ΤΑ ΑΝΟΙΧΤΑ ΕΡΩΤΗΜΑΤΑ ΤΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΣΤΟΙΧΕΙΩΔΩΝ ΣΩΜΑΤΙΔΙΩΝ

Δρ. Σπύρος Αργυρόπουλος

Στο άρθρο αυτό παρουσιάζουμε τα μεγάλα ανοικτά ερωτήματα στο μεταίχμιο μεταξύ σωματιδιακής φυσικής και κοσμολογίας. Συζητάμε τον τρόπο με τον οποίο προέκυψαν, πώς προσπαθούμε να τα εξηγήσουμε και τι μας επιφυλάσσει το μέλλον. 

Από τι είναι φτιαγμένος ο κόσμος και ποια είναι η προέλευση και το μέλλον του Σύμπαντος; Τα ερωτήματα αυτά ανέκαθεν κατείχαν κεντρικό ρόλο στην κοσμοθεωρία όλων των πολιτισμών.

Παρόλο που σε επίπεδο φιλοσοφίας η ενασχόληση με τα ερωτήματα αυτά άρχισε απ’ την περίοδο των προσωκρατικών φιλοσόφων, η φυσική στοιχειωδών σωματιδίων, η επιστήμη που μελετά τη δομή της ύλης στο πιο θεμελιώδες επίπεδο, πήρε μορφή μόλις πριν εκατό περίπου χρόνια με την ανακάλυψη των πρώτων στοιχειωδών σωματιδίων. Το ηλεκτρόνιο ήταν το πρώτο στοιχειώδες σωματίδιο που ανακαλύφθηκε (το 1897 απ’ τον J.J. Thomson), με την ανακάλυψη του πρωτονίου και του νετρονίου να ακολουθούν το 1919 (Rutherford) και το 1932 (Chadwick) αντίστοιχα. Από τότε και μέχρι σήμερα νέα θεμελιώδη σωματίδια ανακαλύπτονταν κατά μέσο όρο κάθε 5 χρόνια, όπως φαίνεται στον πίνακα στην Εικ. 1.

Αξίζει να τονίσουμε ότι:

1. Μετά τα θεμελιώδη συστατικά των ατόμων της συνηθισμένης ύλης (πρωτόνια, νετρόνια, ηλεκτρόνια) και το μιόνιο (που αποτέλεσε την πρώτη ένδειξη για την ύπαρξη περισσοτέρων γενεών φερμιονίων, δηλ. σωματιδίων με ημιακέραιο σπιν που συγκροτούν την ύλη), τα επόμενα σωματίδια (με σχεδόν απόλυτη πλειοψηφία) είχαν προβλεφθεί από τη θεωρία αρκετά χρόνια πριν ανακαλυφθούν. Σε μια πρώτη ανάγνωση κάποιος μπορεί να θεωρήσει ότι το πείραμα απλά επιβεβαίωνε τη θεωρία, παρόλα αυτά στον παραπάνω πίνακα έχουν παραληφθεί όλες οι μη επιβεβαιωμένες θεωρίες που ήταν πολλαπλάσιες των επιβεβαιωμένων! Το πείραμα, λοιπόν, ήταν πάντα ο τελικός κριτής.
2. Από τα τέλη της δεκαετίας του 1970, όλες οι ανακαλύψεις νέων σωματιδίων χρειάστηκαν περισσότερο διάστημα απ΄ ότι προηγούμενα. Πέραν της όποιας εγγενούς δυσκολίας παρουσίαζε η ανίχνευση, αυτό οφείλεται και στο γεγονός ότι οι ανακαλύψεις αυτές έγιναν σε μεγάλες πειραματικές κοινοπραξίες, χρησιμοποιώντας μεγάλους επιταχυντές σωματιδίων οι οποίοι χρειάστηκαν δεκαετίες για να σχεδιαστούν και να λειτουργήσουν.

Στο επίπεδο της θεωρίας, τα θεμέλια της σωματιδιακής φυσικής τέθηκαν με την ανάπτυξη της σχετικότητας και της κβαντομηχανικής στις αρχές του 20ού αιώνα. Απ’ τη σύνθεσή τους προέκυψε η Κβαντική Θεωρία Πεδίου (Quantum Field Theory), η οποία αναπτύχθηκε το 1940-1950. Ιδιαίτεροι σταθμοί αποτέλεσαν η ενοποίηση των ασθενών με τις ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις το 1959 κι η ανακάλυψη του μηχανισμού Higgs (Higgs mechanism), ο οποίος ήταν απαραίτητος για μια μαθηματικά συνεπή περιγραφή των αλληλεπιδράσεων. Το 1967 ο Weinberg συνέθεσε το μοντέλο ηλεκτρασθενούς ενοποίησης με το μηχανισμό Higgs παρουσιάζοντας για πρώτη φορά αυτό που σήμερα ονομάζεται Καθιερωμένο Πρότυπο (Standard Model) της φυσικής στοιχειωδών σωματιδίων, δηλαδή τη θεωρία που περιγράφει σχεδόν¹ όλα τα μικροσκοπικά φαινόμενα που έχουν σχέση με ηλεκτρομαγνητικές, ασθενείς και ισχυρές αλληλεπιδράσεις.

