Skrivnost temne snovi v vesolju

    Ena najbolj izmuzljivih, pa tudi najbolj presunljivih nerazrešenih skrivnosti sodobne fizike je prav gotovo hipoteza o obstoju temne snovi v vesolju. Večina astronomov, kozmologov in teoretičnih fizikov je namreč prepričana, da vsaj 90 % snovi v vesolju ne seva svetlobe. Na podlagi različnih astronomskih opazovanj in meritev so prišli do spoznanja, da v vesolju prevladuje predvsem nenavadna temna snov. Njen obstoj so prvič napovedali že pred sedemdesetimi leti, a kljub tej dolgi dobi še vedno ne vemo natančno, kaj naj bi temna snov bila.

    Snov, ki ne sveti!

    Kako sploh vemo, kaj nas obdaja v vesolju? Če se ponoči ozremo v nebo, lahko opazimo nad seboj množico svetlih točk – zvezde. Zvezde je od vseh nebesnih teles najpreprosteje opazovati, saj sevajo vidno svetlobo, ki jo naše oko lahko zazna. A na nebu so poleg zvezd tudi druga astronomska telesa, ki jih zgolj s prostimi očmi ali daljnogledom, pa naj nam bo na voljo še tako velik teleskop, ne moremo videti, saj oddajajo le našim očem nevidno svetlobo. A astronomi so se znašli in vsa ta našemu očesu nevidna telesa opazujejo s posebej prirejenimi teleskopi, ki imajo vgrajene detektorje za infrardečo svetlobo, radijske valove ali rentgenske žarke. Čeprav ta telesa ne oddajajo očem vidne svetlobe, jih danes s posebnimi teleskopi vseeno lahko zaznamo. Primer objektov, ki sevajo v infrardečem so npr. rjave pritlikavke, meglice in infrardeče galaksije, v radijskem področju pa npr. kvazarji.

    Kako pa bi ugotovili, ali ni morda v vesolju poleg tako imenovane vidne snovi, ki seva svetlobo, prisotna še snov v obliki, ki svetlobe sploh ne seva, ali pa seva tako slabotno, da jo je nemogoče videti? Primer takšne “temne snovi”, ki seva preslabotno, da bi jo lahko videli od zelo daleč, je kar naša Zemlja! Planeti ne sevajo lastne svetlobe, saj v njih ne potekajo jedrske reakcije, ki bi jih dovolj razgrele, da bi žareli kot zvezde. Edina svetloba, ki jo sevajo, je odbita svetloba zvezde, okoli katere krožijo. Ta pa še zdaleč ne zadošča, da bi lahko planete, ki krožijo okoli kake oddaljene zvezde, videli neposredno s pomočjo teleskopov. Morda ste pred nekaj leti prebrali, da so v okolici bližnjih zvezd vseeno uspeli zaznati planete. Prisotnosti planetov niso odkrili, ker bi videli odbito svetlobo s planetov, pač pa so jih odkrili preko vpliva na gibanje matične zvezde okoli katere ti planeti krožijo. Planet in matična zvezda namreč krožita okoli skupnega težišča. Ker zvezda kroži okoli skupnega težišča, lahko gibanje zvezde opazujemo s teleskopi na Zemlji ter od tu sklepamo na maso in oddaljenost planeta, ki ga ne vidimo. Kot kaže ta primer lahko na prisotnost temne snovi sklepamo le posredno, preko gravitacijskega vpliva na astronomske objekte, ki sevajo dovolj močno, da jih lahko zaznamo z Zemlje.

    Tehtanje galaksij

    Seveda ni nič nenavadnega, da je nekaj snovi v vesolju temne. Težave nastopijo šele, ko spoznamo, da je verjetno temne snovi v vesolju veliko več, kot je vidne. Že leta 1933 je astronom Fritz Zwicky odkril, da zgolj z vidno snovjo zbrano v zvezdah gruče Coma, ki jo sestavlja okoli 100 galaksij, ni mogoče pojasniti relativnega gibanja posameznih galaksij v gruči. Takrat je predlagal hipotezo o obstoju temne snovi, a so jo drugi astronomi in širša fizikalna skupnost začeli resneje obravnavati šele okoli leta 1970, ko so opazili, da so podobne težave tudi s pojasnitvijo gibanja zvezd v spiralnih galaksijah.

    Koliko snovi je v neki galaksiji, lahko določimo iz hitrosti kroženja zvezd okoli središča galaksije. Na ta način lahko izmerimo maso snovi v galaksiji in jo primerjamo s količino snovi, ki jo vidimo kot zvezde v galaksiji. Da bomo postopek določanja mase galaksije bolje razumeli, si najprej oglejmo preprost primer gibanja planeta okoli sonca po krožnici. Po Newtonovih zakonih velja za odvisnost hitrosti planeta od razdalje do sonca enačba: v(r)2 = G M(r)/r, kjer je r oddaljenost planeta do sonca, G je gravitacijska konstanta, M(r) pa masa snovi znotraj radija r, torej masa snovi znotraj krožnice po kateri se giblje planet. Izpeljemo jo iz pogoja, da se za planet centripetalna in gravitacijska sila uravnotežita.


    Eliptična galaksija NGC5253 v ozvezdju strelca.

    V primeru sonca in planeta, ki kroži okoli njega, je seveda masa M(r) kar masa sonca in kot taka neodvisna od radija kroženja. Ker je M(r) konstanta v gornji enačbi, se bo hitrost, s katero kroži planet, zmanjševala z razdaljo, na kateri le-ta kroži. Če se npr. Zemlja giblje okoli Sonca s hitrostjo okoli 30 km/s, se bo Neptun, ki kroži na nekako 30-krat večji razdalji, gibal le s hitrostjo 5 km/s.


    Rotacijska krivulja za galaksijo NGC3198. Prikazuje hitrost vrtenja zvezd v odvisnosti od oddaljenosti zvezd od središča galaksije.

    Sedaj si namesto preprostega sistema planet-sonce poglejmo, kako se gibljejo zvezde v galaksiji. Večina vidne materije je zbrana v osrednjem delu galaksije, z oddaljenostjo od središča pa gostota zvezd upada (glej sliko levo).

    V večini galaksij zvezde krožijo okoli središča galaksije. S pomočjo Dopplerjevega pojava lahko hitrost kroženja zvezd okoli središča galaksije tudi izmerimo. Ko imamo zbrane podatke o hitrostih, s katerimi krožijo zvezde na različnih oddaljenostih od središča galaksije, lahko to primerjamo z izračunanimi vrednostmi. Za galaksijo, katere masa je razdeljena sferično ali eliptično, takih pa je okoli 80 % vseh galaksij, lahko uporabimo kar enačbo za gibanje planeta okoli sonca. Iz nje razberemo, da bi morala hitrost kroženja v primeru, ko bi celotno maso galaksije predstavljala vidna snov zbrana v osrednjem delu galaksije, z razdaljo od središča galaksije pojemati. Podobno kot v primeru sonca in planeta, ki kroži okoli njega. Opazovanja pa nasprotno pokažejo, da hitrost kroženja zvezd v galaksiji z oddaljenostjo od središča narašča in doseže pri velikih razdaljah konstantno vrednost okoli 100 do 200 km/s. Za velike oddaljenosti od središča galaksije je torej razmerje M(r)/r približno konstantno. (Tipičen primer take rotacijske krivulje lahko vidimo na sliki desno.)


    Vsebnost temne snovi lahko ocenimo iz grafa, ki prikazuje rotacijsko krivuljo bližnje pritlikave spiralne galaksije M33. Na sliki je prikazana hitrost kroženja zvezd kot funkcija oddaljenosti od centra galaksije, pri čemer je razdalja merjena v kiloparsekih (kpc, 1 pc = 3,26 svetlobnega leta, svetlobno leto pa je razdalja, ki jo prepotuje svetloba v enem letu). Ker iz mase snovi, ki jo vidimo kot zvezde v disku galaksije, pričakujemo rotacijsko hitrost okoli 40 km/s, izmerjena hitrost pa je okoli 120 km/s, lahko od tu sklepamo (po enačbi zapisani za sistem sonce-planet), da je kar okoli 90 % snovi v galaksiji nevidne.

    Tovrstne rotacijske krivulje, ki se ne ujemajo s količino vidne snovi, so do sedaj opazili že pri več kot tisoč spiralnih galaksijah, med drugim tudi pri naši Rimski cesti. Izmerjene rotacijske krivulje tako nakazujejo, da je vidni del galaksij (galaktični disk) potopljen v veliko večji halo temne snovi. V bližini galaktičnega središča predstavlja temna snov le majhni del celotne snovi, na večjih razdaljah pa prevlada nad vidno snovjo, ki je zbrana v zvezdah. V celoti naj bi predstavljala temna snov v galaktičnem haloju nekako 90 % celotne snovi galaksije.

    Ta zelo močan argument za obstoj temne snovi v vesolju seveda ne pove ničesar o njeni sestavi. Kljub temu, da sama narava temne snovi še ni znana, pa sklepanje na njen obstoj zgolj iz gibanja zvezd niti ni tako nenavadno. Spomnimo se le, da je Galle leta 1846 odkril Neptun ravno zaradi motenj v gibanju Urana.

    Povprečna gostota vesolja

    Kozmologi radi podajajo količino snovi v vesolju v delih kritične gostote vesolja. Kritična gostota vesolja je tista gostota snovi, pri kateri bi bilo vesolje ravno, če bi vsebovalo le materijo, in znaša c = 10-29 g/cm3. Kot vidimo je kritična gostota vesolja zelo majhna, saj ustreza približno enemu protonu na kubični meter. Za lažjo predstavo kozmologi raje govorijo o relativni gostoti vesolja , ki jo definirajo kot razmerje med povprečno in kritično c gostoto vesolja: = /c. Kritična gostota c nastopa tu v posebni vlogi, saj določa ukrivljenost vesolja. Če je gostota energije in snovi v vesolju večja od kritične, je vesolje ukrivljeno pozitivno, če je energije in snovi manj od kritične, je ukrivljenost vesolja negativna, v primeru pa, ko je gostota snovi enaka kritična, je vesolje ravno. Za ravno vesolje je po definiciji relativna gostota = 1.

    Z neposrednim opazovanjem vidne snovi v galaksijah – to je snovi, ki sveti v obliki zvezd, plinastih meglic, ipd. – lahko ocenimo, da zanjo velja vidnatemna ~ 0,1. Če bi torej temno snov iz galaksij porazdelili po celotnem vesolju, bi je bilo za okoli 10 % kritične gostote. Pravzaprav je zgornja ocena le spodnja meja za celotno maso temne snovi v galaksijah, saj v resnici ne vemo, kako daleč sega halo galaksij. Naša galaksija, ki ima vidni del velik okoli 30 kpc, ima morda halo temne snovi velik kar okoli 200 kpc. Ker je galaksija Andromeda od Rimske ceste oddaljena le okoli 350 kpc, je povsem mogoče, da se haloja obeh galaksij celo dotikata.

    Koliko temne snovi je med galaksijami?

    Določiti količino snovi znotraj gruč galaksij je še mnogo težje kot v samih galaksijah. Ena od bolj zanesljivih metod je merjenje temne snovi preko gravitacijskega lečenja. Svetloba, ki potuje od oddaljenega izvora (npr. kvazarja) se v gravitacijskem polju temne snovi v gruči galaksij ukrivlja kot svetloba na leči. Svetloba namreč ni imuna na gravitacijsko polje, ki obdaja masivno telo. Prostor okoli masivnega telesa se namreč ukrivi. Svetloba tako ne potuje več po ravnem, pač pa po ukrivljenem prostoru. Na poti od oddaljenega izvora se žarek svetlobe ukrivi, podobno kot da bi nekje na poti vstavili ogromno lečo. Kako natanko vidimo izvor na Zemlji je odvisno od količine vmesne snovi. Velikokrat prihaja do tako močnega lečenja, da vidimo na Zemlji celo večkratne slike izvora. Iz popačenja slike nato lahko sklepamo na maso snovi, ki sodeluje pri lečenju.

    Prav tako lahko na količino temne snovi sklepamo iz porazdelitve galaksij po vesolju. Galaksije so namreč nastale iz majhnih nepravilnosti v začetni porazdelitvi snovi po prapoku. Zaradi gravitacijskega privlaka se je snov približevala in združevala v bolj goste skupke iz katerih so nastale galaksije z zvezdami. Kako so galaksije porazdeljene po vesolju odseva način združevanja. Na to seveda z gravitacijskim privlakom vpliva tudi prisotnost temne snovi. Iz porazdelitve vidne snovi po vesolju lahko torej izluščimo količino temne snovi.

    Ti dve in še opazovanja gibanja snovi na kozmoloških razdaljah (nekaj 100 Mpc) kažejo na skupno gostoto temne snovi v prostoru med galaksijami (na kozmoloških razdaljah)

    temna ~ 0,2 – 0,3

    Tehtanje vesolja

    Mikrovalovno sevanje ozadja je svetloba, ki je ostanek prapoka ter preplavlja naše nebo v mirkovalovnem področju elektromagnetnega spektra. Nastala je, ko je bilo vesolje staro okoli 300 tisoč let. Tedaj je namreč temperatura vesolja padla dovolj nizko, da so se do tedaj prosti elektroni in protoni vezali v atome vodika. S tem je vesolje postalo prozorno za svetlobo. Ker se je vesolje širilo, se je tudi valovna dolžina tej svetlobi povečevala; pravimo, da je doživela rdeči premik. Danes jo opazimo v mikrovalovnem področju elektromagnetnega spektra. Mikrovalovno sevanje ozadja ima spekter črnega telesa pri temperaturi okoli 2,7 K in je zelo homogeno. V porazdelitvi opazimo nepravilnosti, ki ustrezajo spremembam temperature črnega telesa na skali nekaj deset mikrokelvinov. Iz porazdelitve nepravilnosti lahko sklepamo na ukrivljenost vesolja, saj odsevajo znano velikost vidnega dela vesolja v času, ko je nastalo mikrovalovno sevanje ozadja, to je v starosti vesolja 300 tisoč let. Od ukrivljenosti vesolja je potem odvisna njihova velikost v sedanjosti. Meritve kratkovalovnega sevanja ozadja kažejo tudi na to, da je vesolje v dobrem približku ravno, kar pomeni, da je skupna relativna gostota snovi in energije v vesolju ~ 1.

    Glede na to, da je skupna gostota snovi in energije ~ 1, vidna snov in temna snov pa prispevata k tej številki le okoli 30 %, imamo zopet opravka z neznanko. Kaj poleg vidne snovi in temne snovi še napolnjuje vesolje? Meritve tako imenovanih eksplozij supernov tipa Ia kažejo na to, da ima vesolje neničelno kozmološko konstanto, katere relativna gostota je ravno okoli lambda ~ 0,7. Kozmološko konstanto je v osnovnem zapisu enačb splošne teorije relativnosti vpeljal že Einstein. Ker je bilo ob nastanku splošne teorije relativnosti okoli leta 1915 uveljavljeno prepričanje, da je vesolje statično in nespremenljivo, je Einstein dodal svojim enačbam konstanto, ki je dovoljevala natanko tako rešitev. Kasneje naj bi vpeljavo kozmološke konstante poimenoval največjo napako svojega življenja. Kot je videti, pa to morda le ni bila napaka, saj je doživela v zadnjih petih letih vstajenje od mrtvih.

    Celotna gostota vesolja je torej sestavljena iz gostote zaradi vidne snovi, temne snovi, in kozmološke konstante ( = vidna + temna + lambda ~ 1). Ta zadnja povzroča teoretikom največje probleme, saj jo je le težko pojasniti v okviru sedaj veljavnega standardnega modela osnovnih delcev in interakcij.

     

    Kaj sestavlja temno snov?

    Najprej omenimo presenetljivo dejstvo, da temna snov ne more biti sestavljena le iz nam dobro znane snovi, kot so npr. planeti, ki pač ne sevajo in so tako že po definiciji “temna snov”. Da to uvidimo, moramo poseči daleč v zgodovino vesolja. Ko je bilo vesolje staro okoli tri minute, in je temperatura padla pod milijardo kelvinov, so se namreč protoni in nevtroni začeli hitro zlivati v jedra 4He, ter v manjši meri tudi v ostala lahka jedra (devterij, 3He …). Iz količine nastalega helija lahko sklepamo, da je tako imenovane barionske snovi v vesolju le za okoli 5 % (B ~ 0,05). Barionsko snov sestavljajo predvsem protoni in nevtroni, iz katerih so sestavljena jedra atomov. Barionska snov je torej najbolj “običajna” snov, ki sestavlja zvezde, planete in meglice. Ker ima vidna snov delno gostoto le okoli 1 % (vidna ~ 0,01), lahko sklepamo, da preostanek (z delno gostoto enako razliki celotnega in vidnega dela barionske snovi: 0,05 – 0,01 = 0,04) pač ne seva in prispeva k temni snovi. Kandidati za “običajno” barionsko temno snov bi bili planeti, ugasle zvezde in plinske meglice ter morebitni kateri še neodkriti astronomski objekti. Vendar pa je take temne snovi le za okoli četrtino celotne količine temne snovi, kot jo pokažejo opazovanja rotacijskih krivulj (temna ~ 0,2 – 0,3). Celotna temna snov torej ne more biti sestavljena le iz snovi, ki jo poznamo iz vsakdanjega življenja.

    Možni kandidati za eksotično temno snov

    Poleg običajne temne snovi mora biti v vesolju še neka druga eksotična temna snov, ki je do sedaj verjetno še nismo videli pri nobenem poskusu na Zemlji. Kaj neki bi to lahko bilo?

    Znotraj fizike ni druge možnosti, kot nekako razširiti standardni model osnovnih delcev (delcev, ki smo jih do sedaj odkrili v poskusih s pospeševalniki in se zdijo nesestavljeni) z novimi delci. Ob tem se seveda nasmeje srce teoretičnega fizika, saj je kar nekaj razlogov, zakaj teoretiki pričakujejo tovrstne razširitve standardnega modela. Narejenih je bilo že kar nekaj teorij “nove fizike”, ki bi lahko razširila standardni model in vsaka od razširitev ima seveda tudi svojega kandidata za temno snov. Najbolj priljubljeni kandidati za pojasnitev temne snovi so: nevtrini, nevtralini in aksioni.

    Nevtrini so edini kandidati za nebarionski eksotični del temne snovi, ki so jih v eksperimentih že opazili. To so delci, ki zelo šibko interagirajo s preostankom materije in so v okviru standardnega modela brez mase. Poleg tega nevtrini niso barioni, ampak leptoni, kar pomeni, da so že v osnovi drugačni od protonov in nevtronov. Definicija bariona je namreč, da čuti močno silo, to je interakcijo, ki veže protone in nevtrone v jedra. Ker nevtrini niso barioni, so možni kandidati za nebarionsko temno snov, to je za tisti malce bolj eksotični del temne snovi. Prav tako so nevtrini v razmeroma velikih količinah nastali ob prapoku. Če bi imeli nevtrini maso nekaj 10 eV (1 eV ustreza masi 1,8 10-37 kg), potem bi bili lahko glavna sestavina temne snovi. Nedavni eksperimenti z nevtrinskimi oscilacijami presenetljivo kažejo, da imajo nevtrini res nekaj mase, kar torej pelje v pravo smer za pojasnitev eksotične temne snovi z nevtrini. Vendar pa ti eksperimenti napovedujejo mase, ki so za nekaj tisočkrat manjše od potrebnih nekaj 10 eV. Sedaj uveljavljeno mnenje med fiziki je, da nevtrini sicer prispevajo k nebarionski temni snovi, vendar pa z njimi ne moremo pojasniti celotne količine temne snovi.

    Kako je z raziskavami temne snovi pri nas? Trenutno v neposrednih iskanjih temne snovi ne sodeluje nobena od raziskovalnih skupin v Sloveniji. Raziskovalci z Odseka za eksperimentalno fiziko delcev Inštituta Jožef Stefan pa sodelujejo pri vzpostavitvi novega eksperimenta LHC (Large Hadron Collider) v CERN-u, (Ženeva v Švici), ki bo verjetno začel obratovati leta 2007. Iskal bo morebitne supersimetrične delce, torej tudi nevtralino, ki je kandidat za temno snov.

    Delci WIMP so verjetno najpopularnejši kandidat za temno snov. Kratica pomeni Weakly Interacting Massive Particle ali slovensko šibko interigirajoči masivni delec. To je generično ime za še neodkrit masiven delec velike mase. Teoretiki pričakujejo, da bi imeli maso okoli 100 GeV ali več, kar ustreza okoli sto masam protona. To je vsekakor veliko za osnovni delec. Do sedaj najmasivnejši osnovni delec je top kvark z maso okoli 175 GeV. Eden od takšnih masivnih, a zelo šibko interigirajočih delcev, bi bil lahko nevtralino. To je najlažji delec, ki ga napoveduje supersimetrična razširitev standardnega modela osnovnih delcev in interakcij. V tej razširitvi standardnega modela osnovnih delcev in interakcij poleg že znanih simetrij vpeljemo še supersimetrijo. Supersimetrija je simetrija, ki povezuje osnovne delce s povsem različnimi lastnostmi, tako imenovane fermione (npr. elektroni) z bozoni (npr. fotoni). Še iz srednješolskih let se verjetno spomnite pouka kemije, kjer so vas učili o Paulijevem izključitvenem načelu. Ko polnimo elektronske orbitale atomov moramo paziti, da dvema elektronoma ne pripišemo enaka vsa kvantna števila. To je značilno za fermione. Nasprotno od fermionov pa sta dva bozona lahko v povsem identičnem stanju.

    V supersimetrični razširitvi standardnega modela vsakemu osnovnemu delcu pripišemo supersimetričnega partnerja. Če je začetni delec fermion, je njegov partner bozon in obratno. Na ta način lahko razrešimo marsikateri problem, ki se pojavi v fiziki visokih energij. Supersimetrija tako pomaga pri krajšanju neskončnosti, ki se pojavijo v računih, zato je supersimetrija zelo priljubljena pri teoretičnih fizikih. A vrnimo se nazaj k temni snovi in nevtralinu. Tako ime ima zato ker je nevtralen, končnica -ino pa kaže, da je supersimetrični partner s fermionskim značajem. V najosnovnejši supersimetrični formulaciji standardnega modela je nevtralino stabilen delec. Ker ne razpadajo, so nevtralini lahko v velikem številu nastali ob prapoku in se obdržali do dandanes. Ker ne seva svetlobe je po mnenju mnogih eden najresnejših kandidatov za pojasnitev sestave temne snovi. Vse to seveda ob predpostavki, da je supersimetrična razširitev standardnega modela realistična teorija osnovnih gradnikov sveta.

    Ker so nevtralini oz. splošneje delci WIMP eden glavnih kandidatov za temno snov, poteka po svetu kar nekaj eksperimentov, ki poskušajo delce WIMP nekako zaznati. Če delci WIMP resnično sestavljajo temno snov, potem je Zemlja dobesedno potopljena v juho takšnih delcev. Pričakovani tok delcev WIMP na Zemlji je 105 delcev/cm2s, kar pomeni, da skozi vsakega izmed nas preide nekaj deset milijonov teh delcev na sekundo. Ker le redkokateri interagira s snovjo v našem telesu, večinoma preidejo telo brez posledic. Zaradi šibke interakcije s snovjo je tudi eksperimentalna detekcija delcev WIMP zelo težka. Vsake toliko se bo sicer kateri od delcev WIMP elastično sipal na snovi v detektorju, vendar pa je pričakovano število dogodkov le okoli 10 takšnih dogodkov v kilogramu detektorja letno. Poleg tega je energija, ki jo ob sipanju preda delec WIMP snovi v detektorju le okoli 10-14 J. Tako majhno energijo pa je seveda zelo težko izmeriti. Eden od načinov je, da detektor ohladimo na okoli 100 mK. Tedaj je specifična toplota detektorja dovolj majhna, da se tudi ob prejeti energiji 10-14 J, temperatura detektorju spremeni za nekaj mikrokelvinov, kar zadošča za meritev. Kljub vsemu pa je šum pri meritvi še vedno precej velik, zato eksperimentalno še ni uspelo ovreči ali potrditi hipoteze o obstoju delcev WIMP.

    Aksioni so tretji dokaj popularni kandidati za temno snov. To so hipotetični delci, ki jih vpeljemo, da z njimi pojasnimo tako imenovani močni CP problem v teoriji močne interakcije. Tu C zaznamuje zamenjavo delcev z antidelci, kar imenujemo tudi konjugacija naboja, P pa zrcaljenje preko izhodišča (zamenjavo koordinat s koordinatami z negativnim predznakom). Močna interakcija se ne spremeni, če opravimo katerokoli od obeh operacij, pravimo da je močna interakcija invariantna na CP. Nasprotno pa se šibka interakcija spremeni pri delovanju C ali P simetrije. Pravimo, da šibka interakcija krši CP. Do tu vse lepo in prav, problem pa nastopi, ker pričakujemo, da bi tudi močna interakcija morala kršiti CP. Iz poskusov pa vemo, da to ni res in sicer do desete decimalke natančno! Problem lahko razrešimo z vpeljavo novih delcev v teorijo. Aksioni so zelo šibko sklopljeni s snovjo in imajo tudi zelo majhno maso okoli 10-5 eV. Zaradi šibke interakcije s snovjo so zelo stabilni in imajo razpadni čas veliko daljši, kot je današnja starost vesolja. Kot stabilni delci so možni kandidati za temno snov, a jih zaradi šibke sklopitve tudi še niso odkrili v eksperimentih na Zemlji.

    Sestava temne snovi tako še sedem desetletij po odkritju ostaja skrivnost.

    Dodatno branje:

    (Jure Zupan, kvarkadabra.net – številka 13, februar 2002)