Láthatóvá tenni a láthatatlant – avagy a sötét anyag keresése rádiótávcsövekkel

Csillagvizsgáló Svábhegyi

Nem látjuk, mégis tudunk róla
Azzal, hogy Albert Einstein az 1920-as években kidolgozta általános relativitáselméletét, tulajdonképpen egy, a szemnek láthatatlan jelenségre adott magyarázatot: a gravitációra. Az elmélet köztudatba került, és bár a gravitációt a szó hétköznapi értelmében nem látjuk, mégis egy sor hihetetlenül izgalmas, a csillagászat szerelmesei számára ismerős jelenség, mint például a gravitációs hullámok felfedezése kapcsolódik hozzá. A gravitáció működését – főleg nagyobb távolságokon – még a mai napig sem értjük teljesen, de sokáig azt gondoltuk, hogy legalább azzal tisztában vagyunk, hogy mi az ami gravitál: csillagok, bolygók, fekete lyukak, sőt, még mi magunk is fejtünk ki gravitációs hatást környezetünkre. Azonban a 60-as években mindez gyökeresen megváltozott, amikor is olyan eredmények születtek, melyek Jan Oort és Fritz Zwicky, akkorra már több mint 30 éves, elfeledett kutatásait látszottak igazolni. Vera Rubin, a Palomar Obszervatórium fiatal PhD hallgató csillagásza spirálgalaxisok forgási sebességét mérte és eredményei arra engedtek következtetni, hogy Kepler harmadik törvényének ellentmondva, a csillagok keringési sebessége a vonzócentrumtól távolodva nem csökken, hanem felvesz egy közel állandó értéket, sőt, akár még nőhet is (lásd 1.ábra). A csillagok keringési sebessége az adott sugáron belüli, gravitáló tömegtől függ. Így a felfedezésből, hogy ez a sebesség a galaxis centrumától kifelé távolodva nem csökken a várt ütemben, levonhatjuk azt az elképesztő következtetést, miszerint ez a bizonyos gravitáló tömeg jóval nagyobb annál, mint az az össztömeg, amit egy galaxis általunk ismert alkotórészei – csillagok, fekete lyukak, csillagközi anyag – becsült mennyiségei alapján várnánk. Létezik tehát az Univerzumban egy szinte teljesen ismeretlen anyagforma – a sötét anyag -, mely nem elég, hogy jelentős, a klasszikus értelembe véve a szemnek láthatatlan, mégis a mindennapjainkat meghatározó, gravitációs hatást fejt ki, hanem önmaga is láthatatlan.

A Triangulum-galaxis (M33) rotációs görbéje, amin a csillagok sebességét a csillagok galaxis centrumától való távolságainak függvényében ábrázoljuk. Szaggatott vonal jelzi, amit sötét anyag nélkül várnánk, a folytonos vonal pedig a mérések alapján illesztett görbe. Zasov és mtsai. (2017) 

Általánosságban azt mondhatjuk, hogy a mérések alapján a galaxisokban akár ötször vagy tízszer is több sötét anyag lehet jelen, mint normál (barionikus) anyag. Már ez alapján is határozottan kijelenthetjük, hogy a sötét anyag nem csupán egy érdekes, egzotikus, ámde ugyanakkor jelentéktelen szelete a fizikának, hanem egy olyan anyagforma, amely alapjaiban határozza meg a galaxisok kialakulását és fejlődését. És még nem is ejtettünk szót arról, hogy ennek az anyagnak a megismerése teljesen új távlatokat nyithat a részecskefizikában is.

Mi lehet és mi nem lehet a sötét anyag?
Ahhoz, hogy megértsük a sötét anyagot, mindenekelőtt meg kell tudnunk, hogy milyen típusú részecske alkotja. A minket körülvevő világot a Standard Model által leírt elemi részecskék, az alapvető kölcsönhatásokért felelős bozonok (például a foton is egy bozon, az elektromágneses kölcsönhatás közvetítője) és a kézzel fogható anyagi világot jelentő fermionok (a protonokat és neutronokat alkotó kvarkok, neutrinók, elektronok stb.) alkotják. Bár voltak olyan elképzelések, hogy voltaképpen a sötét anyag is barionikus anyag (pl. nehezen megfigyelhető barna törpék, azaz olyan “bukott csillagok”, melyekben nem indult be a hidrogénfúzió), ma inkább az ún. gyengén kölcsönható nagytömegű részecske (WIMP) és az axion az elsőszámú jelöltek. Anélkül, hogy mélyebben belemennénk ezeknek a hipotetikus részecskéknek a vélt tulajdonságaiba, azt nyugodtan kijelenthetjük, hogy a sötét anyag megismeréséhez elengedhetetlen valamilyen formában detektálnunk azt. Mégis hogyan lássuk meg a láthatatlant? Milyen mérési módszerek állnak rendelkezésünkre?

