Materia iluna: unibertsoaren masa ezkutua

Harrigarria bada ere, izarrak, planetak, animaliak eta pertsonak osatzen dituen materia ez da oso ohikoa. Unibertsoaren % 5 inguru bakarrik da materia barionikoa, hau da, materia arrunta edo ohikoa. Materia hori protoiak, neutroiak eta elektroiak dira, eta ikusi eta ukitu ditzakegun gauza guztiak osatzen ditu: galaxiak, gas interestelarra, eguneroko objektuak eta baita gure gorputzak ere. Beste % 95a, berriz, oraindik misterio bat da, eta materia ilunaz (% 27 inguru) eta energia ilunaz (% 68 inguru) osatuta dago.

1. Irudia: gure unibertsoko materiaren banaketa-diagrama.

Unibertsoan materia nola banatzen den azaltzeko ΛCDM modeloa erabiltzen da,  gaur egun onartutako modelo kosmologikoa.

• Lambda (Λ): Konstante Kosmologikoa. Energia iluna adierazten du, presio negatibo gisa jarduten duen indar misteriotsua, unibertsoaren hedapen azeleratua bultzatzen duena. Artikulu honetan ez dugu horri buruz hitz egingo.

  
  

• CDM (Cold Dark Matter / Materia Ilun Hotza): “Hotza”k partikulak motel mugitzen direla adierazten du (ez erlatibistak), eta “iluna”k ez duela argirik igortzen ezta islatzen ere. Ikusezina da.

Materia barionikoaren (edo normalaren) eta ilunaren arteko desberdintasun nagusia honako hau da: materia barionikoak grabitatearen eta indar elektromagnetikoen bidez elkarreragiten du, eta atomoak eta argi ikusgaia sortzen ditu; materia ilunak, berriz, grabitatearen bidez baino ez du elkarreragiten, eta ez du argirik igortzen edo xurgatzen, “ikusezina” da.

Nondik dator materia ilunaren kontzeptua sortzeko beharra?

Ba, grabitate-defizit batetik: unibertsoan ikusitako grabitatea materia ikusgaiak eman dezakeena baino askoz handiagoa da.

Lehen aztarna historikoak

Masa ilunaren existentzia funtsezko bi/hiru aztarna nagusiren bidez ondorioztatu da.

Fritz Zwicky eta Virialaren teorema

Fritz Zwicky astronomo suitzarrak “Dunkle Materie” (materia iluna alemanez) terminoa sortu zuen 1933an, Coma kumulua aztertzen ari zela. Zwickyk kumuluaren barruko galaxiak mugitzen ziren abiadurak neurtu zituen.

Grabitazioz lotuta dagoen sistema baten masa estimatzeko, Virialaren Teorema erabili dezakegu. Printzipio honek dio sistema bat orekan dagoenean, bere osagai guztien energia zinetikoaren (mugimendua) batezbestekoa bere energia potentzialaren (grabitazioa) erdiaren baliokidea izan behar dela. Hau da:

non:

⟨T ⟩ = sistemaren energia zinetikoaren batezbestekoa

⟨U ⟩ = sistemaren energia potentzial grabitatorioaren batezbestekoa

Energia potentzial grabitatorioak balio negatiboa du, grabitatea indar erakargarria delako.

Zwickyk teorema hori aplikatu zuen, eta ikus zitekeen materia kantitaterako, energia zinetikoaren balioa handiegia zela ondorioztatu zuen. Hau da, sistemen egonkortasuna mantentzeko, ikusten dugun baino materia askoz gehiago egon beharko litzateke. Desadostasun hori masa ikusezinari egotzi zion, alegia, materia ilunari.

Vera Rubin eta Biraketa Kurbak

1970eko hamarkadan, Vera Rubin astronomoak behin betiko ebidentzia eman zuen. Kent Ford kolaboratzailearekin batera, izarren abiadura orbitala¹ neurtu zuen galaxia espiraletako² diskoetan (bere errotazio-kurbak).

