Kaip ieškoti tamsiosios medžiagos

Kaip ieškoti tamsiosios medžiagos

Hayk Hakobyan
"Populiariosios mechanikos" № 3, 2016 m

"Mano senas tyrimo principas yra pašalinti visas akivaizdžiai neįmanomas prielaidas. Tada lieka tiesa, nesvarbu, kaip tai gali atrodyti neįtikėtina", – sakė garsus detektyvas "Sherlock Holmes". Tai yra metodas, kuriuo mokslininkai ieško tamsios materijos.

Standartinis modelis, kuriame aprašomos žinomos elementariosios dalelės (lektonai, kvarkai ir bosonai) pagrindinė sąveika (elektromagnetinė, silpna ir stiprioji), yra eksperimento patvirtinta teorija. Tačiau jis apibūdina tik apie 5% esamos medžiagos, o likę 95% yra visiškai nežinoma. Mes tik žinome, kad šie 95%, vadinami paslėpta mase ar "tamsia materija", dalyvauja gravitacinėje sąveikoje su įprastine medžiaga.

Bet ar einame pačiam vardui? Galbūt nėra tamsios materijos, bet tiesiog gravitacijos teorija neveikia tokiu mastu? Ir jei tai yra, kokiose dalelėse tai slepiasi? Ir kaip ieškoti "Aš nežinau ko"? Šiuolaikinis mokslas naudoja Šerloko Holmso formuluotą principą: "Nutraukti viską, kas neįmanoma, o tai, kas išlieka, yra atsakymas, nesvarbu koks neįmanomas".Paslėptos masės reiškinį galima paaiškinti didžiuliu tikėtinu ir neįtikėtinu skaičiumi, kuris atitinka šiuolaikinę teoriją ir prieštaraujančias hipotezes. Tačiau teisėjai, kurie atskleidžia visas neįmanomas galimybes, yra stebėjimas ir eksperimentas.

"Paslėptos masės" paslaptis

1933 m. Amerikos astronomas Fritas Zwicky ištyrė Veronikos plaukų galaktikų grupę. Zwicky apskaičiavo savo masę, apskaičiuodamas apytikslį galaktikų skaičių grupėje ir žvaigždžių skaičių galaktikoje ir gavo maždaug 1013 saulės masės. Jis taip pat nusprendė patikrinti šį vertinimą kitu būdu, matuodamas galaktikų greitį: kuo didesnis greitis, tuo didesnis gravitacinis jėgos, veikiančios galaktikai, tuo didesnė bendra klasterio masė. Zwicki apskaičiuotas svoris šiuo metodu pasirodė 5 × 1014 saulės masės, ty 50 kartų daugiau. Toks neatitikimas tuo metu nebuvo priimtas pernelyg rimtai, nes astronomai turėjo labai mažai informacijos apie tarpžvaigždinių dulkių, dujų ir nykštukų žvaigždes. Tada buvo manoma, kad joje gali paslėpti ši papildoma masė.

1 hipotezė: tarpžvaigždinės dulkės ir dujos

1970 m. Vera Rubin ir Kentas Ford studijavo žvaigždžių spartos priklausomybę nuo jų atstumo nuo Andromeda galaktikos centro (vadinamoji rotacijos kreivė). Kadangi pagrindinė žvaigždžių dalis yra sutelkta netoli galaktikos centro, logiška manyti, kad kuo toliau žvaigždė yra iš centro, tuo mažesnė turėtų būti gravitacinė jėga, veikianti ant jos, tuo mažiau turėtų būti jo greitis. Tačiau pasirodė, kad žvaigždynams ant periferijos toks įstatymas nėra patenkintas ir kreivė pasiekia plokščiakalnį.

Galaktikos sukimosi kreivė yra žvaigždžių ir dujų galaktikoje esančio orbitinio greičio skalė, priklausanti nuo atstumo iki jo centro. Pastebimai rodo, kad atstumas nuo žemėlapio centro tęsiasi į plokščiakalnį

Tai reiškė, kad pagrindinė masė, kuri įtakoja žvaigždžių rotaciją, yra ne tik paslėpta, bet ir platinama net periferijoje ar dar toliau. Vėliau panašios kreivės buvo parodytos skirtingoms galaktikoms, kurių rezultatas buvo toks pats. Daugeliui elipsės galaktikų šios kreivės ne tik nesumažėjo, bet ir padidėjo. Pasirodo, kad didžioji dalis masės (vidutiniškai daugiau nei 90%) nėra žvaigždėse, o ši paslėpta masė yra skirstoma toli už galaktikos disko srities sferinio halogeno formos.