A sötét anyag detektálása igencsak komoly kihívást jelent, elvégre is, semmilyen hullámhossztartományban nem tudjuk közvetlenül megfigyelni. Ennek ellenére léteznek potenciális, közvetlen megfigyelési módszerek, ám ezekkel föld alatti laboratóriumokban vagy részecskegyorsítókban (pl. a CERN Nagy Hadronütköztetőjében) kísérleteznek. Jelen cikkünkben azonban a közvetett megfigyelési módszerekkel foglalkozunk. Bármilyen fura, ilyenkor a világűr felé néző távcsöveinkkel próbálunk a láthatatlan sötét anyag nyomára bukkanni. Persze nem direkt módon a sötét anyagot keressük, hanem olyan jelet, főleg valamilyen nem várt többletsugárzást a megfigyeléseinkben, melyek a sötét anyaghoz köthető aktivitás következtében keletkezhettek. Amennyiben a sötét anyagot a gyengén kölcsönható részecskék, WIMP-ek alkotják, úgy egyes elméleti modellek szerint két sötét anyag részecske, megsemmisülésével járó ütközésekor (annihiláció esetén) elektron-pozitron párok is keletkeznek. Ezeknek a részecskéknek a nevei azért egy fokkal már ismerősebben és barátságosabban csengenek, mint a WIMP-ek, megtalálni is sokkal könnyebb őket. Ezek a töltött részecskék ugyanis a galaktikus mágneses térben mozogva ún. szinkrotron sugárzást bocsáthatnak ki, amit a földi rádióteleszkópokkal észlelni lehet. 

Keresés rádiótartományban
Az imént ismertetett elméleti megfontolást ültette át a gyakorlatba nemrégiben egy kutatócsoport (Basu és mtsai. 2021). Munkájuk során az India nyugati partvidékén működő 30 darab, egyenként 45 méter átmérőjű Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) rádióteleszkóp-hálózat adatainak elemzésével próbáltak sötét anyag annihiláció nyomaira bukkanni, méghozzá törpe szferodiális galaxisok irányából.

Az egyik GMRT rádióteleszkóp. Marcote (2016).

Nem véletlen, hogy ezeket az objektumokat választották kutatásuk alanyainak. Ilyen törpe galaxisokat megtudunk figyelni galaxisunk közvetlen szomszédságában, a Lokális Csoporton belül. Kinematikai vizsgálatok pedig azt mutatták, hogy ezek, – a gömbhalmazokhoz hasonlóan öregebb csillagok alkotta törpe galaxisok – még a normál spirálgalaxisoknál is nagyobb arányban tartalmaznak sötét anyagot. Közelségük és a sötét anyag figyelemre méltó dominanciája mellett egy másik oka is van annak, hogy az ilyen típusú objektumok felé irányítsuk rádiótávcsöveinket. Bár a rádiócsillagászatban jártas olvasó a rádiómegfigyelések kapcsán valószínűleg elsőre a rengeteg rádiósugárzást kibocsájtó aktív galaxismagokra vagy a pulzárokra asszociálhat, jelen esetben fordítva kell gondolkozzunk. Éppen azért tekintünk a jóval jelentéktelenebb rádiótartományú sugárzással rendelkező törpe szferodiális galaxisok irányába, hogy egy esetleges, sötét anyag annihiláció jeleként értelmezhető rádiójel feltűnő jelenség legyen a képeinken, ne vesszen el mondjuk egy aktív galaxismag rádiósugárzásában.

A kutatómunka során vizsgált mintát böngészve több, időnként a hazai amatőrcsillagászok által is megfigyelt és fotózott objektummal is találkozhatunk. Egy ilyen objektum a tőlünk 820 ezer fényév távolságra lévő Leo I törpe galaxis, melyről a 3. ábrán láthatunk egy kiváló hazai fotót. A csillagászok erről a törpe galaxisról és még 22 másikról a GMRT teleszkóp 150 MHz-es frekvencián mért, archív adatait használták fel. A céljuk ebben a kutatásban nagyon tömören összefoglalható: valamilyen plusz, a zajból kitűnő rádiótartományú sugárzást kerestek. Amennyiben ezt a sugárzási többletet nem tudjuk valamilyen ismert objektumhoz kötni, úgy könnyen lehet, hogy sötét anyag részecskék ütközése során keletkezett jelet fogtunk. Fontos megjegyezni, hogy egy egészen halovány, szabad szemmel a képeken talán elsőre nem is kiszúrható jelet keresünk. 

A Leo I törpe galaxis Kiskunfélegyházáról, Szeri László felvételén. Az előtércsillag a Regulus, tőle jobbra lent látható a Leo I törpegalaxis halvány csomója. A kép forrása: www.szlaci.hu

Mégis hogyan, milyen módszerekkel tudjuk eldönteni, hogy amit a képeken látunk az csak valamiféle zaj vagy esetleg pont az a csekélyke többletsugárzás amit keresünk? A kutatók ehhez egy nagyon egyszerű, mégis elegáns megoldáshoz folyamodtak. A törpe galaxisok 1×1 fokos környezetéről (ezeket hívjuk célforrás régióknak) a rádiómérések eredményeit szemléltetni hivatott képeket készítettek különböző képrekonstrukciós eljárások során (lásd példaként a 4. ábrán a bal oldali képet). Önmagában ezekről a képekről még nehéz lenne megmondani, hogy látjuk-e rajtuk azt a többletsugárzást, amit keresünk. A trükk abban rejlik, hogy ezek mellé a képek mellé véletlenszerűen kiválasztottak mindegyik célforrás közeléből, de azért az 1×1 fokos környezeten kívüli, ún. kontrol régiókat (lásd példaként a 4. ábrán a jobboldali képet). Ezek a kontrol régiók nem tartalmaznak erős rádióforrásokat, gyakorlatilag csak összehasonlítási alapként szolgálnak. Ugyanis ha a törpe galaxisokról készült fotókon többletsugárzást látunk a véletlenszerűen kiválasztott kontrol régiókhoz képest,
akkor elég erősen felmerülhet bennünk a gyanú, hogy a többletért a sötét anyag a felelős.

A bal oldalt egy célforrás régió (az egyik, példaként hozott törpe galaxis 1 négyzetfokos környezete), míg a jobb oldalon egy kontrol régió figyelhető meg. A színskála a fluxussűrűség nagyságát mutatja, a világosabb szín erősebb beérkező sugárzást jelöl. Basu és mtsai. (2021)

Persze nem tudjuk pusztán ránézésre megmondani, hogy a célforrásokról készült fotókon van-e a zajon felüli rádiósugárzás. Ennek meghatározásához egy sor statisztikai tesztet végeztek el. A tesztek, valamint az átlagos intenzitásértékek és az egyes képek zajszintjei is arra engednek következtetni, hogy ha van is a képeken sötét anyag annihiációból származó sugárzás, az annyira halvány, hogy nem tűnik ki a zajból.

Ezt követően a törpe galaxisok 1×1 fokos környezete helyett inkább azok effektív sugarának (ez az a sugár, amelyen belülről a törpe galaxis összfényességének fele érkezik) háromszorosát vették alapul. Ezzel a kissé hasraütésszerűen kiválasztott 1 négyzetfokos terület helyett realisztikusabb módon a törpe galaxisok mérete határozza meg a vizsgált terület nagyságát. Kritikus szempont lehet egyébként ennek a területnek a megválasztása, hiszen a sötét anyag egyfajta halot (udvart) alkotva öleli körbe a galaxisokat, messze kiterjedve a látható tartományokon kívülre is. Így nem szerencsés pusztán a galaxisok fényes, csillagok uralta régióival foglalkozni, megfigyeléseinket érdemes kiterjeszteni a galaxis látható részeinek környezetére is. Bár minden kétséget kizáróan a törpe galaxisok effektív sugarai által meghatározott területek elemzésével sem sikerült sötét anyag nyomára bukkanni a képeken, az egyik vizsgálati módszer, mellyel a célforrás régiókat a kontrol régiókkal hasonlították össze, ígéretes eredményeket sejtet, ezt az 5. ábrán figyelhetjük meg.

A célforrás régiók (pirossal jelölve) és a kontrol régiók (kékkel) átlagos felületi fényessége a sugár függvényében. Szemmel is kivehető, hogy a célforrás régiók átlagosan mintha fényesebbek lennének.. Az eredmények megerősítéséhez, a szisztematikus hibák kizárásához további vizsgálatok szükségesek. Basu és mtsai. (2021) 

Összegezve a kutatócsoport munkásságát, viszonylag egyszerű, mégis jól megfontolt lépések sorozata egy ígéretes módszert eredményezett, mellyel a sötét anyag nyomába eredhetünk. A kis tömegű, mégis jelentős sötét anyagot magukba foglaló törpe szferodiális galaxisok megfigyelése rádiótartományban egy olyan potenciális lehetőség, ami a jövő rádióteleszkóp-hálózatainak szempontjából is érdekes lehet. A Négyzetkilométeres Hálózat (SKA) várhatóan 2027-ben kezdi meg működését, nevéhez hűen 1 négyzetkilométernyi, azaz 1 millió négyzetméternyi fénygyűjtő felülettel. Rendkívüli érzékenységével új fejezetet nyithat a sötét anyag kutatásokban is.

Egyelőre azonban a sötét anyag tovább őrzi titkát és nem fedi fel magát előttünk, közvetetten sem. Mindenesetre amikor legközelebb az eget kémleljük, jusson eszünkbe Vera Rubin egyik idézete: “Ne a csillagokat vedd célba, amit már ismerünk. Célozd meg a köztük lévő űrt, mert az igazi rejtély ott van.”

A cikk alapjául szolgáló tanulmány:
Basu és mtsai. 2021. A. Basu, N. Roy, S. Choudhuri, K. K. Datta and D. Sarkar, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 502 (2021) no.2, 1605-1611 doi:10.1093/mnras/stab120 [arXiv:2101.04925 [astro-ph.HE]].

Link a tanulmányhoz: https://arxiv.org/pdf/2101.04925.pdf

A képek forrásai: Marcote (2016) Marcote, B. 2016. PhD Thesis, Universitat de Barcelona. Non-thermal emission from high-energy binaries through interferometric radio observations

Szerző: Veres Patrik Milán / Csillagászati demonstrátor
CSFK Konkoly-Thege Miklós Csillagászati Intézet / Svábhegyi Csillagvizsgáló