Fisika newtondarraren arabera, izarren abiadura orbitala murriztu egin beharko litzateke nukleotik urrundu ahala, Eguzkiaren inguruko planeten abiadura bezala.

Rubinek, ordea, galaxien ertzetako izarrak abiadura konstante eta altuan mugitzen zirela ikusi zuen. Hori posible da masa ikusezin kopuru handi batek galaxia halo esferiko batean biltzen badu, izar periferikoetatik “tira” egiteko, abiadura altua mantentzeko behar den grabitatea gehituz.

2. Irudia: lerro gorriak espero zen abiadura irudikatzen du. Galaxiaren erdigunerako distantzia zenbat eta handiagoa izan (eskuineko alderantz grafikoan), orduan eta txikiagoa izan beharko luke izarren abiadurak galaxiaren inguruan biratzean (beherago grafikoan). Vera Rubinek oso bestelako zerbait ikusi zuen: distantzia jakin batetik aurrera, izarren abiadura ez da murrizten, ia konstante mantentzen da.

Grabitazio-lenteak

Beste fenomeno erabakigarri bat grabitazio-lenteen bidezko argiaren distortsioa da. Erlatibitate Orokorrak masa duen edozein objektuk espazio-denbora kurbatzen duela iragartzen du. Galaxien kumuluek lente erraldoi gisa jokatzen dute, atzetik dauden objektu urrunen argia kurbatzen dutenak. Kurbadura horren indarra kumuluaren guztizko masarekiko (ikusezina + ikusgaia) zuzenki proportzionala da. Behaketek baieztatzen dute distortsio hori masa ikusgaiak azal dezakeena baino askoz handiagoa dela. Beraz, kurbadura areagotzen duen masa egon behar da, ikusten ez duguna.

3. Irudia: Ezkerrean: Grabitazio-lente baten eskema. Urrutiko galaxia baten argia kurbatu egiten da galaxia-kumulu baten ondotik igarotzean, zeinaren masa erraldoiak espazio-denbora deformatzen duen. Izpien kurbatura masaren araberakoa da, eta galaxiaren irudi distortsionatu ugari sortzen ditu, lerro laranjek irudikatuak, Lurrera iristean. Kredituak: NASA, ESA & L. Calçada. Eskubian: Grabitazio-lente baten behaketa erreala. Hubble Espazio Teleskopioak hartutako irudi honetan, galaxia-kumuluaren (zirkulu etenaren barnean) atzean dagoen galaxia baten lau irudi ezberdin eta distortsionatuak ikusten dira (lerro laranjen barruan). Kredituak: NASA, ESA, J. Rigby (NASA Goddard Space Flight Center), K. Sharon (Kavli Institute for Cosmological Physics, Chicagoko Unibertsitatea), eta M. Gladders eta E. Wuyts (Chicagoko Unibertsitatea)

Egitura-banaketa

Materia iluna ez dago modu uniformean banatuta. Bere grabitateari esker, unibertso goiztiarreko gune txiki dentsoenak kontzentratu eta kolapsatu egin ziren, eta gaur ikusten ditugun galaxiak, kumuluak eta gainerako egiturak osatu ziren.

Orain begi-bistako galdera litzateke: eta non dago materia iluna? 

Ba, materia iluna honako lekuetan dago:

Halo galaktikoak

Galaxiak materia iluneko “halo” izeneko egitura erraldoietan bizi dira. Halo hauek galaxiaren masa gehiena dute. Materia ilunak haloa menderatzen duen arren, haren dentsitaren maximoa erdialdean du, eta kanporantz txikiagotzen da. Materia barionikoa (izarrak eta gasa) erdiko eremuan finkatzen da disko eta egitura trinkoak osatuz. Materia ilunak, aldiz, elkarreragiten ez duenez, haloaren egiturarik lausoena osatzen du.

4. Irudia: Dark Energy Survey-ren (DES) simulazio baten fotograma, materia iluneko egituren eraketa erakusten duena unibertso primitibotik gaur egunera arte. Argi horiak materia barionikoa adierazten du, eta eremu beltzak, berriz, materia iluneko haloa.

Eskala Handiko Egitura (Sare Kosmikoa)

Eskala handienean, materia iluna filamentuz eta nodoz osatutako Sare Kosmiko zabal batean antolatzen da. Materia ilunak elektromagnetikoki elkarreragiten ez duenez, lehena izan zen elkartzen, eta grabitazio-putzuak deiturikoak sortu ziren.

Gero, materia barionikoa putzu hauetara erakarriz, Sare Kosmikoaren nodo eta harizpietan zehar finkatu zen. Gure Esne Bidea harizpi horietako batean dago.

5. Irudia: Sare Kosmikoan zeharreko bidaia bat erakusten du. Nodo distiratsu bakoitzak galaxia bat irudikatzen du. Harizpi moreek, berriz, haien artean dagoen materiala adierazten dute. Gizaki batentzat galaxiak bakarrik izango lirateke ikusgai, baina irudikapen honek horiek lotzen dituzten eta sare kosmikoa osatzen duten materia-hariak ikusteko aukera ematen digu. Materia iluna more kolorez agertzen da. Kredituak: Irudikapena: Frank Summers, Espazioko Teleskopioaren Zientzia Institutua. Simulazioa: Martin White, UC Berkeley eta Lars Hernquist, Harvard Unibertsitatea.

CDM modeloaren erronkak eskala txikian

Unibertsoa eskala handian deskribatzeko CDM modeloak arrakasta izan duen arren, erronkak daude eskala txikian.

Galdutako sateliteen arazoa

6. Irudia: galaxia espiral bat bere materia iluneko haloaren erdian, zenbait sub-haloz inguratuta, halo handienaren barnean. Kontuan izan eskala ez dela zuzena, haloa galaxia baino askoz handiagoa da.

Materia ilun hotzaren modeloaren simulazioetan, Esne Bidearen gisako galaxiak materia iluneko halo erraldoien barruan sortzen dira. Simulazioen arabera, halo handi horiek sub-halo txikiago asko dauzkate barruan.

Teoriaren arabera, sub-halo horietako bakoitzak gasa erakar lezake, hoztu eta izarrak sortu, eta galaxia txiki bat sortzen da. Horregatik, sub-haloak zuzenean lotzen dira Esne Bidearen inguruan ikusten ditugun galaxia sateliteekin: galaxia nano bakoitzak bere materia iluneko sub-haloan bizi beharko luke.

Arazoa da simulazioek sub-halo horietako milaka iragartzen dituztela, eta benetako galaxia txiki hamarnaka batzuk baino ez direla behatu. Horrek esan nahi du aurrez ikusitako sub-halo gehienek ez dutela izarrik, eta izarrik gabe, ez dute galaxia ikusgarririk sortu. 

Simulazio kosmologiko modernoek, barioi-feedbacka kontuan hartzen dutenek (supernobak, izar-haizeak eta abar), asko leuntzen dute arazoa. Masa baxuko haloetan, bereziki Esne Bidearen motako haloen barruko sub-haloetan, baliteke izarren eraketa oso eraginkorra ez izatea, erradiazio bidezko gasaren berotzearen edo supernoben leherketengatik askatutako energiaren ondorioz. Sub-halo askok ez lukete izarrik sortuko, eta ikusezinak izango lirateke. Beraz, ikus daitezkeen galaxia nano kopurua txikiagotzen da, eta simulazioen iragarpenek hobeto egiten dute bat behaketekin.

Cusp-Core arazoa

7. Irudia: galaxia espiral bat bere materia iluneko haloaren erdian. Grafikoan marra gorriak “cusp” kasua erakusten du, non galaxiaren erdialdean dentsitatea askoz handiagoa den ertzean baino. Marra urdinak, berriz, benetako kasua erakusten du: galaxiaren erdialdean dentsitatea laua da.

Cusp (gailur edo mutur zorrotz) – Core (nukleo) arazoa materia ilun hotzaren modeloaren simulazioek aurreikusten dutenaren eta galaxietan benetan ikusten dugunaren arteko diferentzia da, bereziki galaxia nanoetan, materia ilunak menderatzen baititu.

Materia iluna bakarrik kontsideratzen duten simulazioek, halo galaktikoen erdian, materia ilunaren dentsitatea oso modu nabarmenean handitu beharko litzatekeela iragartzen dute, “mutur zorrotz” edo “gailur” moduko bat osatuz (cusp). Hala ere, galaxia nano askoren errotazio-kurbak behatzen ditugunean, datuek erakusten dute haien zentroetako dentsitatea askoz ere uniformeagoa eta lauagoa da: “nukleo” gisa ezagutzen dena osatzen dute (core).

Azalpen posible bat materia barionikoa inplikatzen duten prozesuek (supernoben leherketek askatutako energiak kasu) materia iluna galaxien erdian birbana dezaketela da, hasierako gailurra leuntzen dute eta lau bihurtzen dute. Horrek simulazioak behaketekin bateratzen lagunduko luke.

Materia iluna vs. Grabitate aldatua

Eztabaida honetan datza: grabitazio-defizitak partikula berri bat (materia iluna) edo grabitatearen legearen zuzenketa eskala handietan behar ote duen.

Bala Kumulua

8. Irudia: Bala kumuluaren erdialdea, galaxia masiboko bi kumuluz osatua. Galaxiak eta izarrak James Webb Espazio Teleskopioak behatu zituen. Chandra X-ray behatokiak hartutako X izpi beroen emisioa arrosa kolorekoa da. Kolore urdinak materia iluna irudikatzen du. Kredituak: NASA, ESA, CSA, STCi, CXC. Zientzia: James Jee (Yonsei Unibertsitatea, UC Davis), Sangjun Cha (Yonsei Unibertsitatea), Kyle Finner (Caltech/IPAC).

Bala kumulua (1E 0657-558) materia iluna benetan existitzen dela frogatzeko adibide argienetako bat da. Abiadura handian elkar jo zuten bi galaxia-kumuluren arteko talkaren ondorio da.

Talka gertatu zenean, bi kumuluen gas beroak (materia normala) indar elektromagnetikoen bidez elkarreragin zuen. Horren ondorioz, gasa moteldu eta sistemaren erdian kontzentratuta geratu zen. 8. irudian, gas bero hori eremu arrosek osatzen dute.

Hala ere, astronomoek masa totala neurtu zutenean lehen aipatu dugun grabitazio-lentearen efektua erabiliz, masaren zatirik handiena gas beroa zegoen tokian ez zegoela ikusi zuten, baizik eta desplazatuta, talka-puntutik harago.

Gasaren posizioaren eta masa totalaren posizioaren arteko diferentzia horrek gasarekin eta argiarekin interakzioan ez dagoen materia ugari dagoela adierazten du, baina bai grabitatearekin: hori da materia iluna, 8. irudian, kolore urdinez adierazia.

Grabitate Aldatuko Alternatibak (MOND)

Materia ilunaren alternatiba bat Dinamika Newtoniar Aldatua (Modified Newtonian dynamics - MOND) da. 1981an Mordehai Milgromek proposatutako teoria horrek azelerazioak oso baxuak direnean Newtonen grabitate-legeak aldatu egiten direla iradokitzen du. Aldaketa horrekin, galaxien errotazio-kurba konstanteak azal daitezke (Vera Rubinek lehen aldiz behatu zituenak hain zuzen ere) materia ilunik erabili gabe.

Hala ere, MONDek ondo funtzionatzen du banakako galaxiei aplikatzen zaienean bakarrik. Eskala handiagoetan, galaxia-kumuluetan edo unibertsoan oro har, teoriak ez du ikusitako hainbat fenomeno azaltzea lortzen. Zehazki, ezin du justifikatu bala-kumuluan ikusten den masaren eta gasaren arteko desberdintasuna.

Horregatik, komunitate zientifiko gehienek sendoagotzat jotzen dute materia ilun hotzaren modeloa, modu koherenteagoan azaltzen baititu behaketa kosmologikoak, mikrouhin-hondo kosmikoa eta galaxien propietateak.

Zertaz osatuta dago?

Materia ilunaren osagaiak partikula berri bat edo gehiago izan behar du, poliki-poliki mugitzen direnak eta erradiaziorik igortzen ez dutenak.

Hautagai ezagunena WIMPak (Weakly Interacting Massive Particles) dira. Partikula teorikoki astunak dira, eta materia arruntarekin bakarrik grabitatearen eta indar nuklear ahularen bidez elkarreragiten dute.

Beste hautagai nagusi bat axioia da, partikula neutroa eta oso arina. Axioiek apenas elkarreragiten duten argiarekin, materiarekin eta eremu magnetikoekin, baina grabitatez elkarreragiten dute.

Beste hautagai batzuk Zulo Beltz Primordialak (PBH, ingelesezko sigletan) dira, unibertsoaren lehen uneetan sortutako objektu oso dentsoak, izarrak edo galaxiak existitu aurretik. Izar masiboen bizitzaren amaieran sortzen diren zulo beltzak ez bezala, PBHak Big Bangaren ondorengo lehen momentuetan materia-dentsitatea oso altua zen eremuetan sor zitezkeen.

Gaur egungo ikerketek baztertu egin dute PBH gehienek materia ilun osoa osa dezaketenik.

Ikerketa gaur egun

Gaur egun, materia ilunari buruzko ikerketak bi ildo nagusi ditu: partikulak zuzenean detektatzea eta unibertsoan duten banaketa mapeatzea.

XENONnT esperimentua WIMPak detektatzeko proiektu bat da. Bertan, xenon likido ultrapuruaren depositu handiak erabiltzen dira, WIMP batek xenon-nukleo batekin talka egingo balu gertatuko litzatekeen kolpe txikia erregistratzen saiatzeko. Orain arte ez da seinalerik detektatu, eta horrek adierazten du WIMPak existitzen badira, oso gutxitan elkarreragiten dutela materiarekin.

ADMX esperimentuak axioiak bilatzen ditu haloskopio bat erabiliz, axioiak fotoi detektagarri bihur ditzakeen tresna. Esperimentu honek hainbat masa-tarte eta muga teoriko aztertu ditu, baina orain arte ez du seinalerik aurkitu.

Materia iluna eskala handian nola banatzen den aztertzeko, superkonputagailuekin simulazio kosmologikoak egiten dira, materia iluneko filamentuak eta kumuluak nola eratzen diren islatuz (4. eta 5. irudiak), eta unibertso simulatu horiek benetako behaketekin alderatzen dituzte modelo teorikoak hobetzeko.

Eta honekin amaitzen dut nire artikulua. Espero dut, nahiz eta materia iluna misterio handia izan gizateriarentzat, txikiagoa izatea zuretzat hau irakurri ondoren.

Orri-oinak

¹ izar batek galaxian zehar mugitzean duen abiadura birakorra.

² ez badakizu zer den galaxia espiral bat, hau irakur dezakezu https://www.asteroideiak.eus/post/galaxien-sailkapen-gida-forma-egitura-eta-ezaugarriak

Erreferentziak

1. Dark Matter: Evidence, Theory, and Constraints https://pubs.aip.org/ajp/article/93/9/763/3359560/Dark-Matter-Evidence-Theory-and-Constraints

   
   

2. Zwickyren ingelesezko eta gaztelaniazko itzulpena: The Redshift of Extragalactic Nebulae (1933) https://arxiv.org/abs/1711.01693

   
   

3. Vera Rubin-en artikulua biraketa-kurbei buruz: Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...159..379R

   
   

4. Small-Scale Challenges to the ΛCDM Paradigm https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept18/Bullock/paper.pdf