Materia ilun

Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea
(«Materia iluna» orritik birbideratua)

Galaxia multzo honetan (CL0024+17) materia ilunaren grabitate eragina atzeman daiteke.

Materia iluna materia mota hipotetiko bat da, unibertsoko materiaren % 85 inguru suposatzen duena[1]. Materia ilunari "iluna" deitzen zaio, ez dirudielako eremu elektromagnetikoarekin elkarreragiten duenik, eta horrek esan nahi du ez duela erradiazio elektromagnetikoa xurgatzen, islatzen edo igortzen (argia bezala), eta, beraz, zaila dela detektatzen. Zenbait behaketa astrofisikok – gaur egun onartutako grabitatearen teoriekin azaldu ezin diren grabitate-efektuak barne, ikus daitekeen baino materia gehiago ez badago, behintzat – materia ilunaren presentzia dakarte. Horregatik, aditu gehienek uste dute materia iluna ugaria dela unibertsoan, eta eragin handia izan duela haren egituran eta bilakaeran[2].

Materia ilunaren existentziaren froga nagusia, materia ikusezin ugari ez balego, galaxia askok oso modu ezberdinean jokatuko luketela frogatzen duten kalkuluetatik dator. Galaxia batzuk ez ziren sortuko, eta beste batzuk ez lirateke gaur egun bezala mugituko. Beste ebidentzia-lerro batzuen artean, grabitazio-lenteetako behaketak[3] eta mikrouhinen hondo kosmikoa daude, baita beha daitekeen unibertsoaren egungo egituraren behaketa astronomikoak, galaxien eraketa eta bilakaera, talka galaktikoetan[4] kokatzea eta galaxien kumuluen barruan galaxien mugimendua ere. Lambda-CDM kosmologia-eredu estandarrean, unibertsoaren masa-energia eduki osoak materia eta energia arruntaren % 5, materia ilunaren % 27 eta energia iluna izenez ezagutzen den energia mota baten % 68 ditu[5][6][7][8]. Horrela, materia iluna masa osoaren % 85 da, eta energia iluna eta materia iluna masa-energia eduki osoaren % 95[9][10][11].

Oraindik inork ez duenez materia iluna zuzenean behatu -existitzen dela suposatuz-, ia ez du materia barioniko arruntarekin eta erradiazioarekin elkarreragin behar, grabitatearen bidez izan ezik. Uste da materia ilun gehiena ez dela barionikoa; oraindik aurkitu ez diren partikula azpiatomiko batzuek osa dezakete. Materia iluna lortzeko hautagai nagusia oraindik aurkitu ez den oinarrizko partikula mota berriren bat da, bereziki elkarreragin ahuleko partikula masiboak (WIMP)[12], nahiz eta axioiek arreta berritua erakarri duten WIMPak esperimentuetan ez detektatzeagatik[13]. Esperimentu asko egiten ari dira materia ilunaren partikulak zuzenean detektatzeko eta aztertzeko, baina inork ez du oraindik arrakastarik izan[14]. Materia iluna "hotz", "epel" edo "bero" gisa sailkatzen da, abiaduraren arabera (zehazki, fluxu askearen luzeraren arabera). Egungo ereduek materia ilun hotzeko agertokia errazten dute, non egiturak pixkanaka partikulak metatzearen ondorioz sortzen diren.

Komunitate zientifikoak oro har materia ilunaren existentzia onartzen duen arren[15], astrofisikari batzuek, ohiko materia ilunak ondo azaltzen ez dituen behaketa espezifikoek bultzatuta, erlatibitate orokorraren lege estandarren zenbait aldaketa defendatzen dituzte. Horien artean daude Newtonen dinamika eraldatua, grabitate tentsore-bektorial-eskalarra edo grabitate entropikoa. Eredu horiek ohar guztien berri ematen saiatzen dira, gai ez-barioniko osagarria aipatu gabe.

Ideiaren historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia ilunaren lehen nabarmentasunetako bat Vera Rubinek aurkitu zuen 1970eko hamarkadan, galaxia espiralen errotazio-legeen bidez. Galaxia horien izarrak eta gasa zentroaren inguruan biratzen dira, baina horien abiadura ez da gutxitzen zentrotik urrundu ahala, galaxiaren masa gehiena bere izarren eta gasaren orbiten barruan dagoenean espero den bezala. Izan ere, horrelakoa da planeten portaera normala: Uranoren Eguzkiarekiko errotazio-abiadura txikiagoa da Lurrarena baino. Baina galaxia espiraletan, zentrotik urrunen dagoen materia argidunak gertu dauden izarren errotazio-abiadura bera izan ohi du. Horrek bi esanahi izan ditzake: batetik, Newtonen eta Einsteinen grabitazio-legeek eskala galaktikoetan huts egiten dutela —izan ere, zenbait talde Newtonen dinamikaren legeen aldaketak lantzen ari dira materia ilunaren hipotesia baztertzeko—; bestetik, galaxiek badutela argiduna ez den osagai zabal bat, eta osagai horrek (halo iluna) galaxien masaren %50 eta 90 bitarte duela gutxienez[16].

Multzoetan dauden galaxien elkarrekiko mugimenduen bidez ere neurtu da materia ilunaren eragina. Sistema masibo horietan, isolatuta dauden galaxietan baino 10 bat aldiz handiagoa da materia ilunaren osagaia. Unibertso osoaren dinamikan ere nabarmendu da materia ilunaren eragina: unibertsoaren espantsioa balaztatzen du atomoz egindakoa baino 6 aldiz masiboagoa den materia-osagai batek[16].

Unibertsoan dagoen barioi-dentsitatea atomo arinen (hidrogeno, helio, litio) ugaritasunaren bidez ezagutzen da. Elementu horiek Big Bangean sintetizatu ziren lehenengoz. Haien ugaritasuna izar-belaunaldi gutxi sustatu dituzten astroetan neurtu da, eta horiek Big Bangean lortu ahal izateko gaur egungo unibertsoaren barioien dentsitateak hidrogeno-atomo bat lau metro kubikoko izan behar du. Galaxia-multzoen eta unibertsoaren dinamikaren bidez neurtutako masa dentsitatea aurresandako barioiena baino 7 bat aldiz handiagoa denez, uste da masa gehiena ez-barionikoa den osagai batean dagoela[16].

1990eko hamarkadan, kolapsaturik egon zitezkeen astro ilunak bilatu zituzten talde batzuek Esne Bidearen haloan eta gure sateliteak diren Magallaesen hodeietan. Gorputz kolapsatuen atzetik murgil zitezkeen izarren magnifikazio grabitatorioa bilatu zuten behaketa haietan, baina ez zituzten magnifikazio-kasu asko aurkitu. Behaketa horien arabera, Esne Bidearen masaren %20, gehienez ere, 0,1-0,9 eguzki-masako astro kolapsatu ilunetan egon daiteke, eta horietako gehienak nano marroiak (Jupiterren moduko "huts egindako izarrak"), neutroi-izarrak eta izarren zulo beltzak dira; beraz, materia barionikoz egindakoak[16].

