wszechświat
Autor: Don Lincoln | dodano: 2012-09-26
Kosmos wciąż nieznany

Wszechświat jest o wiele bardziej tajemniczy, niż się to nam wydawało jeszcze dziesięć lat temu. Dużo wiemy na temat kwarków i leptonów i wykorzystując tę wiedzę, możemy wyjaśnić wszystko, co widzimy we Wszechświecie. „Wszystko, co widzimy” to kluczowe stwierdzenie w tym zdaniu. Okazuje się bowiem, że większa część Wszechświata jest dla nas niewidoczna. W rzeczywistości 95% wypełniającej go materii i energii nie przypomina zwyczajnej materii, którą tak dobrze poznaliśmy.  

Prawo grawitacji Newtona stosuje się nie tylko do ciał niebieskich w naszym Układzie Słonecznym. Rządzi również ruchem galaktyk, a także decyduje o ich ruchu obrotowym. Tu jednak pojawia się problem: gdy zastosuje się prawa Newtona do wyznaczenia ruchu obrotowego galaktyk, a następnie porówna się takie przewidywania z danymi obserwacyjnymi, otrzymuje się rażące rozbieżności. Na prędkość gwiazdy krążącej w galaktyce wpływ mają dwa czynniki: (a) ilość masy znajdującej się wewnątrz orbity gwiazdy oraz (b) odległość tej gwiazdy od środka galaktyki. Jeżeli masa wewnątrz jej orbity będzie większa, gwiazda będzie krążyła z większą prędkością; natomiast wraz ze wzrostem odległości do środka galaktyki, prędkość gwiazdy będzie malała. Po uwzględnieniu wszystkich czynników okazuje się, że gwiazdy w pobliżu środka galaktyki powinny krążyć po orbicie z niewielką prędkością.

W miarę oddalania się od środka galaktyki, prędkość ta powinna rosnąć. Taki trend będzie obowiązywał aż do odległości obejmującej główną część galaktyki. Gdy się znajdziemy w tej odległości, większość galaktyki będziemy mieli już za sobą. Zgodnie z przewidywaniami, od tego miejsca prędkość gwiazd powinna spadać w miarę wzrostu odległości od środka galaktyki. Mając tak solidne wyliczenia, astronomowie mogli zmierzyć prędkość ruchu obrotowego galaktyk i sprawdzić, jak teoretyczne przewidywania zgadzają się z danymi obserwacyjnymi. Sądzono, że podobnie jak w przypadku poprzednich sukcesów prawa Newtona, dane i przewidywania będą się ze sobą doskonale zgadzały. Uczeni byli więc ogromnie zaskoczeni, gdy okazało się, że te oczekiwania całkowicie rozmijają się z rzeczywistością.

Teoria przewidywała, że na bardzo dużych odległościach prędkość orbitalna gwiazd powinna być mniejsza, natomiast z obserwacji wynikało, że od pewnej odległości prędkość ta jest stała. Jest wiele możliwych wyjaśnień tej rozbieżności między obserwacjami i obliczeniami. Pierwsze to uznać, że przyjęte założenia są niepoprawne i prawa Newtona są błędne. Okazuje się, że gwiazdy krążące po orbitach wokół środka galaktyki doznają bardzo małych przyspieszeń. Możliwe więc, że dobrze zweryfikowane prawa Newtona sprawdzają się jedynie dla „normalnych” przyspieszeń i zawodzą, gdy mamy do czynienia z niskimi przyspieszeniami. Hipotezę taką zaproponował w 1983 roku Mordehai Milgrom. Chociaż takiego wyjaśnienia nie można jeszcze całkowicie odrzucić, większą popularność zdobyła inna możliwość. Jest nią założenie, że w galaktykach znajduje się więcej materii, niż początkowo sądzono. Krytyczne znaczenie dla oszacowania masy galaktyki ma możliwość zobaczenia tworzącej ją materii. 

Jeżeli jakiejś części jej materii nie możemy zobaczyć, nie uwzględnimy jej w rachunkach. Ponieważ w obserwacjach wykorzystujemy światło (szeroko rozumiane, obejmujące różne zakresy widma elektromagnetycznego, również na przykład fale radiowe), materia, której nie możemy zobaczyć, nazywana jest ciemną materią. Zastanówmy się więc przez chwilę, jak mogłaby wyglądać ciemna materia. „Ciemna” oznacza po prostu: „nie emitująca promieniowania elektromagnetycznego”. Zatem ciemną materią mogłaby być też zwyczajna materia, która jest, no cóż… ciemna. Ciężkie zimne planety, czarne dziury, wypalone gwiazdy i olbrzymie obłoki gazowe – wszystko to są przykłady tak zwanej barionowej ciemnej materii. „Materia barionowa” to w zasadzie tak dobrze nam znana, zwyczajna materia.

