Pregled tamne materije

Kvantna polja, gravitacija i dokazi za nebarionske čestice

Jedan od najstarijih znanstvenih projekata uključuje konstrukciju temeljne ontologije. Znanstvenik ima za cilj stvoriti sveobuhvatan model svijeta u kojem nijedan fenomen ne ostaje neobjašnjiv. Novi se modeli smatraju uspješnim ako nastave povećavati domenu našeg razumijevanja. Fizika ponovo doseže točku u kojoj naše trenutne teorije zahtijevaju ponovnu artikulaciju. Određena klasa astronomskih promatranja i dalje izbjegava objašnjenje, naime, da snažni gravitacijski potencijali postoje u regijama lišenim vidljive materije. Ovaj će se rad usredotočiti na uvođenje primarnih dokaza koji podržavaju ove tvrdnje. Međutim, želim započeti kratkim iznošenjem objašnjenja naše trenutne teorije.

Čestice i polja

Kvantne teorije polja neki su od najuspješnijih modela svemira do danas. Kao što ime sugerira, svemir je opisan kao dinamički sustav kvantnih polja. Svako od ovih polja odgovara temeljnoj čestici Standardnog modela. Kada se čestica lokalizira, to se vidi kao pobuđeni vibracijski način njenog temeljnog polja. Prva teorija kvantnog polja odnosila se na elektromagnetsku silu, poznatu kao QED. Odatle su razvijene koherentne teorije polja za ostale čestice standardnog modela. Grafikon u nastavku jedno je od krucijalnih dostignuća fizike, sadrži sedamnaest klasa čestica koje predstavljaju gotovo svaku poznatu interakciju u svemiru.

Jedan od ključnih parametara koji se koristi za razlikovanje ovih klasa čestica je svojstveni moment kutova, zvan spin. Čestice s polovinom cijelog spina poznate su kao fermioni, dok čestice sa cijelim brojem vrtenja su bozoni. Snažna, slaba i elektromagnetska sila opisane su kao interakcije između fermiona, posredovane razmjenom mjernih bozona. Gravitacija još nije objedinjena ovom shematizacijom, a najbolje je opisana poljskim jednadžbama Einsteinove opće relativnosti. Gravitacija je dinamička zakrivljenost prostora-vremena, izmijenjena gustoćom energije regije, a izračunava se pomoću metričkog tenzora. Neintuitivna posljedica ove formulacije je gravitacijsko lećiranje. Prilikom astronomskih promatranja fotoni iz udaljenih objekata moraju prijeći velike udaljenosti da bi stigli do nas. Ako su regije kroz koje prolaze izobličene prisutnošću velikih količina energetske mase, tada se putanja fotona postaje ukrivljena. To dovodi do vrlo izobličenih optičkih slika i može nam pružiti važne dokaze o tome koliko je materije ovaj foton prošao na svom putu do Zemlje. Lensing se razlikuje u jačini, od dramatičnih slika istog nebeskog objekta koje se pojavljuju više puta, do laganog, ali konzistentnog sustavnog poravnanja objekata koji bi u protivnom trebali biti neusklađeni.

Barioni su važna klasa čestica naše nadolazeće rasprave. Tu spadaju poznate čestice poput protona i neutrona, a karakterizira ih sastav koji se sastoji od tri kvarka. Kada se obično odnosi na tvar svemira, mislimo na barionsku tvar. Čitava periodična tablica, kao i grana kemije, posvećene su različitim konfiguracijama ovog oblika materije. Međutim, postaje sve vjerojatnije da je većina gustoće materije u svemiru ne-barionska. Ovu izjavu uvelike potkrepljuju neobjašnjivo snažni gravitacijski potencijali uočeni u svemiru, pa ćemo uskoro moći biti prisiljeni nadići standardni model. Sada ću dati pregled dokaza za ovu tvrdnju redoslijedom razmjera: počevši od galaktičke razine, premještajući se u klastere, a zatim istražiti kako ta anomalija traje na razini svemira uopće.

