A gyakran hallott állítás, hogy a két
tudományterületen folyó kutatások
szorosan összekapcsolódnak, leginkább
a következő jelenségekre alapozható:
Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Patkós András
ELTE Atomfizika Tanszék
A gyakran hallott állítás, hogy a két
tudományterületen folyó kutatások
szorosan összekapcsolódnak, leginkább
a következő jelenségekre alapozható:
Alább ebből a három kategóriából mutatok be egy-egy témát. Nevezetesen a neutrínóoszcillációról, továbbá a kompakt csillagászati objektumok magja kvarkszerkezetének feltárását és a sötét anyag elemi kölcsönhatásainak kimutatását célzó kutatások helyzetéről lesz szó.
Tudatában vagyok annak, hogy a csillagászat klasszikus stílusú művelői számára ezek nem feltétlenül központi fontosságú témák. Sokuk kifejezetten félti az asztronómiát a részecskefizikai behatolástól. Simon White, a garchingi MPI für Astrophysik megfigyelő csillagász igazgatója 2007-ben, amikor a kizárólag csillagászati eszközökkel megfigyelhető "sötét energia" köré szerveződött kooperáció került a NASA alapkutatási projektjeinek élére, kemény hangvételű kritikát tett közzé [1]: "... ez a konvergencia káros lehet a csillagászat számára. A két közösség eltérő módszertant alkalmaz, tudományos kultúrájuk különböző. Kritikátlanul elfogadva egy idegen rendszer értékeit, a csillagászok kockára teszik jelenlegi sikereiket és területük jövőbeli életképességét. A sötét energia csillagászati eszközökkel történő vizsgálata tagadhatatlanul érdekes feladat, de csak egy a sok közül...". A válasz nem késett soká. Edward (Rocky) Kolb, a Chicagói Egyetem részecskefizikus indulású asztrofizika professzora válasz-esszéjében [2] a két kutatási stílust összekötő két erős "szálnak" nevezte a sötét energia és a sötét anyag megismerésének kihívását. "Természetesen a két területnek vannak sajátos intellektuális és együttműködési hagyományai, amelyek egyike sem tekinthető ideálisnak. Két különböző kultúrájú szakterület egyike sem ítélhető önmagában jónak vagy rossznak; egy adott feladatra alkalmazva derül ki, hogy használhatóak-e vagy sem. A csillagászat és a részecskefizika közösségei előtti kihívás a legjobb hagyományaik összekapcsolását követeli."
A részecskefizika jól reprodukálható események statisztikus értékelésével tesz kísérletet egy tipikus univerzum tipikus jelenségeinek értelmezésére. Ez a stílus tükröződik a részecskefizikai szemléletű asztrofizikai vizsgálati tervekben (pl. galaxistérképek alapján a látható anyag eloszlásának két- és soktest-korrelációs értékelése, amihez hasonlók az Univerzum röntgenforrás-térképei vagy neutrínóobszervatóriumok segítségével a kozmikus neutrínóforrásokról megalkotandó globális-átlagos kép). Gyakran hangoztatott tény, hogy a kísérleti részecskefizikában az individuális kutatási hozzájárulás pontos körülhatárolása egyre nehezebb. A csillagászok erősen hangsúlyozzák a megfigyelt univerzum vagy annak akár egyetlen csillaga vagy galaxisa egyediségét, részletes tulajdonságai általánosíthatóságának nehézségét. Ehhez a szemlélethez látszik illeszkedni a megfigyelő személyiségének szerepét, akár egyetlen objektum kitartó megfigyelésére áldozott kutatói pályáját megbecsülő tudósképük.
Szerencsére, tudunk már olyan, vitathatatlanul tudománytörténeti jelentőségűként számon tartott kutatási eredményekre hivatkozni, amelyek a két kutatási terület összehangolt tevékenységét hasznosították. Elsőként elevenítsük fel a legnevezetesebb példát!
