I co dalej ? - w fizyce

I co dalej ?

Być może więc znaleziono rozwiązanie słonecznej układanki. Brakujące nie rejestrowane neutrina ze słonecznego strumienia mogą być na przykład neutrinami taonowymi, które powstawałyby przez oscylację, a które jak wiadomo nie zostały jeszcze wychwycone przez żaden z detektorów. A może istnieje czwarty, „sterylny” rodzaj neutrin nie wykryty do dziś? Sytuacja jak w przypadku Pauliego z 1930 r. może się przecież powtórzyć.
Fizycy maja jedną wadę (w ich przypadku raczej zaletę) – nie zawsze wierzą otrzymanym wynikom. To co odkryło Super Kamiokande musi zostać potwierdzone przez inne eksperymenty. Ciągle przecież działa Gallex (obecnie GNO), pomimo kłopotów finansowych badania prowadzi SAGE, rozkręca się SNO. Dodatkowo potwierdzenia wyników SK podjęli się naukowcy z zespołu K2K. Do większych eksperymentów (obecnych i przyszłych) zajmujących się neutrinami słonecznymi należą jeszcze NUSEX i BOREXINO w Gran Sasso Laboratory. Prowadzone jest również wiele drobnych eksperymentów badających zjawisko oscylacji (działają one przy większości reaktorów). Proponowane są również eksperymenty nowego typu (tzw. Long Baseline Experiment), gdzie strumień neutrin z kontrolowanego źródła – np. akcelerator – ma zostać skierowany na jeden z detektorów, w którym będzie można zbadać ilość oscylujących cząstek. Planuje się m.in. przejęcie przez obserwatorium Gran Sasso neutrin wysłanych z CERN pod Genewą. Poniższy rysunek to uproszczony schemat podobnego eksperymentu, który ma zostać wykonany pod patronatem ICRR:

Pozostaje jednak wciąż pytanie czy oscylacje całkowicie tłumaczą słoneczny deficyt. Może istnieją inne rozwiązania?
Proces oscylacji jest tak dokładnie opracowywany, ponieważ może on, poza kryzysem słonecznym, pomóc w rozwiązaniu innych problemów obecnej fizyki cząstek. Jednym z nich jest brakująca masa wszechświata.

Ciemna materia.

Pomysł wyszedł od kosmologów. Ogólnie wiadomo, że najbardziej powszechnymi oddziaływaniami w przestrzeni kosmicznej są oddziaływania grawitacyjne. Jak to wykazał Izaak Newton siła, z jaka oddziałują na siebie dwa ciała jest proporcjonalna do iloczynu ich mas, zatem aby zrozumieć jak oddziałują na siebie poszczególne obiekty we wszechświecie należałoby określić średnią wartość ilości masy w danej objętości przestrzeni kosmicznej, czyli po prostu średnią gęstość wszechświata. Zastąpiono ją w obliczeniach tzw. parametrem gęstości ?.
Na podstawie opublikowanej przez Einsteina w 1916 roku ogólnej teorii względności rosyjski matematyk Aleksander Friedman wykazał, iż wszechświat na pewno nie jest statyczny – rozszerza się lub kurczy. Przewidywania te zostały potwierdzone w kilkanaście lat później przez Edwina Hubble`a na podstawie kilkuletnich obserwacji wielu galaktyk. Jeśliby przełożyć kierunek ekspansji wszechświata na jego zależność od ?, to najlepiej obrazuje to rysunek:


Parametr ? to inaczej iloraz rzeczywistej gęstości wszechświata i tzw. wartości krytycznej, zatem jeżeli byłby on mniejszy od jedności (gęstość mniejsza od krytycznej) to masa wszystkich obiektów we wszechświecie byłaby zbyt mała by utrzymać się nawzajem i wszechświat rozszerzałby się wiecznie. Odwrotnie byłoby w przypadku gdyby parametr ? był większy od jeden – wówczas w pewnym momencie materia poprzez oddziaływania grawitacyjne wytraciłaby impet otrzymany w Wielkim Wybuchu i zapadłaby się z powrotem.
Pozostało więc określić poprzez pomiary wartość gęstości wszechświata. Z pomocą przyszły tutaj obserwacje Jana Oorta. Oszacował on na podstawie obserwacji gwiazd masę naszej galaktyki i okazała się ona dwa razy większa od potwierdzonej przez obserwacje teleskopowe. Wynikało więc z tego, że część materii jest niewidzialna. W rok później podobny wynik otrzymał Fred Zwicky na podstawie obserwacji gromady Warkocza Bereniki. Galaktyki poruszają się w niej na tyle szybko, że składająca się na nie obserwowana materia nie mogłaby jej utrzymać w całości. Gdybyśmy chcieli zsumować masę całego wszechświata zawartą w olbrzymich galaktykach, zawierających miliardy gwiazd cięższych nieraz od Słońca, licznych galaktykach– satelitach, dodać do tego supermasywne czarne dziury w środkach galaktyk to i tak po podzieleniu otrzymanego wyniku przez zajmowaną przez nie objętość dostalibyśmy wartość niższą od krytycznej. Pomiary wykazały jednak niezbicie istnienie nie dającej się zaobserwować materii. Istnieje na to jeszcze jeden argument – zgodnie z powszechnie przyjętym modelem Wielkiego Wybuchu w pierwszych chwilach powstawania wszechświata jego gęstość musiała być z konieczności równa wartości krytycznej.
„Ciemna materia”, czyli coś niezaobserwowanego już jakby z definicji nie może emitować żadnego rejestrowalnego promieniowania – światła widzialnego czy innych fal elektromagnetycznych. Jeżeli jednak astronomowie nie mogą jej zobaczyć, to postępują z nią podobnie jak z czarnymi dziurami. Ich również nie widać, jednak obserwuje się ich wyraźny wpływ na otoczenie.
Czym jest więc ciemna materia? Fizycy wymyślili wiele odpowiedzi na to pytanie. Wiemy na pewno, że nie składają się na nią bariony, czyli ciężkie cząstki typu neutronów czy protonów. Idealnym kandydatem są więc neutrino i antyneutrino. Pasują dokładnie do teorii – nie oddziałują z materią zatem nie mogą być rejestrowane i mają znikomo małą masę (ale za to są liczne). Znamy już w przybliżeniu masę neutrin (m?e<5eV, m?? <170keV, m?? <18.2MeV) oraz możemy określić ile tych cząstek powstało przy Wielkim Wybuchu – jest ich około miliard razy więcej niż protonów czy elektronów, zatem jeżeli wartość masy neutrin byłaby zgodna z rzeczywistością (bliższa górnej granicy) to całkowita masa neutrin byłaby około pięć razy większa od masy wszystkich protonów, będących głównym składnikiem materii barionowej. Masa jąder helu to ok. 1/3 masy protonów, a ponieważ są one wraz z protonami głównymi składnikami materii, zatem na neutrina przypadałoby cztery razy więcej masy niż na wszystkie postaci zwykłej materii, znane z obserwacji wszechświata.
Neutrina nie rozwiązują problemu ciemnej materii, lecz przynajmniej upraszczają go i wskazują możliwe przyszłe rozwiązanie. Skądinąd ciekawe ile nieznanych dotąd cząstek czeka jeszcze na odkrycie?