Μετά τις αρχές τις δεκαετίας του 1970, οι πιο σημαντικές καινοτομίες στο επίπεδο της θεωρίας αφορούν στην πρόταση της ύπαρξης της υπερσυμμετρίας (supersymmetry), στη θεωρία χορδών (string theory) και πληθώρα μοντέλων πέραν του καθιερωμένου προτύπου με εκτεταμένες συμμετρίες που αντιστοιχούν σε νέες αλληλεπιδράσεις, περισσότερες γενεές φερμιονίων κλπ, καμία απ’ τις οποίες δεν έχει ακόμα επαληθευτεί πειραματικά. Παράλληλα, στο πειραματικό κομμάτι απ’ τη δεκαετία του 1980 και μετά πραγματοποιούνται συνεχείς μετρήσεις ακριβείας σε μεγάλα πειράματα επιταχυντών, οι οποίες στη συντριπτική πλειοψηφία τους συμφωνούν με τις προβλέψεις του Καθιερωμένου Προτύπου με εκπληκτική ακρίβεια, όπως φαίνεται στην Εικ. 3.

Παρόλη την παντοκρατορία του Καθιερωμένου Προτύπου υπάρχουν αρκετές παρατηρήσεις  οι οποίες δε μπορούν να εξηγηθούν από αυτό (Navas et al, 2024). Ποια λοιπόν είναι τα μεγάλα ανοιχτά ερωτήματα και πώς μπορούμε να προχωρήσουμε προς μια πιθανή εξήγησή τους;

ΠΩΣ ΑΠΟΚΤΟΥΝ ΜΑΖΑ ΤΑ ΝΕΤΡΙΝΑ;

Τα νετρίνα είναι σωματίδια τα οποία λαμβάνουν μέρος μόνο σε ασθενείς αλληλεπιδράσεις (επομένως αλληλεπιδρούν πολύ σπάνια με τη συνήθη ύλη). Ο Wolfgang Pauli πρότεινε για πρώτη φορά την ύπαρξή τους το 1930, για να εξηγήσει τη φαινόμενη παραβίαση διατήρησης της ενέργειας στη διάσπαση-β (beta decay). Η διάσπαση-β είναι μια διαδικασία που γίνεται μέσω της ασθενούς αλληλεπίδρασης, κατά την οποία ένα νετρόνιο μετατρέπεται σε ένα πρωτόνιο. Για τη διατήρηση του φορτίου επιβάλλεται μαζί με το πρωτόνιο να παράγεται ένα αρνητικά φορτισμένο σωμάτιο, ένα ηλεκτρόνιο σε μια αντίδραση της μορφής

   

όπου (Α, Ζ) ένας πυρήνας με Α πρωτόνια και νετρόνια και Ζ πρωτόνια. Λόγω διατήρησης της ορμής και της ενέργειας, η ενέργεια του ηλεκτρονίου στην παραπάνω αντίδραση θα έπρεπε να παίρνει μία συγκεκριμένη τιμή (περίπου ίση με τη διαφορά μαζών). Παρόλα αυτά, μετρήσεις του ενεργειακού φάσματος του ηλεκτρονίου (από τη Lise Meitner και τον Otto Hahn) έδειξαν ότι η ενέργεια του εκπεμπόμενου ηλεκτρονίου αντιστοιχεί σε ένα συνεχές φάσμα. Για να εξηγήσει το φαινόμενο αυτό, ο Pauli πρότεινε ότι στην αντίδραση αυτή παράγεται μαζί με το πρωτόνιο και το ηλεκτρόνιο ένα νέο αφόρτιστο σωματίδιο, το οποίο πήρε το όνομα νετρίνο.

Όπως και τα φορτισμένα λεπτόνια (ηλεκτρόνιο, μιόνιο, λεπτόνιο ταυ), έτσι και τα νετρίνα έχουν τρεις λεπτονικές γεύσεις, διαχωριζόμενα σε νετρίνα ηλεκτρονίου, μιονίου και ταυ. Αρχικά τα νετρίνα θεωρούνταν ως μη έχοντα μάζα, όπως τα φωτόνια. Στα τέλη της δεκαετίας του 1990 όμως τα πειράματα στο Sudbury Neutrino Observatory στον Καναδά και στο Super-Kamiokande στην Ιαπωνία παρατήρησαν ότι νετρίνα μιας γεύσης καθώς διαδίδονταν στο χώρο άλλαζαν γεύση με μία συγκεκριμένη περιοδικότητα. Αυτή η «ταλάντωση» των νετρίνων απέδειξε ότι τα νετρίνα πρέπει να «αισθάνονται» το πέρασμα του χρόνου και συνεπώς θα πρέπει να έχουν μη μηδενική μάζα (σύμφωνα με την ειδική σχετικότητα ένα σωματίδιο χωρίς μάζα κινείται συνεχώς με την ταχύτητα του φωτός και συνεπώς δεν μπορεί να αντιληφθεί το πέρασμα του χρόνου)³.

