Energia Ilunari eta Materia Ilunari buruzko Teoriak
Behatzen dugun unibertsoa —izarrak, planetak, gas interestelarra eta galaxiak— kosmosaren zati txiki bat baino ez da. XX. mendearen amaieratik, kosmologoak gero eta konbentzituago daude unibertsoaren osagairik handiena ikusezina dela guretzat. Eztabaida honetan maiz agertzen diren bi terminoak materia iluna eta energia iluna dira. Biak dira "ilunak", ez baitute argia igortzen, xurgatzen edo islatzen erraz detektatzeko moduan; hala ere, haien ustezko eginkizunak eta propietateak oso desberdinak dira. Artikulu honek materia ilunari eta energia ilunari buruzko teoria nagusiak, horiek babesten dituzten behaketa-ebidentzia eta zientzia modernoak oraindik ere dituen erronkak aztertzen ditu.
Zergatik behar dugu "ilun" kontzeptua?
Kosmologian, teoriek behaketa-datuekin bat etorri behar dute. Astronomoek galaxien errotazio-abiadurak, argia nola makurtzen duten (lente grabitazionala) eta Big Bangetik geratzen diren erradiazio-ereduak (mikrouhin-hondo kosmikoa/CMB) neurtzen dituztenean, emaitzek iradokitzen dute grabitatean eta unibertsoaren bilakaeran eragina duen zerbait gehigarria dagoela. Baina zerbait hori ez dirudi izarrak bezalako materia argitsua denik.
Bestalde, eskala kosmiko oso handian, 1990eko hamarkadaren amaieran Ia motako supernoben behaketek datu harrigarri bat agerian utzi zuten: unibertsoaren hedapena ez da moteltzen ari, baizik eta azeleratzen ari da. Azelerazio hori azaltzeko, presio negatiboa zuen osagai bat behar zen, espazio-denbora gero eta azkarrago hedatzera bultzatzen zuena. Osagai horri geroago energia iluna deitu zioten.
Materia Iluna: Teoria eta Ebidentzia Gakoak
1. Galaxien errotazio-kurba
Materia ilunaren froga klasikoetako bat galaxia espiralen errotazio-kurben neurketetatik dator. Newtonen grabitatearen arabera, galaxia baten erdigunearen inguruan orbitatzen duten izarren abiadura gutxitu egin beharko litzateke erdigunetik distantzia handitu ahala. Hala ere, kontrakoa ikusten da: abiadura altua eta "laua" izaten jarraitzen du galaxiaren ertzeraino. Horrek iradokitzen du masa gehigarria zabal banatuta dagoela, galaxia inguratzen duen materia ilunaren halo bat osatuz.
2. Lente grabitazionala
Erlatibitate orokorraren arabera, masak espazio-denbora makurtzen du, beraz, masa handi baten ondoan igarotzen den argia makurtu egiten da. Sistema kosmiko askotan (galaxia-kumuluak, galaxia bakunak), lente grabitazionalaren efektuek materia argitsuak azaldu dezakeena baino masa handiagoa adierazten dute. Adibide ospetsu bat Bullet Kumulua da, non masa-banaketa (lente grabitazionalaren bidez jarraitua) gas bero argitsutik (X izpietan ikusten dena) bereizten den. Fenomeno hau askotan materia iluna osagai erreala dela aldeko babes sendotzat hartzen da, grabitatearen ideia oker bat baino gehiago.
3. Erradiazio Kosmikoa (EER) eta Eskala Handiko Egitura
CMB-k unibertso goiztiarreko baldintzen "arrasto" bat gordetzen du. CMB-ko gorabehera-eredu txikiek, aztertzean, kosmosaren konposizioaren estimazioak ematen dituzte. Emaitzak bat datoz unibertsoa gutxi gorabehera % 5 materia arruntaz, % 27 materia ilunez eta % 68 energia ilunez osatuta dagoela iradokitzen duten ereduekin (zenbakiak apur bat alda daitezke datu-multzoaren arabera). Materia ilunak ere azaltzen laguntzen du nola sor daitezkeen egitura kosmikoak —galaxietatik hasi eta harizpi erraldoietaraino— behatu bezain azkar.
Materia Ilunaren Hautagaiak: Partikula Berrietatik Zulo Beltz Primordialetaraino
Materia ilunaren teoria ezagunenak partikula moduan dagoen materia mota bat dela suposatzen du, partikulen fisikan oraindik aurkitu ez duguna.
1. WIMP (Elkarrekintza Ahuleko Partikula Masiboak)
WIMPak hautagai nagusitzat hartzen ziren garai batean, teorian partikula-fisikaren eredu zabalduetan ager zitezkeelako eta dentsitate kosmiko "egokia" naturalki sortu zezaketelako (askotan "WIMP miraria" deitzen zaio). Hala ere, hainbat detekzio zuzeneko esperimentuk (adibidez, lurpeko detektagailuak erabiliz) ez dute orain arte seinale sinesgarririk aurkitu.
2. Axion
Axioia hasiera batean elkarrekintza sendoen teorian (QCD) arazo bat konpontzeko proposatutako partikula hipotetiko bat da. Axioiak oso arinak baina oso ugariak izan daitezke, beraz, masa total handia ematen dute eta "materia ilun hotz" gisa jokatzen dute.
3. Neutrino esterilak
Ohiko neutrino ahulki elkarreragileak ez bezala, neutrino esterilak are zailagoak dira detektatzen. Baldin badaude, materia ilun "bero" gisa joka dezakete, egituraren eraketan eskala jakin batean eraginez.
4. MATXOAK eta objektu trinkoak
Planeta erraldoiak, izar ahulak edo beste objektu trinko batzuk (MACHO) bezalako hautagaiak kontuan hartu dira, baina mikrolenteen ikerketek iradokitzen dute ez direla nahikoa materia iluna azaltzeko. Zulo beltz primordialen ideia ere badago (unibertsoaren hasierako uneetan sortuak), baina behaketa-mugak direla eta, zaila da materia ilun guztiaren azalpen bakarra izatea.
Alternatiba: Grabitatearen Aldaketa (MOND eta Lagunak)
"Materia ikusezina" gehitu beharrean, zientzialari batzuek proposatu dute eskala galaktiko batean grabitatearen ulermena akastuna dela. MOND (Modified Newton Dynamics) bezalako teoriek Newtonen legeak aldatzen dituzte azelerazio oso txikietarako, errotazio-kurbak materia ilunik gabe azaltzea ahalbidetuz.
Hala ere, grabitate-teoria aldatuen erronka nagusia ebidentzia guztia aldi berean azaltzea da, batez ere Bullet Common eta CMBren koherentzia bezalako fenomenoak. MONDren garapen erlatibistak egon dira (adibidez, TeVeS), baina orain arte, materia ilunaren ereduak "osoagoak" izan dira datu anitzak egokitzeko orduan.
Energia Iluna: Zer Da eta Zergatik Uste Da Existitzen Dela?
Unibertsoaren hedapen bizkortua azaltzeko energia iluna proposatu da. Erlatibitate orokorraren esparruan, azelerazio hori presio negatiboa duen energia osagai batek eragin dezake. Laburbilduz, zenbat eta energia ilun gehiago egon, orduan eta azkarrago hedatzen da espazioa eskala kosmiko batean.
Energia ilunaren froga nagusiak hauek dira:
– Ia motako supernobek “kandela estandar” gisa balio dute distantzia kosmikoak neurtzeko. Urruneko supernobek espero baino ilunagoak agertzen dira hedapena moteltzen ari bada.
– CMB-k eta barioien oszilazio akustikoek (BAO) “erregela kosmiko” bat eskaintzen dute hedapen-historia jarraitzeko.
– Hedapen-tasekiko sentikorrak diren eskala handiko egituren banaketa.
Energia Ilunaren Teoria: Konstante Kosmologikotik Kintesentziara
1. Konstante kosmologikoa (Λ)
Azalpenik errazena Einsteinen konstante kosmologikoa da: dentsitatea denboran zehar konstante mantentzen den hutsune-energia bat. Kosmologia modernoaren eredu estandarra ΛCDM bezala idazten da askotan, non Λ energia iluna den eta CDM "materia ilun hotza". Eredu hau oso arrakastatsua da datu asko azaltzeko.
Arazoa: fisikariek huts-energia teoria kuantikotik kalkulatzen saiatzen direnean, emaitzak behatutakoa baino askoz handiagoak dira; aldea muturrekoa izan daiteke. Kosmologia-konstantearen arazoa bezala ezagutzen da horri.
2. Kintazentzia
Eredu honetan, energia iluna ez da konstante bat, baizik eta denboran zehar aldatzen den eremu eskalar dinamiko batetik sortzen da. Horri esker, energia ilunaren dentsitatea eboluzionatu egiten da, eta horrek (teorian) konstante kosmologikoaren "arraroa" murriztu dezake. Hala ere, eredu hau arretaz interpretatu behar da konstante baten antzeko energia ilunaren portaera erakusten duten behaketa-datuekin kontraesanean ez egoteko.
3. “Mamu” energia iluna eta erlatibitate eraldatua
Badira ereduak energia ilunaren egoeraren (w) parametroa -1 baino txikiagoa izatea ahalbidetzen dutenak (“mamua”), eta horrek muturreko eszenatokiak sor ditzake, hala nola Big Rip-a. Badira grabitatearen teoria eskala handietan aldatzen duten ikuspegiak ere (adibidez, f(R) grabitatea), azelerazioa energia ilunaren osagai bereizirik gabe ager dadin.
Erronkak eta Etorkizuneko Ikerketa Norabideak
ΛCDM kosmologiaren eredu “estandar” bihurtu den arren, oinarrizko galdera asko daude oraindik irekita:
– Zein da materia ilunaren partikulen identitatea? Zergatik ez dira laborategian detektatu?
– Energia iluna benetan konstante kosmologiko bat al da? Edo denboran zehar aldatzen al da?
– Hubble-ren tentsioa: unibertsoaren egungo hedapen-tasaren (H0) neurketak CMB-tik eta tokiko neurketetatik batzuetan ez datoz bat, eta horrek fisika berri baten aukera areagotzen du.
Hainbat behaketa eta esperimentu proiektu daude martxan horri aurre egiteko: galaxia handien azterketak, lente grabitazionalen neurketa zehatzagoak, belaunaldi berriko partikula detektagailuak eta BAOen mapaketa gero eta zehatzagoa. Aurrerapen konputazionalek ere laguntzen ari dira egitura kosmikoen eraketaren simulazioak egiten, materia ilunaren eszenatokiak eta alternatibak bereiziz.
Itxiera
Materia iluna eta energia iluna unibertsoaren gaur egungo ulermena moldatzen duten bi kontzeptu gako dira. Materia iluna batez ere "ikusgai" da galaxien eta galaxia-kumuluen gaineko grabitazio-eraginaren bidez, eta energia iluna, berriz, unibertsoaren hedapen bizkortua azaltzeko beharretik sortu zen. Bat ere ez da guztiz ulertzen, baina biak konbinatzen dituen ΛCDM ereduak oso arrakastatsua izan da behaketa askorekin bat etortzeko.
Baina arrakasta hau ez da istorioaren amaiera. Izan ere, kosmosaren zati handi bat estaltzen duen "iluntasunak" oraindik ere oinarrizko fisikaren geruzak aurkitu gabe daudela iradokitzen du. Behaketa-teknologia zorrozten den heinean eta partikulen esperimentuak sentikorragoak bihurtzen diren heinean, galdera handiei erantzuteko hurbilago gaude: materia iluna partikula berria al da, energia iluna espazio hutsaren propietatea al da, edo grabitatearen beraren ulermena berrikusi behar al dugu?