Materia iluna azaltzeko, teoria asko daude: Newtonen dinamikaren aldaketez gain, fenomeno kuantikoak eta grabitazioak sor dezaketen grabitazio-interakzioaren aldaketak, Bose-Einstein kondentsatuak sor ditzakeen eremu eskalar klasikoak, eta, gaur egun begiko hautagaia dena, elkarren arteko interakzio gutxi duten partikula astunak, oraindik detektatu ez direnak (WIMP direlakoak, ingelesezko Weakly Interacting Massive Particle terminotik). Hondoko mikrouhin-erradiazioaren anisotropiatik gure inguruan behatzen diren estrukturak (galaxiak, galaxia-multzoak, hormak eta zuloak) eraiki ahal izateko, materia ilunak ez-erlatibista izan behar du; bestela, estruktura txikiak eta ertainak ezabatu egiten dira abiadura handiko partikulen bidez. Horrenbestez, partikula horiek, izatez, astunak dira, eta, askotan, materia ilunari materia ilun hotz ere esaten zaio. Teorizatu diren WIMPen artean, axioiak eta partikula supersimetrikoak, neutralinoak barne, dira begikoak. Partikula horiek ez dira partikula-eremu estandarraren familiakoak, baina supersimetria-teoriek egindako eremu estandarraren hedapenetan agertzen dira. Dena den, oraindik laborategietan ez da aurkitu horrelako partikularik, eta, beraz, materia ilunaren izaera frogatzeke dago; gainera, materia ilunaren izatea bera hipotesitzat hartu behar da oraindik, nahiz eta hipotesi hau oso onartuta egon[16].

Frogak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxien biraketa abiadura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Interpretazio artistiko honek Esne Bidean materia iluna galaxia inguratzen duen materialezko halo urdin bat bezala espero den banaketa erakusten du[17].

Galaxia kiribilen besoak erdigune galaktikoaren inguruan biraka dabiltza. Galaxia espiral baten argi-masaren dentsitatea murriztu egiten da zentrotik kanpoaldera joan ahala. Argi-masa materia osoa balitz, galaxia erdiko masa puntual gisa modelatu dezakegu eta inguruan orbitatzen duten masak probatu, Eguzki Sistemaren antzera. Keplerren Bigarren Legetik aurrera, zentroarekiko distantziarekin errotazio-abiadurak gutxitzea espero da, Eguzki Sistemaren antzera. Hori ez da ikusten dena[18]. Aldiz, galaxien errotazio-kurba laua mantentzen da zentrorako distantzia handitzen den heinean.

Keplerren legeak zuzenak badira, desadostasun hori ebazteko bistako modua zera da, galaxia kiribiletan masaren banaketa ez dela Eguzki Sisteman dagoenaren antzekoa. Zehazki, materia ez argitsu (materia iluna) asko dago galaxiaren kanpoaldean.

Abiaduraren sakabanaketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lotutako sistemetako izarrek birialaren teorema bete behar dute. Teorema, neurtutako abiaduraren banaketarekin batera, masa sistema lotu batean nola banatzen den neurtzeko erabil daiteke, hala nola galaxia eliptikoak edo kumulu globularrak. Salbuespen batzuekin, galaxia eliptikoen abiaduraren sakabanaketaren estimazioak ez datoz bat[19] ikusitako masaren banaketatik aurreikusitako abiaduraren sakabanaketarekin, are izar-orbiten banaketa konplexuak suposatuz ere.

Galaxien errotazio-kurbekin bezala, desadostasuna ebazteko ageriko modua argirik gabeko materiaren existentzia postulatzea da.

Galaxia kumuluak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia kumuluak bereziki garrantzitsuak dira materia ilunaren azterketetarako, haien masak hiru eratara kalkula baitaitezke:

  • Galaxien abiadura erradialak kumuluen barruan sakabanatuz
  • Kumuluen gas beroak igorritako X izpietatik abiatuta. X izpien espektrotik eta energia-fluxutik abiatuta, gasaren tenperatura eta dentsitatea kalkula daitezke, eta horrek ematen du presioa; presioaren eta grabitatearen arteko oreka onartzen bada, kumuluaren masa-profila zehazten da.
  • Grabitazio-lenteek (normalean galaxia urrunagokoak) kumuluen masak neur ditzakete, dinamikaren behaketen menpe egon gabe (adibidez, abiadura).

Oro har, hiru metodo horiek bat datoz materia ilunak ikusgaia gainditzen duela 5 eta 1 arteko proportzioan[20].

Grabitazio-leiarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Grabitazio-leiar»
Hubble teleskopio espazialak Abell 1689an ikusitako grabitazio-lente indartsuek materia ilunaren presentzia adierazten dute - Zabaldu irudia lenteen arkuak ikusteko.

Erlatibitate orokorraren ondorioetako bat da objektu masiboek (galaxia kumulu bat bezala), urrutiago dagoen iturri baten (kuasar bat bezala) eta behatzaile baten artean kokatuta daudenek, lente bat bezala jokatu beharko luketela argia iturri horretatik desbideratzeko. Zenbat eta masiboagoa izan objektu bat, orduan eta gehiago ikusten da lentea.

Lente sendoa arku-hondoko galaxien distortsioa da, haien argia grabitazio-lente horretatik igarotzen denean. Urruneko kumulu askoren inguruan ikusi da, Abell 1689 barne[21]. Distortsioaren geometria neurtuz, esku hartzen duen kumuluaren masa lor daiteke. Egin den dozenaka kasuetan, lortutako masa-argi erlazioak kumuluen materia ilun dinamikoaren neurketei dagozkie[22]. Lenteek irudi baten kopia ugari eragin ditzakete. Irudiaren kopia ugarien banaketa aztertuta, zientzialariek materia ilunaren banaketa ondorioztatu eta kartografiatu ahal izan dute, MACS J0416.1-2403 galaxien kumuluaren inguruan[23][24].

Grabitazio-lente ahulek galaxien distortsio ñimiñoak ikertzen dituzte, galaxien azterketa zabalen analisi estatistikoak erabiliz. Alboko hondoko galaxien zizailadura bidezko itxurazko deformazioa aztertuz gero, materia ilunaren batez besteko banaketa karakteriza daiteke. Argi-masaren erlazioak bat datoz egituraren eskala handiko beste neurketa batzuetan aurreikusitako materia ilunaren dentsitateekin[25]. Materia ilunak ez du argia bere baitan kurbatzen; masak (kasu honetan materia ilunaren masak) espazio-denbora kurbatzen du. Argiak espazioren kurbadura jarraitzen du, eta horrek lente efektua sortzen du[26][27].

