Gal ir tamsu, bet labai svarbu. Ketvirčio Visatos istorija (Video)

Pradėsiu nuo apibrėžimo ir paaiškinimo, kuo ši materijos forma skiriasi nuo mums pažįstamos. Toji „pažįstama“ materija, dar vadinama barionine („barionai“ yra bendras elementariųjų dalelių grupės, kuriai priklauso ir protonai bei neutronai, pavadinimas). Barionai tarpusavyje sąveikauja keturiomis fundamentaliosiomis sąveikomis – gravitacine, elektromagnetine, bei stipriąja ir silpnąja branduolinėmis. Šią materiją matyti galime dėl elektromagnetinės sąveikos: mūsų teleskopus (ir akis) pasiekiantys šviesos spinduliai yra elektromagnetinės bangos, atsirandančios būtent dėl elektromagnetinės sąveikos. Tamsioji materija, pagal apibrėžimą, yra materija, kurios negalime matyti. Tai reiškia, kad ji nesąveikauja elektromagnetiškai. Dėl dviejų branduolinių sąveikų mokslininkų nuomonės skiriasi, nors linkstama prie to, kad silpnojoje sąveikoje tamsioji materija dalyvauja, o stipriojoje – ne. O štai gravitaciškai, kaip vėliau pamatysime, ji tikrai sąveikauja.

Kokia gi tai materija? Išvis, kaip mes galime nustatyti egzistavimą kažko, ko neįmanoma pamatyti? O gal visgi įmanoma? Ir kam ta materija „reikalinga“? Į visus šiuos klausimus pasistengsiu atsakyti. Tiesa, prieš leisdamasis į detalesnę apžvalgą, norėčiau pastebėti, kad angliškas terminas dark matter lietuviškai gali būti verčiamas ne tik tamsioji materija, bet ir tamsioji medžiaga arba nematomoji medžiaga. Šiame straipsnyje naudosiu tik pirmąjį pavadinimą, bet pamatę kitus, žinokite, kad kalbama apie tą patį reiškinį.

Istorija

Tamsiosios materijos teorijos atsiradimą ir vystymąsi patogiausia pristatyti iš istorinės pusės. O prasideda ši istorija daugiau nei prieš šimtą metų. Dar XX a. pradžioje astronomai galvojo, kad Paukščių takas yra vienintelė galaktika Visatoje (netgi šie du žodžiai buvo laikomi sinonimais). Bet dar XIX a., stebint dangų, buvo aptikta daugybė ūkų; poros jų pavyzdžiais galite pasigrožėti truputį žemiau. Vėliau kai kuriuose jų buvo aptiktos pavienės žvaigždės ir iškelta idėja, jog galbūt tai yra atskiros galaktikos („Visatos-salelės“). Teorija susilaukė kuklaus palaikymo, bet tik 1925 aisiais metais Edvinas Hablas (Edwin Hubble) įrodė, jog tai tikrai tiesa. Įrodymas rėmėsi kintamomis žvaigždėmis cefeidėmis (angl. Cepheids, arba Cepheid variables, pagal Cefėjo žvaigždyną, kuriame atrasta pirmoji tokia žvaigždė). Šių žvaigždžių kintamumo periodas labai tiksliai susijęs su jų absoliutiniu ryškiu. Taigi stebint jas danguje bei nustačius regimąjį ryškį ir periodą, galima apskaičiuoti ir atstumą iki jų. Tyrinėdamas cefeides Andromedos ūke, Hablas nustatė, jog atstumas iki jų siekia daugiau nei milijoną šviesmečių – gerokai daugiau, nei iki tolimiausių mūsų Galaktikos pakraščių. Nuo tada prasidėjo „užgalaktinių“ tyrimų era.