MACHO
Materia barionowa może występować pod postacią obłoków gazowych, ale nie są one specjalnie ciemne, ponieważ można je wykryć za pomocą radioteleskopów i innych zaawansowanych urządzeń. Pozostają nam więc „Masywne Zwarte Obiekty Halo”, bardziej znane pod wdzięcznie brzmiącą nazwą: MACHO (ang. MAssive Compact Halo Objects). Zgodnie z tym, co sugeruje pełna nazwa, są to ciała masywne i małe (zwarte), takie jak na przykład czarne dziury czy wypalone gwiazdy. Znajdują się w halo galaktyki Drogi Mlecznej, ponieważ rozbieżności między obliczeniami i obserwacjami można najlepiej wyjaśnić, jeżeli przyjmie się, że dodatkowa masa jest rozmieszczona w halo galaktycznym.

Już od 1919 roku, gdy Arthur Eddington przeprowadził obserwacje potwierdzające ogólną teorię względności Einsteina, fizycy wiedzą, że grawitacja może zakrzywiać światło. Oznacza to, że materia może działać jak soczewka. Promień światła przechodzący w pobliżu jakiejś masy zostaje zakrzywiony w jej kierunku. Gdy w nasze oko wpada światło wysłane przez odległą gwiazdę, widzimy tylko te promienie światła, które docierają do nas bezpośrednio. Jeżeli jednak między naszym okiem a gwiazdą przesunie się jakaś masa, zobaczymy chwilowe pojaśnienie gwiazdy, ponieważ oddziaływanie grawitacyjne tej masy spowoduje zakrzywienie promieni światła biegnących do naszych oczu. Zatem dobrym sposobem poszukiwania takich zwartych obiektów mogłoby być obserwowanie odległych gwiazd i oczekiwanie na ich pojaśnienie.

Jeżeli zaobserwujemy takie zjawisko, będzie to oznaczało, że między nami a gwiazdą przeszła jakaś masa. Do dziś zaobserwowano różne przypadki efektu soczewkowania. Astronomowie policzyli je wszystkie i wyznaczyli masy związanych z nimi obiektów wywołujących soczewkowanie. Następnie dokonali ekstrapolacji tych wyników na całą galaktykę i wszyscy doszli do jednego wspólnego wniosku. MACHO po prostu nie mają wystarczająco dużej masy, by mogły stanowić wyjaśnienie problemu ciemnej materii. Wróciliśmy zatem do punktu wyjścia.

To może WIMP-y?
Skoro obiekty MACHO nie mogą wyjaśnić zagadki ciemnej materii, może uda się to WIMP-om? Skrót WIMP pochodzi od angielskiego określenia: weakly interacting massive particles – słabo oddziałujące masywne cząstki. Może ciemna materia nie gromadzi się w bryłach wypalonych gwiazd, ale jest rozsiana w całym kosmosie niczym gaz? Taki kandydat na ciemną materię musiałby mieć postać nowej formy materii, jakiejś wciąż nieodkrytej cząstki. Między uczonymi prowadzącymi poszukiwania obserwacyjne a naukowcami wykorzystującymi akceleratory trwa wyścig o to, kto pierwszy odkryje bezpośredni dowód istnienia ciemnej materii.

Co najmniej przez najbliższe 20 lat LHC będzie jedynym urządzeniem umożliwiającym wytwarzanie cząstek, które mogłyby być ciemną materią. Jak zawsze w przypadku badań naukowych, nie ma żadnej gwarancji sukcesu, ale fizycy analizujący dane z LHC będą poszukiwali cząstek nadających się do tej roli. Cząstki takie muszą być masywne, elektrycznie obojętne, stabilne i niepodatne na wpływ oddziaływania silnego. Muszą one być niewidoczne, a ponieważ są stabilne (to znaczy, nie ulegają rozpadowi), nie będziemy mogli zobaczyć również ich cząstek potomnych.

Zatem jedynym śladem ich pojawienia się w doświadczeniu będzie zniknięcie pewnej energii w trakcie zderzenia. Mówiąc krótko, potencjalną cząstkę ciemnej materii poznamy po tym, że jej nie zobaczymy. Fakt, że nie wiemy, jaką postać ma 83% materii we Wszechświecie, jest zawstydzający. Jednak Wszechświat kryje jeszcze większą zagadkę. Wszystko wskazuje na to, że jest on wypełniony polem energii zawierających dwa razy więcej energii i materii, niż ciemna i zwyczajna materia razem wzięte. Tą kolejną zagadką jest ciemna energia i jest ona naprawdę tajemnicza.