2021eko maiatzean, Dark Energy Survey Collaborationek materia ilunaren mapa xehatu berri bat erakutsi zuen[28]. Gainera, mapak galaxiak konektatzen zituzten egitura haridunak erakutsi zituen, aurretik aurkitu ez zirenak, ikaskuntza-metodo automatiko baten bidez[29].

Hondoko mikrouhinen erradiazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Hondoko mikrouhin erradiazioa»
Materia ilunaren mapa zeru-adabaki baterako, Kilo-Degreeren ikerketa bateko grabitazio-lenteen analisian oinarritua.

Materia iluna eta arrunta materia diren arren, ez dute berdin jokatzen. Bereziki, unibertso primitiboan, materia arrunta ionizatuta zegoen, eta Thomson sakabanaketaren bidez erradiazioarekin gogor eragiten zuen. Materia ilunak ez du zuzenean eragiten erradiazioarekin, baina mikrouhinen hondo kosmikoari (CMB) eragiten dio grabitazio-potentzialagatik (batez ere eskala handian) eta materia arruntaren dentsitatean eta abiaduran dituen eraginengatik. Beraz, materia arruntaren eta materia ilunaren asaldurek bilakaera desberdina dute denborarekin, eta arrasto desberdinak uzten dituzte CMBn.

Mikrouhinen hondo kosmikoa gorputz beltz perfektu batetik oso gertu dago, baina tenperatura oso txikiko anisotropiak ditu, 100.000ko zati gutxi batzuetakoak. Anisotropien zeruaren mapa bat potentzia angeluarreko espektro batean deskonposa daiteke, eta horrek ia maila bereko baina altuera desberdineko tontor akustiko batzuk dituela ikusten da. Kode informatiko modernoek, hala nola CMBFAST eta CAMB, parametro kosmologikoen ustezko edozein multzotarako gailur-seriea aurreikus dezakete, eta, beraz, teoria datuetara doitzeak parametro kosmologikoak mugatzen ditu. Lehenengo tontorrak materia barionikoaren dentsitatea erakusten du nagusiki; hirugarren tontorra, berriz, materia ilunaren dentsitatearekin lotzen da batez ere, materiaren dentsitatea eta atomoen dentsitatea neurtuz[30].

CMBren anisotropia 1992an aurkitu zuen lehen aldiz COBEk, nahiz eta azken horrek bereizmen txikiegia zuen tontor akustikoak detektatzeko. 2000. urtean BOOMERanG esperimentuak lehen tontor akustikoa aurkitu ondoren, potentzia-espektroa zehatz-mehatz behatu zuen WMAPek 2003-2012an, eta are zehatzago Planck espazio-ontziak 2013-2015ean. Emaitzek Lambda-CDM modeloa babesten dute[31][32].

Behatutako CMBren potentzia angeluarreko espektroak materia ilunaren aldeko ebidentzia ahaltsua ematen du, haren egitura zehatza ondo egokitzen baitzaio Lambda-CDM ereduari, baina zaila da lehia dagoen edozein eredurekin erreproduzitzen, hala nola newtondar dinamika aldatuarekin (MOND)[32][33].

Egituren formazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia ilunaren eskala handiko banaketaren hiru dimentsioko mapa, Hubble teleskopio espazialarekin grabitazio-lente ahulak neurtuta berreraikia.

Egituren eraketa Big Bangaren ondorengo aldiari dagokio, non dentsitate-perturbazioek kolapsatu egin zuten izarrak, galaxiak eta kumuluak sortzeko. Egiturak sortu aurretik, erlatibitate orokorrerako Friedmannen soluzioek unibertso homogeneo bat deskribatzen dute. Geroago, anisotropia txikiak hazten eta unibertso homogeneoa kondentsatzen joan ziren izar, galaxia eta egitura handiagoetan. Materia arruntari erradiazioak eragiten dio, oso garai goiztiarretan unibertsoko elementu nagusia baita. Ondorioz, bere dentsitate-perturbazioak garbitu egiten dira eta ezin dira egitura batean kondentsatu. Unibertsoan materia arrunta bakarrik balego, ez zatekeen nahikoa denborarik izango dentsitate-perturbazioak gaur egun ikusten diren galaxiak eta kumuluak osatzeraino hazteko.

Materia ilunak irtenbidea ematen dio arazo horri, erradiazioak ez diolako eragiten. Beraz, haien dentsitate-perturbazioak hazi egin daitezke lehenik. Ondoriozko grabitazio-potentzialak potentzial erakargarriko putzu gisa jokatzen du materia arruntarentzat, eta ondoren kolapsatu egiten du, egiturak eratzeko prozesua bizkortuz[34][35].

Balaren kumulua[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia iluna existitzen ez bada, hurrengo azalpen probableena izan behar da erlatibitate orokorra –nagusi den grabitatearen teoria– ez dela zuzena eta aldatu egin behar dela. Balaren kumulua, duela gutxi bi galaxia kumuluk talka egin ondoren sortutako egitura, erronka bat da aldatutako grabitatearen teorientzat, itxurazko masa-zentroa masa barionikoko zentrotik oso urrun dagoelako[36]. Materia ilunaren eredu estandarrek erraz azal dezakete behaketa hori, baina aldatutako grabitateak askoz zailagoa du[37][38], batez ere behaketa-ebidentzia ereduarekiko independentea delako.

Ia motako supernoben neurketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ia motako supernobak kandela estandar gisa erabil daitezke distantzia estragalaktikoak neurtzeko, eta horiek, aldi berean, iraganean unibertsoaren hedapen-abiadura neurtzeko erabil daitezke[39]. Datuen arabera, unibertsoa erritmo azkarrean hedatzen ari da, eta horren arrazoia energia ilunari egotzi ohi zaio[40]. Behaketek unibertsoa ia laua dela adierazten dutenez, unibertso osoko guztizko energia-dentsitateak 1 batzea espero da (Ωtot ≈ 1)[41][42]. Neurtutako energia ilunaren dentsitatea ΩΛ ≈ 0.690 da; behatutako materia arruntaren (barionikoa) energia-dentsitatea Ωb ≈ 0.0482 da, eta erradiazioaren energia-dentsitatea mespretxagarria da. Honek hutsune bat uzten du, Ωdm ≈ 0.258, materia bezala jokatzen duena, materia iluna[43].

Oszilazio akustiko barionikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Oszilazio akustiko barionikoak (BAO) gorabeherak dira unibertsoko materia barioniko ikusgarriaren (materia normala) dentsitatean, eskala handietan. Lambda-CDM ereduan sortzen direla iragartzen da, hasierako unibertsoko fotoi-barioiaren fluidoaren gorabehera akustikoen ondorioz, eta mikrouhinen hondo kosmikoaren potentzia angeluarreko espektroan ikus daitezke. BAOek barioientzako luzera-eskala hobetsia ezartzen dute. Materia iluna eta barioiak birkonbinazioaren ondoren biltzen direnez, efektua askoz ahulagoa da galaxien banaketan unibertso hurbilean, baina sotil bat bezala detekta daiteke (≈%1) galaxia pareak 147 Mpc-z bereizita egoteko lehentasuna, 130-160 Mpc-z bereizita daudenekin alderatuta. Ezaugarri hori teorikoki 1990eko hamarkadan aurreikusi zen, eta gero 2005ean aurkitu zen, galaxia gorriko bi lerraketa-estudio handitan: Sloan Digital Sky Survey eta 2dF Galaxy Redshift Survey[44]. CMBren behaketak galaxien gorriranzko lerratze-azterketen BAO neurketekin konbinatuz, Hubbleren konstantea eta Unibertsoko materiaren batez besteko dentsitatea zehatz zenbatesten dira[45]. Emaitzek Lambda-CDM eredua babesten dute.

Gorriranzko lerrakuntzaren espazioaren distortsioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxiak gorrirantz lerratzeko ikerketa handiak galaxien banaketaren hiru dimentsioko mapa bat egiteko erabil daitezke. Mapa horiek apur bat distortsionatuta daude, distantziak behatutako gorriranzko lerraduretatik kalkulatzen direlako; gorriranzko lerradurak galaxiaren abiadura berezia deritzonaren ekarpena du, Hubbleren hedapen termino nagusiaz gain. Batez beste, superkumuluak batez besteko kosmikoa baino astiroago hedatzen dira, grabitatearen ondorioz; hutsak, berriz, batez bestekoa baino azkarrago hedatzen dira. Gorriranzko-lerraduraren mapa batean, superkumulu baten aurrean dauden galaxiek gehiegizko abiadura erradiala dute harantz, eta gorriranzko lerrakuntza handiak dituzte, beren distantziak baino pixka bat handiagoak; superkumuluaren atzean dauden galaxiek, berriz, gorriranzko lerrakuntza txikiagoak dituzte beren distantziarako. Efektu horrek superkumuluak norabide erradialean zapalduta agertzea eragiten du, eta hutsak ere luzatu egiten dira. Bere posizio angeluarrek ez dute eraginik jasaten. Efektu hori ezin da egitura bakar baterako detektatu, ez baita ezagutzen haren forma erreala, baina egitura askoren batez bestekoa eginez neur daiteke. Nick Kaiserrek 1987an iragarri zuen kuantitatiboki, eta 2001ean neurtu zen lehen aldiz modu erabakigarrian, 2dF Galaxy Redshift Survey azterlanarekin[46]. Emaitzak bat datoz Lambda-CDM ereduarekin.

Materia ilun partikulen detekzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia iluna partikula subatomikoz osatuta badago, orduan partikula horietatik milioika, milaka milioi beharbada, segundo bakoitzean Lurraren zentimetro koadro bakoitzetik igaro behar dira[47][48]. Esperimentu askok hipotesi hau probatu nahi dute. WIMPak izan dira bilaketarako hautagai nagusiak, baina axioiek arreta berritua erakarri dute, Axioi Materia Ilunaren Esperimentuarekin (ADMX), axioien bila dabilena eta etorkizunean askoz gehiago aurreikusten dena. Beste hautagai bat sektore ezkutuko partikula astunak dira, materia arruntarekin grabitatearen bidez soilik eragiten dutenak.

Esperimentu horiek bi motatan bana daitezke: zuzeneko detekziokoak, materia ilunaren partikulak detektagailu baten barruan nukleo atomikoetan sakabanatzea bilatzen dutenak, eta zeharkako detekziokoak, materia ilunaren partikulak deuseztatzeko edo desintegratzeko produktuak bilatzen dituztenak[49].

Zuzeneko detekzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lurpeko Xenon Handiaren Esperimentuaren instalazioak.

Zuzeneko detekzio-esperimentuen helburua da behatzea materia iluneko partikulekiko interakzioek (teorian) eragindako nukleoen energia baxuko atzerakadak (normalean, keV gutxi batzuk). Atzerapen horren ondoren, nukleoak energia igorriko du distira-argi edo fonoi moduan, detekzio-aparatu sentikorretatik igarotzean. Eraginkortasunez egiteko, funtsezkoa da hondoa oso txikia izatea; horregatik, esperimentu horiek lurpean egin ohi dira, izpi kosmikoen interferentziak minimizatuz. Hauek dira zuzeneko detekzio-esperimentuak dituzten lurpeko laborategien adibide batzuk: Stawelleko meategia, Soudaneko meategia, Sudburyko SNOLAB lurpeko laborategia, Gran Sassoko Laborategi Nazionala, Canfranceko Lurrazpiko Laborategia, Boulbyko Lurrazpiko Laborategia, Zientzia eta Ingeniaritzako Lurpeko Laborategia eta Txina Jinpingeko Lurpeko Laborategia.

Esperimentu horiek batez ere detektagailu kriogenikoen edo likido nobleen teknologiak erabiltzen dituzte. Detektagailu kriogenikoek 100 mK-tik beherako tenperaturetan funtzionatzen dute, eta partikulak atomo batekin talka egiten duenean sortzen den beroa detektatzen dute kristalezko xurgatzaile batean, adibidez germanioan. Likido nobleen detektagailuek detektatzen dute xenon edo argon likidoko partikula baten talkak eragindako distira. Detektagailu kriogenikoekin egindako esperimentuen artean daude: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Likido nobleen esperimentuek LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX eta LUX, Lurpeko Xenon Handiaren Esperimentua, barne hartzen dituzte. Bi teknika horiek hondoko partikulak (batez ere elektroietan barreiatzen direnak) eta materia iluneko partikulak (nukleoetan barreiatzen direnak) bereizteko ahalmenean oinarritzen dira. Beste esperimentu batzuk SIMPLE eta PICASSO dira.

Gaur egun, ez dago materia iluna zuzeneko detekzio-esperimentu batetik abiatuta detektatzeari buruzko baieztapen egokirik, eta, horren ondorioz, materia iluneko partikula horien nukleoekiko elkarrekintzako zeharkako sekzioaren eta masaren gaineko muga handiak ezartzen dira. Dama/NaI kolaborazio esperimentalek eta DAMA/LIBRA berrienak detektagailuetako gertaeren tasan urteko modulazio bat detektatu dute, materia ilunaren ondorio direla diotenak[50][51]. Hau da, Lurrak Eguzkia orbitatzen duen heinean, detektagailuak materia ilunaren haloari dagokionez duen abiadura kantitate txiki batean aldatuko den itxaropenaren emaitza. Baieztapen hori ez da baieztatu orain arte, eta kontraesanean dago LUX, SuperCDMS[52] eta XENON100[53] bezalako beste esperimentu batzuen emaitza negatiboekin.

