Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet

Usynlige legoklodser - om mørkt stof i Universet
Signe Riemer-Sørensen
Signe Riemer-Sørensen er PhD studerende
p˚a Dark Cosmology Centre ved NBI med projektet
”Characterization of Dark Matter from Observations”.
E-mail: signe@dark-cosmology.dk
Hvad er mørkt stof
March 12, 2008
Et kig ud i Universet med Hubble Space Telescope (som p˚a Fig. 1) afslører flotte
og fascinerende strukturer s˚asom 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. f˚ar 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 p˚a 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 man uden problemer kan antage
sfærisk symmetri s˚a tyngdefeltet er givet ved en central punktmasse med en
masse svarende til summen af stjernemasser (B p˚a Fig. 2). Stjernernes banehastiheder
kan m˚ales ved hjælp af Doppler effekten p˚a emissionslinier i stjernespektret
(A p˚a Fig. 2) og sammenlignes med forudsigelserne. Resultatet, som
er skitseret p˚a Fig. 2 er en enorm afvigelse mellem forudsigelse og m˚aling. Især
i de ydre dele af galaksen, hvor forudsigelsen ellers er mest simpel, aftager de
m˚alte banehastigheder ikke med afstanden fra centrum som vi havde forventet,
men forbliver konstant s˚a langt ud vi kan m˚ale. 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 m˚alte hastigheder ikke
aftager.
1

Figure 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).
Figure 2: Rotationskurven af en spiralgalakse. Kurven A illustrerer m˚alinger
af stjernernes banehastigheder mens B illustrerer de forventede hastigheder,
hvis tyngdekraften udelukkende skyldes stjernernes masse. Især i de ydre dele
stemmer de to kurver meget d˚arligt overens og forskellen forklares bedst ved
tilstedeværelsen af en halo af mørkt stof partikler.
Galaksehobe - de største strukturer
Det mørke stof er ogs˚a nødvendigt p˚a større skala. Galakser er ikke bare tilfældigt
fordelt i Universet, men derimod gravitationelt bundet i strukturer vi
kalder for galaksehobe. De best˚ar af 30-50 galakser og er de største observerede
systemer i Universet i ligevægt. Den højre del af Fig. 3 viser et optisk billede
2

af den meget almindelige galaksehob Abell 2029. Galakserne udgør kun ganske
f˚a procent af massen i en galaksehob. 10-20% af massen er derimod varm (ca.
10 7 − 10 8 K) gas, der befinder sig mellem galakserne. Vi ser gassen fordi den
udsender røntgenstr˚aling som vist p˚a den venstre del af Fig. 3. Lysstyrken af
røntgenstr˚alingen 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) tyngdekraft. Galaksehobe er nødt til at best˚a af op mod 80-
90% mørkt stof, hvis de skal være tunge nok til at holde p˚a gassen. Det giver
galaksehobe en samlet masse p˚a 10 14 − 10 15 solmasser.
Figure 3: Røntgenstr˚alingen (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 p˚avirket af store masser. Som vist p˚a
Fig. 4 afbøjes lyset fra en fjerntliggende kvasar 1 s˚a vi observerer flere billeder af
kvasaren samt forvrængninger af de enkelte billeder i form af buer. P˚a Fig. 1
kan man ogs˚a 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 billeder af
det samme bagvedliggende objekt. Billeder og buerne kan bruges til at opstille
en model for massefordelingen, som kan sammenlignes med det optiske billede
og røntgenstr˚alingen.
Verdens største trafikuheld
Ikke alle galaksehobe er i ligevægt som Abell 2029 (p˚a Fig. 3). Universets mest
dramatiske trafikuheld, sammenstødet mellem to galaksehobe som tilsammen
1 Et sort hul i centrum af en galakse, hvor indfaldende stof udsender meget kraftig str˚aling.
3

Figure 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)).
kaldes “Bullet Cluster”, er et af de bedste argumenter for eksistensen af mørkt
stof. P˚a den venstre del af Fig. 5 ses galakserne i de to galaksehobe der har gennemg˚aet
sammenstødet. De befinder sig ca. 3.4 milliarder lys˚ar fra Solen, s˚a alle
de lysende prikker p˚a billedet er galakser. Konturene viser massefordelingen,
som den er kortlagt med gravitationel lensing. Galakserne er gravitationelt bundet
til hoben, s˚a 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 røntgenstr˚alingen
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 ˚ar siden
fra venstre og bevægede sig gennem den store klump. Galakserne i galaksehobe
er s˚a langt fra hinanden, at kun ganske f˚a af dem støder sammen. Det mørke
stof har fra naturens side en meget lille vekselvirkning og dermed en meget lille
sandsynlighed for sammenstød. Det eneste der rigtig støder sammen er gassen,
som best˚ar af helt almindeligt stof. N˚ar gassen i de to klumper støder sammen,
opst˚ar 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 alts˚a kun de 4%, der kan beskrives ved
hjælp af Standardmodellen for partikelfysik.
Inden vi kigger p˚a hvad det mørke stof kan være, er det vist p˚a tide med en
4

