De materie întunecată

Source: http://astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/essay.html

Aproape 50 de ani în urmă, Fritz Zwicky a dat seama că clusterele de galaxii a constat în principal din materia într-o formă nonluminous. Căutare pentru materia întunecată a dominat cosmologie pentru o jumătate de secol. Măsurători precise s-au obţinut peste 20 de ani în urmă, atunci când materia întunecată a fost prima mapate în halouri galaxie. Doar recent a existenţei materiei întunecate peste scale mult mai mari decât chiar clusterele de galaxii a fost confirmată.

Densitatea materiei in cartierul solar este măsurat prin eşantionare o populaţie uniformă de stele luminoase care se extinde cu mult peste discul a galaxiei. Vitezele medie a stelelor şi distanţele verticale care traverseaza de mai sus disc oferă o măsură a forţei gravitaţionale restabilirea care pastreaza aceste stele în disc. Din puterea acestei forţe, se poate deduce densitatea totală a materiei care exercită această atracţie gravitaţională. Comparând această densitate cu un număr real de stele, se constata ca numarul de stele observate scade scurt, de către poate la fel de mult ca un factor de 2, din numărul necesar de a ţine cont de această densitate. Acesta este primul indiciu cu privire la orice materie întunecată, şi este prezentă în imediata apropiere a soarelui. Trebuie remarcat faptul că valoarea unui astfel de deficit în materie de disc este controversata.

Există cel mult o sumă de materie întunecată în disc egală cu cantitatea de materie luminoasă. O estimare mai conservatoare s-ar putea locul cantitatea de materie întunecată, la circa 25 la sută din cantitatea de materie luminoasă. De fapt, această componentă suplimentară a materiei trebuie să fie nimic foarte exotice.

Ce ar putea fi materia întunecată? Materia întunecată din discul cel mai probabil format din stele foarte slabă, cum ar fi pitice albe şi chiar negru. Pitice albe sunt destinul de stele ca soarele, atins atunci când alimentarea cu combustibil nuclear este epuizat. O pitice albe tipic are o masă de aproximativ 0,6 masa de soare, dar o dimensiune mai mică decât cea a Pământului. Este format ca nucleu fierbinte de nebuloasă planetară, faza finală a evoluţiei stelare luminoase în cazul în care plicul de un gigant rosu este ejectat ca bază arde ultimele rămăşiţe de combustibil nuclear. Un alb dispare încet în uitare, deoarece raceste pentru a deveni un pitic negru pitic.

O măsură utilă de masă este obţinut prin luarea raportul dintre masa de toate stelele pentru a luminozitatea emise de toate stelele, într-un volum de câteva sute de parseci în jurul Soarelui. În cazul în care steaua tipic lângă soarele era egal în masă la soare, a raportului de masa totală la lumina total ar fi unitate, mai mare decât în ​​cazul în care unitatea stea tipic a fost mai puţin masivă, şi mai mici decît unitatea de mai multe stele masive. Având în vedere că raportul rezultat este dovedit a fi 2 pentru stele în apropiere, în unităţi de masă solare solare (M) la luminozitatea solară (L): M / L putem concluziona ca steaua medie aproape de soarele este mai puţin masiv decât Soarele. În imediata apropiere solar, nu este necesitate pentru orice mic de materie întunecată, altele decât pitici întuneric. Prima surpriză reală apare în părţile cele mai îndepărtate ale galaxiilor, cunoscut sub numele de halouri galaxie. Aici, există o luminozitate neglijabilă, dar există ocazional nori de gaz orbitează, atât atomice şi ionizat, care permit o pentru a măsura vitezele de rotaţie şi de distantele. Viteza de rotaţie este constatat că nu să scadă odată cu creşterea distanţei de la centrul galactic. Acest constanţei vitezei implică faptul că masa galaxiei cumulat trebuie să continue să crească cu distanţa radială de la centrul galaxiei, chiar dacă valoarea cumulată de nivelul de iluminare off.

Masa cat de mult suplimentare este în halo? Această creştere pare să se oprească la aproximativ 50 kiloparsecs, în cazul în care halo pare a fi trunchiat. Deducem că masa - la - raportul luminozitate a galaxiei, inclusiv halo disc sale, este de aproximativ cinci ori mai mari decât cele estimate pentru regiunea interior luminos, sau egală cu aproximativ 50. Aceasta este prima dovezi solide, incontestabile pentru materia întunecată. Vitezele de rotaţie a lungul galaxii spirala multe au fost măsurate, şi să dezvăluie toate dominanţă de materia întunecată.

Mutarea mai departe, raportul masă-la-lumina poate fi, de asemenea, evaluate prin studierea perechi galaxie, grupuri, şi clustere. În fiecare caz, măsuri de viteze şi o lungime de scari, din care o determină din masa totală necesară pentru a oferi necesare de auto-gravitatie pentru a opri sistemul de zbor în afară. Raportul dedus de masa la luminozitate este de aproximativ 100M / L pentru perechi de galaxii, care au de obicei separaţii de aproximativ 100 de kiloparsecs. Raportul masă-la-luminozitate creşte la 300 de grupuri şi grupuri de galaxii pe o scară de lungime de aproximativ 1 megaparsec. Peste această scară, 95 la suta din masa măsurată este întuneric.

Cel mai mare scară pe care densitatea de masă a fost măsurată cu precizie este faptul că de superciorchini. Un supercluster este un agregat de mai multe clustere de galaxii, care se întinde pe aproximativ 10 megaparsecs. Supercluster nostru local este o distribuţie extinsă de galaxii centrate pe cluster Fecioara, unele 10 la 20 megaparsecs îndepărtate. De masă între noi şi Fecioara tinde să încetinească recesiunea a galaxiei noastre în raport cu Fecioara, cum era de aşteptat în conformitate cu legea lui Hubble, cu aproximativ 10 la sută. Această abatere de la uniforma de expansiune Hubble poate fi trasat de galaxii în întreaga această regiune, şi oferă o măsură de densitatea medie în cadrul supercluster Fecioara. Peste măsură de supercluster noastre locale, aproximativ 20 megaparsecs, se găseşte din nou un raport de masă pentru luminozitate egală cu aproximativ 300.

Pe scări foarte mari, nu mai există nici un obiect gravitational legat. Cu toate acestea, galaxiile nu sunt distribuite uniform perfect: există în continuare fluctuaţii mici de densitate, care au persistat din epocile mai vechi foarte ale universului. Materia întunecată că conturile pentru densitatea critică ar trebui, cel puţin în cazul unor tipuri de materie întunecată, să participe la fluctuaţiile de densitate pe scară largă. Dacă unul măsuri `specific" viteze de galaxii în raport cu fluxul de Hubble, acestea vor urmări urmări componenta fluctuant al materiei întunecate. Hărţile rezultate au evidenţiat la scară largă fluxuri în vrac, care se ridică la aproximativ 10 la sută din expansiunea Hubble şi sunt coerente peste 30 megaparsecs sau mai mult. Fluxurile sunt induse de atractia gravitationala de la toţi cei prezenţi materie, şi, prin urmare, sonda valoarea totală a materiei grupuri de granulat, întunecată precum şi lumină. Indicii preliminare sunt că o cantitate de materie întunecată aproximativ egal cu densitatea critică trebuie să fie prezent în scopul de a ţine cont de amploarea fluxurilor observate. Se poate identifica chiar şi sursele de fluxuri, deoarece exista concentratii mari de materie care trebuie să fie responsabil. Cea mai apropiata a fost numit atractor Mare, este situat la o distanţă de 40 megaparsecs de la noi. Dacă reale, aceasta trebuie să constea din galaxii mai mult decât ar fi găsit într-o duzină de galaxii grupuri bogat. Planul nostru galactic ascunde o mare parte a atractorului Mare, astfel încât nu se poate contoriza numărul de galaxii în mod direct. Ar putea fi bine complexe similare de galaxii, care ajuta la generarea fluxurilor de vrac.

Teoria a inflaţiei prezice că trăim într-un univers plat, în cazul în care Omega parametrul densitatea este egal cu unitatea. Aceasta este, densitatea materiei din univers trebuie să fie egal doar densitatea critică la care universul este închis. Putem spune din cantitatea de materie întunecată observat dacă universul este într-adevăr la densitatea critică, ca teoria inflaţiei prezice? Se poate traduce parametrul Omega, care măsoară densitatea masa, în ceea ce priveşte valoarea critică într-un raport de masă la lumina. Unul face acest lucru prin adoptarea raportului de densitatea critică a densităţii luminozitatea observat de o medie, şi volum mare, a universului. Rezultatul este că raportul mass-la-lumină este egal cu 1500 Omega. Cu alte cuvinte, dacă Omega este de 1, este nevoie de un raport masa-la-lumina de 1500 pentru a închide universul. Această sumă de masă este mult mai mare decât se observă în mod direct. Alternativ, dacă vom adopta raportul masă-la-lumina de 300 de măsurat pe scară largă ca fiind o valoare universală, am ajunge la concluzia că Omega este de 0,2, mult mai puţin decât valoarea prezisa de inflaţie. Se poate reconcilia teorie a inflaţiei cu observaţia numai dacă cea mai mare parte a materiei întunecate este uniform distribuită pe scări până la 10 megaparsecs. În acest caz, materia întunecată nu ar fi arătat în sus, deoarece pe aceste scale numai componenta grupuri de granulat de materie a fost măsurată. Într-adevăr, o densitate critică ar fi compatibile cu densitatea măsurată de fluxurile în vrac, care numai scale eşantion mai mare, de 10 megaparsecs sau cam asa ceva.

Natura materiei întunecate prezis de către inflaţia este un puzzle profundă şi nerezolvate. Avem două opţiuni. Fie materia întunecată este format din materie obişnuită, barionică, sau altceva, este format din o formă mai exotice ale materiei. Istoria universului în timpul primelor minute prevede o măsură de interesantă din valoarea totală a materiei din univers barionică care pot ajuta la rezolvarea puzzle-ului.

Pentru un indiciu semnificativ la compoziţia materiei întunecate, ne uităm la abundenţa de izotopi de hidrogen mai grele, cu o greutate de două ori masa, numit deuteriu, a creat în timpul Big Bang-ului. Nu există nici o sursă alternativă pentru a deuteriului suplimentare, altele decât Big Bang-ului, deoarece distruge stele deuteriu, mai degrabă decât o produc. Până acum, o parte considerabilă a oricărei prezent deuteriu primordial la naşterea a galaxiei ar fi fost distruse în interiorul stele. Acest lucru este confirmat de observaţie: norii interstelari conţin deuteriu, la fel ca stelele gravitaţional, cu reglaj electric, care nu au dezvoltat încă miezuri nucleare de ardere; pe de altă parte, stelele nu au evoluat deuteriu.

Pentru a estima cât de mult deuteriu a fost creat în big bang-ului, trebuie sa factor în toate deuteriu din care a fost distrus. Procentul de izotopi distrus de la Big Bang poate fi calculat dacă se ştie rata sa de distrugere, care pot fi găsite prin compararea abundenţa de molecule deuterated în atmosfera lui Jupiter cu abundenţa de deuteriu în nori interstelar. Unul are pentru a alege o valoare pentru densitatea de barioni care nu poate depăşi aproximativ o zecime din densitatea critică pentru închiderea universului, sau prea puţin deuteriu primordială ar fi fost sintetizate. În schimb, densitatea de barioni nu poate fi prea mic, sub 2 sau 3 la suta din densitatea critică, sau, altfel s-ar supra-deuteriu, în comparaţie cu ceea ce se observă în sistemul solar. Dacă universul este la densitatea critică, 90 la suta din materia din Univers trebuie să fie nonbaryonic.

Dacă, într-un univers la densitatea critică, contează cel mai întunecată nu a putut fi barionică, forme ce ar mai putea dura? Relicve probabil al universului timpuriu sunt specii de particule stabile, care interacţionează slab. Un exemplu este neutrino, în cazul în care posedă o masă mică. În mod normal, neutrino se presupune a fi, practic, fara masa, dar o masă finită nu este implauzibil. Există atât de multe neutrinii rămase de la Big Bang-ului care o masă de neutrino chiar 50 eV, sau unu la zece mii masa unui electron, ar fi suficiente pentru a închide universul. Experimente de laborator sunt în curs de desfăşurare în mai multe ţări pentru a determina o masă definitiv pentru neutrini, dar în prezent, aceste experimente nu sunt concludente. Limita actuală superioară pe neutrini de electroni de masă, care se obţine din experimente dezintegrarea tritiului, este de aproximativ 10 eV. Alte specii de neutrini ar putea avea mase mai mari.

În cazul în care particulele sunt foarte masive, care posedă masă mai mult decât, să spunem, un proton, un nume special a fost inventat: wimp, pentru interactiunea slab, particule masive. WIMP exotice, cum ar fi photino au fost postulate să existe în cantităţi suficiente pentru a închide universul. Problema este că nu există nici o garanţie că aceste particule nu există. Neţinând seama de această incertitudine, teoria big bang-ului prezice densitatea lor astăzi, în cazul în care nu există şi sunt stabile în vârstă de peste universului.

Existenţa a photino este prezis într-o teorie numită supersimetria. Această teorie dublează numărul de particule cunoscute de către postulând existenţa unor partenere `-ino" particule. Aceste particule sunt aproape toate de scurtă durată, şi există în număr mare doar în universul foarte timpuriu, cand temperatura a fost suficient de mare pentru a depăşi caracteristica amploare în domeniul energiei de supersimetrie, afectuos prescurtat SUSY. Deoarece universul se raceste, supersimetrie este rupt. Amploare în domeniul energiei în cauză nu este cunoscută de la teorie, dar aceasta trebuie să depăşească 100 GeV, pentru a evita conflictul cu experimente cu particule. În prezent universul nostru consum redus de energie, cel mai usor de particule supersimetrice ar trebui sa supravietuiasca inca. Este de aşteptat să fie partener, în sensul de a avea un complementar de spin, de foton, şi, prin urmare, este cunoscut ca un photino. Masa acestuia este de aşteptat să fie de 10 la 100 de ori cea a protonului. Photino este neacoperite şi interacţionează foarte slab cu materia.

Există dovezi puternice pentru SUSY de la experimentele de la CERN care măsoară puterea de interacţii nucleare, care cresc odată cu creşterea de energie. Nu există nici o garanţie, însă, că punctele forte nucleare tari şi slabe vigoare va converg toate la aceeaşi energie. Că acestea converg la energie foarte mare este teza de mare unificare a forţelor fundamentale, a căror defalcare în universul foarte timpuriu a dat naştere la inflaţie. În timp ce această energie, circa 10 la GeV 15, este foarte mult mai mare decât este accesibil direct prin experiment, tendinţa de convergenţă a forţelor disparate este deja evident. Numai în cazul în SUSY descrie lumea ridicat de energie face aceste trei forţe fundamentale devin imperceptibile la o energie unica. Prin urmare, doar cu o SUSY ar putea construi un caz puternic pentru inevitabilitatea mare unificare.

În ciuda slăbiciune a interacţiunilor photino lui, mai multe experimente sunt concepute pentru a căuta această particulă. Aceste experimente sunt de patru tipuri. Unul foloseste acceleratoarele de particule, atom-zdrobitor maşini, pentru a verifica existenţa particulei. Coliziunilor de mare energie şi de aceste maşini produc în mod normal, jeturi de hadroni energetice, inclusiv particule şi antiparticule care sunt ejectate în timpul coliziunii. Aşa că impulsul se conservă, jeturi hadronice meargă în două direcţii opuse, transversal pe direcţia de coliziune. Deşi photino interacţionează slab ar fi invizibile, se desfăşoară în afara impuls care trebuie să fie echilibrat pe de altă parte printr-un jet detectabil. Un jet unilaterală ar fi o dovadă pentru o particulă supersimetrice.

Detectoare de sensibile din punct de laborator pentru căutare direct în photinos halo galaxiei, care au fost interceptate de către pământ şi de soare ca soarele orbiteaza in jurul galaxiei. Photinos care sunt prinse de soare anihila efectiv în miezul său. De căldură pe care le produc pot uşor, dar poate în mod semnificativ, afecta evolutia soarelui. Un produs secundar al annihilations este generarea unor neutrinilor energetice, care sunt destul de diferite de cele produse de reacţii de fuziune termonucleară în miezul solar. Aceste neutrini de mare energie, precum şi neutrinii produsă de interacţiunile photino în pământ, pot fi detectabile la unele dintre detectoare subterane care sunt in cautare de neutrini solare şi supernove.

Metode radical diferite sunt folosite pentru a căuta resturi de interacţiunile photino în halou. Telescoape spaţiale sau balon-suportate de vânătoare deasupra atmosferei terestre absorbant pentru particule, cum ar fi antiprotoni razelor cosmice şi pozitroni produse în halou de annihilations photino. Cu toate acestea, protonii raze cosmice care interacţionează cu atomii grei interstelar genera, de asemenea, antiprotoni relativ scăzut de energie şi pozitroni. O modalitate este necesar pentru a descurca cele două semnale. Desigur, detectarea unei singure antinucleus mai greu, chiar antihelium, ar fi o descoperire fenomenală şi ar necesita existenţa unor antistars şi chiar antigalaxies. Nr particule, cum ar au fost detectate, este nevoie să spunem. O strategie similara este de a căuta o altă relicvă a interacţiunilor photino; acestea sunt fotoni, raze gamma în mod specific, de asemenea, fabricate, atunci când photinos anihila în aura.

Forma cea mai naturală pentru materia intunecata este materie cu care stim ca exista, şi anume barioni. Explicaţia Big Bang-ului de abundenţa elementului lumina necesită existenţa materiei întunecate barionică. Deşi aceste abundenţa aceeaşi implică faptul că materia întunecată este cel mai non barionică, cantitatea de materie întunecată barionică este în continuare cel mai probabil de mai multe ori că, în materie barionică luminoase, sau aproximativ 3 la suta din densitatea critică pentru închiderea universului. Dar, în cazul în care privim pentru materia întunecată barionică? Un aşteptarea prima ar putea fi faptul că materia întunecată barionică compune din ars-out stele în halou galactic, încă alte forme, cum ar fi planetele şi găuri negre, sunt de asemenea posibile. Materie întunecată barionică nu există: este mult mai incert dacă există suficiente pentru a rezolva orice probleme de materia întunecată, şi anume, materia intunecata halouri în galaxie, materia intunecata în clusterele de galaxii şi superciorchini, sau materia intunecata în sumă suficient pentru a închide universul. Este foarte puţin probabil ca materia intunecata poate barionică cont pentru densitatea de închidere, aşa cum vom vedea acum: pentru aceasta, trebuie să apeleze la WIMP, sau unele particule alte slab interactioneaza. Cu toate acestea, materia întunecată este barionică un candidat serios pentru materia intunecata, cel puţin în halouri galaxie, daca nu la scara mai mare. În confirmare de rivalitate între aceste două forme de materie întunecată, barionică favorizat candidaţii de materie întunecată au primit rangul de machos, pentru obiectele masive halou compact.

Printre obiectele astrofizice posibil conţinute în halo sunt relicve de stele, cum ar fi dim stele pitice albe, stele neutronice, sau chiar gauri negre, precum şi obiecte care nu au destul ca s-au îndeplinit stele, datorită masei lor reduse. Deoarece aceste obiecte sunt invizibile, sau aproape astfel, ei sunt candidaţi excelenţi pentru materia întunecată. Mai mult decât atât, machos sunt mai mulţi candidaţi naturale pentru materia întunecată decât halo WIMP, deoarece acestea sunt deja cunoscute de a exista.

Două experimente raportate în 1993 s-au găsit dovezi puternice pentru existenţa de machos. Tehnica folosita este microlentilelor gravitational. Dacă un macho în halo galaxiei noastre trece foarte aproape de linia de vedere de la pământ la o stea îndepărtată, gravitatea actelor altfel invizibile macho ca o lentila care se apleacă lumina stelară. Starul se imparte in mai multe imagini, care sunt separate printr-un milliarc-al doilea, mult prea mici pentru a observa de la sol. Cu toate acestea, starul de fond temporar luminează ca se misca macho peste linia de vedere în cursul a orbitei sale în jurul valorii de halo Calea Lactee. Pentru a depăşi probabilitate scăzută de a observa un eveniment microlentilelor, experimentele au fost concepute pentru a monitoriza mai multe milioane de stele în Cloud Magellan mari. Fiecare stea a fost observată de sute de ori pe parcursul unui an. O analiză preliminară a datelor, luate cu filtre atât roşu şi albastru, a relevat faptul că mai multe evenimente afişate semnăturile caracteristice microlentilelor. Durata evenimentului au fost între 30 şi 50 de zile.

Durata evenimentului microlentilelor măsurile direct masa de macho, deşi există o oarecare incertitudine, din cauza vitezei transversal necunoscut de macho, pe linia de vizare. Durata Evenimentul este pur şi simplu de timp pentru macho să treacă dimensiunea efectivă a cristalinului gravitaţional, cunoscut sub numele de raza inelului Einstein. Raza inelului Einstein este aproximativ egală cu media geometrică a raza Schwarzschild de macho, iar distanţa până macho. Pentru un macho jumătate de mod de a Cloud Magellan mari, această distanţă este de 55 kiloparsecs. Raza inel Einstein este aproximativ egală cu 1 unitate astronomica, sau distanţa Pământ-Soare. Pentru a fi lensed, machos trebuie să fie obiecte care sunt mai mici decât lentile, astfel încât acestea trebuie să fie mai mică decât o unitate astronomica, aproximativ raza unei stele gigant roşu. Evenimentele sunt detectate, cu o precizie de un factor de câteva, ca model macho materiei întunecate halo prezice, şi durata evenimentului sugerează o masă tipic de aproximativ 0,1 mase solare, cu toate acestea, există cel puţin un factor de incertitudine în 3, fie direcţie.