Kaip rasti tamsią materiją

Kaip rasti tamsią materiją

Aleksejus Levinas
"Populiariausi mechanika" № 6, 2014 m

Mūsų visatą sudaro paprasti (barioniniai) dalykai tik 15%. Likę 85% sudaro paslaptinga tamsioji materija, kurios pobūdis vis dar nežinomas.

1933 m. Amerikiečių astronomas Šveicarijos kilmės Fritzas Zwickis, stebėdamas šešių šimtų galaktikų Komos klasteryje, įsikūrusiame 300 milijonų šviesmečių iš Paukščių tako palei "Veronikos plaukai" (Coma Berenices), nustatė, kad šio klasterio masė, nustatyta pagal greitį galaktika (vadinamoji dinaminė masė), 50 kartų didesnė už masę, apskaičiuotą vertinant žvaigždžių šviesumą. Po trejų metų amerikietis Sinclairas Smithas susidūrė su tuo pačiu masės trūkumu Mergelės galaktikos grupėje. Tokio rimto neatitikimo neįmanoma paaiškinti skaičiavimų netikslumu, todėl mokslininkai priėjo prie išvados, kad Paukščių kelias ir kai kurios spiralinės galaktikos turi ne šviesos materiją, kurios masė žymiai viršija žvaigždžių masę. Ši "nematoma" medžiaga Zwicky 1933 metais vadinama tamsia materija. Olandas astronomas Janas Oortas pasiūlė šį terminą prieš metus, tačiau jis nurodė klaidingą hipotezę. Todėl tamsiosios materijos tėvas vis dar laikomas Zwicky.

Alternatyvos

Ilgą laiką tamsi materija buvo mažai domina kiekvieną. Astronomai manė, kad paslėptos masės problema bus išspręsta, kai bus galima surinkti išsamesnės informacijos apie kosminę dują ir labai mažas žvaigždes. Padėtis pradėjo keistis tik po to, kai 1970-aisiais amerikiečiai astronomai Vera Rubin ir Kentas Ford paskelbė didelės spiralinės galaktikos M31 – Andromedo migločios žvaigždžių ir dujų debesų matavimų rezultatus. Nepaisant visų lūkesčių, pasirodė, kad toli nuo centro, šie greičiai yra apie pastovų. Po keleto metų jie gavo panašius duomenis daugybei spiralinių galaktikų ir netrukus juos patvirtino kiti tyrėjai.

Faktas yra tas, kad planetos greitis, važiuojantis vienos žvaigždės, yra atvirkščiai proporcingas kvadratinei šakniai nuo savo orbitos spindulio – taigi jis vienareikšmiškai mažėja atstumu. Taip yra dėl to, kad žvaigždės jėga mažėja atvirkščiai, lyginant su atstumo kvadratu, ir nėra kitų šios sistemos šaltinių. Priešingai, pagrindinė galaktikos masė patenka į žvaigždes ir dujų grupes, esančias tinkamu atstumu nuo jo šerdies.Todėl galūnių objektų greičiai turėtų didėti atstumu nuo branduolio, pasiekti didžiausią, o tada mažėti iki labai mažų verčių. Tai buvo laikas nustatyti ir nepavyko: pasibaigus didžiausiam greičiui sumažėjo, tačiau jie nesiskyrė nuo nulio.

Vėliau buvo aptiktos kitos anomalijos. Taigi, mažosiose elipsės galaktikose, žvaigždžių greitis periferijoje nenorėjo visai išnykti ir palaipsniui didėjo. Iki 80-ųjų pradžioje astronomai įtaria, kad norint paaiškinti galaktikų ir galaktikos grupių dinamiką, reikėjo atsižvelgti į kai kuriuos anksčiau nežinomus veiksnius. Tiesa, daugelis žmonių jau seniai kaltino nematomų šaltųjų dujų ir atšaldytų baltųjų nykštukių gravitacinį poveikį neatitikimui teorijai, tačiau šie duomenys nebuvo patvirtinti galų gale. Todėl jau daugiau kaip trisdešimt metų dėl anomalijų interpretacijos konkuruoja du iš esmės skirtingi požiūriai. Pirmasis iš jų yra pagrįstas antrojo Niutono įstatymo perrašymu, antrasis – ieškant naujų gravitacinių laukų šaltinių galaktikos skalėse.

Ar Niutonas teisus?