Nie tylko materia może być ciemna
W 1998 roku dwa zespoły astronomów i fizyków odkryły coś niejasnego. Światło docierające do nas z odległych supernowych okazało się zbyt słabe. Aby zrozumieć wagę tego odkrycia, musimy wiedzieć, jak jasno świeci supernowa, a także jak daleko od nas się znajduje. Jedną z najtrudniejszych rzeczy w astronomii jest ustalenie, jak daleko znajduje się dany obiekt. Małpa przygotowująca się do skoku na sąsiednią gałąź ocenia odległość, wykorzystując głębię trójwymiarowego widzenia. Patrząc, ma wrażenie głębi, ponieważ używa do tego pary dosyć blisko siebie umieszczonych oczu. Jednak, gdy mamy do czynienia z odległościami astronomicznymi, idea widzenia dwuocznego przestaje działać.

Musimy więc znaleźć jakąś inną metodę ustalania odległości. Aby zrozumieć kluczowe elementy stosowanej techniki, wyobraźmy sobie dwoje ludzi patrzących na jedną świecę, przy czym jedna z tych osób znajduje się dużo bliżej źródła światła. Osobie patrzącej na świecę z mniejszej odległości będzie się ona wydawała jaśniejsza. Fakt ten stanowi podstawę metody ustalania odległości na podstawie jasności obserwowanej. Jeżeli wiemy, ile światła daje dana świeca, to po zmierzeniu jej jasności, będziemy mogli dokładnie wyznaczyć odległość dzielącą ją od oka (lub odległość gwiazdy od teleskopu, w przypadku obserwacji astronomicznych). Problemem jest ustalenie, ile światła emituje dany obiekt (w tym przypadku gwiazda). W końcu różne gwiazdy mają różną jasność absolutną. W historii astronomii można znaleźć wiele różnych obiektów astronomicznych, które w tym celu wykorzystywano. Aby jednak światło mogło dotrzeć na drugi kraniec kosmosu, potrzebna jest naprawdę jasna świeca. Do tego celu nadaje się jedynie umierająca gwiazda, nazywana supernową.

Gwiazdy mogą wybuchać na różne sposoby, ale nas interesuje pewien szczególny mechanizm takiego wybuchu, nazywany supernową typu Ia. Do wybuchu supernowych typu Ia dochodzi w układach podwójnych gwiazd. Jedna z gwiazd jest białym karłem o tak silnym polu grawitacyjnym, że zasysa materię z towarzysza. W miarę jak materia spada na białego karła, jego masa wzrasta i staje się on coraz gorętszy. W końcu, gdy masa i temperatura przekroczą określoną wartość progową, biały karzeł wybucha. W dużej mierze dzięki temu, że proces ten jest tak podobny we wszystkich przypadkach, możemy z dokładnością do 10% wiedzieć, jaką jasność ma każda supernowa typu Ia – a taka dokładność to w astronomii strzał w dziesiątkę. Dla każdej zaobserwowanej odległej supernowej typu Ia astronomowie wyznaczyli również jej odległość na podstawie przesunięcia ku czerwieni.

Po porównaniu odległości wyznaczonych przy użyciu obydwu metod okazało się, że w wyniku pomiarów opierających się na standardowej jasności supernowych uzyskuje się większe odległości niż metodą wykorzystującą rozszerzanie się Wszechświata. Ta prosta obserwacja wywołała burzę w kosmologii. Przedstawiono wiele – naprawdę olbrzymią liczbę – prób wyjaśnienia tych obserwacji. Chociaż nie wszystkie przyjęto z równym entuzjazmem, pozwolę sobie tu wymienić kilka z najszerzej uznawanych, alternatywnych hipotez. >> Dawno temu supernowe typu Ia były mniej jasne niż obecnie. >> Światło jest niestabilne i po drodze do nas ulega rozpadowi, albo też na obszarze dzielącym nas od supernowych znajduje się więcej materii lub pyłu i dlatego po drodze część światła zanika. >> Wszechświat jest znacznie większy od niewielkiego jego fragmentu, który możemy zobaczyć. Tak naprawdę cały Wszechświat wibruje ni-czym dzwon wzbudzony wstrząsem Wielkiego Wybuchu. To dzwonienie odkształca przestrzeń jak sprężynę, powodując jej kurczenie się w jednych miejscach, a rozciąganie w innych. My przypadkowo znajdujemy się we fragmencie, który ulega rozszerzaniu. Chociaż te wyjaśnienia, a także inne, wciąż zachowują ważność i są w różnym stopniu akceptowane, wśród kosmologów zaczęła zwyciężać jeszcze inna próba wytłumaczenia przeprowadzonych obserwacji: być może przestrzeń rozszerza się coraz szybciej.