Galaktičke krivulje rotacije

spektroskopija

Sposobnost astronoma da utvrdi kemijski sastav udaljenih zvjezdanih objekata uvelike je posljedica tehnike poznate kao spektroskopija - koja je metoda proučavanja interakcije materije i elektromagnetskog zračenja. Kada se pobude plinovi, elektroni prelaze između različitih orbitalnih ljuski, emitirajući energiju u obliku fotona. Različite energetske razine uobičajenih plinova, poput vodika i helija, dobro su poznate i kvantizirane. To znači da spektar vidljivih fotona koje emitira određeni plin daje izrazit i prepoznatljiv uzorak. S obzirom na ovo znanje, gledajući prema zvijezdama i planetima, trebali bismo biti u mogućnosti odrediti njihov sastav na osnovu uzorka odašiljene svjetlosti. Međutim, uočeno je da je čitav spektar emisija udaljenih maglina bio pomaknut. Najbolje objašnjenje za ovu pojavu dao je Edwin Hubble, koji je utvrdio da se svemir širi. Brzina ekspanzije bilježi se parametrom Hubblea. Spektroskopija, zajedno s Hubbleovim opažanjem, jedna je od osnovnih metoda za određivanje sastava nebeskih objekata.

Ne-keplerijsko ponašanje

U mnogim vrstama galaksija orbitaška tijela obično leže u tankom disku i kreću se u kružnim putanjama oko galaktičkog središta. Mjerenje orbitalne brzine ovih tijela kao funkcije udaljenosti od središta daje nam galaktičku krivulju rotacije. Dok se odmičete od središta galaksije, očekivalo bi se da će se spustiti Keplerian. Orbitalna brzina trebala bi se u početku povećavati, a zatim neprestano padati kako se radijus povećava. S obzirom na ovaj odnos, čini se da je ravno pretpostaviti da biste mogli izvući masovnu raspodjelu galaksije iz njene rotacijske krivulje. Do 1970-ih optička tehnologija je bila ograničena, a samo su unutarnji galaktički diskovi iz obližnjih galaksija izmjerili krivulje. Za točke izvan izmjerenog radijusa, Keplerianovo je ponašanje jednostavno ekstrapolirano. U disertaciji Horacea Babcocka iz 1939. konstruirao je krivulju rotacije za galaksiju M31 prema 20 kpc. Uočio je nenormalno velike orbitalne brzine na velikim radijusima, što znači da su za udaljene regije M31 izračunati visoki omjeri mase i svjetlosti. Vera Rubin i Kevin Ford objavili su rafinirana mjerenja rotacijske krivulje M31 1978. godine, dobivši prvi konkretan dokaz da je postojala neviđena sila zbog koje se krivulje rotacije spljoštavaju. Napokon, Albert Bosma izmjerio je krivulje rotacije dvadeset i pet galaksija, a sve jasno nisu pokazale pad brzine. Da rezimiram problem: s obzirom na broj vidljivih nebeskih objekata koji doprinose gravitacijskom potencijalu galaksije, vanjske su se zvijezde prebrzo kretale. Gravitacijsko polje samo iz diska preslabo je da bi omogućilo potrebno ubrzanje za vanjske zvijezde. U ovom su trenutku mnogi neovisni eksperimenti potvrdili činjenicom da Keplerijevo predviđanje više nije valjano. Čini se da se čini da ovo pitanje nije sa eksperimentalnom preciznošću.