Iš esmės nėra ypač sunku paaiškinti žvaigždžių greičių stabilizavimą išorinėmis spiralinių galaktikų ribomis. Pakanka tikėtis, kad Niutono pasaulio įstatymas neveikia milžiniškais atstumais, panašiais į periferinės žvaigždės atstumą nuo galaktikos centro. Tarkime, kad tokių žvaigždžių patraukli jėga centrinei galaktikos sričiai mažėja atvirkščiai proporcingai atstumui, tai yra daug lėtesnis už Niutonas. Šiuo atveju žvaigždžių greičiai periferijoje bus pastovūs ir nuliniai. Tačiau ši paprasta hipotezė leidžia daryti išvadas, kurių nepatvirtina pastabos.

80-ųjų pradžioje Izraelio fizikas Mordechajas Milgromas parodė, kad pastebėtos anomalijos gali būti paaiškintos ištaisant pagrindinį Niutono mechanikos įstatymą, pagal kurį pagreitis yra proporcingas jėga, veikianti kūną. Milgromas pasiūlė, kad labai mažai pagreičiai yra proporcingi, o ne jėgos, bet jo kvadratinė šaknis. Ši koncepcija vadinama modifikuotu Niutono dinamika (MOND). Remiantis tuo, buvo sukurti skaičiavimo protokolai, leidžiantys paaiškinti ne tik žvaigždžių greičių elgesį, bet ir daugelį kitų galaktikų dinamikos savybių.Vėliau Milgromo teorija buvo apibendrinta ir išplėsta jos galimybėmis, todėl buvo galima paaiškinti gravitacinio lęšio efektą, kuris pirmosios MOND versijos atžvilgiu išliko neišsprendžiama užduotis.

MOND paradigma pasirodė esanti labai perspektyvi. Iki šios dienos ji yra įsitikinusi, nors ir ne per daug, rėmėjus, kurie tobulina. Tačiau dauguma ekspertų vis dar mano, kad galaktikos anomalijas galima paaiškinti be radikalių bandymų daryti Niutono dinamiką, o tai reikalauja bendrosios reliatyvumo teorijos peržiūros. Kartu su MOND pradėjo formuotis varžovų paradigma. Jis grindžiamas hipoteze, kad dalelės, kurios vis dar išlieka stebėjimo, yra susijusios su galaktikos gravitacinių laukų kūrimu. Dabar jie vadinami tamsia materija.

Tamsios dalelės

Šios paslaptingos materijos hipotetinės dalelės atsirado iš kosmologijos astronomijos. Prieš keturiasdešimt metų paaiškėjo, kad mūsų visata turi plokščią arba beveik plokščią geometriją, todėl jo medžiagos vidutinis tankis neturi skirtis nuo 10-29 g / cm3.Net ir tuomet buvo akivaizdu, kad šiam mokslo žinomumui nėra pakankamai medžiagos. Ši problema gali būti išspręsta darant prielaidą, kad daugelio relikvinių neutrinų masė yra apie 20 elektronų voltų. Mokslininkai, kurie pateikė šią idėją, manė, kad galaktikos grupių periferijoje kaupiasi didžiuliai neutrinai ir sukurti intensyvumo laukai, reikalingi žvaigždžių greičiui stabilizuoti. Taigi pirmą kartą buvo teigiama, kad tamsi materija gali turėti ne bario pobūdį, tai yra ne protonai ir neutronai. Tačiau ši hipotezė nebuvo patvirtinta, nes laikui bėgant paaiškėjo, kad visų trijų tipų neutrinų masė neviršija dešimtųjų elektronų volto.

Tačiau 1978 m. Jamesas Gunnas ir jo bendraautoriai pasiūlė, kad iš Didžiojo sprogimo, kuris sudaro tamsią medžiagą, išliktų žymiai daugiau masyvių stabilių ne bario pobūdžio dalelių. Kaip ir neutrinos, jie yra elektra neutralūs ir todėl negali išskirti ir sugerti fotonus – kitaip jie būtų lengvai aptikti. Po šešerių metų buvo parodyta, kad tokių dalelių grupių formos gali sudaryti gravitacinius šulinius, kurie prisideda prie galaktikų susidarymo ir stabilizuoja periferinių žvaigždžių greitį.Dėl didelės masės, šios dalelės jau pirmųjų galaktikų (ir iš tikrųjų daug anksčiau) gimimo stadijoje yra priverstos judėti daug lėčiau nei šviesa. Todėl jie vadinami šaltais – priešingai nei "karštiems" neutrinams, judantys beveik prie šviesos greičio. Taigi, iki 80-ųjų vidurio atsirado šaltojo tamsiosios materijos sąvoka, kuri vis dar dominuoja.

Tai LUX (didelis pogrindinis ksenono) tamsiosios medžiagos detektorius, įrengtas Daviso urve Sanfordo pogrindinėse laboratorijose Pietų Dakotoje buvusioje aukso kasykloje pusantro kilometro gylyje.

Nuo to laiko praėjo trisdešimt metų – daug laiko. Per šį laikotarpį teoretikai atsirado daugybės tamsiųjų dalelių (ir ne tik šaltų) dalių versijų, o eksperimentuotojai sukūrė ir išbandė įvairius detektorius, skirtus juos užregistruoti. Tačiau viskas vis dar egzistuoja. Higso bosono ieškojimas iš viso buvo 23 metai (1989-2012 m.) Ir buvo atliktas trimis kolektoriais: LEP, Tevatron ir BAK. Nuo 1990 m. Tamsioji medžiaga buvo ieškoma keliolika įrenginių, tačiau iki šiol nesėkmingai.

Šalta kandidatūra

Higso bozonas buvo paskutinis naujai atrasta dalelė, kurios egzistavimas buvo prognozuojamas remiantis dominuojančia mikrografo teorija – standartiniu elementariųjų dalelių modeliu. Tamsiosios medžiagos dalelės, jei jos egzistuoja, šios teorijos neapibūdina.Šaltoje versijoje jie turi būti nereriebtiški, labai silpnai bendrauti vienas su kitu ir su įprasta prasme ir jokiu būdu (kaip paskutinė priemonė beveik) nesikišti su fotonais. Tuo pačiu metu jie turi sukurti grūdų lauką, lyginant su standartinio modelio dalimis. Todėl jie vadinami silpnai sąveikaujančiomis masyviomis dalelėmis arba wimps (silpnai sąveikaujančios masyviosios dalelės, WIMP).

Kaip parodė modelio skaičiavimai, "wimps" gali būti dešimtys arba, greičiausiai, šimtai ar tūkstančiai kartų sunkesni už protoną. Gali būti, kad jie bus rasti, jei ne LHC, tada naujos kartos supercollideryje, kurių bendra susidūrimo energija yra 100 TeV (apie 100000 protonų masių), kurios statyba prasidės po 2020 m.

Populiariausi pretendentai už Wimpso vardą siūlomi remiantis supersimetrijos teorija. Ji teigia, kad kiekviena standartinio modelio dalelė turi vadinamąjį superpartnerį (arba superpartnerį), kurio sukimasis ½ skiriasi nuo jo paties. Todėl dalelės su pusiau sveikojo nugaros, fermionų, atitinka super partnerius su sveikais nugaros, bozonais ir bosonais, super partneriai yra fermionai. Super dalelės gali išnykti, tačiau paprasčiausias iš jų turi būti stabilus.Kad jis laikomas geriausiu kandidatu į tamsiosios medžiagos daleles ir bandys užsiregistruoti daugumoje eksperimentų. Iš visų teoriškai įmanomų tokios dalelės versijų ekspertai teikia pirmenybę neutraliniui, kvantiniam fotono, Z-bozono ir Higso bozono mišiniams.

Wimps ir varpeliai

Nesėkmingų "Wimps" paieškų istorija yra ilga ir įdomi, kaip ir geras detektyvinis romanas, bet mes apsiribosime dviem įvykiais. 2013 m. Balandžio mėn. "CDMS Collaboration" dalyviai pranešė apie galimą trijų WIMP susidūrimų su silicio branduoliais registravimą kriogeniniame detektoriuje, sumontuotame 700 m gylyje senojoje kasykloje Minesotoje. Tik po šešių mėnesių ši informacija buvo rimtai paneigta LUX grupės narių, kurie dirbo su skysčio ksenono jutikliu, surinktu 1480 m gylyje Homestake kasykloje Pietų Dakotoje, kuris buvo uždarytas 2002 m. Jų nulinis rezultatas apskritai kelia abejonių dėl šviesos wimpų, kurių masės yra nuo 20 iki 100 GeV, egzistavimo, nes šioje srityje "LUX" detektorius yra pirmasis pasaulyje jautrumo požiūriu. Ruošiamas naujas 300 dienų matuoklio ciklas, kurio rezultatai labai nekantriai laukia mokslininkų.Tokia pati grupė dirba kuriant LZ detektorių 7 tonų ksenoniui, kuris gali būti paleistas 2019 metais.

Žiūrėti wimp

Viščiukus ieškoma tiesioginiais ir netiesioginiais metodais. Tiesioginė paieška yra skirta nustatyti jų susidūrimus su įprastinės medžiagos branduoliais, kurie veikia kaip detektoriaus darbinė korpusas.

1 m3 Erdvės prie žemės paviršiaus svyruoja nuo kelių šimtų iki kelių tūkstančių gnybtų. Per susidūrimus jie praranda dalį kinetinės energijos ir duoda jį detektoriui. Nors tokie susidūrimai įvyksta tik keletą kartų per dieną, o išleista energija yra labai maža, jos gali būti užregistruotos ir atskirtos nuo susidūrimų su kosminėmis spinduliais ir antžeminiais radionuklidais.

Yra trys pagrindiniai būdai, kaip tiesiogiai registruoti wimps.

1. Kai branduolys rebounds, gali išsiskirti šviesos kvantos (scintiliacijos), kurias aptiks fotomultipliuotojai.

2. Kai susiduria su VIMP, atomas gali virsti jonu, prarandant kai kuriuos elektronus, kuriuos galima aptikti.

3. Jei kietoji medžiaga naudojama kaip darbo terpė, susidūrimai sužadina kristalinės grotelės svyravimus, kuriuos taip pat galima atsekti (norint juos izoliuoti nuo šilumos fono, kristalą reikia atšaldyti iki beveik absoliutaus nulio).Tikrųjų eksperimentų metu šie metodai gali būti derinami.

Xenon detektorius. Labiausiai jautrūs WIMP detektoriai yra skysto ksenono įrenginiai. Jie naudoja kombinuotą metodą: užfiksuojami ir sifonų fotonai, ir jonizaciniai elektronai, kurie leidžia nustatyti sąveiką su įvairiomis dalelėmis pagal laiką ir santykinę šių įvykių padėtį, išsiskiriant "triukšmą" (susidūrimas su žinomomis dalelėmis) ir pasirinkus tarp įvykių, kurie yra tinkami sąveikos su tamsiosios medžiagos dalelėmis schemos.

Netiesioginė tamsiosios medžiagos paieška yra skirta gama kvantų registracijai, kuri gali kilti dumblių susidūrimuose gilioje erdvėje, saulės viduje ir netgi žemės gelmėse. Kadangi WIMP pobūdis nežinomas, niekas tiksliai nežino, ką ieškoti ir kaip interpretuoti rezultatus. Bet kokiu atveju dar nėra konkrečių atsakymų.

Pastaraisiais metais nepakankama pažanga ieškant "wimps", padidino susidomėjimą kitu tamsiosios medžiagos kandidatų šeima, lengvas, silpnai sąveikaujančias daleles – silpnai sąveikaujančias plonesnius daleles (WISP).Didžiausias dėmesys skiriamas aksjonams, kuriuos 1977 m. Išrado Roberto Peccei ir Helen Quinn. Šie fizikai bandė išspręsti gana nemalonią stiprių branduolinių sąveikų teorijos problemą – kvantinę chromodinamiką. Jo bazinė lygtis neapima KS simetrijos išsaugojimo, kuris suteikia veidrodinį vaizdą ir keičia daleles antiparticles. Simetrijos pažeidimas turėtų sukelti dipolio elektros momento atsiradimą neutronui, kurio eksperimento metu nepastebėta. Peccei ir Quinn pasiūlė gražų modelį, kuris pašalina šį prieštaravimą. Tai reiškia, kad egzistuoja lengvos, stabilios dalelės, neeksploatuojančios elektrinių krūvių, tačiau stipriuose magnetiniuose laukuose sukelia fotonų išvaizdą. Tai yra aksjonai. Kosmologai vėliau parodė, kad aksjonai gali būti priimtini tamsiųjų dalelių dalelės.

Aksionai turėtų būti daug lengvesni negu neutrinai – pagal teorinius skaičiavimus jų masės yra matuojamos tik milijono elektronų voltų. Nenuostabu, kad tuo pačiu metu jie pereina nerelativistiniais greičiais – tai vis dar "šalta" tamsiosios medžiagos versija.Labai daug tokių dalelių gali kilti netrukus po Didžiojo sprogimo ir praleisti trūkstamą masę. Ieškojote jų nuo praėjusio amžiaus dešimtojo dešimtmečio pradžios ir dar nieko nepasinaudojo.