Tarpašių dulkių ir dujų debesys nebegali paaiškinti paslėptos masės buvimo: dulkių dalelės ar dujų molekulės dėl sąveikos tarpusavyje, trintis ir spinduliavimas praranda energiją ir palaipsniui tekėja iš periferijos į centrą. Todėl dujų dulkių pobūdžio hipotezė turėjo būti atmesta.

2 hipotezė: silpnai spinduliuojantys astrofiziniai objektai

Ši paprasta ir akivaizdi hipotezė parodė, kad latentinė masė gali būti uždėta kai kuriuose astrofizikiniuose objektuose (MACHO). MAssive Compact Halo objektas), pavyzdžiui, baltieji, raudoni arba rudieji nykštukai, neutronų žvaigždės, juodosios skylės ar net masyvios planetos, tokios kaip Jupiteris. Dėl mažo dydžio ir mažo šviesumo šių objektų nematyti per teleskopą ir, gana galbūt, yra tiek daug jų, kurie užtikrina šios paslėptos masės buvimą.

Bet jei jie nėra matomi per teleskopą, kaip jie gali būti aptikti? Kai silpnas masyvus objektas (MACHO) yra tarp antžeminio stebėtojo ir ryškiai matomo objekto, jis veikia kaip gravitacinis objektyvas, o stebimas daiktas tampa ryškesnis. Šis reiškinys vadinamas gravitacine mikrolencija. Dėl "MACHO" buvimo atsirado milžiniškas mikrolencingumo įvykis.Tačiau Hablo teleskopo pastebėjimai parodė, kad tokių įvykių yra labai mažai, o jei tokių objektų egzistuoja, jų masė yra mažesnė nei 20% galaktikų masės, bet ne 95%.

Be to, kosminės relikvijos fono stebėjimai leidžia gana tiksliai įvertinti baryonų (protonų ir neutronų), kurie galėjo būti gimę ankstyvojoje Visatoje nucleosynthesis laikotarpiu, skaičių. Gauti skaičiavimai rodo, kad baryoninė medžiaga, kurią mes matome (žvaigždės, dujos, dulkių debesys), yra bapieDaugiausia baryoninė materija mūsų visatoje. Todėl latentinė masė negali būti sudaryta iš baryonų.

3 hipotezė. Modifikuota sunkio jėga

O kas, jei nėra paslėpta masė? Tai visai įmanoma, jei, pavyzdžiui, gravitacijos teorija, kurią taikome, tokiose svarstyklėse yra neteisinga.

Kuo didesnė gravitacinė jėga, veikianti objektui (šiuo atveju galaktika ar viena žvaigždutė), tuo didesnė jos pagreitis (antrasis Niutono įstatymas, kuris kiekvienam yra žinomas nuo mokyklos) ir atitinkamai greitis, nes centrifūstinis pagreitis proporcingas greičiui. Ir jei jūs ištaisysite Niutono įstatymą? 1983 m. Izraelio fizikas Mordechai Milgromas pasiūlė MOND hipotezę (MOdified Niutono dinamika), kurioje Niutono įstatymas šiek tiek ištaisytas, kai pagreitis yra pakankamai mažas (10−8 cm / s2) Šis požiūris gerai paaiškino Roberto ir Fordio rotacijos kreives ir didėjančias elipsės galaktikų rotacijos kreives. Tačiau klasteriuose, kuriuose galaktikų pagreitis yra daug didesnis nei atskirų žvaigždžių pagreitis, MOND nepadarė pataisymų tamsioms medžiagoms ir klausimas išliko atviras.

Buvo ir kitų bandymų modifikuoti gravitacijos teoriją. Dabar egzistuoja plati tokių teorijų klasė, vadinama parametrizuotu post-Ņūtono formalizmu. Kiekviena individuali teorija yra aprašyta jo dešimties standartinių parametrų, kurie lemia nukrypimą nuo "įprasto" gravitacijos, rinkinį. Kai kurios iš šių teorijų iš tiesų paaiškina paslėptos masės problemą, tačiau atsiranda ir kitų problemų, tokių kaip didžiuliai fotonai ar gravitacinio lęšio spalva (priklausomybė nuo šviesos nukrypimo kampo priklausomybės nuo dažnio). Bet kuriuo atveju nė viena iš šių teorijų dar nepatvirtinta pastabų.

Taigi, iš daugybės hipotezių, kurios neprieštarauja eksperimentui, išlieka tik viena galima, nors ir egzotiška: tamsioji materija yra tam tikra nebriauniškumo prigimtis.Teoriškai egzistuoja daug tokių kandidatų, tačiau jie yra suskirstyti į dvi pagrindines grupes – šaltą ir karštą tamsią materiją.

Tamsiųjų medžiagų kandidatų dalelės. Šiuo metu daugybė tamsiųjų medžiagų hipotezių (nedidelių masyvių objektų, modifikuota gravitacijos teorija) atmestos stebėjimais, o silpnai sąveikaujančios dalelės yra pagrindinės kandidatės.

4 hipotezė: karšta tamsi materija

Karšta tamsi materija yra šviesos dalelės, judančios gretimais artimais šviesos greičiui. Labiausiai akivaizdus kandidatas į šį vaidmenį yra labiausiai paplitęs neutrinas. Šios dalelės turi labai mažą masę (anksčiau buvo manoma, kad masė yra nulis), gimsta žvaigždžių ir žvaigždės formavimo regionų gelmėse per įvairius termobranduolinius procesus ir beveik neveikia su barionine medžiaga. Tačiau, atsižvelgiant į tai, kad turime Visatoje turimų neutrinų skaičių, su savo pagalba paaiškinti tamsią medžiagą, būtina, kad jų masė būtų apie 10 eV. Tačiau eksperimentiniai duomenys rodo, kad neutrinų masė neviršija vieno elektrono-volto, kuris yra šimtas kartų mažesnis, todėl ši galimybė išnyksta.Kitas galimas tamsiosios medžiagos pavadinimo kandidatas yra vadinamasis sterilus neutrinas, hipotetinis didžiulis ketvirtasis neutrinų variantas, kuris nedalyvauja silpnoje sąveikoje. Tačiau tokios dalelės eksperimentuose dar nėra atrastos, o jų egzistavimo faktas tebėra abejotinas.

Kosmologiniai pastarųjų metų stebėjimai rodo, kad karšta tamsi materija (jei ji egzistuoja) gali būti ne daugiau kaip 10% visos tamsios medžiagos. Faktas yra tas, kad skirtingos tamsiosios materijos rūšys rodo skirtingus scenarijus galaktikų formavimui. Karštuoju tamsiosios medžiagos scenarijuje (iš viršaus į apačią, iš viršaus į apačią), evoliucijos rezultatas – suformuotos didelės sritys, užpildytos medžiaga, kurios vėliau suskaidomos į atskiras mažas grupes ir galiausiai virsta galaktikais. Šaltos tamsiosios medžiagos scenarijuje (iš apačios į viršų, iš apačios į viršų), pirma, formuojasi mažos nykštukinės galaktikos ir klasteriai, kurie tada sudaro didesnes struktūras. Pastebėjimai ir kompiuteriniai modeliai rodo, kad būtent šis scenarijus realizuojamas mūsų Visatoje, o tai rodo tariamą šalto tamsios materijos dominavimą.

5 hipotezė: šalta tamsioji materija

Šiandien laikoma, kad labiausiai tikėtina yra šaltojo tamsiosios medžiagos hipotezė. Hipotinės šaltos tamsiosios materijos dalelės yra lėtos (nereirevistinės), jos labai silpnai sąveikauja tarpusavyje ir su įprasta medžiaga ir neišskiria fotonų. Jie yra suskirstyti į silpnai sąveikaujančias masines daleles (WIMP – silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės) ir silpnai sąveikaujančios šviesos dalelės (WISP – silpnai sąveikaujančios plonas daleles).