Klasteri galaksije

Klaster kome i klaster Djevice

Godine 1933., kada je Fritz Zwicky objavio članak pod nazivom Crveni pomak ekstragalaktičkih maglina. Promatrajući klaster kome, primijetio je vrlo veliku radijalnu disperziju brzine među osam sastavnih galaksija. Disperzija je bila oko 1000 km / s - toliko velika da je postalo znatiželjno kako ovaj naoko stabilni grozd ostaje gravitacijski vezan. Premda su to disperziju prethodno primijetili Edwin Hubble i Milton Humason 1931., Zwicky je otišao dalje i primijenio Teorem virusa kako bi dobio aproksimaciju kinetičke energije sustava. Koristeći procjene za broj promatranih galaksija, galaktičkih masa, gustoće materije, distribucije i veličine klastera - Zwicky je ustanovio da bi brzina disperzije mehanički stabilnog klastera Kome trebala biti oko 80 km / s. Ovaj je obrazac obuhvatio svu vidljivu materiju u sustavu - tako je zabavio shvaćanje da bi mogla biti odgovorna velika gustoća nejasne materije. Zaključuje navodeći kako to ostaje neriješen problem.

Godine 1936. dinamiku klastera Djevica proučavao je Sinclair Smith. Slijedeći sličan niz logičkih koraka kao Zwicky, utvrdio je da je prosječna masa galaksija u Djevici dva reda veličine veća od Hubbleove procjene. Galaktičke mase često se daju u jedinicama solarne mase, što ih povezuje s masom našeg sunca. To omogućava jednostavnu pretvorbu u omjer sunčeve mase i svjetlosnosti Sunca poznat kao omjer mase i svjetla (naše Sunce je jednako). To je važno, jer naše sunce uglavnom smatramo standardnom zvijezdom, pa njegov omjer mase i svjetla treba biti reprezentativan za zvijezde općenito. Pa ipak, i Zwicky i Smith postigli su neobično visoke omjere - pri čemu je Zwickyjev izvorni izračun dao omjer masa-svjetlost od oko 500. Čak i nakon ispravnog podešavanja galaktičkih maza i točnije vrijednosti Hubbleovog parametra, oba mjerenja i dalje su ukazivala na veliki neriješeni problem. Međutim, zajednica u cjelini još uvijek nije mogla utvrditi je li bilo koji od klastera stabilan, što bi poništilo Zwickyjevu upotrebu teorije virusa. Tek mnogo godina kasnije ta su mjerenja izvršena s odgovarajućom preciznošću, potvrđujući anonimna zapažanja Smitha i Zwickyja.

Bullet grozd

U 2004. godini uočen je sudar dvaju galaksijskih klastera. Prevladavala je uobičajena dinamika sudara klastera, a činilo se da je većina galaktičke mase u obliku X-zraka. Ti su rendgenski zraci djelovali elektromagnetsko i ostali u središtu mjesta sudara. Međutim, promatranjem slabog gravitacijskog stanjivanja pozadinskih objekata utvrđeno je da je većina mase tada imenovanog nakupina metaka zapravo koncentrirana u regijama izvan kolizijskih rendgenskih zraka. Između ovog mjerenja, neobičnog ponašanja klastera i krivulje rotacije koje nisu Keplerijeva, izvan je sjene sumnje da je naša temeljna ontologija nepotpuna. Sada ću ispitati kako se ova anomalija predstavlja u velikom opsegu, i počet ću se preusmjeravati prema mogućim objašnjenjima.

Kozmološka ograničenja obilja

Mnogo zbližavanja dokaza uzete su u obzir prilikom konstrukcije naše priče o kozmičkom podrijetlu. Koristeći našu poznatu fiziku i djelujući unatrag, možemo izvući konzistentnu sliku ranog svemira. Primjerice, opažanje da se svemir trenutno širi dovodi nas do prirodnog vjerovanja da ćemo, ako krenemo dovoljno unatrag, sve na kraju istodobno biti na istom mjestu, poznato kao singularnost. Na isti način, kako svemir postaje svježiji, može se pretpostaviti da je rano bilo mnogo gušće i vrelije.