Ieškoti lengvai

Vienas iš perspektyvių kandidatų į tamsiosios medžiagos pavadinimą yra akisonas, labiausiai žinomas silpnai sąveikaujančių dalelių (WISP). Šią šviesą (apie milijoną elektronų voltų) stabilią neiškraunamą dalelę, kurią teoriškai prognozuojama pagal kvantinę chromodinamiką, kad būtų paaiškinta CP simetrijos trūkimo nebuvimas, sunku nustatyti, tačiau stipriuose magnetiniuose laukuose aksionas gali sukelti fotonų išvaizdą. Šis poveikis naudojamas eksperimentuose, siekiant ieškoti aksijų, kurias paprastai galima vadinti "šviesa per sieną": lazerio spinduliavimas nukreipiamas į nepermatomą sienelę, prieš kurią (ir už jos) generuojami superlaidieji magnetai, generuojantys galingą magnetinį lauką. Yra tikimybė, kad stipraus magnetinio lauko fotonas priešais sieną "konvertuojamas" į aksjoną, kuris praeina per barjerą, o po to "konvertuojamas" į fotoną, kurį jau galima aptikti naudojant labai jautrius detektorius.

Eksperimentai pradėjo ieškoti aksionų prieš keletą metų.2007 m. Eksperimentas Vokietijos greitintuvo laboratorijoje DESY pradėjo eksperimentą "Bet kuri lengvųjų dalelių paieška", ALPS-I, baigta 2010 m. Šiuo metu DESY rengia daug veiksmingesnį ALPS-II eksperimentą, kuris gali leisti rasti įrodymų, kad silpnai sąveikaujančios šviesos dalelės yra "border = 0>

Eksperimentai pradėjo ieškoti aksionų prieš keletą metų. 2007 m. Eksperimentas Vokietijos greitintuvo laboratorijoje DESY pradėjo eksperimentą "Bet kuri lengvųjų dalelių paieška", ALPS-I, baigta 2010 m. Šiuo metu DESY rengia daug veiksmingesnį ALPS-II eksperimentą, kuris gali padėti rasti silpną sąveikaujančių šviesos dalelių buvimą.

Yra ir kitos tamsiosios medžiagos versijos – labai sunkios reliktų dalelės, relikviniai juodi skylės, akioniniai superpartneriai (axios) arba gravitonai (gravitino) ir "veidrodinė medžiaga". Bet tai yra grynas egzotiškas.

Prietaisai ir pinigai

"Tamsiosios medžiagos ieškojimui buvo sukurti itin efektyvūs įvairių tipų detektoriai, – sakė profesorius David Klein, 2014 m. Vasario mėn. Los Andželo universitete vykusios tarptautinės" Dark Matter 2014 "konferencijos organizatorius.- Dabar reikia padidinti jų jautrumą, kuris priklauso nuo darbo kūno masės. LUX grupės eksperimentas dar nieko davė, tačiau jų montuojamas tik 370 kg ksenono. Tačiau DARWIN bendradarbiauja kuriant 25 tonų ksenono detektorių. Mano nuomone, geriausios galimybės yra suskystintų brangių dujų detektoriai – argonas ir ksenonas. Mes jau sugebėjome padidinti savo pajėgumus keturis iki penkis kartus, o artimiausiais metais galime tikėtis dar trijų ar keturių pakopų šuolių. Šioje srityje eksperimentai priešinasi teoretikams. "

Tuo pačiu metu aksonų paieška praktiškai sustojo. Ir tai ne apie technologijas, o apie pinigus. Jei egzistuoja aksionas, jis gali būti užregistruotas tik labai stipriuose magnetiniuose laukuose, kuriuose virtualiosios fotonai tampa realiais. Dėl to 18-tesos magnetai rinkoje būtų idealūs, o dar geriau – eksperimentiniai magnetai 32-tesas. Jie kainuoja daug pinigų, ir jie nėra taip lengva gauti. Tie, kurie finansuoja šią fizikos discipliną Jungtinėse Amerikos Valstijose, iš tikrųjų netiki astonų egzistavimu, o kitose šalyse jie praktiškai jų neužsiima. Dabar Sietlo universitete rengiamas ADMX eksperimentas, kurio dalyviai bandys aptikti aksijas naudojant superlaidį magnetą, kurio lauko stipris yra apie 8 T.Tokiose srityse labai tikėtini signalai iš akisono, todėl juos galima ieškoti neribotą laiką. "Taigi čia, – sako profesorius Kline, – greitų rezultatų negalima laukti."

Davidas Kleinas mano, kad geriausias kandidatas į tamsiosios medžiagos daleles yra neutralizuotas, kurio masė yra nuo 500 iki 1000 GeV. "LUX" detektorius turi didžiausią jautrumą apie 30 GeV, todėl nenuostabu, kad nieko nerado. Tačiau 2015 m. Bus įvestas 1-3 tonų ksenono jutiklis, kurio sėkmės tikimybė jau yra didesnė. Ir tada bus daugiau galingų įrenginių, kurių ateitis.


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: :???: :?: :!: