar. Með því að mæla tiltekna eiginleika linsu og lindar má því vega linsuna. Með hlutföllum massa og ljós má þá áætla magn hulduefnis í stórum vetrarbrautaþyrpingum. Á þennan hátt má því kortleggja dreifingu hulduefnis í alheimi. Það hafa vísindamenn gert fyrir mjög afmarkað svæði á himni, en afraksturnn er magnaður, sjá mynd 3.

Mynd 3: Vísindamenn hafa kortlagt dreifingu hulduefnis á tilteknu svæði á himni. Til þess studdust þeir við myndir frá Hubble sjónaukanum af stórum vetrarbrautaþyrpingum sem verka sem þyngdarlinsur. Mynd: NASA/ESA

Rétt eins og stórar vetrarbrautaþyrpingar geta þynglar verkað eins og stækkunargler á ljós fjarlægra stjarna. Þyngillinn er miklum mun massaminni en stór vetrarbrautaþyrping svo linsuhrifin eru önnur og minni. Þyngillinn nær ekki að magna upp mynd af stjörnunni, heldur eykst sýndarbirta hennar tímabundið við þvergöngu þyngils fyrir stjörnuna. Slík þyngdarlinsuhrif eru kölluð örlinsuhrif, til marks um smæð linsunnar. Með því að vakta himinhvelið fyrir slíkum birtustigsbreytingum má leggja mat á fjölda þyngla í hjúpi vetrarbrautarinnar. Vísindamenn telja nú að um 19% alls hulduefnis í vetrarbrautinni okkar megi rekja til þyngla. Vegna smæðar þynglanna er örðugt að nota þessa aðferð til rannsókna á þynglum utan vetrarbrautarinnar.

2.5. Hulduefni og heimsfræði

Með mælingum á örbylgjukliðnum, sprengistjörnum af gerð Ia og stórum vetrarbrautaþyrpingum má setja mörk á hve mikið hulduefni er í alheimi. Mælingar á örbylgjukliðnum skera úr um rúmgerð alheims, þ.e. hvort hann er opinn, lokaður eða flatur. Mælingar á sprengistjörnum af gerð Ia skera úr um það hvort útþensla alheimsins hægi eða herði stöðugt á sér, eða standi í stað. Mælingar á vetrarbrautaþyrpingum geta sagt til um hlutföll venjulegs efnis (sem gefur frá sér eða endurvarpar ljósi) og hulduefnis sem víxlverkar ekki við ljós, líkt og minnst var á í kafla 2.2. Það má gera með því að rannsaka hlutföll massa og ljóss. Á mynd 4 má sjá niðurstöður þessara mælinga og hvaða mörk þær setja hlutfalli hulduefnis og hulduorku í alheimi. Mælingarnar skerast í þeim punkti þar sem Ω_m ≈ 0,27 og Ω_Λ≈ 0,73.^[1] Þetta segir okkur að efni sem veldur þyngdarhrifum er um 27% af heildar massa-orku alheims.

3. Heitt og kalt hulduefni

Mynd 4: Niðurstöður ólíkra mælinga á alheimi bera að sama brunni. Efni í alheimi er um 27% af heildar massa-orku alheims. Mynd: Supernova Cosmology Group.

Víða er hulduefni deilt í tvo flokka: Heitt og kalt. Það fer ekki eftir vinsældum hvað tilheyrir hvorum flokki heldur því hversu hratt efnið ferðast um óravíddir geimsins. Heitt hulduefni er hulduefni sem ferðast á afstæðilegum hraða.^[2] Sem dæmi um slíkar eindir má nefna fiseindir. Fiseindir hafa massa, sem væri að sjálfsögðu nauðsynlegur eiginleiki hulduefnis enda veldur það þyngdarhrifum, en sá massi er afar lítill. Væri þeim ætlað að skýra allt það hulduefni sem ekki eru þungeindir, þyrfti massi þeirra að vera um 14-falt meiri en þau efri mörk sem vísindamenn hafa sett á massa þeirra. Kalt hulduefni er aftur á móti hulduefni sem ferðast ekki á afstæðilegum hraða, heldur lullar bara um geiminn – eins og við hin. Þynglar og drumeindir teljast sem kalt hulduefni.

Vert er greina þarna í millum vegna þeirra áhrifa sem hitastig hulduefnisins hefur á stórgerð alheims. Ef hulduefni er að megninu til heitt styður það svokallaða „úr stóru í smátt“ kenningu um myndun vetrarbrauta. Sú kveður á um að vetrarbrautir (og bygging efnis í alheimi á stórum kvarða) hafi myndast þegar stórir efniskekkir sundruðust í árdaga. Ef hulduefnið í alheimi er að mestu kalt, rennir það stoðum undir „úr smáu í stórt“ kenningu um tilurð vetrarbrauta. Þannig er stórgerð alheims tilkomin því smærri efniskekkir runnu saman í sífellt stærri kekki. Athuganir manna á alheimi í dag styðja frekar síðarnefndu kenninguna.

4. Beinar mælingar á hulduefni

Vísindamenn vilja finna þessu hulduefni stað í öðrum kenningum um efni í alheimi, svo allt passi nú saman. Tilraunir þess efnis hafa þó hingað til ekki borið tilætlaðan árangur. Í sterkeindahraðlinum í CERN hafa menn lengi svipast um eftir eindum sem gætu verið það hulduefni sem menn sjá í hinum stóra heimi. Á sama hátt og menn hafa numið fiseindir í stórum nemum djúpt í jörðu, vonast menn til að geta fundið hulduefni. Hulduefni ætti nefnilega að víxlverka við annað efni um veika kjarnakraftinn og þyngdarkraftinn, rétt eins og fiseindir. Í því skyni hafa menn grafið mælitæki sín djúpt í jörðu og vona að hulduefni víxlverki við nema. Grafa þarf nemana niður til að verjast geimgeislum, sem gera mönnum nánast ókleift að greina einstök fótspor hulduefnis frá fjölmörgum fótsporum geimgeislanna.

Neðanmálsgreinar

1. Ω_m og Ω_Λ eru þéttustikar efnis og hulduorku. Bent er á umfjöllun um þá í greininni: Efni og orka í alheimi.
2. Efnið ferðast svo hratt að taka þarf tillit til takmörkuðu afstæðiskenningar Alberts Einstein til að lýsa efninu.

Heimildir

• Bennett, J., M. Donahue, N. Schneider og M. Voit (2010). The Cosmic Perspective, 6. útg. San Fransisco: Pearson.
• Carroll, B. W. og D. A. Ostlie (2007). An Introduction to Modern Astrophysics, 2. útg. San Fransisco: Addison Weasley.
• Jones, H. J. og R. J. A. Lambourne (ritstj.) (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge: Cambridge University Press.
• Lesgourgues, J. (2010). Galaxies weigh in on neutrinos. Physics 3, 57.
• Ryden, B. (2003). Introduction to Cosmology. San Fransisco: Addison Weasley.

Tengdar greinar

• Hulduorka
• Örbylgjukliðurinn
• Fiseindir
• Ljósafl

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Ottó Elíasson (2010). Hulduefni. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/hulduefni (sótt: DAGSETNING).