Vienas iš pirmųjų dalykų, kuriuos astronomai išsiaiškino apie galaktikas, buvo tai, kad jos juda. Dažniausiai – toldamos nuo mūsų; tuo remiantis, buvo sukurta Didžiojo sprogimo teorija. Kitas pastebėjimas – galaktikos dažnai yra susigrupavusios į spiečius, panašiai kaip ir žvaigždės tų galaktikų viduje. Spiečiuose galaktikos irgi juda; galima sakyti, kad sukasi vienos aplink kitas, nors tai ir ne visiškai tikslus pasakymas. Žinant sukimosi greičius, galima apskaičiuoti, kokia turėtų būti spiečiaus masė. Taip pat spiečiaus masę galima apskaičiuoti, išmatavus jo šviesį. Mūsų Galaktikoje visuose regionuose šviesio ir masės santykis yra beveik vienodas – maždaug viena Saulės masė vienam Saulės šviesiui. Kadangi mūsų Galaktika yra tipiška galaktikų atstovė, tokį masės nustatymo metodą, regis, galima būtų naudoti ir kitoms galaktikoms.

Pirmą kartą šią formulę 1937-aisiais metais pritaikė šveicarų astronomas Fricas Cvikis (Fritz Zwicky). Jis tyrinėjo Garbanų spiečių (angl. Coma Cluster; „Coma“ šiuo atveju reiškia žvaigždyną Coma Berenices, lietuviškai žinomą kaip Berenikės Garbanos). Spiečiaus gabaritai ir tipinis radialinis galaktikų greitis buvo jau žinomas, taigi beliko apskaičiuoti masę. Gautoji masė pasirodė besanti žymiai – net 400 kartų – didesnė, negu nustatytoji pagal galaktikų šviesį. Cvikis padarė išvadą, kad didžioji spiečiaus masės dalis yra ne matomose galaktikose, o kažkokioje kitoje medžiagoje.

Pora metų anksčiau, nei Cvikis, panašų neatitikimą tarp dviejų masės įvertinimų nustatė olandų astronomas Janas Ortas (Jan Oort). Jis tyrinėjo Saulės judėjimą Paukščių take ir apskaičiavo, kad jos greitis turėtų būti maždaug 220 km/s. Tačiau naudojant tiksliausius tuometinius Galaktikos masės įvertinimus, apskaičiuota greičio vertė neviršijo 150 km/s. Skirtumas ne toks didelis, kaip Garbanų spiečiuje, bet visgi reikšmingas. Tiesa, Ortas hipotezės apie nematomą materijos formą neiškėlė, bet jo stebėto reiškinio priežastis ta pati, kaip ir Cvikio atradimo.

Šie du atradimai pagimdė tamsiosios materijos hipotezę. Pripažinimo ji sulaukė tik po keturių dešimtmečių, bet jos pagrindai buvo padėti būtent tada.

Teorija

Grįžkime prie galaktikų spiečių masės apskaičiavimo, remiantis jų narių judėjimo greičiais. Tai yra daroma, naudojantis virialine teorema, kuri teigia, jog gravitaciškai surištos sistemos kinetinė energija absoliutiniu dydžiu yra lygi pusei potencinės energijos. Kinetinė energija priklauso nuo greičio, o potencinė – nuo masės, taigi jų sąryšis galima išreiškti formule:

Šioje formulėje σ pažymėtas radialinis greitis (t. y. galaktikos judėjimo greitis mūsų link arba tolyn nuo mūsų), G yra gravitacijos konstanta, R – tiriamosios galaktikos atstumas nuo spiečiaus centro, o M – spiečiaus masė, esanti arčiau centro nei tiriamoji galaktika. Faktorius 3 vardiklyje atsiranda todėl, kad matuojamas greitis tik viena kryptimi, o galaktikos gali judėti visomis trimis.

Naudojantis virialine teorema, dažniausiai skaičiuojama būtent masė, nes kitus dydžius išmatuoti lengviau. Tačiau jei masė yra įvertinta pagal spiečiaus šviesį, galima apskaičiuoti ir tikėtiną tipinį galaktikos judėjimo greitį. Būtent taip Cvikis ir rado tą 400 kartų neatitikimą.