Nukleosinteza velikog praska

Sljedeća serija promatranja koje želim predstaviti su ograničenja koja se postavljaju na količinu barionske materije u svemiru. Prije preciznih mjerenja anizotropije u mikrovalnoj pozadini, nukleosinteza velikog praska (BBN) bila je glavno sredstvo za ograničavanje gustoće bariona. Pomoću spektroskopske metode astronomi su u svemiru pronašli obilje lakih nukleotida poput deuterija, He3, He4 i Li7. Ova su otkrića bila u sukobu s trenutnim modelima nukleosinteze zvjezdanih i supernova, s obzirom na to da se mnogi od tih elemenata ne izrađuju unutar zvijezda, već ih zapravo koriste kao gorivo. Ubrzo je utvrđeno da je oko 25% gustoće barijenske materije u svemiru helij - i ne postoji teoretski okvir koji bi podržao ta zapažanja. Rad Alpher, Bethe & Gamow 1948. godine bacio je svjetlo na iskonski oblik nukleosinteze. Smatrali su da je rani svemirski oblik hvatanja neutrona pomogao objasniti obilje svjetlosnih elemenata. To je također omogućilo pogled na svemir s velikim praskom - koji izvještava da je rani svemir bio vruć, gust i pod ogromnim pritiskom u povojima. Tijekom tog ranog razdoblja, dogodila se epoha poznata kao bariogeneza, u kojoj su se počeli formirati protoni i neutroni - i razvijala se asimetrija između materije i antimaterije. Kako se svemir nastavio širiti i hladiti, oko 10 ^ 9K, mnogi svjetlosni izotopi vodika i helija počeli su se formirati (budući da je još uvijek bilo vruće da bi jezgra mogla zarobiti elektrona). Budući da su zvjezdarska opažanja postavila ograničenja u obimu svjetlosnih elemenata, a budući da su formirani od ranih bariona - početna gustoća bariona trebala je biti pažljivo podešen parametar. U devedesetima Scott Burles i David Tytler objavili su svoja velika preciznost u mjerenju obilja deuterija. Ta ograničena barijenska obilja do 2 +/- 0,2% kritične gustoće za zatvaranje svemira.

Akustični barionski vrhovi

Ključni dokazi za vruću i gustu teoriju velikog praska dali su kada su Penzias i Wilson prvi put izmjerili kozmičku mikrovalnu pozadinu (CMB) u 1965. CMB sadrži mikronove mikrona iz vrlo ranog svemira. Nakon razdoblja BBN-a i kada se svemir dovoljno ohladio, dogodila se epoha rekombinacije. Prije ovog trenutka, rani svemir bio je krajolik barion-fotonske plazme koji je oscilirao unutar gravitacijskih potencijalnih jažica. Rani fotoni su nastali u razdoblju kozmičke evolucije u kojem su se elektroni i pozitroni uništavali s takvom frekvencijom, da su fotoni nadbrojili barijone milijardu do milijardu. Primordijalna mješavina bariona, fotona i elektrona bila je neprozirna jer fotoni nisu mogli mnogo putovati bez da Thompson rasipa elektrone. Kako se svemir i dalje hladio, rani jezgra naglo su zarobili elektrone, omogućujući nesmetani tok fotona kroz svemir. CMB je kratak snimak ovih fotona u trenucima nakon rekombinacije. U početku se činilo da je intenzitet ujednačen, a to je podržavalo mišljenje da je svemir homogen i uopšte izotropan. Nisu otkrivene anizotropije s malim temperaturama tek od Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Iz tih malih temperaturnih oscilacija znanstvenici su dodali više dokaza svojoj teoriji o velikom prasku. Postala je inicijalna prostorna nehomogenost malih razmjera pri rekombinaciji. Ta se opažanja odražavaju u kutnom spektru snage CMB.