Figure 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 røntgenstr˚aling, som viser gassens fordeling sammen med
massefordelingen (NASA).
Figure 6: Det samlede energiindhold i Universet.
lille opsummering af hvad vi egentlig ved om det mørke stof. i) Det skal have
en masse s˚a det kan bidrage til tyngdekraften. ii) Det skal kunne fordeles i en
halo, hvilket er nemmest hvis det er en partikel. iii) Det m˚a ikke vekselvirke
med almindeligt stof, og det skal være mørkt. iv) Det er en fordel, hvis det kan
dannes i det tidlige Univers og s˚a holde op med at vekselvirke efterh˚anden som
Universet afkøles som følge af udvidelsen.
Eftersom Standardmodellen ikke indeholder nogen partikel, der opfylder alle
ovenst˚aende kriterier, er det nødvendigt med udvidelser for at f˚a 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
m˚a 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, s˚a 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 b˚ade venstredrejede
og højredrejede. De højredrejede neutrinoer kan sagtens eksistere s˚a
længe de ikke vekselvirker med resten af partiklerne i Standardmodellen gennem
den svage kernekraft, hvorfor de har f˚aet 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.
5

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 b˚ade ekstra dimensioner og supersymmetri p˚a en gang og s˚a bliver axionens
superpartner, axinoen, ogs˚a en kandidat til det mørke stof.
Som det fremg˚ar af ovenst˚aende findes der en hel zoologisk have af kandidater
til det mørke stof, s˚a det er ikke mangel p˚a kandidater, der holder os
tilbage. Problemet ligger i at observere noget der befinder sig millioner af lys˚ar
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 p˚a det
lysende stof, men der findes ogs˚a 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 p˚a ca. 220km/s. Det
betyder, at vi bliver slynget gennem galaksens halo af mørkt stof som vist p˚a
Fig. 7. Dermed m˚a vi ogs˚a støde ind i mørkt stof partikler. Vi kender kun
energitætheden af det mørke stof, s˚a 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 m˚ale sammenstødet mellem
atomkerner og mørkt stof. Desværre vil der være mange flere sammenstød fra
almindeligt stof end fra mørkt stof, s˚a 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 ogs˚a et resultat, fordi det tillader
os at sige noget om hvor meget det mørke stof m˚a vekselvirke med almindeligt
stof.
Figure 7: Solen bevæger sig gennem Mælkevejens halo af
mørkt stof s˚a vi bombarderes med mørkt stof partikler
(http://astro.temple.edu/ ˜martoff/sagenap/galaxy.gif).
6

Mørkt stof der ikke er helt mørkt
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
p˚a annihilationer. Selv om neutralinoerne ikke annihilerer direkte til fotoner, er
en del af slutproduktet altid fotoner, som p˚a grund af neutralinoens masse vil
have bølgelængder svarende til gammastr˚aling. Det præcise signal fra det mørke
stof vil afhænge af den specifikke model. For supersymmetriens vedkommende
kan vi h˚abe at LHC 2 vil fortælle os mere om de tilladte parametre og dermed
hvilket signal vi skal lede efter. Gammastr˚aler er meget energirige og derfor
teknisk svære at detekterer fordi de fleste materialer er gennemsigtige for s˚a
kortbølget str˚aling. Det kan være en af forklaringerne p˚a hvorfor man endnu ikke
har detekteret det svage (men mulige) lys fra annihilerende mørkt stof. Der er
heldigvis mere følsomme teleskoper p˚a vej. G˚ar alt efter planen opsender NASA
deres nye gamma-teleskop GLAST 3 til maj. Det skal kortlægge hele himlen i
gammastr˚aling og vil dermed hjælpe os i jagten p˚a identiteten af det mørke stof.
Følsomheden af GLAST er 17 gange bedre end forgængeren EGRET 4 og den
rumlige opløsning er mere end dobbelt s˚a 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 p˚a tætheden.
Usynlige legoklodser
Selv om vi ikke ved hvor meget det mørke stof klumper i galakserne, ved vi en del
om hvordan det klumper p˚a større skala. Vi har set at det mørke stof dominerer
tyngdekraften i galakser og galaksehobe, s˚a 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. P˚a 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
m˚a det mørke stof ogs˚a være klumpet i strukturer.
Fig. 9 viser en computersimulering af strukturdannelsen i Universet, og man
ser tydeligt samme slags struktur som for galakserne p˚a Fig. 8. Uden at inddrage
det mørke stof i simulationerne og ligningerne, kan man ikke reproducere de observerede
strukturer, s˚a det mørke stof er nødvendige, men usynlige, legoklodser
i Universet. Der er andre teorier, der kan forklare enkeltst˚aende observationer
s˚asom rotationskurver, gassen i galaksehobe, strukturdannelsen mv., men endnu
er det kun det mørke stof, der kan forklare alle observationerne tilfredsstillende.
Det har s˚a den ulempe at vi ikke aner, hvad det er, men vi lever i en spændende
tid, hvor vi forh˚abentlig kommer svaret nærmere. Og selv uden at kende identiteten
af det mørke stof, kan vi sagtens g˚a ud en stjerneklar aften og lade os
2 Large Hadron Collider ved CERN
3 Gamma ray Large Area Space Telescope
4 Energetic Gamma Ray Experiment Telescope
5 2 Degree Field Galaxy Redshift Survey
7

Figure 8: Kortlægning af Universet med galaksetællingen 2dF
(http://magnum.anu.edu.au/ TDFgg/).
fascinere af alt det, der lyser...
Figure 9: Et nærbillede af en struktur som dem p˚a Fig. 8 fra en computersimulering
(Millenium Simulation).
8