Savaime suprantama, paaiškinimų, kodėl apskaičiuotas ir išmatuotas greičiai taip smarkiai skiriasi, gali būti įvairių. Pavyzdžiui, galbūt skirtumą nulemia matavimų netikslumai? Spėjimas logiškas, tačiau net ir ketvirtajame dešimtmetyje prietaisai buvo pakankamai geri ir tokios didelės paklaidos nebuvo tikėtinas paaiškinimas. Kitas variantas – galbūt spiečiaus masė iškreipia erdvę ir dėl to „tikroji“ spindulio R vertė smarkiai skiriasi nuo išmatuotosios? Vėlgi, spėjimas neblogas, bet net ir įvedus pataisas, atsirandančias dėl reliatyvistinių efektų, skirtumas nepranyksta.

Belieka trys neatitikimo kilmės hipotezės, kurios davė pradžią trims teorijoms. Pirmoji hipotezė teigia, jog tarp kairės ir dešinės lygties pusės negalima dėti lygybės ženklo, t. y. negalioja virialinė teorema ir Niutono dėsniai; iš šio spėjimo gimė Modifikuotosios Niutono dinamikos (Modified Newtonian Dynamics, arba MOND) teorija. Antroji hipotezė – gravitacijos konstanta G yra ne konstanta, o priklauso nuo atstumo; jos pagrindu atsirado Modifikuotosios gravitacijos (Modified Gravity, arba MOG) teorija. Ir paskutinė hipotezė – materijos spiečiuje yra gerokai daugiau, nei galima pamatyti; iš čia atsirado tamsiosios materijos teorija. Apie pirmas dvi teorijas trumpai papasakosiu žemiau, o dabar – toliau apie tamsiąją materiją.

Panaši formulė į aukščiau parašytąją gali būti pritaikyta ir žvaigždžių judėjimui pavienėse galaktikose. Tą padaryti pavyko tik aštuntajame dešimtmetyje, kai buvo sukurti žymiai geresni spektroskopai (prietaisai šviesos spektrams stebėti), „pažvelgę“ į daugelio galaktikų žvaigždžių sukimąsi. Tą padarius, pastebėta, jog ir pavienėse galaktikose matoma medžiaga negali paaiškinti žvaigždžių judėjimo. Išskyrus pačius galaktikų centrus, žvaigždės juda beveik vienodais greičiais, nepriklausomai nuo atstumo iki centro. Tai reiškia (jei laikysime, kad Niutono dėsniai galioja), kad bet kurios galaktikos masė nuo centro iki kažkokio atstumo R yra tiesiogiai proporcinga R. Tačiau regimų žvaigždžių pasiskirstymas yra toli gražu ne toks. Centriniuose telkiniuose jis panašus, bet galaktikų diskuose ir žvaigždiniuose haluose masės yra gerokai per mažai. Vadinasi arba galaktikų išoriniuose regionuose žvaigždžių masės ir šviesio santykiai smarkiai didėja, arba egzistuoja kažkokia nematoma materija, paaiškinanti šią trūkstamą masę. Pirmasis variantas yra paneigtas detalių stebėjimų, taigi belieka antrasis. Beje, detalesni galaktikų spiečių stebėjimai taip pat rodo, jog spiečių centruose, kur galaktikų yra labai nedaug, masė išlieka didžiulė – vadinasi, tiesiog kitoks masės ir šviesio santykis rezultatų niekaip nepaaiškina. Čia teisingumo dėlei turėčiau pastebėti, kad septintajame dešimtmetyje prasidėjus stebėjimams Rentgeno spindulių diapazone, galaktikų spiečių centruose buvo aptikta daug karštų retų dujų, bet šios sudaro tik maždaug 15% masės, reikalingos dinaminių efektų paaiškinimui.

Tolesni teorijos teisingumo įrodymai – iš esmės vien detalesni tyrimai, aiškinantys įvairias detalės apie tamsiosios materijos savybes, pasiskirstymą Visatoje, įtaką Visatos struktūros formavimuisi ir panašiai. Taip po truputį žmonija susidarė vaizdą apie šią nematomą Visatos detalę.

Astronomija ir kosmologija

Nors jau prieš keturis dešimtmečius buvo beveik visuotinai pripažinta, kad didelė Visatos materijos dalis neskleidžia šviesos, įvairios detalės derinamos iki šiol. Pirmoji dilema, iškilusi tame pačiame aštuntajame dešimtmetyje, buvo dėl tamsiosios materijos prigimties. Viena hipotezė teigė, jog ji sudaryta iš mums nežinomų elementariųjų dalelių, kurios sąveikauja tik gravitacine ir (galbūt) silpnąja branduoline sąveikomis. Ta dalelė buvo pavadinta WIMP (angl. Weakly Interacting Massive Particle, t.y. silpnai sąveikaujanti masę turinti dalelė). Greitai buvo sukurta ir alternatyva, dėl žodžių žaismo pavadinta MACHO (angl. MAssive Compact Halo Object, t.y. masyvus kompaktiškas halo objektas). Pagal ją, nematoma materija yra galaktikų pakraščiuose skrajojantys nešviečiantys kūnai – juodosios skylės, rudosios nykštukės ir pan. Tačiau šitoks aiškinimas susiduria su keletu problemų. Visų pirma, tokie objektai turėjo iš kažkur atsirasti, tas „kažkur“ turėjo būti žvaigždėdaros regionai, o tokie regionai dažnesni arčiau galaktikų centrų, taigi ir MACHO dažnesni turėtų būti galaktikų centruose (kur jų nereikia sukimosi kreivių aiškinimui), o ne haluose. Antra, net jei tokie objektai ir atsirastų haluose, laikui bėgant jie vis artėtų prie galaktikos centro, nes jų masė daugeliu atvejų turėtų būti didesnė už vidutinę žvaigždžių masę (šis procesas vadinasi dinaminiu masės išskirstymu); tiesa, galaktikos mastu šitoks procesas užtruktų ilgiau, nei dabartinis Visatos amžius, bet vis dėlto jis šiek tiek „trukdo“ MACHO teorijai. Ir trečia, MACHO būtų sudaryti iš barionų (ar bent jau atsiradę iš barioninės materijos), o kosmologiniai tyrimai bei stebėjimai, kaip minėjau aukščiau, nurodo, jog didžioji Visatos materijos dalis visgi yra nebarioninė.

Taip maždaug per dešimtmetį WIMP teorija išstūmė MACHO. Astronomai susidarė vaizdą, kaip pasiskirsčiusi tamsioji materija galaktikose ir jų spiečiuose (žr. schemas žemiau). Kiekvieną galaktiką gaubia tamsiosios materijos halas, išsidriekęs gerokai plačiau, nei matoma dalis. Pavyzdžiui, Paukščių tako tolimiausios žvaigždės skrieja maždaug 50 tūkst. šviesmečių atstumu nuo centro, o halo spindulys pagal dabartinius skaičiavimus siekia apie pusę milijono šviesmečių. Spiečiuose pavienės galaktikos kartu su savo halais skrieja dideliame bendrame viso spiečiaus hale. Šie halai abiem atvejais sudaryti iš aukščiau minėtų WIMP'ų, o formuotis pradėjo Visatos jaunystėje, prieš daugiau nei dešimtį milijardų metų.

Bandymai suvokti halų formavimąsi sukėlė dar vieną takoskyrą tamsiosios materijos tyrimuose. Šįkart mokslininkų nuomonės išsiskyrė dėl tamsiosios materijos temperatūros. Terminas „temperatūra“ nereiškia tos temperatūros, apie kurią kas vakarą per žinias pasakoja orų mergaitės; tai yra tiesiog sąlyginis dalelių kinetinės energijos matas. Pagal tos energijos dydį WIMP'us galima išskirti į du tipus – šaltąją tamsiąją materiją (angl. Cold Dark Matter, CDM), kurios dalelių kinetinė energija gerokai mažesnė už rimties masės energiją; ir karštąją tamsiąją materiją (angl. Hot Dark Matter, HDM), kurios dalelių kinetinė energija gerokai didesnė už rimties masės energiją. Pažiūrėjus į apibrėžimą iš kitos pusės, galima sakyti, jog CDM dalelių masė yra sąlyginai didelė, o HDM – maža.