WIMP iš esmės yra dalelių iš supersimetrinės teorijos (supersimetrinės partnerės iš įprastų modelio dalelių dalelių), kurių masės yra didesnės nei keli kiloeelektronvoltai, tokie kaip fotino (fotono superpartneris), gravitino (hipotetinis gravitono superpartneris) ir kt. Dabar "WIMP" mokslininkai mano, kad neutralizatoriai yra Z-bosono, fotono ir Higso bosono superpartnerių "mišinys".

Wimpy ksenone

WIMP paieška grindžiama tuo, kad nors jos yra labai silpnos, jos vis dar sąveikauja su įprasta tema.

Susidūrus su darbinio skysčio branduoliais detektoriuje, gali būti išmestos fotonai (scintiliacija), kuriuos galima užregistruoti naudojant fotomultiplius. Be to, "Wimps" gali jonizuoti darbo terpės atomus, kuriuos taip pat galima aptikti.Šie du metodai paprastai yra derinami, kad būtų sunaikinti triukšmas – sąveika su kitomis dalelėmis, kosminiais spinduliais ir tt – ir tik pabrėžia įvykius, panašius į susidūrimus su tamsiosios medžiagos dalelėmis. Kadangi darbinis skystis paprastai naudojamas skystas ksenonas. Bandymas aptikti silpnai sąveikaujančias masines daleles (WIMP) LUX eksperimente, naudojant 400 kg skysto ksenono užpildytą baseiną, nesėkmingas, tačiau dabar rengiamas naujas DARWIN eksperimentas.

WIMP aptikimui naudos 25 t ksenono.

Pagrindinis WISP grupės kandidatas yra akisonas, kuris kyla stiprios sąveikos teorijoje ir turi labai mažą masę. Labai lengvas (milijonai elektronų volto) stabilios ir elektra neutralios dalelės labai stipriuose magnetiniuose laukuose paverčia fotonų-fotonų poros, o tai rodo, kaip galite pabandyti jį aptikti eksperimente.

Pasirodo kliūtis

Garsiame filme "Wizards" aprašytas receptas praeiti pro sieną: "Norėdami pamatyti tikslą, tikėti savimi ir nepastebėti kliūčių"

Pagal panašią schemą planuojama ieškoti aksiono – lengvos neiškraunamos dalelės, numatytos pagal kvantinę chromodinamiką.Aksionas silpnai sąveikauja su baryonine medžiaga, todėl mokslininkai savo pagrindinius viltis supranta labai stipriuose magnetiniuose laukuose. Jei lazerio spinduliuotė yra nukreipta į nepermatomą sieną, kurioje labai didelis magnetinis laukas (dešimtys Tesla) sukurtas naudojant superlaidius magnetus, fotonas šioje srityje gali virsti akisija, kuri praeina pro šią sieną tiesiog "nepastebėdami" ir vėl paversti fotonu. Akivaizdu, kad tokie įvykiai retai pasitaikys, bet juos galima aptikti jautrių detektorių pagalba.

2007 m. "DESY" Vokietijos greitintuvo laboratorijoje prasidėjo trijų metų trukmės eksperimentas. Bet koks šviesos dalelių paieška, ALPS-I ir ALPS-IIa eksperimentas buvo pradėtas prieš trejus metus, kurio tęstinumas (ALPS-IIc) numatytas ateinančiais metais. Eksperimentuokite ADMX (Axiono tamsiosios medžiagos eXperimentas) ir dabartinis ADMX-HF tęsinys (Aukštas dažnis) Vašingtono universiteto eksperimentinės branduolinės fizikos ir astrofizikos centras (CENPA) taip pat naudoja stiprų magnetinį lauką, kuriame yra superlaidus magnetas, kuriame aksonai turi virsti fotonais.

Tačiau, nepaisant daugybės bandymų, kol kas neįmanoma aptikti WIMP, aksionų ar sterilių neutrinų.Tačiau neigiamas rezultatas moksle taip pat yra svarbus rezultatas, nes jis leidžia filtruoti tam tikrus dalelių parametrus, pavyzdžiui, apriboti galimų masių diapazoną. Iš metų į metus naujesni ir naujesni stebėjimai ir eksperimentai greitintuvuose suteikia naujų, griežtesnių tamsiosios medžiagos dalelių masės ir kitų parametrų apribojimų. Taigi, išmesdami visas neįmanomas galimybes ir susiaurindami ieškos ratą, artėja suprasti, koks yra 95% mūsų Visatos materialių elementų.


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: