Vesmír očima fononů

Mimořádné úsilí vynaložené na objasnění fenoménu temné hmoty nepřineslo ani po 90 letech uspokojivé rozuzlení. Pomohou vnést světlo do tohoto problému detektory na bázi nízkoenergetických fononů?

Veškerá hmota, kterou kolem sebe vidíme a kterou známe – všechny asteroidy, planety, hvězdy a černé díry –, to je pouhý zlomek toho, z čeho se náš vesmír skládá. Asi 80 procent jeho hmotnosti existuje ve formě neznámých částic, které nejsou vidět, takřka neinteragují, a kterým proto říkáme temná hmota.

Jde o jednu z velkých nevyřešených záhad současné fyziky. Již během pozorování rychlostí jednotlivých galaxií v kupě Comma roku 1933 se ukázalo, že je v ní zřejmě velké množství neviditelné hmoty, jinak by se jednotlivé galaxie musely pohybovat asi desetkrát pomaleji. Během dalších desetiletí prokázalo existenci neznámého zdroje přitažlivosti široké spektrum nezávislých měření.

Nebýt gravitačního působení temné hmoty, nedržely by galaxie se současnou rychlostí otáčení pohromadě. Galaktické kupy by se rozptýlily do volného prostoru a světlo od nich by k nám přilétalo méně zakřivené, než jak jej zachycují naše teleskopy.

Velký třesk

Ani velký třesk by bez temné hmoty nevypadal tak, jak jej pozorujeme nyní.

Když se totiž podíváme teleskopem například na Slunce, nevidíme jeho současný obraz, ale to, jak vypadalo před osmi minutami, v okamžiku, kdy z něj bylo vyzářeno světlo právě dopadající do našeho oka. Podobně je tomu se vším, co pozorujeme ve vesmíru. Hvězdy v našem okolí vidíme tak, jak vypadaly před několika lety, a obraz nejbližších galaxií nám ukazuje, jaké byly před miliony lety.

Ilustrace gravitačních vln vybuzených dvěma vzájemně obíhajícími černými dírami. Gravitační vlny o vysokých frekvencích můžeme studovat pomocí detektoru na bázi chirálních fononů.

Obrázek LIGO, T. Pyle

Čím hlouběji se díváme do vesmíru, tím starší obraz vidíme. Když se podíváme dostatečně daleko, uvidíme ze všech směrů na obloze ohnivou kouli velkého třesku (viz Giovanni Acquaviva, Vesmír 99, 280, 2020/5). Vlivem rozpínání vesmíru je prvotní záření velmi vychladlé, a my je proto dnes pozorujeme na milimetrových vlnových délkách. Záření velkého třesku je dokonce malým zlomkem zodpovědné za zrnění nenaladěné analogové televize. Díváním se na šumící televizi tak člověk vlastně může (kromě šumu různých elektronických součástek) zčásti pozorovat i bouřlivý zrod našeho vesmíru.

Světlo přicházející z doby těsně po velkém třesku jsme zmapovali řadou teleskopů a předpokládalo se, že i v raném vesmíru, tvořeném velmi horkým plynem volně létajících částic, byla některá místa v důsledku kvantových fluktuací teplejší a některá chladnější (korespondující s místy hustšími a řidšími). Tato hustší místa představují zárodky budoucích galaxií, galaktických kup a hmoty okolo nás. Aby ovšem mohl mít vesmír (a hmota v něm) strukturu, jakou pozorujeme našimi teleskopy dnes, měla by se odchylka teplotních extrémů pohybovat na úrovni jedné tisíciny její střední hodnoty. První provedená měření ale zaznamenala pouze homogenní teplotu záření bez sebemenších odchylek. Nesoulad mezi měřením a předpovědí plynoucí z teorie způsobil ve vědecké komunitě značnou krizi. Měření však vypadalo přesvědčivě, a bylo tedy jasné, že problém tkví ve fyzice. S možným vysvětlením přišel až fyzik Jim Peebles s kolegy.

Kdyby totiž velkou většinu vesmíru po velkém třesku tvořila dodatečná hmota, která neinteraguje s fotony (tedy neviditelná), byla by tato složka schopná vyvinout přitažlivou gravitační sílu dostatečnou k rychlejšímu vytvoření galaktických kup, ale neovlivnila by světlo přicházející z velkého třesku. To by umožnilo současné pozorování velmi homogenního světla z počátku vesmíru spolu s nehomogenní distribucí galaktických kup, kterou vidíme dnes. Jim Peebles poukázal na to, že pokud je to pravda, měly by být teplotní odchylky mikrovlnného pozadí (CMB) asi stokrát slabší, než se předpokládalo.

Na oběžnou dráhu byl proto v roce 1989 vypuštěn satelit COBE, schopný zachytit díky vyšší citlivosti i tyto slabé teplotní rozdíly. Tomu se již podařilo strukturu velkého třesku pozorovat, potvrdil Peeblesovu předpověď a zároveň ukázal, že temná hmota se vyskytovala již v raném vesmíru.

Nová částice

Pokud nám naše výpočty (opřené o měření) říkají, že je ve vesmíru více hmoty, než pozorujeme, má to dvě možná vysvětlení. Buďto je vesmír opravdu hmotnější, než se zdá, nebo jsou naše výpočty špatné.

Je totiž také možné, že zákony fyziky fungují s velmi drobnou odchylkou od toho, jak je chápeme nyní. Tyto odchylky by byly nepozorovatelné při měřeních na Zemi, ale citelně by se projevovaly na obrovských vzdálenostech ve vesmíru.

Vědci proto pracovali na obou hypotézách současně. Jednak popisovali temnou hmotu jako neznámou, zřídka interagující částici, a jednak se snažili nalézt upravené zákony fyziky, které by žádné další částice nepotřebovaly.

Schematické zobrazení chirálního fononu, kde atomy v krystalické mřížce (zelené koule) rotují kolem svých rovnovážných poloh (průsvitné zelené koule).

Schéma Marek Matas

V roce 2006 ovšem přišlo pozorování pomocí spojené kombinace Hubbleova teleskopu a pozemních širokospektrálních teleskopů zachycující srážku dvou galaktických kup. Měření umožnilo současně zobrazit vodíkový plyn v plazmatickém stavu (díky jeho rentgenovskému vyzařování) a neviditelnou hmotnostní složku (temnou hmotu) prostřednictvím mapování světla, které prochází kupou a zakřivuje se v důsledku gravitačního čočkování. Ze získaných dat bylo patrné, že ačkoliv se vodíkový oblak (který tvoří většinu viditelné hmotnosti galaktických kup) v důsledku srážky zpomalil, neviditelná složka hmotnosti obsažená v kupách před srážkou letěla setrvačností dále. Poprvé jsme přímo pozorovali oddělení temné hmoty od částic, které známe. Důsledkem kolize galaktických kup se tedy ukázalo, že temná hmota je samostatná entita s vlastní hybností, schopná letět prostorem bez přítomnosti dalších objektů.

Proto většina vědců dnes opouští hypotézu neúplných zákonů fyziky a přiklání se k tomu, že temná hmota tvoří nový druh doposud neznámých částic, které jsou zodpovědné za většinu hmotnosti našeho vesmíru a které kromě gravitace interagují s ostatními částicemi jen velmi slabě.

Lov temné hmoty na Zemi

Díky tomu, že temná hmota je rozprostřena i v naší galaxii, prolétají její částice každým okamžikem naší planetou. Jedním z hlavních projevů snahy zachytit částice temné hmoty je stavba citlivých detektorů v nepoužívaných hlubinných dolech (kvůli odstínění jiných částic, které přilétají z horních vrstev atmosféry).

K takovým detektorům patří například experiment XENONnT. Tvoří jej nádoba 8 tun zkapalněného xenonu vystlaná citlivými fotonásobiči a umístěná v hlubinné laboratoři Gran Sasso pod italskými Alpami. Detektor odstíněný od vnějšího světa zde čeká na prolétající částici temné hmoty, která – pokud narazí do jádra atomu xenonu – mu předá energii. Ta se zčásti konvertuje na tepelný pohyb v kapalině, zčásti na odtržení několika elektronů ze zasaženého atomu a zčásti na uvolnění několika světelných záblesků (fotonů), které jsou zaznamenány fotonásobiči po obvodu nádoby. Vyražené elektrony jsou vedeny elektrickým polem ke kraji a odečteny několik okamžiků po zaznamenání světelného záblesku. Právě kombinace elektronového a světelného signálu umožňuje určení původu deponované energie a odlišení hledaných interakcí temné hmoty od jiných zdrojů signálu, jako například těch způsobených rozpady radioaktivních prvků, které jsou v malé míře přítomné všude okolo nás. Experimenty na bázi xenonu nejsou v pátrání po temné hmotě zdaleka samy. Podobným způsobem se při konstrukci detektorů využívá například křemík, germanium, argon, scintilační krystaly, kapalné helium, nebo dokonce grafen.

Jenže – desítky experimentů různých typů zatím nepřinesly žádný přesvědčivý důkaz o vzájemné interakci „naší“ hmoty s tou temnou. Negativní výsledek může mít dvojí příčinu. Buďto jsou interakce přilétajících částic vzácnější, anebo slabší, než jsou technické možnosti našich detektorů.

Pokud jsou interakce vzácnější, nebylo by možné zaznamenat žádnou, nebo jen velmi málo. Jedinou možností je postavit větší detektor, který bude pro prolétající částice snadnějším terčem, a nechat jej operovat delší dobu. Pokud jsou interakce slabší, nepředávají detektoru dostatečnou energii na to, abychom je převedli na signál zaznamenaný na výstupu počítačem (v případě experimentu na bázi kapalného xenonu nenesou dostatečnou energii, aby rozpohybovaly jeho jádra). V tom případě nám nezbývá nic jiného než najít nové způsoby záchytu velmi malých energií a jejich převedení do elektronické podoby.

Počítačová simulace rozložení temné hmoty ve vesmíru na velikých rozměrových škálách. Naše galaxie je asi 3000krát menší než uvedené měřítko 125 Mpc/h (něco mezi 63 a 93 Mpc). Dnes pozorujeme, že v epoše CMB byl vesmír velmi homogenní a jako takový by nevytvořil struktury, které vidíme – galaktické kupy a jejich shluky. Na to, aby homogenní viditelná hmota rychleji kondenzovala do galaktických kup, je potřeba dodatečná nehomogenní hmota, která ale není vidět – temná hmota. Víme, že v důsledku rychlé expanze je nehomogenita prvotního vesmíru dána malými kvantovými fluktuacemi roztaženými na veliké rozměry.

Obrázek Max Planck Institute for Astrophysics

Fonony jako vesmírné sondy

Velmi slibným nosičem nízkých energií jsou vibrace materiálů zvané fonony. Podobně jako vznikají vlny na vodní hladině po nárazu předmětu, i atomové mřížky krystalů se rozkmitávají a vlní vlivem vnějších jevů. V případě krystalických mřížek používáme pro jednu takovou vlnu termín fonon.

Výhoda fononů pro detekční využití spočívá ve velmi nízké energii potřebné k jejich vzniku. Ta je asi tisíckrát menší než energie potřebná k vybuzení elektronů v křemíku používaném v čipech fotoaparátů.

Jednotlivé fonony jako experimentální měřicí systém by nám umožnily nahlédnout do míst, která jsou pro nás doposud záhadou. V minulosti nám zachycení nových vlnových délek světla přicházejícího z vesmíru umožnilo spatřit prvotní okamžiky po velkém třesku (přesněji od okamžiku, kdy začalo být plazma průhledné, tj. asi 380 000 let po velkém třesku). Kdo ví, jaké fascinující objevy nám umožní posunutí našich detekčních schopností tisíckrát dále.

Podle nedávných zjištění mohou být fonony použity dokonce i jako teleskopy pro pozorování gravitačních vln s velmi vysokými frekvencemi. Pokud totiž gravitační vlny, které rozhýbávají samotný prostor a mění vzdálenosti mezi objekty (obr. 1), kmitají na velmi malých délkách, mohou rozvibrovat krystalickou mřížku materiálů, jimiž procházejí, a vybudit v ní vlnění (fonony). Gravitační vlny o takto krátkých vlnových délkách jsou jinak velikými interferenčními experimenty, jako je například LIGO v Severní Americe, který jako první potvrdil jejich existenci přímým měřením, nedetekovatelné.

Široký potenciál a možnosti využití fononů motivují vědce k vývoji detektorů na této bázi. Právě kvůli nízké energii je však problém zaznamenat je jednotlivě. Převedení na elektrický signál je velmi náročné a v současné době se používá citlivý supravodivý pásek, který se fonony zahřeje, a tak změní svůj elektrický odpor. Na měřitelné ohřátí přitom nestačí jeden fonon, ale jsou jich potřeba tisíce. Výhoda nízkých energií jednotlivých fononů se tím ztrácí, protože na vybuzení takového množství je opět zapotřebí nezanedbatelná energie.

Chiralita a magnetismus

Problém detekce jednotlivých fononů by mohly vyřešit exotické materiály, ve kterých se kromě klasických „vln“ jako na moři vyskytují fonony také ve formě atomů rotujících kolem své rovnovážné polohy podobně jako planety obíhající kolem Slunce (obr. 2). Takovým typům fononů se říká chirální (podle řeckého slova označujícího ruku), protože se podle směru rotace rozdělují na pravé a levé.

Experimentálně se ukázalo, že v některých sloučeninách (jako např. CsF₃ nebo Cd₃As₂) tyto rotační pohyby vybuzují natolik silná magnetická pole, že by se dala detekovat pomocí komerčně dostupných magnetometrů (zařízení schopných detekovat magnetická pole). Toto zjištění bylo překvapivé, protože samotný pohyb jader by na generování tak vysokých magnetických polí nestačil a v těchto sloučeninách musí docházet k netriviální interakci s elektronovými obaly, které doposud uspokojivě nerozumíme.

Magnetometry ze supravodivých cívek, umístěné na povrchu krystalu podchlazeného na teploty blízké absolutní nule, by ovšem byly schopné zaznamenávat jednotlivé rotační fonony. Teprve identifikace slibného konstrukčního materiálu a výroba prvního prototypu v nadcházejících letech prověří technickou proveditelnost těchto metod.

Pokud se ukáže, že je detekce jednotlivých fononů proveditelná, posune se energetická citlivost našich měření o několik řádů a umožní poodhalit povahu temné hmoty, prozkoumat širší spektrum kosmického záření, prověřit existenci vysokofrekvenčních gravitačních vln a nahlédnout do dalších jevů experimentální částicové fyziky – do dnešní doby neprozkoumatelných.