Το ερώτημα που γεννάται τώρα είναι τι προσδίδει στα νετρίνα τη μάζα τους; Είναι εύλογο να θεωρήσει κανείς ότι τα νετρίνα αποκτούν τη μάζα τους αλληλεπιδρώντας με το μποζόνιο Higgs, όπως τα υπόλοιπα σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου. Ξέρουμε όμως ότι κατά την αλληλεπίδρασή τους με το μποζόνιο Higgs, η ιδιοστροφορμή των σωματιδίων αλλάζει φορά σε σχέση με την κατεύθυνση της κίνησής τους. Αυτό αποτελεί πρόβλημα, καθώς για όλα τα νετρίνα (αντι-νετρίνα) που έχουν παρατηρηθεί η κατεύθυνση της ιδιοστροφορμής τους είναι πάντα αντίθετη (ίδια) με τη φορά της κίνησης (δηλαδή τα νετρίνα είναι πάντα “αριστερόστροφα” ενώ τα αντι-νετρίνα πάντα “δεξιόστροφα”). Επομένως τα νετρίνα δεν μπορούν να αποκτούν μάζα όπως τα υπόλοιπα σωματίδια στο Καθιερωμένο Πρότυπο.

Μια άλλη δυνατότητα που υπάρχει είναι εφόσον τα νετρίνα είναι αριστερόστροφα και τα αντι-νετρίνα δεξιόστροφα, αν το νετρίνο είναι αντισωματίδιο του εαυτού του (είναι όπως λέμε σωματίδιο τύπου Majorana) θα μπορούσε να αποκτά μάζα μέσω του μηχανισμού Higgs. Σε αυτή την περίπτωση, περιμένουμε να δούμε αντιδράσεις όπως η διπλή διάσπαση-β χωρίς εκπομπή νετρίνων 2n → 2p + 2e^–, όπως φαίνεται στην Εικ. 4, η οποία παραβιάζει όμως τη διατήρηση του λεπτονικού αριθμού. Παρότι διάφορα πειράματα ψάχνουν γι’ αυτού του είδους τη διάσπαση, δεν έχει βρεθεί μέχρι σήμερα καμία ένδειξη για την ύπαρξή της.

Επομένως υπάρχουν τρεις δυνατότητες για να εξηγήσουμε το πώς τα νετρίνα αποκτούν μάζα (De Gouvea, 2016), (1) η ύπαρξη δεξιόστροφων νετρίνων, τα οποία δε λαμβάνουν μέρος σε ασθενείς αλληλεπιδράσεις, (2) η υπόθεση ότι τα νετρίνα είναι αντισωματίδια του εαυτού τους, η οποία οδηγεί στην παραβίαση του λεπτονικού αριθμού ή (3) η ύπαρξη ενός νέου μηχανισμού παραγωγής μάζας.

Διάφορα πειράματα που προσπαθούν να ανιχνεύσουν την ύπαρξη δεξιόστροφων νετρίνων ή τη διπλή διάσπαση-β χωρίς εκπομπή νετρίνων βρίσκονται σε εξέλιξη, αλλά μέχρι στιγμής δεν υπάρχει καμία σαφής ένδειξη για την ύπαρξή τους. Σε κάθε περίπτωση η επίλυση του ερωτήματος για τον τρόπο που τα νετρίνα αποκτούν μάζα απαιτεί την εισαγωγή νέας φυσικής πέραν του Καθιερωμένου Προτύπου.

ΓΙΑΤΙ ΔΕΝ ΠΑΡΑΤΗΡΟΥΜΕ ΣΥΓΚΕΝΤΡΩΣΕΙΣ ΑΝΤΙΥΛΗΣ ΣΤΟ ΟΡΑΤΟ ΣΥΜΠΑΝ;

Αν παρατηρήσουμε το ορατό Σύμπαν βλέπουμε γαλαξίες και νέφη από υδρογόνο και ήλιο, δηλαδή αντικείμενα που αποτελούνται απ’ τα σωματίδια ύλης, πρωτόνια νετρόνια και ηλεκτρόνια. Πουθενά δεν έχει παρατηρηθεί μεγάλη συγκέντρωση αντιύλης, δηλαδή αντικειμένων που να αποτελούνται από αντιπρωτόνια, αντινετρόνια και ποζιτρόνια. Αυτή η παρατήρηση είναι γνωστή με το όνομα ασυμμετρία ύλης-αντιύλης (ή βαρυονική ασυμμετρία).

Πώς μπορεί να προέκυψε αυτή η ασυμμετρία; Σύμφωνα με το Καθιερωμένο Πρότυπο της κοσμολογίας, τις πρώτες στιγμές μετά τη Μεγάλη Έκρηξη (Big Bang), το Σύμπαν περιήλθε σε μια περίοδο εκθετικής διαστολής, που ονομάζεται εποχή του πληθωρισμού (inflationary epoch), κατά την οποία ο όγκος του αυξήθηκε τουλάχιστον κατά ένα παράγοντα της τάξης του 10⁷⁸. Η τεράστια αύξηση του όγκου του Σύμπαντος είχε ως αποτέλεσμα την εξάλειψη οποιασδήποτε ασυμμετρίας μεταξύ ύλης κι αντιύλης, η οποία ενδεχομένως να υπήρχε μέχρι τότε. Επομένως η ασυμμετρία που παρατηρούμε σήμερα θα πρέπει να δημιουργήθηκε είτε στο τέλος του πληθωρισμού είτε μετά το τέλος του. Η πρώτη υπόθεση (πληθωριστική βαρυογένεση) είναι δύσκολο να ελεγχθεί πειραματικά, καθώς οι ενέργειες που επικρατούσαν κατά τον πληθωρισμό είναι 10¹³ φορές μεγαλύτερες απ’ την ενέργεια των σημερινών επιταχυντών αλλά κι επειδή ο ίδιος ο πληθωρισμός δεν έχει ακόμα εξακριβωθεί πειραματικά. Απομένει επομένως το ενδεχόμενο να δημιουργήθηκε η ασυμμετρία μετά το τέλος του πληθωρισμού από αλληλεπιδράσεις που παράγουν περισσότερη ύλη απ’ ότι αντιύλη.

Οι απαραίτητες συνθήκες για να παράγει μια αλληλεπίδραση περισσότερη ύλη από αντιύλη είναι οι αποκαλούμενες τρείς συνθήκες Sakharov: (1) να παραβιάζει το βαρυονικό αριθμό, (2) να παραβιάζει τη συμμετρία μεταξύ σωματιδίων κι αντισωματιδίων (συμμετρίες C και CP) και (3) να συμβαίνει εκτός θερμικής ισορροπίας. Στο Καθιερωμένο Πρότυπο οι μόνες αλληλεπιδράσεις που ικανοποιούν τις συνθήκες αυτές είναι οι ασθενείς, παρόλα αυτά έχει αποδειχθεί ότι η ασυμμετρία μεταξύ σωματιδίων κι αντισωματιδίων στις ασθενείς αλληλεπιδράσεις είναι πολύ μικρότερη απ’ ότι χρειάζεται για να εξηγηθεί η παρατηρούμενη ασυμμετρία ύλης-αντιύλης στο Σύμπαν⁴. Τα παραπάνω καταδεικνύουν ότι η εξήγηση της ασυμμετρίας ύλης-αντιύλης απαιτεί νέα φυσική πέραν του Καθιερωμένου Προτύπου.

Δεκάδες θεωρίες έχουν προταθεί για να εξηγήσουν την ασυμμετρία ύλης-αντιύλης (Riotto, 1998; Barbieri et al, 2000). Οι περισσότερες απ’ αυτές προβλέπουν την ύπαρξη νέων αλληλεπιδράσεων που συμβαίνουν σε πολύ υψηλές ενέργειες και συνεπώς είναι αδύνατον να ελεγχθούν πειραματικά με τις σημερινές τεχνικές. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζουν θεωρίες που είναι ελέγξιμες στους σημερινούς επιταχυντές. Για παράδειγμα η θεωρία της ηλεκτρασθενούς βαρυογένεσης προβλέπει ότι η συνθήκη μη ισορροπίας που χρειάζεται για τη βαρυογένεση δημιουργείται μέσω του μηχανισμού Higgs. Αυτές οι θεωρίες προβλέπουν την ύπαρξη περισσοτέρων μποζονίων Higgs εντός της εμβέλειας του Μεγάλου Αδρονικού Επιταχυντή (Large Hadron Collider, LHC). Παρά τις έρευνες κανένα απ’ αυτά τα μποζόνια δεν έχει ακόμα ανακαλυφθεί.

Τέλος εφόσον χρειάζονται τρεις συνθήκες για την πραγματοποίηση της βαρυογένεσης, η εξήγηση του φαινομένου μπορεί να αποδειχθεί πολύ πιο σύνθετη απ’ ότι φανταζόμαστε, απαιτώντας τρία διαφορετικά μοντέλα νέας φυσικής για την πραγματοποίηση κάθε μιας από τις τρεις συνθήκες του Sakharov.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ Η ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ;

Στις αρχές της δεκαετίας του 1930, ο Σουηδός αστρονόμος Knut Lundmark κι ο Ελβετός φυσικός Fritz Zwicky υπολόγισαν από μετρήσεις της φωτεινότητας και της περιστροφικής ταχύτητας γαλαξιών και γαλαξιακών σμηνών το λόγο της φωτοβολούσας μάζας προς την ολική (βαρυτική) μάζα τους και απεφάνθησαν ότι η ολική μάζα είναι δεκάδες φορές μεγαλύτερη απ’ τη φαινόμενη. Το έλλειμα μάζας το απέδωσαν σε ένα νέο τύπο ύλης που ονόμασαν σκοτεινή ύλη (dark matter),  εικάζοντας ότι επρόκειτο για σκοτεινά νέφη, μετεωρίτες, σβησμένα άστρα κλπ.

Οι φαινομενικά παράδοξες αυτές παρατηρήσεις ξεχάστηκαν απ’ την επιστημονική κοινότητα για πάνω από σαράντα χρόνια, μέχρι που νέες μετρήσεις των ταχυτήτων περιστροφής του γαλαξία της Ανδρομέδας απ’ τη Vera Rubin και τον Kent Ford επιβεβαίωσαν ότι οι εξωτερικές περιοχές των γαλαξιών περιστρέφονται πολύ πιο γρήγορα απ’ ότι προβλέπει η Νευτώνεια φυσική, δεδομένης της φωτοβολούσας μάζας τους. Αργότερα, μετρήσεις ακριβείας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (δηλ. του διάχυτου φωτός που παρατηρούμε απ’ την εποχή που τα ηλεκτρόνια δεσμεύτηκαν σε άτομα και το Σύμπαν έγινε ηλεκτρικά ουδέτερο), μετρήσεις του βαρυτικού πεδίου συγκρουόμενων γαλαξιακών σμηνών και πολλές άλλες αστρονομικές παρατηρήσεις απέδειξαν αδιάσειστα ότι η συνήθης βαρυονική ύλη που παρατηρούμε και απ’ την οποία είναι φτιαγμένα τα άστρα και οι γαλαξίες δεν αποτελεί παρά το 1/5 της συνολικής ύλης του Σύμπαντος (βλ. Εικ. 5).

Το ερώτημα που γεννάται είναι από τι αποτελούνται τα υπόλοιπα 4/5, δηλαδή ποια είναι η μικροσκοπική σύσταση της σκοτεινής ύλης; Το ερώτημα αυτό παραμένει μέχρι σήμερα αναπάντητο, παρόλα αυτά από διάφορες παρατηρήσεις μπορούμε να εξάγουμε κάποιες απ’ τις ιδιότητές της. Για παράδειγμα, γνωρίζουμε ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να

• είναι σταθερή, με χρόνο ημιζωής πάνω από 10 φορές μεγαλύτερο απ’ την ηλικία του Σύμπαντος
• είναι ηλεκτρικά ουδέτερη (το μέγιστο ηλεκτρικό φορτίο που μπορεί να έχει είναι δέκα χιλιάδες φορές μικρότερο απ’ το φορτίο του ηλεκτρονίου)
• κινείται αργά (έχει αποδειχτεί ότι αν η σκοτεινή ύλη κινείται γρήγορα, εμποδίζει τη δημιουργία γαλαξιών)
• είναι μη βαρυονική, δηλαδή δεν αποτελείται απ’ τα συνήθη σωματίδια του Καθιερωμένου Προτύπου
• μην αποτελείται πλήρως από μαζικά αστρονομικά αντικείμενα (MACHO) όπως αστροφυσικές μαύρες τρύπες, αστέρες νετρονίων, καφέ νάνοι, πλανήτες κλπ)

Καθώς οι πρώτες μετρήσεις απ’ τις οποίες εξήχθει η υπόθεση της σκοτεινής ύλης βασίζονταν στην εφαρμογή της βαρυτικής θεωρίας του Einstein (που ανάγεται στη συνήθη Νευτώνεια βαρύτητα για το συγκεκριμένο πρόβλημα) κάποιοι υποστήριξαν ότι οι αποκλίσεις που παρατηρήθηκαν σε μεγάλες αποστάσεις απ’ το κέντρο των γαλαξιών υποδεικνύουν την ανεπάρκεια της Νευτώνειας βαρύτητας, προτείνοντας μια τροποποιημένη θεωρία βαρύτητας. Παρόλα αυτά οι θεωρίες αυτές δεν μπορούσαν να περιγράψουν ικανοποιητικά όλες τις παρατηρήσεις και συνεπώς η ιδέα της περιγραφής των αστρονομικών παρατηρήσεων που διαθέτουμε αποκλειστικά και μόνο βάσει μιας τροποποιημένης βαρύτητας χωρίς την εισαγωγή της σκοτεινής ύλης (MoND) έχει πρακτικά εγκαταληφθεί.

Οι θεωρίες που απομένουν ως πιθανή εξήγηση της σκοτεινής ύλης αρκούν για να γεμίσουν αρκετούς τόμους βιβλίων. Το εύρος των πιθανών μαζών σωματιδίων σκοτεινής ύλης καλύπτει πάνω από 80 τάξεις μεγέθους, από 10^-58 μέχρι 10³⁰ kg, επομένως απαιτούνται πολλές παρατηρήσεις με διαφορετικές τεχνικές σε πληθώρα πειραμάτων για την κατανόηση της φύσης της.

Στην περιοχή μεγάλων μαζών όπου περιμένουμε η σκοτεινή ύλη να αποτελείται από αρχέγονες μαύρες τρύπες που δημιουργήθηκαν πολύ πριν τα πρώτα άστρα (Arbey, 2024; Escriva et al., 2024), οι κύριες μέθοδοι ανίχνευσης βασίζονται κυρίως σε αστρονομικές μετρήσεις όπως βαρυτικά κύματα, βαρυτικούς φακούς και στη μελέτη του αντίκτυπου της ακτινοβολίας Hawking στην κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου. Στις υπόλοιπες περιοχές υπάρχουν τρία είδη πειραμάτων: (1) άμεσης ανίχνευσης (Billard et al, 2022), (2) έμμεσης ανίχνευσης (Gaskins, 2016) και (3) παραγωγής σκοτεινής ύλης σε επιταχυντές (Boveia and Doglioni, 2018; Argyropoulos et al., 2011). Στα πειράματα άμεσης ανίχνευσης, τεράστια δοχεία γεμισμένα με ευγενή υγρά (πχ. υγρό ξένο) τοποθετούνται σε ορυχεία, για να προστατευθούν απ’ την επήρεια της κοσμικής ακτινοβολίας, και στοχεύουν στην ανίχνευση της ανάκρουσης ενός ατόμου του ευγενούς υγρού το οποίο θα συγκρουστεί με ένα σωματίδιο σκοτεινής ύλης στο γαλαξία. Στα πειράματα έμμεσης ανίχνευσης, επίγεια και διαστημικά τηλεσκόπια ακτίνων-γ, νετρίνων και κοσμικών ακτίνων προσπαθούν να ανιχνεύσουν τα προϊόντα απ’ την εξαΰλωση ενός ζεύγους σωματιδίου-αντισωματιδίου σκοτεινής ύλης. Τέλος στους επιταχυντές προσπαθούμε να ανιχνεύσουμε σήματα ελλείματος ενέργειας που αναμένονται να δημιουργηθούν απ’ τα σωματίδια σκοτεινής ύλης αν αυτά παραχθούν στις συγκρούσεις πρωτονίων.