Źródłem takiej ekspansji miałaby być „ciemna energia”. Wraz z odkryciem w 1998 roku, że tempo rozszerzania się Wszechświata rośnie, idea stałej kosmologicznej – takiego rozpychającego Wszechświat czynnika – przeżyła swego rodzaju renesans. Przedstawiono wiele pomysłów, jak mogłaby ona działać – wśród nich pojawiła się idea o nazwie rodem z New Age: „kwintesencja” (jest ona jednak traktowana przez społeczność naukową całkowicie poważnie). W każdym razie, stałą kosmologiczną można uważać za wypełniające Wszechświat pole energii o stałej gęstości. Załóżmy, że istnieją dwa rodzaje grawitacji. Pierwszy rodzaj, to znana nam dobrze jej odmiana wytwarzana przez materię (zarówno zwyczajną, jak i ciemną). Jest to siła przyciągająca, a zatem będzie powodowała spowolnienie tempa ekspansji Wszechświata. Ponieważ jednak ten rodzaj grawitacji słabnie wraz ze wzrostem odległości między ciałami, stopień powodowanego przez nią spowolnienia ekspansji Wszechświata w miarę rozrastania się przestrzeni cały czas się zmniejsza. Źródłem drugiego rodzaju grawitacji jest ciemna energia, będąca ucieleśnieniem stałej kosmologicznej, która dostarcza energii o stałej gęstości oraz, co ważniejsze, stałej siły odpychającej, która nie maleje wraz z rozszerzaniem się Wszechświata. Skoro ciemna energia jest źródłem stałego, skierowanego na zewnątrz ciśnienia, a materia wytwarza nieustannie malejącą w miarę rozszerzania się Wszechświata siłę skierowaną do wewnątrz, to wygrywa ciśnienie skierowane na zewnątrz.

Dlatego ekspansja Wszechświata powinna być coraz szybsza. Właśnie na to wskazuje porównanie odległości wyznaczonych metodami pomiaru jasności supernowych i przesunięcia ku czerwieni odbieranego światła. Jest to również główna przyczyna tak dużej popularności hipotezy ciemnej energii. Uważa się obecnie, że ciemna energia stanowi 70% energii we Wszechświecie. Ciemna materia to około 25% energii Wszechświata, a zwyczajna materia to zaledwie 5%. Ciemny składnik Wszechświata stanowi zatem 95% jego energii, wydaje się więc całkowicie naturalne, że fizykom bardzo zależy na rozwikłaniu tej tajemnicy.

Wszechświat w LHC
Jak dotąd, omawiając ciemną energię, mówiliśmy jedynie o badaniach kosmologicznych i astronomicznych. Ale jaką rolę może tu odegrać LHC? Ciemna energia tworzy pole przenikające cały Wszechświat. Jednym z najpilniejszych celów LHC jest zaobserwowanie bozonu Higgsa i określenie jego własności. Bozon Higgsa jest cząstką tworzącą pole energii Higgsa, które nadaje wszystkim cząstkom ich masę. Czy pole Higgsa mogłoby być źródłem ciemnej energii? Pewnie, że mogłoby.

Jest tylko jeden szkopuł. Gdy wyliczy się ilość energii, którą musi zawierać pole Higgsa w celu nadania cząstkom ich mas, uzyskuje się wartość dużo większą od ilości ciemnej energii we Wszechświecie. Ponieważ wierzymy, że pole Higgsa, lub coś podobnego, musi istnieć, bez wątpienia mamy tu do czynienia z zagadką. Realizowane w LHC badania supersymetrii i bozonu Higgsa dostarczą cennych wskazówek do rozwikłania tych kosmologicznych zagadek. Od dawna już wiemy, że królestwo cząstek i historia kosmosu są ze sobą ściśle powiązane. LHC pozwoli nam być może napisać kolejny rozdział tej fascynującej i niekończącej się opowieści.

Więcej w specjalnym wydaniu miesięcznika „Wiedza i Życie" nr 02/2010 »
Drukuj »
Ten artykuł nie został jeszcze skomentowany.
Aktualne numery
02/2020
01/2020
Kalendarium
Styczeń
29
W 1984 r. wystrzelono pierwszego satelitę z Kosmodromu Xichang w chińskiej prowincji Syczuan
Warto przeczytać
Firma Topf & Söhne produkuje urządzenia browarnicze i krematoria, a także instalacje do komór gazowych. Jej klientami są browary w wielu krajach na całym świecie.