Zuzeneko detekzioko esperimentuen kasu berezi bat norabide-sentsibilitatea dutenak dira. Eguzki Sistemaren Zentro Galaktikoaren inguruko mugimenduan oinarritutako bilaketa-estrategia da[54][55][56]. Behe-presioko denbora-proiekzioko kamera batek atzerapen-aztarnei buruzko informazioa eskuratzeko eta WIMP nukleoen zinematika mugatzeko aukera ematen du. Eguzkiak bidaiatzen duen norabidetik datozen WIMPak (Cygnus aldera, gutxi gorabehera) hondotik bereiz daitezke, isotropikoa izan beharko bailuke. Norabideko materia ilunaren esperimentuak DMTPC, DRIFT, Newage eta MIMAC dira.

Zeharkako detekzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sei kumulu-talkaren collagea, materia ilunaren mapekin. Kumuluak galaxia kumuluen materia ilunak talka egiten duenean duen portaerari buruzko ikerketa batean ikusi ziren[57].

Zeharkako detekzio-esperimentuek materia ilunaren partikulak kanpoan auto-deuseztatzeko edo desintegratzeko produktuak bilatzen dituzte. Adibidez, materia ilunaren dentsitate handiko eskualdeetan (adibidez, gure galaxiaren erdian), materia iluneko bi partikula deuseztatu egin daitezke gamma izpiak edo eredu estandarraren partikula-antipartikula pareak sortzeko[58]. Bestalde, materia iluneko partikula bat ezegonkorra bada, Eredu Estandarreko partikuletan (edo beste batzuetan) desintegra liteke. Prozesu horiek zeharka detekta daitezke gure galaxiako dentsitate handiko eskualdeetatik datozen gamma izpi, antiprotoi edo positroiak erabiliz[59]. Bilaketa horien berezko zailtasun garrantzitsu bat da zenbait iturri astrofisikok materia ilunaren espero den seinalea imitatu dezaketela, eta, beraz, litekeena da hainbat seinale behar izatea aurkikuntza eztabaidaezin baterako[60].

Eguzkitik edo Lurretik igarotzen diren materia ilunaren partikula batzuk atomoetan barreiatu eta energia gal dezakete. Horrela, materia iluna gorputz horien erdian meta liteke, talka egiteko/deuseztatzeko aukera areagotuz. Horrek seinale bereizgarri bat sor lezake energia handiko neutrinoen forman[61]. Seinale hori WIMP materia ilunaren existentziaren zeharkako froga izango litzateke. AMANDA, IceCube eta ANTARES bezalako energia handiko neutrinoen teleskopioak seinale horren bila ari dira. 2015eko irailean LIGOk grabitazio-uhinak detektatu izanak materia iluna modu berrian behatzeko aukera ematen du, batez ere jatorrizko zulo beltzen forman agertzen bada[62][63][64].

Bilaketa esperimental asko egin dira materia iluna deuseztatzetik edo desintegratzetik datozen emisio mota horiek bilatzeko, eta horien adibide batzuk eskaintzen dira. Energetic Gamma Ray Experiment Telescope delakoak Esne Bidetik espero baino gamma izpi gehiago ikusi zituen 2008an, baina zientzialariek ondorioztatu zuten teleskopioaren sentikortasunaren estimazio okerrak eragin zuela hori[65].

Fermi gamma izpien teleskopio espaziala antzeko gamma izpien bila dabil[66]. 2012ko apirilean, Large Area Telescope tresnaren aurretik eskuragarri zeuden datuen analisi batek 130 GeV-ko seinale baten proba estatistikoak eragin zituen Esne Bidearen zentrotik zetorren gamma erradiazioan[67]. WIMP deuseztapena izan zen azalpen probableena[68].

Energia altuagoetan, gamma izpien lurreko teleskopioek materia iluna galaxia esferoidal nanoetan eta galaxia kumuluetan suntsitzeari mugak jarri dizkiote[69][70].

PAMELA esperimentuak (2006an abiarazia) positroi gehiegi atzeman zituen. Materia iluna edo pultsarrak deuseztatzetik etor litezke. Ez zen antiprotoi gehiegirik antzeman[71].

2013an, Nazioarteko Espazio Estazioko Alfa Espektrometro Magnetikoaren emaitzek energia handiko izpi kosmiko gehiegi zeudela adierazi zuten, materia iluna deuseztatzearen ondorioz[72][73].

Hipotesi alternatiboak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia iluna oraindik identifikatu ez denez, beste hipotesi asko sortu dira materia iluna zer behaketa-fenomenotarako sortu zen azaltzeko. Metodo ohikoena erlatibitate orokorra aldatzea da. Erlatibitate orokorra ondo frogatuta dago eguzki-sistemaren eskalan, baina eskala galaktikoan edo kosmologikoan duen baliozkotasuna ez dago ondo frogatuta[74]. Erlatibitate orokorraren aldaketa egoki batek, hasiera batean, materia ilunaren beharra ezaba dezake. Mota honetako teoria ezagunenak MOND eta bere orokortze erlatibista grabitate tentsore-bektore-eskalarra (TeVeS)[75], f(R) grabitatea[76], masa negatiboa, fluido iluna[77][78][79] eta grabitate entropikoa dira[80]. Teoria alternatiboak ugariak dira[81][82].

Hipotesi alternatiboen arazo bat da materia iluna behatzeko probak ikuspegi independente askotatik datozela (ikus atala gorago). Banakako edozein behaketa azal daiteke, baina horiek guztiak materia ilunik gabe azaltzea oso zaila da. Hala ere, arrakasta sakabanatu batzuk izan dira hipotesi alternatiboetarako, hala nola grabitate entropikoaren lente grabitazionalaren 2016ko proba bat[83][84][85] eta MOND efektu bakarraren 2020ko neurketa bat[86][87].

Astrofisikari gehienen iritziz, erlatibitate orokorraren aldaketek behaketa-frogen zati bat azal badezakete ere, unibertsoan materia ilunaren formaren bat egon behar dela ondorioztatzeko datu nahikoak egon daitezke[88].

Materia iluna fikzioan[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Materia iluna fikziozko hainbat baliabidetan erabili da, hala nola bideojokoetan eta liburuetan[89][90]. Kasu horietan, materia ilunari ezohiko propietate fisiko edo magikoak egotzi ohi zaizkio. Deskribapen horiek ez datoz bat fisikan eta kosmologian proposatutako materia ilunaren propietate ezagunekin. Adibidez, ordenagailu-jokoetan, armak eta objektuak egiteko material gisa erabiltzen da, eta beltz edo antzeko kolore batez irudikatzen da.

Materia iluna aldizka agertzen da gai gisa zientzia nahiz zientzia-fikzioko gaiak jorratzen dituzten aldizkako argitalpen hibridoetan[91], eta materia iluna bera "zientzia fikzioaren materia" gisa kalifikatu da. The Physics of Star Trek-en aipamen batean materia ilunaz hitz egiten da[92], "Zientzia fikzio moderno onena kosmologiaz elikatzen dela neurri handi batean" adierazi aurretik[93].

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ «Dark Energy, Dark Matter | Science Mission Directorate» science.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  2. ↑ (Ingelesez) «Dark matter» CERN (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  3. ↑ (Ingelesez) Trimble, Virginia. (1987-09). «Existence and Nature of Dark Matter in the Universe» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 25 (1): 425–472.  doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002233. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  4. ↑ (Ingelesez) Staff, Ars. (2017-02-03). «A history of dark matter» Ars Technica (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  5. ↑ (Ingelesez) Greicius, Tony. (2013-06-07). «Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus» NASA (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  6. ↑ «Dark Energy, Dark Matter | Science Mission Directorate» science.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  7. ↑ Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F. et al.. (2014-11-01). «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results» Astronomy and Astrophysics 571: A1.  doi:10.1051/0004-6361/201321529. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  8. ↑ (Ingelesez) Francis, Matthew. (2013-03-21). «First Planck results: the Universe is still weird and interesting» Ars Technica (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  9. ↑ (Ingelesez) «Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light» University of Cambridge 2013-03-21 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  10. ↑ (Ingelesez) «National Geographic Magazine» National Geographic (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  11. ↑ (Ingelesez) Jarosik, N.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Gold, B.; Greason, M. R.; Halpern, M.; Hill, R. S.; Hinshaw, G. et al.. (2011-01-11). «SEVEN-YEAR WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP) OBSERVATIONS: SKY MAPS, SYSTEMATIC ERRORS, AND BASIC RESULTS» The Astrophysical Journal Supplement Series 192 (2): 14.  doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  12. ↑ (Ingelesez) Copi, Craig J.; Schramm, David N.; Turner, Michael S.. (1995-01-13). «Big-Bang Nucleosynthesis and the Baryon Density of the Universe» Science 267 (5195): 192–199.  doi:10.1126/science.7809624. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  13. ↑ (Ingelesez) Chadha-Day, Francesca; Ellis, John; Marsh, David J. E.. (2022-02-25). «Axion dark matter: What is it and why now?» Science Advances 8 (8): eabj3618.  doi:10.1126/sciadv.abj3618. ISSN 2375-2548. PMID 35196098. PMC PMC8865781. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  14. ↑ (Ingelesez) Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan; Silk, Joseph. (2005-01-01). «Particle dark matter: evidence, candidates and constraints» Physics Reports 405 (5): 279–390.  doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. ISSN 0370-1573. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  15. ↑ (Ingelesez) McGaugh, Sabine Hossenfelder,Stacy S.. «Is Dark Matter Real?» Scientific American  doi:10.1038/scientificamerican0818-36. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  16. ↑ a b c d e Testu honen pasarte batzuk Elhuyar Fundazioak egindako ZTHiztegian oinarritu dira. Testu hori hemen dago eskuragarri eta cc-by-sa lizentziarekin argitaratuta dago. Egilea Itziar Aretxaga da.
  17. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Serious Blow to Dark Matter Theories? - New study finds mysterious lack of dark matter in Sun’s neighbourhood» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  18. ↑ Corbelli, E.; Salucci, P.. (2000-01-15). «The extended rotation curve and the dark matter halo of M33» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 311 (2): 441–447.  doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  19. ↑ Faber, S. M.; Jackson, R. E.. (1976-03-01). «Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies.» The Astrophysical Journal 204: 668–683.  doi:10.1086/154215. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  20. ↑ (Ingelesez) Allen, Steven W.; Evrard, August E.; Mantz, Adam B.. (2011-09-22). «Cosmological Parameters from Observations of Galaxy Clusters» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 49 (1): 409–470.  doi:10.1146/annurev-astro-081710-102514. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  21. ↑ (Ingelesez) Taylor, A. N.; Dye, S.; Broadhurst, T. J.; Benitez, N.; van Kampen, E.. (1998-07-10). «Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689» The Astrophysical Journal 501 (2): 539–553.  doi:10.1086/305827. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  22. ↑ (Ingelesez) Wu, Xiang-Ping; Chiueh, Tzihong; Fang, Li-Zhi; Xue, Yan-Jie. (1998-12). «A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy?» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 301 (3): 861–871.  doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  23. ↑ (Ingelesez) «Scientists unveil the most detailed map of dark matter to date» www.science.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  24. ↑ Natarajan, Priyamvada; Chadayammuri, Urmila; Jauzac, Mathilde; Richard, Johan; Kneib, Jean-Paul; Ebeling, Harald; Jiang, Fangzhou; van den Bosch, Frank et al.. (2017-02-06). «Mapping substructure in the HST Frontier Fields cluster lenses and in cosmological simulations» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 468 (2): 1962–1980.  doi:10.1093/mnras/stw3385. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  25. ↑ (Ingelesez) Refregier, Alexandre. (2003-09). «Weak Gravitational Lensing by Large-Scale Structure» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 (1): 645–668.  doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  26. ↑ «Physics - Content by Unit» web.archive.org 2013-07-29 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  27. ↑ (Ingelesez) Myslewski, Rik. «Hubble snaps dark matter warping spacetime» www.theregister.com (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  28. ↑ (Ingelesez) «New dark matter map reveals cosmic mystery» BBC News 2021-05-27 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  29. ↑ (Ingelesez) Hong, Sungwook E.; Jeong, Donghui; Seong Hwang, Ho; Kim, Juhan. (2021-05-01). «Revealing the Local Cosmic Web from Galaxies by Deep Learning» The Astrophysical Journal 913 (1): 76.  doi:10.3847/1538-4357/abf040. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  30. ↑ «CMB Intermediate» background.uchicago.edu (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  31. ↑ Hinshaw, G.; Weiland, J. L.; Hill, R. S.; Odegard, N.; Larson, D.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Gold, B. et al.. (2009-02-01). «Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results» The Astrophysical Journal Supplement Series 180: 225–245.  doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  32. ↑ a b Planck Collaboration; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J. et al.. (2016-09-01). «Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters» Astronomy and Astrophysics 594: A13.  doi:10.1051/0004-6361/201525830. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  33. ↑ Skordis, C.; Mota, D. F.; Ferreira, P. G.; Bœhm, C.. (2006-01-01). «Large Scale Structure in Bekenstein's Theory of Relativistic Modified Newtonian Dynamics» Physical Review Letters 96: 011301.  doi:10.1103/PhysRevLett.96.011301. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  34. ↑ «Wayback Machine» web.archive.org 2016-07-17 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  35. ↑ Low, Lerh Feng. (2016-11-30). «Constraints on the composite photon theory» Modern Physics Letters A 31 (36): 1675002.  doi:10.1142/S021773231675002X. ISSN 0217-7323. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  36. ↑ (Ingelesez) Clowe, Douglas; Bradač, Maruša; Gonzalez, Anthony H.; Markevitch, Maxim; Randall, Scott W.; Jones, Christine; Zaritsky, Dennis. (2006-08-30). «A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter» The Astrophysical Journal 648 (2): L109–L113.  doi:10.1086/508162. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  37. ↑ (Ingelesez) Lee, Chris. (2017-09-21). «Science-in-progress: Did the Bullet Cluster withstand scrutiny?» Ars Technica (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  38. ↑ (Ingelesez) Siegel, Ethan. «The Bullet Cluster Proves Dark Matter Exists, But Not For The Reason Most Physicists Think» Forbes (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  39. ↑ Planck Collaboration; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J. et al.. (2020-09-01). «Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters» Astronomy and Astrophysics 641: A6.  doi:10.1051/0004-6361/201833910. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  40. ↑ Kowalski, M.; Rubin, D.; Aldering, G.; Agostinho, R. J.; Amadon, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Barbary, K. et al.. (2008-10-01). «Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets» The Astrophysical Journal 686: 749–778.  doi:10.1086/589937. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  41. ↑ «WMAP- Shape of the Universe» map.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  42. ↑ (Ingelesez) Biron, Lauren. «Our flat universe» symmetry magazine (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  43. ↑ (Ingelesez) «Publications - Planck - Cosmos» www.cosmos.esa.int (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  44. ↑ Percival, Will J.; Cole, Shaun; Eisenstein, Daniel J.; Nichol, Robert C.; Peacock, John A.; Pope, Adrian C.; Szalay, Alexander S.. (2007-09-28). «Measuring the Baryon Acoustic Oscillation scale using the Sloan Digital Sky Survey and 2dF Galaxy Redshift Survey» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 381 (3): 1053–1066.  doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  45. ↑ Komatsu, E.; Dunkley, J.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Gold, B.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Larson, D. et al.. (2009-02-01). «Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation» The Astrophysical Journal Supplement Series 180: 330–376.  doi:10.1088/0067-0049/180/2/330. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  46. ↑ Peacock, John A.; Cole, Shaun; Norberg, Peder; Baugh, Carlton M.; Bland-Hawthorn, Joss; Bridges, Terry; Cannon, Russell D.; Colless, Matthew et al.. (2001-03-01). «A measurement of the cosmological mass density from clustering in the 2dF Galaxy Redshift Survey» Nature 410: 169–173. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  47. ↑ Gaitskell, Richard J.. (2004-12-01). «Direct Detection of Dark Matter» Annual Review of Nuclear and Particle Science 54: 315–359.  doi:10.1146/annurev.nucl.54.070103.181244. ISSN 0163-8998. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  48. ↑ «Picasso Experiment: Dark Matter» www.picassoexperiment.ca (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  49. ↑ Bertone, Gianfranco; Merritt, David. (2005-01-01). «Dark Matter Dynamics and Indirect Detection» Modern Physics Letters A 20: 1021–1036.  doi:10.1142/S0217732305017391. ISSN 0217-7323. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  50. ↑ Bernabei, R.; Belli, P.; Cappella, F.; Cerulli, R.; Dai, C. J.; D'Angelo, A.; He, H. L.; Incicchitti, A. et al.. (2008-08-01). «First results from DAMA/LIBRA and the combined results with DAMA/NaI» European Physical Journal C 56: 333.  doi:10.1140/epjc/s10052-008-0662-y. ISSN 1434-6044. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  51. ↑ Drukier, Andrzej K.; Freese, Katherine; Spergel, David N.. (1986-06-01). «Detecting cold dark-matter candidates» Physical Review D 33: 3495–3508.  doi:10.1103/PhysRevD.33.3495. ISSN 1550-7998. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  52. ↑ Davis, Jonathan H.. (2015-05-01). «The past and future of light dark matter direct detection» International Journal of Modern Physics A 30: 1530038.  doi:10.1142/S0217751X15300380. ISSN 0217-751X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  53. ↑ Aprile, E.; Aalbers, J.; Agostini, F.; Alfonsi, M.; Amaro, F. D.; Anthony, M.; Arneodo, F.; Barrow, P. et al.. (2017-03-01). «Search for Electronic Recoil Event Rate Modulation with 4 Years of XENON100 Data» Physical Review Letters 118: 101101.  doi:10.1103/PhysRevLett.118.101101. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  54. ↑ Lee, Samuel K.; Lisanti, Mariangela; Peter, Annika H. G.; Safdi, Benjamin R.. (2014-01-03). «Effect of Gravitational Focusing on Annual Modulation in Dark-Matter Direct-Detection Experiments» Physical Review Letters 112 (1): 011301.  doi:10.1103/PhysRevLett.112.011301. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  55. ↑ Lee, Samuel K.; Lisanti, Mariangela; Peter, Annika H. G.; Safdi, Benjamin R.. (2014-01-01). «Effect of Gravitational Focusing on Annual Modulation in Dark-Matter Direct-Detection Experiments» Physical Review Letters 112: 011301.  doi:10.1103/PhysRevLett.112.011301. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  56. ↑ «Blowing in the Wind» Kavli Foundation (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  57. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Dark matter even darker than once thought - Hubble explores the dark side of cosmic collisions» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  58. ↑ Merritt, David. (2010-01-01). Dark matter at the centers of galaxies. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  59. ↑ Ellis, John; Flores, R. A.; Freese, K.; Ritz, S.; Seckel, D.; Silk, Joseph. (1988-11-01). «Cosmic ray constraints on the annihilations of relic particles in the galactic halo» Physics Letters B 214: 403–412.  doi:10.1016/0370-2693(88)91385-8. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  60. ↑ Bertone, Gianfranco; Merritt, David. (2005-05-10). «Dark matter dynamics and indirect detection» Modern Physics Letters A 20 (14): 1021–1036.  doi:10.1142/S0217732305017391. ISSN 0217-7323. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  61. ↑ Freese, Katherine. (1986-02-01). «Can scalar neutrinos or massive Dirac neutrinos be the missing mass?» Physics Letters B 167: 295–300.  doi:10.1016/0370-2693(86)90349-7. ISSN 0370-2693. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  62. ↑ (Ingelesez) and #author.fullName}, #author fullName}, #author fullName}. «What will gravitational waves tell us about the universe?» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  63. ↑ (Ingelesez) «For Media» The Hub (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  64. ↑ Bird, Simeon; Cholis, Ilias; Muñoz, Julian B.; Ali-Haïmoud, Yacine; Kamionkowski, Marc; Kovetz, Ely D.; Raccanelli, Alvise; Riess, Adam G.. (2016-05-19). «Did LIGO Detect Dark Matter?» Physical Review Letters 116 (20): 201301.  doi:10.1103/PhysRevLett.116.201301. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  65. ↑ (Ingelesez) Stecker, F. W.; Hunter, S. D.; Kniffen, D. A.. (2008-02-01). «The likely cause of the EGRET GeV anomaly and its implications» Astroparticle Physics 29 (1): 25–29.  doi:10.1016/j.astropartphys.2007.11.002. ISSN 0927-6505. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  66. ↑ Atwood, W. B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J. et al.. (2009-06-01). «The Large Area Telescope on the Fermi Gamma-Ray Space Telescope Mission» The Astrophysical Journal 697: 1071–1102.  doi:10.1088/0004-637X/697/2/1071. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  67. ↑ (Ingelesez) Weniger, Christoph. (2012-08-07). «A tentative gamma-ray line from Dark Matter annihilation at the Fermi Large Area Telescope» Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 2012 (08): 007–007.  doi:10.1088/1475-7516/2012/08/007. ISSN 1475-7516. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  68. ↑ (Ingelesez) «Gamma rays hint at dark matter» Physics World 2012-04-24 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  69. ↑ Albert, J.; Aliu, E.; Anderhub, H.; Antoranz, P.; Backes, M.; Baixeras, C.; Barrio, J. A.; Bartko, H. et al.. (2008-05-01). «Upper Limit for γ-Ray Emission above 140 GeV from the Dwarf Spheroidal Galaxy Draco» The Astrophysical Journal 679: 428–431.  doi:10.1086/529135. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  70. ↑ Aleksić, J.; Antonelli, L. A.; Antoranz, P.; Backes, M.; Baixeras, C.; Balestra, S.; Barrio, J. A.; Bastieri, D. et al.. (2010-02-01). «MAGIC Gamma-ray Telescope Observation of the Perseus Cluster of Galaxies: Implications for Cosmic Rays, Dark Matter, and NGC 1275» The Astrophysical Journal 710: 634–647.  doi:10.1088/0004-637X/710/1/634. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  71. ↑ Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. et al.. (2009-04-01). «An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5-100GeV» Nature 458: 607–609.  doi:10.1038/nature07942. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  72. ↑ Aguilar, M.; Alberti, G.; Alpat, B.; Alvino, A.; Ambrosi, G.; Andeen, K.; Anderhub, H.; Arruda, L. et al.. (2013-04-01). «First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5-350 GeV» Physical Review Letters 110: 141102.  doi:10.1103/PhysRevLett.110.141102. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  73. ↑ «AMS-02 » Archive » FIRST RESULT FROM THE ALPHA MAGNETIC SPECTROMETER EXPERIMENT» web.archive.org 2013-04-08 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  74. ↑ Peebles, P. J. E.. (2005-11-01). «Probing general relativity on the scales of cosmology» General Relativity and Gravitation (WORLD SCIENTIFIC): 106–117.  doi:10.1142/9789812701688_0010. ISBN 978-981-256-424-5. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  75. ↑ Kroupa, Pavel; Pawlowski, Marcel; Milgrom, Mordehai. (2012-12-01). «The failures of the standard model of cosmology require a new paradigm» International Journal of Modern Physics D 21 (14): 1230003.  doi:10.1142/S0218271812300030. ISSN 0218-2718. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  76. ↑ (Ingelesez) Capozziello, S.; De Laurentis, M.. (2012-10-01). «The dark matter problem from f(R) gravity viewpoint» Annalen der Physik 524 (9-10): 545–578.  doi:10.1002/andp.201200109. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  77. ↑ (Ingelesez) «Bringing balance to the Universe | University of Oxford» www.ox.ac.uk (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  78. ↑ (Ingelesez) Oxford, University of. «Bringing balance to the universe: New theory could explain missing 95 percent of the cosmos» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  79. ↑ (Ingelesez) Farnes, J. S.. (2018-12-01). «A unifying theory of dark energy and dark matter: Negative masses and matter creation within a modified ΛCDM framework» Astronomy & Astrophysics 620: A92.  doi:10.1051/0004-6361/201832898. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  80. ↑ (Ingelesez) Physics, Delta Institute for Theoretical. «New theory of gravity might explain dark matter» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  81. ↑ Mannheim, Philip D.. (2006-04-01). «Alternatives to dark matter and dark energy» Progress in Particle and Nuclear Physics 56: 340–445.  doi:10.1016/j.ppnp.2005.08.001. ISSN 0146-6410. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  82. ↑ Joyce, Austin; Jain, Bhuvnesh; Khoury, Justin; Trodden, Mark. (2015-03-01). «Beyond the cosmological standard model» Physics Reports 568: 1–98.  doi:10.1016/j.physrep.2014.12.002. ISSN 0370-1573. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  83. ↑ (Ingelesez) Netherlands Research School for Astronomy. «Verlinde's new theory of gravity passes first test» phys.org (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  84. ↑ Brouwer, Margot M.; Visser, Manus R.; Dvornik, Andrej; Hoekstra, Henk; Kuijken, Konrad; Valentijn, Edwin A.; Bilicki, Maciej; Blake, Chris et al.. (2017-04-01). «First test of Verlinde's theory of emergent gravity using weak gravitational lensing measurements» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 466: 2547–2559.  doi:10.1093/mnras/stw3192. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  85. ↑ (Ingelesez) «First test of rival to Einstein's gravity kills off dark matter» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  86. ↑ (Ingelesez) «Unique prediction of 'modified gravity' challenges dark matter» ScienceDaily (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  87. ↑ Chae, Kyu-Hyun; Lelli, Federico; Desmond, Harry; McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Schombert, James M.. (2020-11-01). «Testing the Strong Equivalence Principle: Detection of the External Field Effect in Rotationally Supported Galaxies» The Astrophysical Journal 904: 51.  doi:10.3847/1538-4357/abbb96. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  88. ↑ (Ingelesez) «Dark Matter vs. Modified Gravity: A Trialogue» Sean Carroll 2012-05-09 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  89. ↑ Kaku, Michio. (1997). Beyond Einstein : superstrings and the quest for the final theory. Oxford University Press ISBN 978-0-19-158621-7. PMC 45728474. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  90. ↑ Stableford, Brian M.. (2006). Science fact and science fiction : an encyclopedia. Routledge ISBN 978-0-415-97460-8. PMC 70803423. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  91. ↑ (Ingelesez) Cramer, John G.. (Jul/Aug 2003). LSST-the dark matter telescope. , 96–99 or. (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  92. ↑ (Ingelesez) «Space travel: outdated goal: [All - ProQuest» www.proquest.com (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).
  93. ↑ (Ingelesez) «Kirk and Scotty's lie» Times Higher Education (THE) 1996-09-27 (Noiz kontsultatua: 2022-08-25).

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Materia_ilun&oldid=9228920"(e)tik eskuratuta