Παρά τις πολύχρονες έρευνες δεν υπάρχει ακόμα καμία ένδειξη για την ανίχνευση ενός σωματιδίου που να έχει τις κατάλληλες ιδιότητες για να εξηγήσει τη σκοτεινή ύλη, πολλές απ’ τις προταθείσες θεωρίες έχουν ωστόσο αποκλειστεί. Το σίγουρο είναι ότι η διαλεύκανση του μυστηρίου της σκοτεινής ύλης θα αποτελέσει μια απ’ τις μεγαλύτερες ανακαλύψεις της φυσικής.

ΤΙ ΕΙΝΑΙ Η ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΕΝΕΡΓΕΙΑ 

Στα τέλη της δεκαετίας του 1920 με μια σειρά από αστρονομικές μετρήσεις και θεωρητικές ερμηνείες οι Knut Lundmark, Georges Lemaitre και Edwin Hubble απέδειξαν ότι το ορατό μέρος του Σύμπαντος διαστέλεται. Θα περίμενε κανείς λόγω της βαρυτικής έλξης των γαλαξιών η διαστολή αυτή να επιβραδύνεται. Παρόλα αυτά, προς έκπληξη όλων, το 1998 δύο ερευνητικές ομάδες, το Supernova Cosmology Project με επικεφαλής τον Saul Perlmutter, και το High-Z Supernova Search Team, με επικεφαλής τους Brian Schmidt και Adam Riess, ανακάλυψαν ότι η διαστολή επιταχύνεται. Εφόσον σε κοσμικές αποστάσεις η μόνη δύναμη που έχει σημασία είναι η βαρυτική, τι μπορεί να είναι αυτό που σα μια δύναμη αντιβαρύτητας οδηγεί στην επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος; Ο λόγος δεν έχει ακόμα αποσαφηνιστεί αλλά του έχει αποδοθεί ο όρος σκοτεινή ενέργεια (dark energy).

Ο αριθμός των θεωριών που προσπαθούν να εξηγήσουν τη σκοτεινή ενέργεια είναι τεράστιος (Brax, 2018). Για να εξηγήσει κάποιος τη σκοτεινή ενέργεια μπορεί να εισάγει νέα πεδία (βαθμωτά όπως το πεδίο Higgs, διανυσματικά όπως το φωτόνιο ή τανυστικά όπως το βαρυτικό πεδίο) ή νέες χωρικές διαστάσεις, να τροποποιήσει τη μορφή των εξισώσεων πεδίου Einstein κλπ. Καθώς οι τροποποιήσεις αυτές έχουν επιπτώσεις κυρίως στη βαρύτητα και συνεπώς στην κοσμολογία (εξέλιξη του Σύμπαντος), κυριαρχεί η αντίληψη ότι το πρόβλημα της σκοτεινής ενέργειας δεν έχει σχέση με τη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων. Παρόλα αυτά δε μπορεί κανείς να παραβλέψει ότι κβαντικές διακυμάνσεις των πεδίων που δημιουργούν τα στοιχειώδη σωματίδια συμβάλουν στη δημιουργία μιας ενεργούς κοσμολογικής σταθεράς, η οποία μπορεί να παίξει το ρόλο της σκοτεινής ενέργειας (μάλιστα είναι η επικρατέστερη θεωρία για την εξήγηση της σκοτεινής ενέργειας). Και το πρόβλημα εδώ έγκειται στο γεγονός ότι ο υπολογισμός της κοσμολογικής σταθεράς βάσει κβαντικής θεωρίας πεδίου δίνει ένα νούμερο 50 με 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερο απ’ το παρατηρούμενο! Αυτό είναι γνωστό ως πρόβλημα της κοσμολογικής σταθεράς (Weinberg, 1989), το οποίο θα πρέπει να επιλυθεί.

Πέραν αυτού, είναι γνωστό ότι διάφορες θεωρίες που προβλέπουν νέα σωματίδια που αλληλεπιδρούν με το βαρυτικό πεδίο, νέες διαστάσεις ή τροποποιήσεις της γενικής σχετικότητας θα μπορούσαν να ανιχνευτούν στους επιταχυντές (Brax et al, 2009; Brax et al, 2016) είτε άμεσα (ως νέα σωματίδια) είτε έμμεσα μέσω της επίπτωσής τους στις μετρούμενες ιδιότητες των σωματιδίων του Καθιερωμένου Προτύπου (Burrage et al 2018; Argyropoulos et al., 2024). Επομένως, η σωματιδιακή φυσική μπορεί να παρέχει επιπλέον πληροφορία στην εξιχνίαση αυτού του εξαιρετικά δύσκολου προβλήματος.

ΑΛΛΑ ΘΕΩΡΗΤΙΚΑ ΖΗΤΗΜΑΤΑ

Πέραν των παραπάνω ερωτημάτων που προέκυψαν από πειραματικές παρατηρήσεις που δεν μπορούν να εξηγηθούν βάσει των θεωριών που διαθέτουμε, υπάρχει μια σειρά από άλλα προβλήματα που αναδύονται στο κομμάτι της θεωρητικής ερμηνείας του Καθιερωμένου Προτύπου.

Το πιο γνωστό είναι το λεγόμενο πρόβλημα της ιεραρχίας (hierarchy problem), σύμφωνα με το οποίο κβαντικές διορθώσεις που επηρεάζουν τη μάζα των σωματιδίων οδηγούν τη μάζα του Higgs σε μια τιμή πολλές τάξεις μεγέθους υψηλότερη απ’ ότι η μετρούμενη. Η πιο διάσημη προτεινόμενη λύση του προβλήματος εισάγει την υπόθεση της υπερσυμμετρίας, μιας συμμετρίας που σε κάθε γνωστό φερμιόνιο/μποζόνιο αντιστοιχεί ένα νέο μποζόνιο/φερμιόνιο, διπλασιάζοντας έτσι τον αριθμό των σωματιδίων του Καθιερωμένου Προτύπου. Παρά τις έρευνες για υπερσυμμετρία σε επιταχυντές, καμία ένδειξη δεν έχει προκύψει μέχρι σήμερα.

ΑΝΤΙ ΕΠΙΛΟΓΟΥ: ΠΩΣ ΜΠΟΡΟΥΜΕ ΝΑ ΑΝΑΚΑΛΥΨΟΥΜΕ ΝΕΑ ΦΥΣΙΚΗ;

Η ιστορία μας δείχνει ότι μεγάλες ανακαλύψεις στη σωματιδιακή φυσική προέκυψαν είτε δοκιμάζοντας τα όρια εφαρμογής των ισχυουσών θεωριών (π.χ. ανακάλυψη παραβίασης ομοτιμίας στις ασθενείς αλληλεπιδράσεις), είτε από την προσπάθεια πειραματικής επιβεβαίωσης των προβλέψεων νέων θεωριών (π.χ. ποζιτρόνιο, μποζόνιο Higgs) είτε από μετρήσεις ακριβείας που αποκάλυψαν την ανάγκη επέκτασης της θεωρίας (π.χ. διάσπαση καονίων που οδήγησε στην πρόβλεψη του χαριτωμένου κουαρκ).

Είδαμε ότι πολλές φορές στην ιστορία της φυσικής χρειάστηκαν δεκαετίες για να παρουσιαστεί μια αναπάντεχη παρατήρηση ή να επιβεβαιωθεί μια θεωρία. Μάλιστα τις τελευταίες δεκαετίες, οι μεγάλες ανακαλύψεις όχι μόνο στη σωματιδιακή φυσική αλλά και σε άλλους κλάδους όπως η αστρονομία/κοσμολογία, τείνουν να γίνονται όχι από μεμονωμένους ερευνητές αλλά από μεγάλες πειραματικές κοινοπραξίες, οι οποίες χρειάζονται τους κατάλληλους υλικούς και ανθρώπινους πόρους για να λειτουργήσουν.  Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι σωματίδια που δεν έχουν ακόμα ανακαλυφθεί είναι είτε πολύ βαριά είτε αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς επομένως για την παρατήρησή τους χρειάζονται πολύ μεγάλες ενέργειες ή δέσμες μεγάλης έντασης που απαιτούν την κατασκευή πολύπλοκων πειραματικών εγκαταστάσεων.

Πολλά νέα πειράματα νετρίνων, μελλοντικοί επιταχυντές και διαστημικές αποστολές που μπορεί να λύσουν κάποια απ’ τα παραπάνω μυστήρια βρίσκονται ήδη υπό σχεδίαση. Μέσα από αυτή την αέναη ερευνητική δραστηριότητα παράγεται όχι μόνο νέα γνώση που προάγει την επιστήμη και ικανοποιεί τις πηγαίες φιλοσοφικές αναζητήσεις τις ανθρωπότητας, αλλά και πλείστες εφαρμογές που βελτιώνουν την καθημερινή μας ζωή (παγκόσμιος ιστός, τομογραφία ποζιτρονίων, οθόνες αφής κ.ά.).

Δε μπορούμε να πούμε πώς και πότε θα εμφανιστεί η επόμενη ανακάλυψη. Ακολουθώντας τον Hubble απλά «εξοπλιζόμαστε με τις πέντε αισθήσεις μας και παρατηρούμε τον κόσμο γύρω μας, ονομάζοντας αυτή την περιπέτεια Επιστήμη».

ΣΗΜΕΙΩΣΕΙΣ

[1] Το “σχεδόν” εδώ αναφέρεται σε φαινόμενα τα οποία συμβαίνουν σε ενέργειες στις οποίες δεν έχουν ανακαλυφθεί ακριβείς μαθηματικές τεχνικές για τον υπολογισμό παρατηρήσιμων μεγεθών. Για παράδειγμα η σταθερά σύζευξης της ισχυρής αλληλεπίδρασης σε μικρές ενέργειες γίνεται τόσο μεγάλη που καθιστά αδύνατους τους θεωρητικούς υπολογισμούς στην κβαντική θεωρία πεδίου.

[2] Η ενεργός διατομή είναι ανάλογη της πιθανότητας παραγωγής μιας συγκεκριμένης τελικής κατάστασης κατά τη σύγκρουση δύο σωματιδίων (στην προκειμένη περίπτωση πρωτονίων).

[3] Η ανακάλυψη αυτή τιμήθηκε με βραβείο Νομπέλ (2015), το πρώτο μάλιστα που απονεμήθηκε σε εκπροσώπους πειραματικών κοινοπραξιών.

[4] Αυτό αναφέρεται στον τομέα των κουαρκς, για τον οποίον υπάρχουν ακριβείς μετρήσεις της παραβίασης της συμμετρίας CP. Ένα ενδεχόμενο που αποτελεί αντικείμενο εντατικής έρευνας είναι να παραβιάζεται αρκετά η ασυμμετρία ύλης-αντιύλης στις αλληλεπιδράσεις νετρίνων ώστε να δημιουργεί στο πρώιμο Σύμπαν περίσσεια λεπτονίων (λεπτογέννεση).

ΕΥΧΑΡΙΣΤΙΕΣ

Ευχαριστούμε τον Καθηγητή Σπύρο Τζαμαρία (ΑΠΘ) και τον Δρ. Νίκο Ρομποτή (Πανεπιστήμιο Liverpool) που με τις υποδείξεις τους βοήθησαν στη βελτίωση του άρθρου. Τυχόν λάθη βαραίνουν τον συγγραφέα.

ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ

ΕΛΛΗΝΟΓΛΩΣΣΗ

Bartusiak, M., 2022. Η μέρα που ανακαλύψαμε το Σύμπαν. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Gagnon, P., 2022. Ποιος κυνηγάει το Higgs. Μια οδύσσεια του μικρόκοσμου. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Weinberg, S., 2017. Τα τρία πρώτα λεπτά. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

Weinberg, S., 2019. Σκέψεις με θέα τη λίμνη, Ο κόσμος μας και το Σύμπαν. Θεσσαλονίκη: ΡΟΠΗ.

ΞΕΝΟΓΛΩΣΣΗ

Arbey, A., 2024. Primordial black holes: a small review. https://doi.org/10.48550/arXiv.2405.08624

Argyropoulos, S., Brandt, O., Haisch, U., Collider Searches for Dark Matter through the Higgs Lens, 2011. Symmetry 13(12), 2406. https://doi.org/10.3390/sym13122406

Argyropoulos, S., Burrage, C., Englert, C., 2024. Density dependent displaced vertex signatures as a novel probe of light dark sector scalars at the LHC. JCAP 2024(06), 046. https://doi.org/10.1088/1475-7516/2024/06/046

Barbieri, R., et al, 2000. Baryogenesis through Leptogenesis, Nucl.Phys.B 575, 61-77. https://doi.org/10.1016/S0550-3213(00)00011-0

Billard, J. et al, 2022. Direct detection of dark matter—APPEC committee report, Rept.Prog.Phys. 85(5), 056201. https://doi.org/10.1088/1361-6633/ac5754

Boveia, A., Doglioni, C., 2018. Dark Matter searches at Colliders, Ann.Rev.Nucl.Part.Sci. 68, 429-459. https://doi.org/10.1146/annurev-nucl-101917-021008

Brax, P., et al, 2009. Collider constraints on interactions of dark energy with the Standard Model. JHEP 09 (2009) 128. https://doi.org/10.1088/1126-6708/2009/09/128

Brax, P., et al, 2016. LHC Signatures Of Scalar Dark Energy, Phys.Rev.D 94(8), 084054, DOI: https://doi.org/10.1103/PhysRevD.94.084054

Brax, P., 2018. What makes the Universe accelerate? A review on what dark energy could be and how to test it. Rep. Prog. Phys. 81 016902. https://doi.org/10.1088/1361-6633/aa8e64

Burrage, C., et al, 2018. Fifth forces, Higgs portals and broken scale invariance. JCAP, 2018(11), 036. https://doi.org/10.1088/1475-7516/2018/11/036

De Gouvea, A., 2016. Neutrino mass models, Ann.Rev.Nucl.Part.Sci. 66, 197-217. https://doi.org/10.1146/annurev-nucl-102115-044600

Escriva, A., Kuhnel, F., Tada, Y., 2024. Primordial Black Holes in Black Holes in the Era of Graviataitonal-Wave Astronomy, 261-377.  https://doi.org/10.1016/B978-0-32-395636-9.00012-8

Gaskins, J., M., 2016. A review of indirect searches for particle dark matter. Contemp.Phys. 57(4), 496-525. https://doi.org/10.1080/00107514.2016.1175160

Panek, R., 2011. The 4% Universe, Dark Matter, Dark Energy, and the Race to Discover the Rest of Reality. Boston: Mariner Books.

Riotto, A., 1998. Theories of baryogenesis, CERN-TH-98-204. https://doi.org/10.48550/arXiv.hep-ph/9807454

Weinberg, S., 1989. The Cosmological Constant Problem. Rev.Mod.Phys. 61, 1-23. https://doi.org/10.1103/RevModPhys.61.1