WSPÓŁPRACUJEMY
Logowanie

Nazwa użytkownika

Hasło

Autor: Don Lincoln | dodano: 2012-09-26
Kosmos wciąż nieznany

Wszechświat jest o wiele bardziej tajemniczy, niż się to nam wydawało jeszcze dziesięć lat temu. Dużo wiemy na temat kwarków i leptonów i wykorzystując tę wiedzę, możemy wyjaśnić wszystko, co widzimy we Wszechświecie. „Wszystko, co widzimy” to kluczowe stwierdzenie w tym zdaniu. Okazuje się bowiem, że większa część Wszechświata jest dla nas niewidoczna. W rzeczywistości 95% wypełniającej go materii i energii nie przypomina zwyczajnej materii, którą tak dobrze poznaliśmy.  

Prawo grawitacji Newtona stosuje się nie tylko do ciał niebieskich w naszym Układzie Słonecznym. Rządzi również ruchem galaktyk, a także decyduje o ich ruchu obrotowym. Tu jednak pojawia się problem: gdy zastosuje się prawa Newtona do wyznaczenia ruchu obrotowego galaktyk, a następnie porówna się takie przewidywania z danymi obserwacyjnymi, otrzymuje się rażące rozbieżności. Na prędkość gwiazdy krążącej w galaktyce wpływ mają dwa czynniki: (a) ilość masy znajdującej się wewnątrz orbity gwiazdy oraz (b) odległość tej gwiazdy od środka galaktyki. Jeżeli masa wewnątrz jej orbity będzie większa, gwiazda będzie krążyła z większą prędkością; natomiast wraz ze wzrostem odległości do środka galaktyki, prędkość gwiazdy będzie malała. Po uwzględnieniu wszystkich czynników okazuje się, że gwiazdy w pobliżu środka galaktyki powinny krążyć po orbicie z niewielką prędkością.

W miarę oddalania się od środka galaktyki, prędkość ta powinna rosnąć. Taki trend będzie obowiązywał aż do odległości obejmującej główną część galaktyki. Gdy się znajdziemy w tej odległości, większość galaktyki będziemy mieli już za sobą. Zgodnie z przewidywaniami, od tego miejsca prędkość gwiazd powinna spadać w miarę wzrostu odległości od środka galaktyki. Mając tak solidne wyliczenia, astronomowie mogli zmierzyć prędkość ruchu obrotowego galaktyk i sprawdzić, jak teoretyczne przewidywania zgadzają się z danymi obserwacyjnymi. Sądzono, że podobnie jak w przypadku poprzednich sukcesów prawa Newtona, dane i przewidywania będą się ze sobą doskonale zgadzały. Uczeni byli więc ogromnie zaskoczeni, gdy okazało się, że te oczekiwania całkowicie rozmijają się z rzeczywistością.

Teoria przewidywała, że na bardzo dużych odległościach prędkość orbitalna gwiazd powinna być mniejsza, natomiast z obserwacji wynikało, że od pewnej odległości prędkość ta jest stała. Jest wiele możliwych wyjaśnień tej rozbieżności między obserwacjami i obliczeniami. Pierwsze to uznać, że przyjęte założenia są niepoprawne i prawa Newtona są błędne. Okazuje się, że gwiazdy krążące po orbitach wokół środka galaktyki doznają bardzo małych przyspieszeń. Możliwe więc, że dobrze zweryfikowane prawa Newtona sprawdzają się jedynie dla „normalnych” przyspieszeń i zawodzą, gdy mamy do czynienia z niskimi przyspieszeniami. Hipotezę taką zaproponował w 1983 roku Mordehai Milgrom. Chociaż takiego wyjaśnienia nie można jeszcze całkowicie odrzucić, większą popularność zdobyła inna możliwość. Jest nią założenie, że w galaktykach znajduje się więcej materii, niż początkowo sądzono. Krytyczne znaczenie dla oszacowania masy galaktyki ma możliwość zobaczenia tworzącej ją materii. 

Jeżeli jakiejś części jej materii nie możemy zobaczyć, nie uwzględnimy jej w rachunkach. Ponieważ w obserwacjach wykorzystujemy światło (szeroko rozumiane, obejmujące różne zakresy widma elektromagnetycznego, również na przykład fale radiowe), materia, której nie możemy zobaczyć, nazywana jest ciemną materią. Zastanówmy się więc przez chwilę, jak mogłaby wyglądać ciemna materia. „Ciemna” oznacza po prostu: „nie emitująca promieniowania elektromagnetycznego”. Zatem ciemną materią mogłaby być też zwyczajna materia, która jest, no cóż… ciemna. Ciężkie zimne planety, czarne dziury, wypalone gwiazdy i olbrzymie obłoki gazowe – wszystko to są przykłady tak zwanej barionowej ciemnej materii. „Materia barionowa” to w zasadzie tak dobrze nam znana, zwyczajna materia.

MACHO
Materia barionowa może występować pod postacią obłoków gazowych, ale nie są one specjalnie ciemne, ponieważ można je wykryć za pomocą radioteleskopów i innych zaawansowanych urządzeń. Pozostają nam więc „Masywne Zwarte Obiekty Halo”, bardziej znane pod wdzięcznie brzmiącą nazwą: MACHO (ang. MAssive Compact Halo Objects). Zgodnie z tym, co sugeruje pełna nazwa, są to ciała masywne i małe (zwarte), takie jak na przykład czarne dziury czy wypalone gwiazdy. Znajdują się w halo galaktyki Drogi Mlecznej, ponieważ rozbieżności między obliczeniami i obserwacjami można najlepiej wyjaśnić, jeżeli przyjmie się, że dodatkowa masa jest rozmieszczona w halo galaktycznym.

Już od 1919 roku, gdy Arthur Eddington przeprowadził obserwacje potwierdzające ogólną teorię względności Einsteina, fizycy wiedzą, że grawitacja może zakrzywiać światło. Oznacza to, że materia może działać jak soczewka. Promień światła przechodzący w pobliżu jakiejś masy zostaje zakrzywiony w jej kierunku. Gdy w nasze oko wpada światło wysłane przez odległą gwiazdę, widzimy tylko te promienie światła, które docierają do nas bezpośrednio. Jeżeli jednak między naszym okiem a gwiazdą przesunie się jakaś masa, zobaczymy chwilowe pojaśnienie gwiazdy, ponieważ oddziaływanie grawitacyjne tej masy spowoduje zakrzywienie promieni światła biegnących do naszych oczu. Zatem dobrym sposobem poszukiwania takich zwartych obiektów mogłoby być obserwowanie odległych gwiazd i oczekiwanie na ich pojaśnienie.

Jeżeli zaobserwujemy takie zjawisko, będzie to oznaczało, że między nami a gwiazdą przeszła jakaś masa. Do dziś zaobserwowano różne przypadki efektu soczewkowania. Astronomowie policzyli je wszystkie i wyznaczyli masy związanych z nimi obiektów wywołujących soczewkowanie. Następnie dokonali ekstrapolacji tych wyników na całą galaktykę i wszyscy doszli do jednego wspólnego wniosku. MACHO po prostu nie mają wystarczająco dużej masy, by mogły stanowić wyjaśnienie problemu ciemnej materii. Wróciliśmy zatem do punktu wyjścia.

To może WIMP-y?
Skoro obiekty MACHO nie mogą wyjaśnić zagadki ciemnej materii, może uda się to WIMP-om? Skrót WIMP pochodzi od angielskiego określenia: weakly interacting massive particles – słabo oddziałujące masywne cząstki. Może ciemna materia nie gromadzi się w bryłach wypalonych gwiazd, ale jest rozsiana w całym kosmosie niczym gaz? Taki kandydat na ciemną materię musiałby mieć postać nowej formy materii, jakiejś wciąż nieodkrytej cząstki. Między uczonymi prowadzącymi poszukiwania obserwacyjne a naukowcami wykorzystującymi akceleratory trwa wyścig o to, kto pierwszy odkryje bezpośredni dowód istnienia ciemnej materii.

Co najmniej przez najbliższe 20 lat LHC będzie jedynym urządzeniem umożliwiającym wytwarzanie cząstek, które mogłyby być ciemną materią. Jak zawsze w przypadku badań naukowych, nie ma żadnej gwarancji sukcesu, ale fizycy analizujący dane z LHC będą poszukiwali cząstek nadających się do tej roli. Cząstki takie muszą być masywne, elektrycznie obojętne, stabilne i niepodatne na wpływ oddziaływania silnego. Muszą one być niewidoczne, a ponieważ są stabilne (to znaczy, nie ulegają rozpadowi), nie będziemy mogli zobaczyć również ich cząstek potomnych.

Zatem jedynym śladem ich pojawienia się w doświadczeniu będzie zniknięcie pewnej energii w trakcie zderzenia. Mówiąc krótko, potencjalną cząstkę ciemnej materii poznamy po tym, że jej nie zobaczymy. Fakt, że nie wiemy, jaką postać ma 83% materii we Wszechświecie, jest zawstydzający. Jednak Wszechświat kryje jeszcze większą zagadkę. Wszystko wskazuje na to, że jest on wypełniony polem energii zawierających dwa razy więcej energii i materii, niż ciemna i zwyczajna materia razem wzięte. Tą kolejną zagadką jest ciemna energia i jest ona naprawdę tajemnicza.

Nie tylko materia może być ciemna
W 1998 roku dwa zespoły astronomów i fizyków odkryły coś niejasnego. Światło docierające do nas z odległych supernowych okazało się zbyt słabe. Aby zrozumieć wagę tego odkrycia, musimy wiedzieć, jak jasno świeci supernowa, a także jak daleko od nas się znajduje. Jedną z najtrudniejszych rzeczy w astronomii jest ustalenie, jak daleko znajduje się dany obiekt. Małpa przygotowująca się do skoku na sąsiednią gałąź ocenia odległość, wykorzystując głębię trójwymiarowego widzenia. Patrząc, ma wrażenie głębi, ponieważ używa do tego pary dosyć blisko siebie umieszczonych oczu. Jednak, gdy mamy do czynienia z odległościami astronomicznymi, idea widzenia dwuocznego przestaje działać.

Musimy więc znaleźć jakąś inną metodę ustalania odległości. Aby zrozumieć kluczowe elementy stosowanej techniki, wyobraźmy sobie dwoje ludzi patrzących na jedną świecę, przy czym jedna z tych osób znajduje się dużo bliżej źródła światła. Osobie patrzącej na świecę z mniejszej odległości będzie się ona wydawała jaśniejsza. Fakt ten stanowi podstawę metody ustalania odległości na podstawie jasności obserwowanej. Jeżeli wiemy, ile światła daje dana świeca, to po zmierzeniu jej jasności, będziemy mogli dokładnie wyznaczyć odległość dzielącą ją od oka (lub odległość gwiazdy od teleskopu, w przypadku obserwacji astronomicznych). Problemem jest ustalenie, ile światła emituje dany obiekt (w tym przypadku gwiazda). W końcu różne gwiazdy mają różną jasność absolutną. W historii astronomii można znaleźć wiele różnych obiektów astronomicznych, które w tym celu wykorzystywano. Aby jednak światło mogło dotrzeć na drugi kraniec kosmosu, potrzebna jest naprawdę jasna świeca. Do tego celu nadaje się jedynie umierająca gwiazda, nazywana supernową.

Gwiazdy mogą wybuchać na różne sposoby, ale nas interesuje pewien szczególny mechanizm takiego wybuchu, nazywany supernową typu Ia. Do wybuchu supernowych typu Ia dochodzi w układach podwójnych gwiazd. Jedna z gwiazd jest białym karłem o tak silnym polu grawitacyjnym, że zasysa materię z towarzysza. W miarę jak materia spada na białego karła, jego masa wzrasta i staje się on coraz gorętszy. W końcu, gdy masa i temperatura przekroczą określoną wartość progową, biały karzeł wybucha. W dużej mierze dzięki temu, że proces ten jest tak podobny we wszystkich przypadkach, możemy z dokładnością do 10% wiedzieć, jaką jasność ma każda supernowa typu Ia – a taka dokładność to w astronomii strzał w dziesiątkę. Dla każdej zaobserwowanej odległej supernowej typu Ia astronomowie wyznaczyli również jej odległość na podstawie przesunięcia ku czerwieni.

Po porównaniu odległości wyznaczonych przy użyciu obydwu metod okazało się, że w wyniku pomiarów opierających się na standardowej jasności supernowych uzyskuje się większe odległości niż metodą wykorzystującą rozszerzanie się Wszechświata. Ta prosta obserwacja wywołała burzę w kosmologii. Przedstawiono wiele – naprawdę olbrzymią liczbę – prób wyjaśnienia tych obserwacji. Chociaż nie wszystkie przyjęto z równym entuzjazmem, pozwolę sobie tu wymienić kilka z najszerzej uznawanych, alternatywnych hipotez. >> Dawno temu supernowe typu Ia były mniej jasne niż obecnie. >> Światło jest niestabilne i po drodze do nas ulega rozpadowi, albo też na obszarze dzielącym nas od supernowych znajduje się więcej materii lub pyłu i dlatego po drodze część światła zanika. >> Wszechświat jest znacznie większy od niewielkiego jego fragmentu, który możemy zobaczyć. Tak naprawdę cały Wszechświat wibruje ni-czym dzwon wzbudzony wstrząsem Wielkiego Wybuchu. To dzwonienie odkształca przestrzeń jak sprężynę, powodując jej kurczenie się w jednych miejscach, a rozciąganie w innych. My przypadkowo znajdujemy się we fragmencie, który ulega rozszerzaniu. Chociaż te wyjaśnienia, a także inne, wciąż zachowują ważność i są w różnym stopniu akceptowane, wśród kosmologów zaczęła zwyciężać jeszcze inna próba wytłumaczenia przeprowadzonych obserwacji: być może przestrzeń rozszerza się coraz szybciej.

Źródłem takiej ekspansji miałaby być „ciemna energia”. Wraz z odkryciem w 1998 roku, że tempo rozszerzania się Wszechświata rośnie, idea stałej kosmologicznej – takiego rozpychającego Wszechświat czynnika – przeżyła swego rodzaju renesans. Przedstawiono wiele pomysłów, jak mogłaby ona działać – wśród nich pojawiła się idea o nazwie rodem z New Age: „kwintesencja” (jest ona jednak traktowana przez społeczność naukową całkowicie poważnie). W każdym razie, stałą kosmologiczną można uważać za wypełniające Wszechświat pole energii o stałej gęstości. Załóżmy, że istnieją dwa rodzaje grawitacji. Pierwszy rodzaj, to znana nam dobrze jej odmiana wytwarzana przez materię (zarówno zwyczajną, jak i ciemną). Jest to siła przyciągająca, a zatem będzie powodowała spowolnienie tempa ekspansji Wszechświata. Ponieważ jednak ten rodzaj grawitacji słabnie wraz ze wzrostem odległości między ciałami, stopień powodowanego przez nią spowolnienia ekspansji Wszechświata w miarę rozrastania się przestrzeni cały czas się zmniejsza. Źródłem drugiego rodzaju grawitacji jest ciemna energia, będąca ucieleśnieniem stałej kosmologicznej, która dostarcza energii o stałej gęstości oraz, co ważniejsze, stałej siły odpychającej, która nie maleje wraz z rozszerzaniem się Wszechświata. Skoro ciemna energia jest źródłem stałego, skierowanego na zewnątrz ciśnienia, a materia wytwarza nieustannie malejącą w miarę rozszerzania się Wszechświata siłę skierowaną do wewnątrz, to wygrywa ciśnienie skierowane na zewnątrz.

Dlatego ekspansja Wszechświata powinna być coraz szybsza. Właśnie na to wskazuje porównanie odległości wyznaczonych metodami pomiaru jasności supernowych i przesunięcia ku czerwieni odbieranego światła. Jest to również główna przyczyna tak dużej popularności hipotezy ciemnej energii. Uważa się obecnie, że ciemna energia stanowi 70% energii we Wszechświecie. Ciemna materia to około 25% energii Wszechświata, a zwyczajna materia to zaledwie 5%. Ciemny składnik Wszechświata stanowi zatem 95% jego energii, wydaje się więc całkowicie naturalne, że fizykom bardzo zależy na rozwikłaniu tej tajemnicy.

Wszechświat w LHC
Jak dotąd, omawiając ciemną energię, mówiliśmy jedynie o badaniach kosmologicznych i astronomicznych. Ale jaką rolę może tu odegrać LHC? Ciemna energia tworzy pole przenikające cały Wszechświat. Jednym z najpilniejszych celów LHC jest zaobserwowanie bozonu Higgsa i określenie jego własności. Bozon Higgsa jest cząstką tworzącą pole energii Higgsa, które nadaje wszystkim cząstkom ich masę. Czy pole Higgsa mogłoby być źródłem ciemnej energii? Pewnie, że mogłoby.

Jest tylko jeden szkopuł. Gdy wyliczy się ilość energii, którą musi zawierać pole Higgsa w celu nadania cząstkom ich mas, uzyskuje się wartość dużo większą od ilości ciemnej energii we Wszechświecie. Ponieważ wierzymy, że pole Higgsa, lub coś podobnego, musi istnieć, bez wątpienia mamy tu do czynienia z zagadką. Realizowane w LHC badania supersymetrii i bozonu Higgsa dostarczą cennych wskazówek do rozwikłania tych kosmologicznych zagadek. Od dawna już wiemy, że królestwo cząstek i historia kosmosu są ze sobą ściśle powiązane. LHC pozwoli nam być może napisać kolejny rozdział tej fascynującej i niekończącej się opowieści.