Temperatūros svarba išryškėja tyrinėjant struktūros formavimąsi Visatoje. HDM dalelės juda taip greitai, kad užpildo dėl nedidelių svyravimų susidarančias tuštumas ir išsklaido sutankėjimus. CDM dalelės, priešingai, nespėja išsisklaidyti dėl svyravimų atsiradusių sutankėjimų, kurie gali lengvai augti. Ir analitiniai skaičiavimai, ir kompiuterinės simuliacijos rodo, kad CDM užpildyta Visata suskyla į daugybę smulkių – gerokai mažesnių už Paukščių Taką – „gumuliukų“, kurie, laikui bėgant, po truputį jungiasi, taip suformuodami galaktikas su palydovinėmis nykštukinėmis galaktikomis. Tos galaktikos buriasi į grupes ir spiečius, o spiečiai galbūt jungiasi ir į superspiečius (dėl kurių egzistavimo kyla šiek tiek abejonių). Šitoks struktūros formavimasis vadinamas „hierarchiniu“ arba „iš apačios viršun“ (angl. hierarchical, arba bottom-up structure formation). HDM atveju, priešingai, pirmiausia vientisa Visatos materija skaidosi į (super)spiečių dydžio burbulus, kurie vėliau skyla į mažesnius. Toks struktūros formavimasis vadinamas „nuo viršaus žemyn“ (angl. top-down structure formation).

Abi šios teorijos turi trūkumų. Pagrindinė HDM problema – negalėjimas paaiškinti, kodėl superspiečių dydžio halai turėtų „subyrėti“ į smulkesnius, nes nekintama dalelių energija neleidžia joms spiestis į vis smulkesnius objektus (priešingai nei, pavyzdžiui, žvaigždžių formavimosi metu, kai molekulinis debesis byra į gabaliukus, nes dujos vėsta). Būtent dėl šitos priežasties HDM modeliai buvo atmesti. Juos bandyta gelbėti įvedant maišytą arba „šiltą“ tamsiąją materiją, kuri pirmu atveju susidėtų iš HDM ir CDM mišinio, o antru atveju jos energija būtų tiksliai tokia, kad vėsimo dėl dinaminių procesų pakaktų suformuoti smulkiosioms kosmologinėms struktūroms. Tačiau abu šie variantai nėra pranašesni už CDM modelius, taigi vienas po kito buvo daugelio mokslininkų atmesti. Maišytos tamsiosios materijos modelis kurį laiką atrodė visai neblogas, bet vėliau jį nurungė tamsiosios energijos ir CDM (dar vadinamas ΛCDM (lambda CDM), arba konkordacinis) modelis.

Prieš pristatydamas CDM trūkumus ir sprendimo galimybes, siūlau pasižiūrėti vieną filmuką. Tai yra didžiulės Visatos struktūros formavimosi simuliacijos, „Aquarius“ projekto, vizualizacija. Pradinės sąlygos, matomos beveik nepakitusios filmuko pradžioje, tokiose simuliacijose daugmaž atitinka iš kosminės foninės spinduliuotės stebėjimų gautus rezultatus. Foninė spinduliuotė – tai „aidas“ tų laikų, kai Visata buvo neskaidri ir šviesą sklaidė nuolat jonizuojami vandenilio atomai. Materijai ir spinduliuotei atsiskyrus, pastaroji lėkė į visas puses, po truputį prarasdama energiją dėl Visatos plėtimosi. Dabartinė stebima spinduliuotė beveik visomis kryptimis yra tiksliai vienodos temperatūros, tačiau kai kur ji šiek tiek šiltesnė, o kitur – vėsesnė (žr. paveiksliuką). Šiltesni regionai atitinka materijos sutankėjimus ankstyvojoje Visatoje, šaltesni – išretėjimus. Būtent tokias pradines sąlygas įvedus į simuliaciją, bandoma suvokti galaktikų ir panašių struktūrų formavimąsi. Filmuke rodomas vieno didžiulio galaktikos halo susidarymas. Viršuje kairėje rodomas raudonasis poslinkis, dešinėje – atitinkamas laikas nuo Didžiojo sprogimo. Apačioje parodytas mastelis. Filmuko metu kamera po truputį sukasi aplink halą ir artėja jo link. Spalvų intensyvumas nurodo tamsiosios materijos tankį.

Filmuko pabaigoje matomas halo ir jo apylinkių vaizdas iliustruoja vieną iš dviejų esminių CDM problemų, kurių neišsprendžia nei maišymas su HDM, nei tamsiosios energijos įvedimas. Tai – palydovinių nykštukinių halų skaičius. Pagrindinis halas yra maždaug Paukščių Tako galaktikos halo dydžio. Tačiau aplink Paukščių Taką skrieja vos pora dešimčių palydovinių galaktikų, o simuliacijoje tokių matome tūkstančius. Šis neatitikimas, vadinamas „trūkstamų palydovų problema“ (angl. missing satellites problem), ilgai nedavė ramybės mokslininkams. Kita problema susijusi su galaktikų centrais. Teoriniai skaičiavimai bei simuliacijos rodo, jog tamsioji materija galaktikų centruose turėtų būti žymiai tankesnė (turėti centrinį „kūpsnį“ arba „smailę“), nei galime spręsti iš stebėjimų (kurie rodo vienodo tankio tamsiosios materijos „šerdį“). Ši problema gali būti vadinama „kūpsnio-šerdies problema“ arba „šerdies smailės problema“ (angl. cusp-core problem).

Kodėl tokios reikšmingos problemos nepalaidojo teorijos? Priežastys yra dvi. Visų pirma, šios problemos nėra tokios reikšmingos, kaip gali pasirodyti. Didesnio mastelio Visatos struktūrą ΛCDM atkuria labai sėkmingai. Be to, po truputį per pastaruosius penketą metų atrandamas ir sprendimas. Tas sprendimas, jį žinant, atrodo elementarus. Neatitikimas beveik neabejotinai atsiranda dėl to, kad simuliacijose yra įvedama vien tik tamsioji materija, o paprasta, t. y. barioninė – „pamirštama“. Taip daroma ne dėl aplaidumo, o dėl nepakankamų kompiuterių resursų. Gravitacinę sąveiką skaitmeniškai skaičiuoti yra žymiai lengviau, nei dujų hidrodinamiką, šiluminio būvio lygtis, žvaigždžių formavimąsi ir panašius procesus, kurie prisideda atsiradus barioninei materijai. Daugeliu atvejų šis supaprastinimas yra tinkamas – visgi tamsiosios materijos yra net penkis-šešis kartus daugiau, nei barioninės. Tačiau pavienėse galaktikose, ypač jų centrinėse dalyse, barioninės materijos tankis viršija tamsiosios, tad ir jos poveikis tampa reikšmingas. Taip dėl temperatūros svyravimų ir energijos, išsiskiriančios supernovų sprogimų bei juodųjų skylių aktyvumo metu, barioninė materija išstumiama iš paties centro, o paskui ją, patraukta už „gravitacijos pavadėlio“, išlekia ir tamsioji materija. Palydoviniuose nykštukiniuose haluose, jei jie yra per maži, galaktikos išvis nesusiformuoja, nes jų trauka per menka, kad sulaikytų aukštos temperatūros dujas. O net jei tos dujos ir pradeda ten kristi, pirmų besiformuojančių žvaigždžių spinduliuotės gali pakakti jas vėl išsklaidyti; tada nykštukinė galaktika lieka tokia blanki, kad mes visai lengvai galime ją ir pražiopsoti. Pamažu atsiranda simuliacijos, kuriose įtraukiamos ir tamsiosios, ir barioninės materijos savybės ir jų rezultatai nuteikia optimistiškai.

Ieškojimai

Nors tamsioji materija ir neskleidžia elektromagnetinių bangų, noras aptikti paslaptinguosius WIMP'us tiesiogiai tikrai egzistuoja. Juk visgi dalelės pagal pavadinimą yra silpnai sąveikaujančios, o ne visiškai nesąveikaujančios. Tamsiąją materiją aptikti bandoma dalelių greitintuvuose, požeminėse laboratorijose ir netgi kosminiais teleskopais. Šiuos tris metodus pristatau žemiau.

Teorinis modelis, aprašantis mums žinomas elementariąsias daleles ir jų sąveikas (visas, išskyrus gravitaciją), vadinamas Standartiniu modeliu. Daugelis mokslininkų galvoja, kad šis modelis yra nepilnas, tad egzistuoja įvairūs jo praplėtimai. Vienas iš tokių praplėtimų, bene labiausiai išbaigtas ir duodantis konkrečius spėjimus apie naujų dalelių savybes, yra supersimetrijos modelis. Pagal šį modelį, kiekvienas žinomas fermionas ir bozonas (du elementariųjų dalelių tipai) turi po „superpartnerį“ – kitą dalelę, nuo pirmosios besiskiriančią tik sukinio kvantiniu skaičiumi ir mase. Šios dalelės turėtų nesąveikauti su paprastomis niekaip kitaip, tik gravitaciškai, o tarpusavyje – dar ir silpnąja branduoline sąveika, kuri leidžia joms skilti į kitas daleles. Viena iš šių dalelių – neutralinas (dar vadinamas fotinu, nes yra fotono superpartneris) – turėtų būti stabili. Teoriškai apskaičiuota jo masė – tarp 10 ir 1000 GeV (gigaelektronvoltų; vienas eV – tai energija, lygi elektrono krūviui, padaugintam iš vieno volto įtampos, arba 1,6∙10^-19 J; masė kilogramais gaunama šią energiją padalinus iš šviesos greičio kvadrato). Tokį energijos ruožą gali tyrinėti Didysis hadronų kolaideris (LHC), ir tikimasi, kad jame neutralinai (ir kai kurios kitos supersimetrinės dalelės) bus aptikti. Tiesa, kol kas, ištyrus energijos ruožą iki 120 GeV, neutralinas dar nerastas. Bet kuriuo atveju, tokia masė yra tinkama šaltiems WIMP'ams paaiškinti, nes ji yra bent 10 kartų didesnė už protono ir neutrono rimties masę (931 MeV), taigi tokios dalelės tikrai būtų „šaltos“.

Kol LHC bandoma tamsiosios materijos daleles sukurti, kitur tikimasi užfiksuoti kosminius WIMP'us, skriejančius pro šalį. Giliai po žeme, toli nuo civilizacijos, labai žemoje temperatūroje yra įrengti detektoriai iš gana retų metalų (pvz. germanio ar kobalto) kristalų. Didelis gylis neleidžia iki detektoriaus prasiskverbti beveik jokiai spinduliuotei, išskyrus neutrinus ir tamsiąją materiją, atstumas nuo didelių miestų ir magistralių sumažina vibracijų tikimybę, o žema temperatūra beveik iki nulio sulėtina kristalo atomų vibracijas. Jei pro tokį visiškai nejudantį detektorių praskrieja tamsiosios materijos dalelė, ji gravitaciškai pritraukia atomus, tad per kristalą nuvilnija vibracijos banga. Šią bangą galima aptikti ir taip užfiksuoti dalelės pralėkimo faktą bei netgi jos masę. Vienas toks detektorius – CDMS, – esantis apleistoje kasykloje Mičigane, 2009-aisiais metais pritraukė daugelio mokslininkų ir spaudos dėmesį. Jame buvo užfiksuoti du signalai, kurie galėjo būti tamsiosios materijos dalelių pėdsakai. Maždaug pusmetį trukę tyrimai ir bandymai gauti pakartotinius rezultatus vaisių nedavė, tačiau vis dar išlieka 50% tikimybė, kad buvo aptiktos būtent TM dalelės.