Άγονα νετρίνα και η έρευνα για τη θερμή σκοτεινή ύλη

Πηγή: PhysOrg.com, 5 Σεπτεμβρίου 2006

Ο Matteo Viel, συνεργάτης του Ιδρύματος Αστρονομίας στο Καίμπριτζ της Αγγλίας, θεωρεί ότι η φυσική σωματιδίων και η κοσμολογία θα μπορούσαν να είναι πιο συμβατές, αν οι επιστήμονες εργαστούν για την κατανόηση της προέλευσης και της φύσης του σύμπαντος μας.

Ο Matteo Viel μαζί με μια διεθνή ομάδα από τη Γαλλία και την Ιταλία μαζί με έναν θεωρητικό από το CERN, έχει δημοσιεύσει μια εργασία για το πώς μπορεί να επιτευχθεί η συνεργασία των δύο πεδίων. Η εργασία του τιτλοφορείται "Μπορούν τα άγονα Νετρίνα να αποκλειστούν σαν υποψήφια συστατικά της θερμής σκοτεινής ύλης;", και εκεί εξετάζει τη δυνατότητα μιας λιγότερο καθιερωμένης άποψης του σύμπαντος.

"Ξέρουμε ότι η σκοτεινή ύλη είναι ένα από τα κύρια συστατικά του Κόσμου μας," λέει ο Viel. "Η δημοφιλέστερη άποψη είναι ότι η σκοτεινή ύλη είναι συνήθως ψυχρή. Και ενώ μερικά πράγματα μπορούν να εξηγηθούν από την ψυχρή σκοτεινή ύλη, υπάρχουν μερικά γεγονότα, ειδικά σε μια μικρότερη κλίμακα, τα οποία εξηγούνται καλύτερα αν δεχτούμε μια κυριαρχία της θερμής σκοτεινής ύλης. Γεγονότα όπως, η μεγάλη ταχύτητα των πάλσαρ ή τον επαναϊονισμό του σύμπαντος". Η θερμή σκοτεινή ύλη, υπό μορφή των άγονων νετρίνων, θα μπορούσε ακόμη και ενδεχομένως να βοηθήσει τις μεγάλες θεωρίες ενοποίησης στη φυσική σωματιδίων.

Ο Viel και οι συνάδελφοί του μελέτησαν ένα υποσύνολο των στοιχείων που λήφθηκαν από την Ψηφιακή Έρευνα του Ουρανού Sloan (SDSS) για να βρουν τις διαφορές ανάμεσα στη θερμή και τη ψυχρή σκοτεινή ύλη. Το υποσύνολο περιελάμβανε κβάζαρ που δείχνουν τις απορροφήσεις των φωτονίων, που εκπέμπονται από μια απόμακρη πηγή με τη μεσολάβηση του ουδέτερου υδρογόνου, το οποίο βρίσκεται στις διαγαλαξιακές δομές. Χρησιμοποιώντας τα στοιχεία από την έρευνα SDSS, ο Viel και οι συνεργάτες του χρησιμοποίησαν έπειτα τους υπολογιστές για να μοντελοποιήσουν διαφορετικά σενάρια, χρησιμοποιώντας είτε τη θερμή είτε την ψυχρή σκοτεινή ύλη για να πάρουν μια ιδέα για το πώς μπορούν να μοιάζουν τα αντικείμενα σε ένα διαμορφούμενο σύμπαν.

Αυτά τα δύο σχήματα δείχνουν πώς οι διαγαλαξιακές δομές υψηλής ερυθρής μετατόπισης (redshift) θα φαίνονται σε μοντέλα με ψυχρή σκοτεινή ύλη (αριστερά) και θερμή σκοτεινή ύλη (δεξιά). Το μέγεθος της προσομοιούμενης περιοχής αντιστοιχεί σε 3,3 εκατομμύρια έτη φωτός. Στα μοντέλα με θερμή σκοτεινή ύλη, οι δομές είναι πιο διαχεόμενες.

"Μεταξύ όλων των σωματιδίων της θερμής σκοτεινής ύλης", λέει ο Viel, "υπάρχουν νετρίνα. Τα νετρίνα συναντώνται σε δύο είδη: ενεργά και άγονα. Εμείς βρίσκουμε την επίδραση των άγονων νετρίνων στις διαγαλαξιακές δομές όταν το σύμπαν ήταν περίπου στο 10% της σημερινής ηλικίας του."

Το πρόβλημα, εν τούτοις, ξεκινά από το γεγονός ότι μια ομάδα στο Οχάιο, που χρησιμοποιεί παρατηρητικά στοιχεία, ανακάλυψε ένα ανώτερο όριο στη μάζα των νετρίνων, που είναι όμως μικρότερο από το χαμηλό όριο της μάζας που βρήκε ο Viel και η ομάδα του. Αυτό σημαίνει ότι τα συμπεράσματα τους είναι ασυμβίβαστα. Μήπως λοιπόν αυτό το αποτέλεσμα αποκλείει τα άγονα νετρίνα ως υποψήφια μέλη της θερμής σκοτεινής ύλης; "Ναι," λέει ο Viel, "αλλά και όχι".

Σε ένα καθιερωμένο σενάριο παραγωγής νετρίνων, υπάρχει μια συμμετρία λεπτονίων. Σε έναν τέτοιο σύμπαν, τα άγονα νετρίνα δεν θα μπορούσαν να είναι υποψήφια σωματίδια για την σκοτεινή ύλη. Αλλά ο Viel και η ομάδα του διερεύνησαν μερικές νέες δυνατότητες, συμπεριλαμβανομένης και της λεπτονικής συμμετρίας. Έτσι, ανακάλυψαν ότι τα άγονα νετρίνα είναι τελικά καλοί υποψήφιοι για τη θερμή σκοτεινή ύλη.

"Αυτό που χρειαζόμαστε τώρα", λέει, "για τη μελέτη είναι κι άλλοι παράμετροι - πιο σφιχτοί περιορισμοί."

Το γεγονός αυτό όμως είναι κάτι που μόνο ένας συνδυασμός φυσικής σωματιδίων και κοσμολογίας μπορεί πραγματικά να βοηθήσει. "Είναι μια εργασία που βρίσκεται μεταξύ της σωματιδιακής φυσικής και της κοσμολογίας", εξηγεί. Συλλέγοντας στοιχεία υψηλότερης ανάλυσης όσον αφορά τις διαγαλαξιακές δομές, θα μπορούσαν να αναπτυχθούν καλύτεροι περιορισμοί για τα πειράματα της φυσικής σωματιδίων στο εργαστήριο.

"Εάν μπορούμε να βρούμε καλύτερους περιορισμούς, η κοινότητα της φυσικής μπορεί να προσαρμόσει πειράματα σε αυτές τις περιοχές τιμών που έχουν βρει οι κοσμολόγοι. Είναι σημαντικό για αυτές τις κοινότητες να αλληλεπιδράσουν, μεταφέροντας στοιχεία και κοινά μοντέλα του σύμπαντος."

"Υπάρχει άπειρος αριθμός συνεπειών στην ανάπτυξη του σύμπαντος, ανάλογα με τη θερμή ή την ψυχρή σκοτεινή ύλη", λέει ο Viel. "Εάν μπορούμε να έχουμε πιο σφιχτούς περιορισμούς ακόμη και σε μια ιδιότητα των άγονων νετρίνων, μέσω μερικών άμεσων πειραμάτων ανίχνευσης ή μέσω της παρατήρησης, θα υπήρχε τεράστια βελτίωση της κατανόησης του Κόσμου." 

Η εργασία δημοσιεύθηκε στο Physical Review Letters στις 17 Αυγούστου 2006.

Τα νετρίνα είναι στοιχειώδη σωματίδια που παράγονται στις πυρηνικές συντήξεις μέσα στα αστέρια και στις εκρήξεις των σουπερνοβών. Απαντώνται σε τρεις γνωστούς τύπους ή γεύσεις - νετρίνο ηλεκτρόνιο, μιονίου και ταυ. Τα πειράματα μέσα στην τελευταία δεκαετία έχουν αποδείξει ότι τα νετρίνα 'ταλαντεύονται' από τον έναν τύπο στον άλλο, κάτι που είναι δυνατό μόνο εάν έχουν κάποια μάζα.

Η μάζα τους δεν είναι ακόμα γνωστή με ακρίβεια, αλλά το γεγονός ότι έχουν μάζα υπονοείται ότι πρέπει να υπάρχει κι ένας τέταρτος τύπος νετρίνο, ισχυρίζονται ορισμένοι φυσικοί. Κι αυτό γιατί σε όλα τα άλλα σωματίδια η μάζα προέρχεται μέσω της ένωσης δύο συστατικών με αντίθετα κβαντικά χαρακτηριστικά, δηλαδή με αντίθετα σπιν.

Και οι τρεις γνωστοί τύποι νετρίνων έχουν σπιν αριστερόστροφο, γι αυτό και οι ερευνητές υποστηρίζουν ότι πρέπει να υπάρχει άλλος ένας τύπος με δεξιόστροφο σπιν. Κι αυτό πρέπει να είναι το άγονο νετρίνο, που θεωρείται ότι πρώτον αλληλεπιδρά με την κανονική ύλη μόνο μέσω της βαρύτητας - αν φυσικά είναι αρκετά βαρύ - και δεύτερον ότι έχει μεγαλύτερη μάζα από τα συνηθισμένα νετρίνα.

Εάν τα άγονα νετρίνα είχαν μια μάζα τρισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τα κανονικά αριστερόστροφα ξαδέλφια τους, τότε θα είχαν διασπαστεί σε αυτά τα ελαφρύτερα νετρίνα, μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αλλά εάν η μάζα τους είναι 100.000 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα των κανονικών νετρίνων - ή μερικές χιλιάδες ev - τα περισσότερα από αυτά ακόμα θα υπάρχουν, με κάποια από αυτά να έχουν διασπαστεί περιστασιακά σε ελαφρύτερα νετρίνα, αλλά και σε φωτόνια ακτίνων X.

Ερευνητές σαν τον Scott Dodelson και Lawrence Widrow πρότειναν το 1994 ότι τέτοια σχετικά χαμηλής μάζας άγονα νετρίνα θα μπορούσαν να αποτελέσουν τη σκοτεινή ύλη που εμφανίζεται να ξεπερνά σε βάρος την κανονική ύλη στο σύμπαν κατά έναν παράγοντα έξι.

Αργότερα, ο Alexander Kusenko υπολόγισε ότι τα άγονα νετρίνα που παρήχθησαν στις εκρήξεις των υπερκαινοφανών θα μπορούσαν να προσδώσουν μεγάλες ταχύτητες στα αστέρια νετρονίων - που δημιουργήθηκαν από τις εκρήξεις των υπερκαινοφανών - της τάξης των 1.000 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο - ένα φαινόμενο που ήταν προηγουμένως ανεξήγητο.

Στο Καθιερωμένο Μοντέλο τα άγονα νετρίνα μπορούν να αναμιχθούν με τα συνηθισμένα νετρίνα μέσω της μάζας Dirac. Μπορούν, επίσης, τα άγονα νετρίνα καθώς και τα συνηθισμένα νετρίνα  να έχουν μάζες Majorana. Σε ορισμένα μοντέλα οι μάζες Dirac και Majorana χρησιμοποιούνται σε έναν μηχανισμό, ο οποίος μειώνει τις μάζες των συνηθισμένων νετρίνων και καθιστά τα άγονα νετρία εξαιρετικά βαριά (γύρω σε ~ 10¹² GeV).

Συν τοις άλλοις, οι Peter Biermann και Alexander Kusenko έχουν δείξει ότι όταν τα άγονα νετρίνα διασπώντα, επιταχύνεται η δημιουργία του μοριακού υδρογόνου. Γι αυτό πιστεύεται ότι αυτή η διαδικασία βοήθησε στο να 'ανάψουν' τα πρώτα άστρα 20 έως 100 εκατομμύρια χρόνια μετά το big bang. Η πρώτη γενιά αυτών των άστρων ιόνισε το αέριο γύρω τους, κάπου 150 έως 400 εκατομμύρια χρόνια μετά το big bang.