http://background.uchicago.edu/~whu/intermediate/intermediate.html

Prvi vrhunac na ovom grafikonu bio je prvi koji je precizno izmjeren i lokaliziran. Njegovo otkriće pomoglo je eliminiranju mnogih alternativnih priča o kozmološkom podrijetlu. Ostala je slika ranog svemira ispunjenog asimetrično oscilirajućom barion-fotonskom plazmom. Plazma je bila pritisnuta gravitacijom, a tjerana je prema van zbog unutarnjeg zračenja fotona. Prvi vrh predstavlja primjer gravitacijske kompresije - i taj se zvučni val tlaka širio po svemiru. Tlak vanjskog fotona, jačina kompresije i omjer visina vrhova gornjeg grafikona izuzetno su ovisni o gustoći bariona. Mjerenja drugog i trećeg vrha pomogla su visokom ograničenju gustoće bariona, a nedavna mjerenja iz 2015. godine iz Planckove suradnje postavila su dodatna ograničenja na barikonsku tvar, dobivši vrlo precizno mjerenje gustoće od: 0,048 +/- 0,0005 zatvaranja. Ako se pretplatimo na rani pojam tamne materije koji doprinosi gravitacijskom potencijalu klastera, onda ova nova ograničenja otvaraju mogućnost da tamna masa može biti nebarionska.

Velika struktura skale

Svemir ima široku paletu struktura: od superklastera, niti, galaktičkih listova do Velikog zida i Velikog privlačnika. Te su velike strukture nastale, dijelom, zbog poremećaja u gustoći vrlo ranog svemira. Male fluktuacije kvantnog vakuuma u trenucima prije velikog praska bile su proširene tijekom inflacije i zamrznute kao klasične fluktuacije velikih razmjera. Oni su osigurali temeljnu gravitacijsku strukturu koja je privlačila barionske materije. Međutim, prije epohe rekombinacije, strukture se nisu mogle formirati, jer je svemir još uvijek previše vruć i gust da bi se moglo dogoditi hvatanje elektrona. S obzirom na naše trenutno znanje o vremenu svemira - čini se da mnoge velike strukture ne bi imale vremena da se pojave kada bi se mogle početi formirati tek nakon rekombinacije.

Zaključak najboljeg objašnjenja

Do sada istaknuta zapažanja imaju neke upečatljive zajedničke. Na naja apstraktnijoj razini oni ukazuju na kršenje zakona fizike i na velikim mjerilima udaljenosti i kad se ide daleko unatrag u vremenu. Naša koncepcija gravitacije prestaje djelovati kada je primijenimo na galaksije, grozdove i dinamiku ranog svemira. Ili se naša formulacija gravitacije mora promijeniti, ili nešto ne možemo vidjeti kako doprinosi masi kozmosa. Prije nego što pređemo na moguća objašnjenja, želim ukratko donijeti dosadašnja neuobičajena zapažanja:

· Galaksije unutar klastera kreću se prebrzo da bi ostale gravitaciono vezane

· Krivulje rotacije galaksija ne pokazuju pad brzine - galaksije daleko od centra galaktike kreću se prebrzo

· Sveobuhvatne strukture svemira ne bi imale dovoljno vremena da se formiraju s obzirom na naša ograničenja obilja na barionsku tvar i našu trenutnu kozmološku sliku dobivenu iz podataka CMB

Ukratko: vidimo efekte gravitacije tamo gdje normalna materija nema

Machos

Najprirodnije rješenje problema nestale galaktičke mase jest to što postoje objekti niske svjetlosti koji doprinose gravitacijskom polju galaksija i klastera. Ti su astrofizički objekti još uvijek barionski i spojeni s fotonima, a ipak daju toliko malo svjetla da naši optički uređaji jednostavno nisu dovoljno moćni da bi primili svoje signale. Ovakvo obrazloženje ne prisiljava nas da odstupamo od svojih trenutnih modela, a pomaže i činjenica da je većina barijena svemira mračna i neupućena. Mnogo se pozornosti preusmjerilo na kompaktne objekte slabe svjetlosti, kolokvijalno poznate kao MACHO (masivni astrofizički kompaktni halo objekti). Tu spadaju: planeti, smeđi patuljci, crveni patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe. Kratko se zabavljala teorija o intraklasteru plina, ali je 1971. pokazalo da bi takav plin samo doprinio zanemarivoj količini mase. Jedan od primarnih slučajeva protiv MACHO-a je taj što oni ne mogu dati dovoljnu masu da bi se prikazale gravitacijske anomalije uočene zbog ograničenja barijenskog obilja. Sumirajući svu barionsku materiju koju možemo vidjeti i s obzirom na ograničenja, nema gotovo dovoljno preostalih barijena koji bi tvorili značajnu količinu materije. Prodano je svjetlo na temu tamnih barijera dok je NASA-in rentgenski opservatorij Chandra nedavno otkrio da su mnogi od njih boravili u mrežama vrućeg difuznog plina. Otkriće toplo-vrućeg intergalaktičkog medija (WHIM) pružilo je značajne dokaze da MACHO-ovi ne rješavaju problem koji nedostaje.

Mond

Godine 1982. Mordehai Milgrom predložio je da mu ne nedostaje masa u galaksijama, umjesto toga, newtonska se dinamika ruši ispod određene vrijednosti ubrzanja. Na velikim radijusima iz galaktičkog središta ubrzanje iz gravitacije je toliko malo da ulazimo u novi režim u kojem se Newtonov Drugi zakon mijenja iz F = ma u F = (ma ^ 2) / a0. Prikladno nazvani Modificirana newtonska dinamika (MOND) predlaže novu temeljnu konstantu: a0 = ∼ 1,2 × 10–10 m / (s ^ 2), kritičnu vrijednost ubrzanja koja, ako je << a0, označava slom normalne vrijednosti nebeska mehanika. Ovo je otvorilo čitav razred teorija za koje se čini da objašnjavaju krivulje rotacije, a da ne postuliraju postojanje nevidljive materije. Trenutna iteracija ove teorije poznata je pod nazivom TeVes (tenzor-vektorsko-skalarna gravitacija) - relativistička verzija MOND-a. Ravne krivulje rotacije su objašnjene ovom teorijom, ali dinamika klastera, a posebno gravitacijsko leće koje se javljaju u gromoglasnom klasteru, ostaju nepromijenjene. Nadalje, treći vrh u CMB kutnom spektru snage trebao bi biti pritisnut i manji od drugog - ipak primjećujemo suprotno. Bez eksperimentalnih dokaza, teorije klase MOND i dalje ostaju na stolu kao moguće objašnjenje. Čini se da MOND, zajedno s česticama tamne tvari, rješava gravitacijske anomalije.

Nearijenske čestice tamne materije

Konačno, dolazimo do jednog od najuvjerljivijih objašnjenja. Razlog što su gravitacijski potencijali intenzivniji nego što se očekuje od vidljive materije je taj što postoji nebarijenska čestica koja doprinosi gustoći materije u svemiru. Takva je čestica tamna jer ne utječe na foton, pa ne doživljava elektromagnetsku silu. Zapravo, jedina interakcija koju čini da ima s našim trenutnim Standardnim modelom moguće je spajanje s Higgovima, dajući mu masu. Do sada, takva egzotična čestica nije otkrivena, međutim ona je velik dio ranije zapaženih dokaza. Da postoji tamna materija čestica, ona bi se gravitacijski vezala za galaksije u obliku halosa. To bi objasnilo velike omjere mase i svjetlosti koji su zapljusnuli astronome, kao i račun gravitacijskog potencijala potrebnog za vezanje klastera Kome i Djevice. Raspodjela nebarionske tamne materije izračunata je u obliku proširenih halosa oko okolnih galaksija - često se protežu i do 100 kpc. To bi objasnilo veliku orbitalnu brzinu objekata u vanjskom galaktičkom disku M31 - sila nestajanja koja se sada pripisuje okolnoj tamnoj materiji. Sudar s mecima osigurao je izvanredne dokaze o čestitoj tamnoj materiji. S obzirom na to da čestice ne komuniciraju elektromagnetski, svaki galaksije će svaki halog nesmetano proći kroz ostale. Postojanje nepoznate subatomske vrste koja samo gravitacijski djeluje, također je potkrijepljena našom trenutnom kozmološkom naracijom. Tijekom ranog svemira, i barionska i nebarijenska materija privlačile bi se područja velike gravitacije. Međutim, tamna tvar ne bi bila uključena u barion-fotonsku plazmu i zapravo bi stvorila dodatnu silu tijekom kompresije. To bi značilo da su neobični vrhovi u našem spektru moći dramatičniji - što je upravo ono što vidimo u našem prvom i trećem vrhu. Nebarijenske čestice također bi mogle započeti formirati strukture mnogo prije epohe rekombinacije, a to pomaže objasniti velike strukture koje danas vidimo. Konačno, jedan od najjačih slučajeva nebarionske tamne materije su ograničenja koja su postavljena na barionsku tvar. Koristeći argumente BBN i WMAP, čini se da nema dovoljno barijenske materije da ubroji sve gravitacijske anomalije prisutne u našim promatranjima. Stoga je čestica nebarionske tamne materije privlačna alternativa ranije predstavljenim argumentima MOND-a.

Završne misli

Ovo istraživanje započeli smo ocrtavanjem trenutnog stanja naših najboljih znanstvenih teorija. Od početka je bilo jasno da dosljedan i jedinstven prikaz teorije gravitacije i kvantnog polja još nije formuliran. Naši problemi s gravitacijom nastavili su se očitovati kao teoretski kvar koji je tada postajao sve jasniji: gravitacijske sile nastavile su se pojavljivati ​​na mjestima gdje barijenska materija nije bila prisutna. Zatim su postavljena daljnja pitanja koja se odnose na kozmologiju, iz krajolika ranog svemira (što je određeno WMAP-om) i formiranja velikih razmjera struktura u svemiru.

Kako su MACHO sustavno postali nevjerojatni, teorija o nearionovim subatomskim česticama postala je sve popularnija. Ne samo da rješava sva pitanja izložena u ovom radu, već i mnogi trenutni kandidati uvelike povećavaju opseg našeg razumijevanja. Supersimetrija pruža rješenje, tvrdeći da će najlakši super partner (stabilna čestica u koju raspadaju sve druge supersimetrične čestice) biti i u izobilju i s ispravnom masom-energijom. Druga je alternativa rješenje snažnog problema s CP-om koji se javlja u istraživanju jake nuklearne sile poznate kao kvantna kromodinamika. Tvrdi da, usprkos nedostatku promatračkih dokaza, treba prekršiti simetriju pariteta naboja. Ova razbijena simetrija podrazumijevala bi postojanje novog bozona koji se zove Axion. Takva čestica bi, opet, zbog svog izračunatog obilja i raspona masa, bila idealan kandidat za tamnu materiju. Slabo interaktivne masivne čestice (WIMP) su klasa čestica kojoj pripada nebarionska vrsta. Kao što ime sugerira, svi ti kandidati za čestice imaju masu i vrlo suptilno djeluju s barionima Standardnog modela. To pruža jedinstvene izazove kada je u pitanju pokušaj otkrivanja. Svaka pretraga dosad se susretala s problemima osjetljivosti, a problem prepoznavanja signala od buke postao je vrlo izražen. Kako ne postoji dominantan teorijski okvir, pokušaji otkrivanja javljaju se unutar njihovih modela. SUSY-jevi pristaše traže najlakšu super-simetričnu česticu kroz događaje izravnog raspršivanja jezgara. Ostali eksperimenti traže godišnje modulacije u obilju tamne materije na temelju mjesta na kojem se Zemlja nalazi u svojoj orbiti oko Sunca. Mnogo je posla još uvijek potrebno napraviti prije pokušaja ubrzavanja proizvodnje tamne materije ili neizravnog otkrivanja mlaznicama. Ovo je uzbudljivo vrijeme u fizici, jer nam se predstavila velika misterija. Svemir nas je još jednom prisilio da preispitujemo stanje svog znanja. Iako smo sigurni da se naše teorije u određenom trenutku raspadaju, nije se pojavila jasna alternativa. Do tada, znanstvenici moraju nastaviti vjerovati strpljenju, marljivosti i domišljatosti.