2002-ben a három részre osztott Nobel-díj felén Raymond Davis Jr. (1914-2006) és Masatoshi Koshiba (1926-) osztozott "úttörő hozzájárulásukért az asztrofizikához, különösen a kozmikus neutrínók észleléséért". A részletesebb sajtóközlemény záró kulcsmondata a következőképpen fordítható magyarra: "Davis és Koshiba munkája váratlan felfedezésekhez és egy új, intenzíven kutatott területhez, a neutrínócsillagászat kialakulásához vezetett".
Davis kísérlete a Homestake-bányában tárolt széntetraklorid (CCl4) felhasználásával a Nap magfúziós folyamatai során lejátszódó reakciósorban keletkező nyolcas atomszámú bór béta-bomlásából származó neutrínók kimutatását tűzte ki céljául:
Az észlelésre használt neutrínó-indukált reakció
volt. Bekövetkezésének kimutatása az argon-atomok kémiai kinyerésén alapult. A kísérlet végső változatát 1970-ben indították be és közel negyedszázadig működtették. 1998-ban közölték végső eredményét [3], miszerint 1970 és 1994 között 2200 argon-atomot nyertek ki az "uszodából". John Bahcall (1934-2005) már 1964-ben elméleti becslést adott a Nap-neutrínók spektrális teljesítmény-eloszlására a fúziós reakcióháló adatainak akkori ismerete alapján. Az ő modelljét nevezik Standard Napmodellnek. A javuló mérési adatokkal folyamatosan korrigálva számolásait, 2005-ben az 1. ábrán látható spektrumot tette közzé [4]. A mai észlelési eredmények egybehangzóan mutatják, amit Davis már 1972-ben az első (balatonfüredi) Neutrínó- konferencián jelzett [5]1: a Napból érkező elektronneutrínók fluxusa energiafüggő, de mindenképpen csak fele-harmada az előre jelzett értéknek.
A kanadai Sudbury-bányában 1000 m3 nehézvízzel töltött tartályban a Napból érkező neutrínófluxust azok úgynevezett semleges és töltött árama révén egyaránt lehet észlelni. A 2001-ben elvégzett észlelés értékelése szerint a semleges árammal indukált reakció a Standard Napmodellel egyező fluxusértéket jelzett, míg a töltött áramú reakció Davis kísérletével megegyezően a várt fluxus harmadát mutatta. A látszólagos ellentmondást a Bruno Pontecorvo (1913- 1993) és Vlagyimir Gribov (1930-1997) által már 1969-ben, a korai Davis-mérések értelmezésére ajánlott neutrínóoszcilláció feltételezése oldja fel. Ezt az értelmezést azóta további három perdöntő érv is alátámasztja.2 A kozmikus neutrínók észlelésének programja az elemi részek fizikájában egy alapvetően új, a részecskefizikai Standard Modellen túlmutató fejezet megnyitásában játszik kiemelkedő szerepet.
A Kamioka-hegységben Koshiba vezetésével az 1990-es évek közepére létrehozott SUPER-K neutrínóobszervatóriumban H2O-töltésű tartályban az elektronneutrínók a víz elektronjain szóródnak, és a meglökött elektronok Cserenkov-sugárzását észlelik:
Ez a technika lehetővé teszi a neutrínóforrás irányának meghatározását, sőt elég finom szögfelbontással és az intenzitáseloszlás hamis színezésével elkészíthető a Nap neutrínófénnyel rajzolt képe [6] (2. ábra). A Nap ilyen módon való azonosítását az égbolton kétségtelenül neutrínócsillagászati észlelésként fogadhatjuk el.
Koshiba 1/4 Nobel-díja kifejezetten a csillagászat és a részecskefizika kooperációjának első (nem-tervezett) példáját jutalmazta. A szenzációs megfigyelés 1987-ben történt, amikor a Kamiokande-detektor csapata eredeti célkitűzésén, a proton bomlásának megfigyelésén dolgozott. Koshiba párhuzamos célja a Nap-neutrínók valós idejű megfigyelése volt a fenti reakcióval. A detektor érzékenységének ehhez szükséges fokozását 1986 végére el is érte. Ettől kezdve a Cserenkov-detektorok folyamatosan működve a proton hipotetikus bomlása mellett a kozmikus neutrínók jelére is "figyeltek".
A proton véges élettartamára vonatkozó elképzelések mindmáig nem igazolódtak, viszont 1987. február 23-án az obszervatórium spontán átalakult neutrínócsillagászati berendezéssé.
A csillagászok február 24-én(!) észlelték a Nagy Magellán-felhőben felrobbant szupernóva fényét. A nukleáris fűtőanyagának kifogyása révén instabillá vált csillag gravitációs összeomlása egy sűrű objektum kialakulásával zárul. Az egyik lehetőség a neutroncsillag, amelynek elfajult, hideg neutron-anyaga Fermi-nyomásával ellensúlyozza a gravitációs vonzást. A robbanásban az összes fajta könnyű neutrínó és antineutrínó egyenlő mértékben keletkezik, részben inverz béta-bomlással, részben annihilációs reakciók végtermékeként (utóbbiakban antineutrínók is keletkeznek). Ezek szállítják el a robbanás 1059 MeV-re becsült energiájának 99%-át. Koshiba és munkatársai 1987. március 10-én küldték el beszámolójukat a Physical Review Letters szerkesztőinek arról, hogy a felfényesedést egy nappal megelőzően egy 13 másodperces intervallumban megtalálták annak a 12 neutrínó által meglökött elektronnak a Cserenkov-lenyomatát, amelyek beérkezési irányuk és észlelésük időpontja alapján azonosíthatók voltak a felrobbant objektumból származó, négyzetcentiméterenként milliárdnyi neutrínót tartalmazó részecskeáramnak a detektorral kölcsönhatásba lépett kisszámú alkotórészével.
Ez az eset mintát ad a csillagászok elektromágneses (optikai, infravörös vagy röntgentartománybeli) megfigyeléseinek összekapcsolására a kevésbé hagyományos sugárzások észlelésével. Akár a neutrínók, akár a gravitációs sugárzás kibocsátása megelőzi a kozmikus robbanásokat követő elektromágneses energiakisugárzást (az elektromágneses sugárzáshoz vezető felforrósodás a robbanáskor keletkező lökéshullámban következik be). Ezért e két egzotikus sugárzás perspektivikusan kiváló eszköze lehet a "korai riasztásnak", amellyel teljesebbé válhat például a szupernóvák robbanási folyamatának vagy például a kettős objektumok összeolvadásának megfigyelése és ennek révén asztrofizikájuk megértése.
A szupernóva-robbanás említése az annak nyomán legtöbbször visszamaradó pulzárokkal átvezet a kompakt csillagászati objektumok világába, amelyek természetének megértésében várható, hogy a hideg, nagy sűrűségű maganyag mellett fontos szerep jut az erősen kölcsönható anyag részecskefizikai alkotórészei termodinamikai állapotegyenletének is.
Az erős kölcsönhatás termodinamikai elmélete óriási léptekkel fejlődött az elmúlt három évtizedben a kvantumkromodinamika megjelenése óta. Jóslatai alapján biztosra vehető, hogy a "neutroncsillag" kategóriája valójában különböző belső szerkezetű égitesteket fog át, amelyeknek közös jellemzője a maganyagét többszörösen fölülmúló sűrűség mellett a 10 kilométert nem meghaladó sugár. Az elképzelések sokaságát a 3. ábra érzékelteti legjobban, amelyen megkísérelték ábrázolni a neutron-"kéreg" alatt feltételezetten elkülönült fázist alkotó mag különféle hadron kondenzátumait. A vázlaton megjelennek olyan kompakt objektumok is, amelyeknél a közbenső fázisban sincs szerepe a neutronanyagnak.
A neutroncsillag a magfúziós üzemmód végén, a Fe56 magokat tartalmazó legalacsonyabb energiasűrűségű maganyag alkotta végállapoti csillag gravitációs összeomlásakor jön létre. A protonok közötti Coulomb-taszítás emelte gátat a gyenge kölcsönhatás révén "szakítja át" a természet, inverz béta-bomlással semleges neutronná alakítva a proton-összetevőket. A Chandrasekhar- határt a Pauli-elvből származó taszítás és a gravitációs vonzás új egyensúlya kialakulásának feltétele adja meg: a Nap tömegének 1,4-1,5-szeresénél nagyobb tömegű maradványcsillagok összeomlása fekete lyuk keletkezésével jár. Hacsak nem derül ki az összeomlás folyamatában elért hadronszintű vagy kvarkszintű anyag állapotegyenletéről, hogy elegendően kemény az összezuhanás megállításához. A sok elképzelésből azt emeljük alább ki, amely a részecskefizikai ismereteket leginkább hasznosítja: a ritka anyag hipotézist és következményeinek megfigyelési kutatását.
Az erősen kölcsönható elemi részekből álló anyag legstabilabb állapotának keresése egy máig aktívan kutatott elképzelésre vezetett 1971-ben. A. R. Bodmer a hadronok zsákmodelljével arra a következtetésre jutott, hogy a maganyagnál az úgynevezett ritka anyag alacsonyabb energiasűrűségű. E. Witten 1984-es elemzése irányította igazán a kutatók figyelmét arra a feltételezésre, hogy az atommagokból álló közeg valójában metastabil, amelynek léte csak annak köszönhető, hogy az igazi alapállapotba történő átmenet nagyon hosszú. Az igazi alapállapot az u, d és s kvarkot azonos sűrűségben tartalmazza.
A zsákmodell feltételezi, hogy a belső tartomány (a "zsák") többlet energiasűrűséggel (B) jellemezhető a hadronmentes vákuumhoz képest, amely egyben negatív járulékot ad a teljes P nyomáshoz:
E = kvark gáz energiasűrűsége + B,
P = kvark gáz nyomása - B.
Amikor a végtelen kiterjedésű kvarkanyag energiaviszonyait nulla hőmérsékleten ideális kvarkgáz közelítésben vizsgáljuk, a kvarkok minden egyes "íze" (flavour) saját Fermi-gömbjét tölti fel. Az f fajta sűrűség-, energia- és nyomásjárulékára könnyen kapható (ha a kvark tömege elhanyagolható), hogy
Ezekben a képletekben µf az f kvarkíz kémiai potenciálja. A környezetünkben létező, kétfajta könnyű kvark, az u és d alkotta két-ízes kvarkanyag elektromos semlegességét a
mellékfeltétel biztosítja. Ez a reláció a sűrűségek fenti kifejezését használva, megköveteli a 21/3µu = µd kapcsolatot. A hadronon kívül a külső nyomás zérus, ezért a kvarkok nyomásával a B zsákállandó egyedül tart egyensúlyt. Ez viszont azt eredményezi, hogy az energia sűrűsége éppen 4B. A kvarkok mindegyike 1/3 bariontöltést hord, ezért az egységnyi bariontöltésre jutó energiát az
hányados adja. A sűrűségek és a zsákállandó vázolt módon számolható kapcsolatát felhasználva
A zsákállandó negyedik gyökének legjobb értéke 145 MeV, amit például a proton tömegének zsákmodelles kiszámítása határoz meg. A kétfajta könnyű kvarkból felépülő sűrű fázis egységnyi bariontöltésre jutó energiájára ezzel 934 MeV becslés adódik. Ez kicsit magasabb, mint a vasanyagra a kötési energia figyelembevételével számolt 930 MeV, azaz a két-ízű kvarkanyag a maganyagnál kevésbé stabil.
Három kvarkíz ideális Fermi-Dirac-gázából álló (az u és d mellett az s ritka kvarkot is tartalmazó) közegben a semlegességi feltétel:
aminek ρu = ρd = ρs, azaz µu = µd = µs a következménye a kémiai potenciálokra. Ezt a közeget a két-ízű közeggel hozzuk kontaktusba, megkövetelve, hogy ugyanakkora legyen a nyomása. Az ebből a követelményből meghatározott kémiai potenciállal kiszámolva az egységnyi bariontöltésre jutó energiát,
az eredmény (a fenti zsákállandó értékkel: 829 MeV). Az "igazi" alapállapot tehát egyenlő sűrűséggel tartalmazza mindhárom kvarkot.
A korai egyszerű becslésekből induló, egyre technikásabb megközelítés eredményeként létrejött a kondenzált kvantum-kromodinamikai anyag fizikájának [7] (egyelőre elméleti) kutatása. Az aszimptotikus szabadság következtében a nagy sűrűségű kvarkközegben az alkotórészek között gyengül a kölcsönhatás, ezért a perturbációszámítás legalacsonyabb rendjében elvégzett számolás elegendően pontos eredményt ad. Eszerint vonzás lép fel a Fermi-gömb átellenes felületén lévő kvarkok között, amennyiben szín-triplettet alkotnak. Végeredményben az erősen kölcsönható anyag alapállapota nagy barionsűrűségen az elektromágneses szupravezető állapothoz hasonló színes szupravezető lesz. (Miután a szupravezetés felületi hatás, a térfogati jellemzők fenti becslései néhány százaléknál többet nem változnak.)
A gluonok közvetítette vonzás okán színes kondenzátum alakul ki:
A nulla tömegű ψ kvarktér balcsavarodású (L) és jobbcsavarodású (R) komponense független szabadsági fokként külön-külön kondenzálódik. A háromértékű színindexet görög betűkkel, a szintén háromértékű kvarkíz-indexet az (i,j,...) sorozatból választott latin betűkkel jelöljük. Feltüntetjük a Weyl-spinor indexeket is (a,b,...), amelyekben antiszimmetrizált kombináció alkot kondenzátumot. A kondenzátum antiszimmetrikus mind az íz-, mind a színindexekben. Miután az "A" indexre összegezés van, a kondenzátum összecsatolja a szín- és íz-komponenseket, ezért a QCD megfelelő fázisának neve: egybezárt-szín-íz (color-flavor locked, CFL) fázis. Az aszimptotikusan nagy sűrűségre elvégzett perturbatív számítás szerint ez a fázis a QCD valódi alapállapota. A maganyag sűrűségéhez közelebbi tartományban számos más jellegű közbenső fázis létezését javasolták, ezek viszont csak közelítő eredmények.
A 3. ábra bal alsó, világosszürke sarkában jelzett ritka csillag létezésének asztrofizikai kimutatásában az egyik fő irányzat ezen anyag kis darabkáinak, a strangeleteknek földi észlelése. A kozmikus sugárzásnak a régi kőzetekbe beépült alkotórészei között keresnek speciális, nagy tömegszámú magokat. A kozmikus sugárzás jó okkal feltételezett egyik fő forrása a kompakt csillagok ütközései, amelyek kvarkanyag tartalommal (is) bíró objektumok lehetnek. Egy-egy robbanásszerű ütközés óriási mennyiségű ritka anyag- darabkát szórhat szét, amelyek legfontosabb jellemzője a kis töltés/tömegszám arány (Z/A ~ 0,08), miután a közel egyenlő arányú u-d-s összetétel a semlegeshez közeli töltésű kvarkzsákokra vezet. Érdekes megemlíteni, hogy az egykor nagy szenzációként bejelentett Z = 1, A ~ 1000 esemény, amelyet 1975-ben mágneses monopólusként igyekeztek interpretálni, megfelel a fenti elvárásnak.
Az anyag érintetlenségét fokozandó, a Holdon gyűjtött kőzetek 15 grammnyi mintáján végeztek tömegspektroszkópiai vizsgálatot a Yale Egyetemen. Z = 5-11, A = 42-70 tartományba eső magok koncentrációjára adtak ez évben felső korlátot [8], miután ilyen objektumot nem tudtak kimutatni.
A közel makroszkopikus klasztereket a bolygókéreg nem tudja megállítani, azok átrepülnek a teljes térfogaton. Szeizmikus jelük a szokásos földrengésekétől lényegesen eltér. 2006-ban az Apollo-11 által a Holdon elhelyezett szeizmográfok adatainak vizsgálatával a Nap által megkötött sötét anyag mennyiségéhez viszonyított korlátot adtak a ritka anyagdarabok jelenlétére a 10 kg - 1 tonna tömegtartományban [9]. A kis Z/A arány miatt ezen anyagdarabok elektromágneses sugárzása tömegükhöz képest igen csekély, azaz hozzájárulhatnak a sötét anyaghoz. A közölt becslés szerint koncentrációjuk tizedét sem éri el a Nap gravitációs terében várt sötétanyag-többletnek.
A legérdekesebb kihívás a csillagászati kimutatás. A szupernóva-robbanások nyomán visszamaradó kompakt objektumok közül a nagy tömegűek és anomálisan kis sugarúak (R < 10 km) keltik fel a ritka kvarkcsillag gyanúját. Hangsúlyozni kell, hogy a neutroncsillagok belsejében meghúzódó kvarkfázist tartalmazó úgynevezett hibrid csillagoktól a ritka anyag alkotta csillag különbözik. Utóbbinak csak vékony (néhány száz méternyi) felszíne lehet kis nyomású állapotban. A leghíresebb jelölt az ESA XMM-Newton röntgencsillagászati űrteleszkópjával az 1990-es évek második felében felfedezett RXJ1856 forrás, amelynek különlegessége, hogy rádióhullám tartományban nem észlelhető, de környezetének hőmérséklete elég magas a röntgensugárzás emissziójához (4. és 5. ábra). Ez különbözteti meg a többi ismert (kb. 1500) pulzártól. A kategóriájában öszszesen ismert hét forrás ("The Magnificent Seven") közül ez a legfényesebb, ami lehetővé tette távolságának és méretének meghatározását. Az 500 fényévre lévő objektum sugara ígéretesen kisebbnek adódott 10 km-nél.
Fontos újabb információt jelent, hogy a 2002 és 2006 között gyűjtött adatok alapján két olasz kutató kimutatta pulzációját 7 másodperces periódussal [10]. Ez a viselkedés hagyományos neutroncsillag modellekkel is értelmezhető. A neutroncsillagokat jellemző forgó mágneses térhez kapcsolt elektromágneses sugárzási veszteség miatti lassulás jövőbeli megerősítése vagy anomális hiánya nagy súlyt kaphat az objektum természetének eldöntésében.
Bár a ritka anyag kozmikus előfordulására irányuló eddigi kutatások nem hoztak egyértelmű eredményeket, a csillagászatot jellemző kitartó megfigyeléssel, az űrteleszkópok felvételeinek egyre finomodó adatbányászatával feltárható lesz a ma még egységesen neutroncsillag megnevezésű objektumok valódi természete.
2006-ban szemmel is jól látható, közvetlenül érzékelhető érvet publikáltak a gravitációs hatást kifejtő, ám elektromágneses sugárzást ki nem bocsátó "sötét anyag" létezése mellett. A 6. ábrán látható az 1E 0657-56 jelű "puskagolyó-halmazról" készült felvétel elemzése. A halmaz valójában két ütközésben lévő galaxishalmazból áll, amelyek tömegeloszlását az elemzést elvégző csillagászok a kozmikus környezet képére gyakorolt lencsehatásuknak rekonstrukciójával rajzolták ki [11]. A két különállóan zárt görberendszer vonalai a gravitációs ekvipotenciális szintekkel jelzik a szétrepülő anyag tömegközéppontjainak helyzetét. A Chandra röntgenteleszkópnak ugyanerről az objektumról készült felvételével az elektromágnesesen világító forró intersztelláris gáz eloszlását is letapogatták (lásd a szürke skálával jelzett intenzitáseloszlást). Azonnal látható módon az elektromágnesesen is kölcsönható plazma lemarad az anyageloszlást meghatározó alig kölcsönható komponens mögött.
Ezen bizonyító erejű példa mellett a sötét anyag létezésére a galaxisok skálájától (rotációs görbék) a Világegyetem globális méretskálájáig (kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiájának értelmezése) állnak rendelkezésre bizonyítékok. A csillagászok hajlamosak a különböző skálán jelentkező láthatatlan tömeget különböző hatásoknak (esetleg éppen a gravitáció Newton- törvénye módosulásának) tulajdonítani. Ezzel szemben a részecskefizikusi megközelítés az egységes értelmezés lehetőségét keresi. A legkézenfekvőbb olyan nagy tömegű, hosszú élettartamú elemi részek kozmikus gázát feltételezni, amelyek az Univerzum forró korszakában keletkeztek és a Standard Modellt alkotó részecskékkel igen gyengén hatnak kölcsön. E tulajdonságaik összefoglaló rövidítése adja nevüket: a WIMP-ek (Weakly Interacting Massive Particles).
A Standard Modell minimális szuperszimmetrikus kiterjesztése minden ismert elemi részecskéhez egy ellenkező kvantumstatisztikát követő partner létezését tételezi fel. A legkönnyebb elektromosan semleges, feles spinű részecskét neutralínónak nevezik, és ez akár abszolút stabil részecske is lehet. Feltételezik, hogy önmaga antirészecskéje, azaz Majorana-típusú fermion. Ez azt jelenti, hogy két neutralínó annihilálódhat az ismert részecske-antirészecske párokba vagy fotonokba is. Az annihilációs reakció tartja termikus egyensúlyban a forró Univerzum többi alkotórészével.
Világegyetembeli előfordulási gyakoriságának időbeli változását a megfelelő Boltzmann-egyenlettel lehet követni:
ahol n(t) a WIMP sűrűségének időfüggését írja le, H(t) a
Világegyetem tágulását jellemző Hubble-paraméter, amelynek időbeli
változását az egyidejűleg megoldandó Fridman-egyenletből kapjuk.
az annihiláció hatáskeresztmetszete és az annihilálódó
részecskék relatív sebessége szorzatának átlagos értéke. Az időbeli
változást a termikus egyensúlytól eltérő sűrűség, illetve a
Világegyetem tágulása hajtja, amint az egyenlet jobb oldalán ez
nyilvánvaló. A sötét anyag lecsatolódás utáni, ma megfigyelhető
átlagos koncentrációja éppen akkor kerül a kozmológiai megfigyelések
alapján elvárt tartományba, ha annihilációs hatáskeresztmetszete
a Standard Modell szuperszimmetrikus kiterjesztéséből
számolttal nagyságrendileg megegyezik. Ezt az egybeesést szokás
a szuperszimmetria természeti megvalósulása melletti erős érvként
hangoztatni.
Amikor a tágulás üteme meghaladja az annihilációs ütközések időbeli gyakoriságát, a sötét anyag koncentrációjának annihilációs csökkenése leáll. Ettől kezdve az alkotórészek gáza a tágulás ütemében hűl tovább, és alkothatja a globálisan homogén eloszlású sötét anyagot. Kis sűrűségingadozásai gravitációs instabilitás révén felerősödnek, anyaguk csomósodik és a formálódó galaxisok csíráit hozza létre. Csillagászati kimutatásuk egyik irányzata feltételezi, hogy a sötét anyag a galaxisunk centrumát uraló szupermasszív fekete lyuk környékén feldúsulva fordul elő. Hideg univerzumbeli átlagsűrűsége lokális megnövekedésével részecskéinek annihilációs rátája helyileg újból átlépheti az észlelhetőségi határt. Ezért remélhető a sötét részecskék kimutatása a galaxisunk centrumából érkező annihilációs termékek, például kemény (nagyenergiás) fotonok, pozitronok vagy antiprotonok észlelésével.
A 2006 júniusában egy orosz műhold fedélzetén felbocsátott PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) misszió mágneses spektrométerével 2008 februárjáig mért antiproton- és pozitronspektrumokat 2009 elején két, nagy visszhangot kiváltott közleményben tették közzé [12]. A szokásos elképzelés szerint antianyag csak a kozmikus sugárzás nagyenergiás részecskéinek ütközéseiben bekövetkező másodlagos párkeltéssel kerülhet kozmikus környezetünkbe. A PAMELA által talált antiprotonfluxus és annak energia szerinti eloszlása jól magyarázható ezzel a kiindulással. Ugyanakkor a pozitronspektrum a korábbi mérésekhez képest a kisenergiás (< 5 GeV) tartományban kisebb fluxust, a nagyobb energiákon (> 10 GeV) a korábbiakkal szemben az energiával határozottan növekvő fluxust jelez (7. ábra). Előbbire a napszél hatásának a Nap 22 éves mágneses ciklusa során bekövetkező polaritásváltása kínál magyarázatot, míg utóbbi szignifikánsan meghaladja a kozmikus sugárzás galaxison belüli terjedése során bekövetkező ütközésekre épített elméleti becslést (a 7. ábra folytonos görbéje). A modellek minden bizonytalansága ellenére egyértelmű, hogy a másodlagosan keltett pozitronoknak a töltött leptonokhoz viszonyított arányában az energia növekedésével csökkenést kellene tapasztalni. A mért többletfluxus valamiféle elsődleges forrás(ok) jelenlétét valószínűsíti.
Az elmúlt közel egy év asztrofizikai irodalma tele van a lehetséges elsődleges forrásokra vonatkozó javaslatokkal. Ezek a pontszerű (pulzár) forrásoktól egészen az úgynevezett kozmikus húrok bomlástermékeiig terjednek. Természetesen számos elemzés született a sötét anyag eredetére is, amelyet az antiprotonspektrumban nem észlelt extra komponens nagyon erős korlátok közé kényszerít.
A PAMELA misszió adatgyűjtése legalább 2009 végéig tart. Az adatsor továbbnövelése lehetővé teszi a spektrum 300 GeV-ig statisztikailag megbízható meghatározását. Az annihilációs mechanizmus az annihilálódó részecskék tömegének közelében éles levágást követel. Ez a karakterisztika nagyon világos útmutatást adna a CERN LHC kísérleteiben az új (szuperszimmetrikus) részecskék kereséséhez. Ugyanakkor a környezetünk galaktikus röntgenforrásait minden korábbinál részletesebben feltérképező FGST (Fermi Gamma Ray Space Telescope) misszióval a pozitrontöbblethez esetleg járulékot adó pulzárforrások megtalálásában is jelentős előrehaladás várható. Ugyanez a berendezés a galaxisunk centrumában lévő szupermasszív fekete lyuk környezetéből észlelt röntgenfotonokkal alkalmas a sötét anyag annihilációjából származó fotonok kimutatására, bár ezek leválasztása az egyéb forrásokról erősen modellfüggő.
A példák alapján világos lehet e cikk szándéka: a csillagászati és részecskefizikai szemléletű kutatási programok összehangolt megvalósítása előnyeinek hangsúlyozása. Remélhetőleg az egymás törekvéseit kölcsönösen kioltó ellenpropaganda-kampányok korszakát a világ szerkezetére vonatkozó tudásunkat kölcsönösen kiegészítő ismeretekkel gazdagító együttműködés korszaka váltja le.
_________________
A Csillagászat Nemzetközi Éve alkalmából az MTA XI. Osztálya által rendezett 2009. november 10-ei ülésszakon tartott előadáson alapuló cikk. Apróbetűs részleteit a technikai kérdések iránt érdeklődőknek szánta a szerző.