Sådan finder du mørkt stof

Sådan finder du mørkt stof

Alexey Levin
"Popular Mechanics" №6, 2014

Vores univers består af almindeligt (baryonisk) materiale med kun 15%. De resterende 85% består af mystisk mørk materie, hvis art endnu ikke er kendt.

I 1933 fandt en amerikansk astronom af schweizisk oprindelse, Fritz Zwicky, iagttagelse af seks hundrede galakser i Coma-klyngen, der ligger 300 millioner lysår fra Mælkevejen i retning af konstellationen Hair of Veronica (Coma Berenices), at massen af ​​denne klynge bestemt på grundlag af bevægelseshastigheden galakser (den såkaldte dynamiske masse), 50 gange massen beregnet ved at estimere stjernens lysstyrke. Tre år senere stødte den amerikanske Sinclair Smith den samme mangel på masse i Virgo-galaktiske klynge. En sådan alvorlig uoverensstemmelse var umulig at forklare ved beregningernes unøjagtighed, så videnskabsmænd konkluderede, at Vækstvejen og nogle spiralgalakser indeholder ikke-lysende materie, hvis masse overstiger stjernens masse. Denne "usynlige" substans Zwicky i 1933 kaldte mørkt stof. Den nederlandske astronom Jan Oort foreslog dette udtryk et år tidligere, men brugte det til at angive en fejlagtig hypotese. Derfor er far til mørk materie stadig betragtes som Zwicky.

alternativer

I meget lang tid var det mørkt materiel af ringe interesse for nogen. Astronomerne mente, at problemet med den skjulte masse vil blive løst, når det er muligt at indsamle mere komplette oplysninger om kosmisk gas og meget dunkle stjerner. Situationen begyndte at ændre først efter 1970, de amerikanske astronomer Vera Rubin og Kent Ford offentliggjorde resultaterne af målinger af hastighederne af stjerner og gasskyer af en stor spiralgalakse M31 – Andromeda-nebulaen. På alle forventninger viste det sig, at væk fra centrum er disse hastigheder omtrent konstante. Få år senere modtog de tilsvarende data for snesevis af spiralgalakser, og snart blev de bekræftet af andre forskere.

Faktum er, at en verdens planet, der kredser om en enkelt stjerne, er omvendt proportional med kvadratroden fra sin omkreds radius – det falder derfor ensbetydende med afstanden. Dette skyldes det faktum, at stjernens kraft falder omvendt med kvadratet af afstanden, og der er ingen andre kilder til dette system. Galaksens vigtigste masse falder tværtimod på stjerner og gasklynger placeret på anstændige afstande fra kernen.Derfor bør hastigheden af ​​intragalaktiske objekter stige med afstanden fra kernen, nå et maksimum og derefter falde til meget små værdier. Det var tid til at opdage og mislykkedes: Efter at have passeret maksimumet faldt hastighederne, men de havde ikke tendens til at være nul.

Senere blev andre uregelmæssigheder opdaget. Så i svage elliptiske galakser ønskede hastigheden af ​​stjernerne i periferien slet ikke at falde og gik til grænseværdierne og steg gradvist. I begyndelsen af ​​1980'erne mistænkte astronomerne for at forklare dynamikken i galakser og galaktiske klynger, det var nødvendigt at tage hensyn til nogle tidligere ukendte faktorer. Det er rigtigt, at mange mennesker langsomt har bebrejdet gravitationsvirkningen af ​​usynlige akkumuleringer af koldgas og afkølede hvide dværge på forskellen med teorien, men disse data blev ikke bekræftet til sidst. Derfor har der i mere end tredive år været to fundamentalt forskellige tilgange, der har konkurreret om fortolkningen af ​​anomalier. Den første af disse er baseret på omskrivning af Newtons anden lov, den anden – om at finde nye kilder til gravitationsfelter på galaktiske skalaer.

Er Newton rigtigt?

I princippet er det ikke særlig vanskeligt at forklare stabiliseringen af ​​stjernernes hastigheder ved de ydre grænser af spiralgalakser. Det er nok at antage, at den newtonske lov i verden ikke virker på gigantiske afstande, der kan sammenlignes med den perifere stjerne i det galaktiske centrum. Antag at den attraktive kraft af sådanne stjerner til den centrale del af galaksen falder i omvendt forhold til afstanden, det vil sige meget langsommere end Newton foreskriver. I dette tilfælde vil stjernens hastigheder ved periferien være konstant og ikke-nul. Denne simple hypotese fører imidlertid til konklusioner, som ikke understøttes af observationer.

I begyndelsen af ​​1980'erne viste den israelske fysiker Mordechai Milgrom, at de observerede anomalier kan forklares ved at rette op på grundtonen for newtonsk mekanik, hvorefter accelerationen er proportional med den kraft, der virker på kroppen. Milgrom foreslog, at meget små accelerationer er forholdsmæssige, ikke at tvinge, men til dets kvadratrod. Dette begreb er kendt som Modified Newtonian Dynamics (MOND). Baseret på det er beregningsprotokoller blevet udviklet, der tillod at forklare ikke kun opførelsen af ​​stjernens hastigheder, men også mange andre træk ved dynamikken i galakser.Senere blev Milgroms teori generaliseret og udvidet i sine muligheder, hvilket gjorde det muligt at forklare virkningen af ​​gravitationslinsering, som for den første version af MOND forblev en uopløselig opgave.

MOND-paradigmet viste sig at være yderst levedygtigt. Indtil nu har hun overbevist om, men ikke for mange, tilhængere, der fortsætter med at forbedre det. Men de fleste eksperter mener stadig, at de galaktiske anomalier kan forklares uden et radikal forsøg på grundlaget for den newtonske dynamik, hvilket kræver en revision af den generelle relativitetsteori. Samtidig med MOND begyndte et rivaliserende paradigme at tage form. Det er baseret på hypotesen om, at partikler, der stadig elude observation, er involveret i at skabe galaktiske gravitationsfelter. De kaldes nu mørke materie.

Mørke partikler

De hypotetiske partikler af denne mystiske sag kom til astronomi fra kosmologi. Førti år siden blev det klart, at vores univers har en flad eller næsten flad geometri, og derfor bør dens gennemsnitlige densitet ikke afvige for meget fra 10-29 g / cm3.Selv da var det indlysende, at der ikke er nok stof til dette kendt for videnskaben. Problemet kunne løses ved at antage, at massen af ​​talrige relikske neutrinos er ca. 20 elektronvolt. Forskere, der kom frem med denne ide, troede på, at massive neutrinos akkumulerer på periferien af ​​galaktiske klynger og skaber intensitetsområder, der er nødvendige for at stabilisere stjernernes hastigheder. Så for første gang blev det antydet, at mørkt materiale kan have ikke-barion natur, det vil sige ikke bestå af protoner og neutroner. Imidlertid blev denne hypotese ikke bekræftet, da det med tiden blev klart, at massen af ​​alle tre typer neutrinos ikke overstiger tiendedele af en elektronvolt.

Men i 1978 foreslog James Gunn og hans medforfattere, at meget mere massive stabile partikler af ikke-barion natur kunne forblive fra Big Bang, som udgør mørkt stof. Ligesom neutrinoer er de elektrisk neutrale og kan derfor ikke udstråle og absorbere fotoner – ellers ville de være blevet let opdaget. Seks år senere blev det vist, at klynger af sådanne partikler kan danne gravitationsbrønde, som bidrager til dannelsen af ​​galakser og stabiliserer hastigheden af ​​perifere stjerner.På grund af den store masse er disse partikler allerede i fasen af ​​de første galakser (og faktisk meget tidligere) forpligtet til at bevæge sig meget langsommere end lys. Derfor kaldes de koldt – i modsætning til de "varme" neutriner, der flytter næsten ved lysets hastighed. Så ved midten af ​​1980'erne var begrebet koldt mørkt stof kommet frem, hvilket stadig dominerer.

Dette er LUX (Large Underground Xenon) mørke materiel detektor installeret i Davis Cave på Sanford Underground Laboratory i South Dakota i den tidligere gyldne mine på en dybde på et og et halvt kilometer.

30 år er gået siden da – en betydelig tid. I løbet af denne tid kom teoretikere med mange versioner af mørke stofpartikler (og ikke kun kolde dem), og eksperimenter konstruerede og afprøvede forskellige detektorer designet til at registrere dem. Men tingene er stadig der. Søgningen efter Higgs boson tog i alt 23 år (1989-2012), og den blev udført på tre colliders: LEP, Tevatron og BAK. Siden 1990 er der søgt mørke stoffer på et dusin installationer, men hidtil uden succes.

Kolde kandidater

Higgs boson var den sidste nyopdagede partikel, hvis eksistens var forudsagt på grundlag af microworlds dominerende teori – standardmodellen af ​​elementære partikler. Partikler af mørkt materiale, hvis de eksisterer, beskrives ikke af denne teori.I den kolde version skal de være ikke-relativistiske, interagere meget svagt med hinanden og med almindeligt materiale og på ingen måde (som en sidste udvej næsten) ikke interagere med fotoner. Samtidig skal de skabe et felt af korn, som partikler af standardmodellen. Derfor kaldes de svagt interaktive massive partikler eller wimps (svagt interaktive massive partikler, WIMP).

Som modelberegninger viser, kan wimps være titus eller mere sandsynligt hundreder eller tusinder gange tungere end en proton. Det er muligt, at de vil blive fundet, hvis ikke ved LHC, derefter ved den nye generation supercollider med en total kollisionsenergi på 100 TeV (ca. 100.000 protonmasser), hvis konstruktion begynder efter 2020.

De mest populære ansøgere om titlen på wimps er foreslået på baggrund af teorien om supersymmetri. Hun hævder, at hver partikel i standardmodellen har en såkaldt superpartner (eller superpartner), hvis spin er ½ forskellig fra sin egen. Derfor svarer partikler med halv-heltal spin, fermioner, til super-partnere med heltal spin, bosoner og bosoner super-partnere er fermioner. Superpartikler kan forfalde, men det nemmeste skal være stabilt.At det betragtes som den bedste kandidat til rollen som partikler af mørkt stof og forsøger at registrere sig i de fleste eksperimenter. Af alle teoretisk tænkelige versioner af en sådan partikel foretrækker eksperter neutralino, en kvantemængde af superpartner af fotonet, Z-boson og Higgs bosoner.

Wimps og visps

Historien om mislykkede søgninger af wimps er lang og fascinerende, som en god detektiv roman, men vi vil begrænse os til to arrangementer. I april 2013 rapporterede deltagerne i CDMS Collaboration om mulig registrering af tre kollisioner af WIMP'er med siliciumkerner i en kryogen detektor installeret på en dybde på 700 m i en gammel mine i Minnesota. Kun seks måneder senere blev disse oplysninger afgjort afvist af medlemmer af LUX-gruppen, som arbejdede med detektoren om flydende xenon opsamlet i en dybde på 1.480 m i Homestake mine i South Dakota, som blev lukket i 2002. Deres nulresultat genererer generelt tvivl om eksistensen af ​​lette wimps med masser fra 20 til 100 GeV, da detektoren i LUX-projektet i dette område er den første i verden med hensyn til følsomhed. Der udarbejdes en ny 300-dages målecyklus, hvor resultaterne afventer forskere med stor utålmodighed.Samme gruppe arbejder på oprettelsen af ​​en LZ detektor for 7 tons xenon, som kan bestilles i 2019.

Se wimp

Wimps søger efter direkte og indirekte metoder. Direkte søgning er rettet mod at identificere deres kollisioner med kerne af almindeligt materiale, som fungerer som detektorens arbejdsstyrke.

I 1 m3 rum nær jordens overflade spænder fra et par hundrede til adskillige tusinde wimps. Under kollisioner mister de en del af den kinetiske energi og giver det til detektoren. Selvom sådanne kollisioner kun forekommer et par gange om dagen, og den frigivne energi er meget lille, kan de registreres og adskilles fra kollisioner med kosmiske stråler og jordbaserede radionuklider.

Der er tre hovedmåder til direkte registrering af wimps.

1. Når en kerne retableres, kan lyskvanta (scintillation) udledes, hvilket vil blive detekteret af fotomultiplikatorer.

2. Når man kolliderer med en VIMP, kan et atom omdannes til en ion, idet man mister nogle af de elektroner, der kan detekteres.

3. Hvis et fast stof anvendes som arbejdsmedium, kolliderer kollisionerne sin krystalgitter, som også kan spores (for at isolere dem fra den termiske baggrund, skal krystallet afkøles til næsten absolut nul).I egentlige eksperimenter kan disse metoder kombineres.

Xenon detektor. De mest følsomme WIMP detektorer er flydende xenon installationer. De bruger en kombineret tilgang: både scintillationsfotoner og ioniseringselektroner registreres, hvilket gør det muligt at identificere interaktioner med forskellige partikler efter tid og relativ position af disse hændelser, udklipning af "støj" (kollisioner med kendte partikler) og valg blandt arrangementer, der er egnede til ordninger for interaktion med mørke stofpartikler.

Den indirekte søgning efter mørk materie er normalt rettet mod registrering af gamma quanta, som kan fødes i kollisioner af wimps i dyb rum, inden for solen og endda i jordens dybder. Da WIMPs karakter er ukendt, ved ingen, hvad man skal kigge efter, og hvordan man kan fortolke resultaterne. Under alle omstændigheder er der endnu ingen konkrete svar.

Manglen på fremskridt i søgen efter wimps i de senere år har øget interesse for en anden familie af mørke stofkandidater, lys, svagt interaktive partikler – svagt interaktive slanke partikler (WISP).Den største opmærksomhed betales til aksionerne, som i 1977 blev opfundet af Roberto Peccei og Helen Quinn. Disse fysikere forsøgte at løse det temmelig ubehagelige problem med teorien om stærke nukleare interaktioner – kvantekromodynamik. Dens grundlæggende ligning indbefatter ikke bevarelsen af ​​CP-symmetri, som giver et spejlbillede og ændrer partikler til antipartikler. Overtrædelsen af ​​symmetri bør føre til udseendet af et dipol elektrisk øjeblik i neutronet, hvilket ikke observeres i eksperimentet. Peccei og Quinn foreslog en smuk model, der fjerner denne modsigelse. Det indebærer eksistensen af ​​lysstabile partikler, der ikke bærer elektriske ladninger, men i stærke magnetfelter fremkalder fotoner udseende. Disse er axioner. Kosmologer viste senere at aksioner kan være acceptable kandidater til mørke stofpartikler.

Axioner skal være meget lettere end neutriner – ifølge teoretiske estimater måles deres masser i kun milliontedele af en elektronvolt. Mærkeligt nok, samtidig bevæger de sig ved ikke-relativistiske hastigheder – det er stadig en "kold" version af mørkt materiale.En stor del af sådanne partikler kan fødes kort efter Big Bang og give den manglende masse. Leder efter dem siden begyndelsen af ​​1990'erne – og igen til ingen nytte.

På jagt efter lethed

En af de lovende kandidater til titlen mørk materie er axion, den mest kendte af de svagt interaktive partikler (WISP). Denne lette (ca. en milliontedel af en elektronvolt) stabil uladet partikel, teoretisk forudsagt inden for rammerne af kvantekromodynamik for at forklare fraværet af CP-symmetribrud, er svær at detektere, men i stærke magnetfelter kan axionen fremkalde udseendet af fotoner. Det er denne effekt, der bruges i eksperimenter til at søge efter aksioner, som konventionelt kan kaldes "lys gennem væggen": laserstråling er rettet mod en uigennemsigtig mur, foran hvilken (og bagved) superledende magneter genereres, der genererer et kraftfuldt magnetfelt. Der er mulighed for, at en foton i et stærkt magnetfelt foran væggen "konverteres" til en aksion, der passerer gennem barrieren og derefter "konverteres" til en foton, som allerede kan detekteres ved hjælp af meget følsomme detektorer.

eksperimentatorer begyndte at søge efter axions for nogle år siden.I 2007 lancerede eksperimentet i det tyske acceleratorlaboratorium DESY eksperimentet. Enhver let partikelsøgning, ALPS-I, afsluttet i 2010. På nuværende tidspunkt forbereder DESY et langt mere effektivt ALPS-II-eksperiment, som kan gøre det muligt at finde bevis for eksistensen af ​​svagt interaktive lyspartikler "border = 0>

eksperimentatorer begyndte at søge efter axions for nogle år siden. I 2007 lancerede eksperimentet i det tyske acceleratorlaboratorium DESY eksperimentet. Enhver let partikelsøgning, ALPS-I, afsluttet i 2010. På nuværende tidspunkt forbereder DESY et langt mere effektivt ALPS-II-eksperiment, hvilket kan gøre det muligt at finde tegn på eksistensen af ​​svagt interaktive lyspartikler.

Der er andre versioner af mørkt materiale – supertunge relikpartikler, relikske sorte huller, axion superpartners (axios) eller gravitoner (gravitino) og "spejlstof". Men det er ren eksotisk.

Apparater og penge

"Ekstremt effektive detektorer af forskellige typer er blevet oprettet for at søge efter mørkt materiale," sagde professor David Klein, arrangør af den internationale konference Dark Matter 2014, der blev afholdt på University of California i Los Angeles i februar 2014.- Nu er det nødvendigt at øge deres følsomhed, som afhænger af arbejdskroppens masse. LUX-gruppens forsøg har hidtil ikke givet noget, men deres installation indeholder kun 370 kg xenon. Men DARWIN-samarbejdet udvikler en 25-tons xenon-detektor. De bedste chancer er efter min mening detektorer på flydende ædelgasser – argon og xenon. Vi har allerede formået at øge deres kapacitet med fire til fem størrelsesordener, og i de kommende år kan vi forvente et spring på yderligere tre til fire størrelsesordener. På dette område er eksperimenter foran teoretikere. "

Samtidig standsede søgningen efter aksioner næsten. Og det handler ikke om teknologi, men om penge. Hvis der eksisterer en aksion, kan den kun registreres i meget stærke magnetfelter, hvor det bliver virtuelle fotoner til rigtige. For dette ville 18-tesla magneterne på markedet være perfekte, og endnu bedre – eksperimentelle 32-tesla magneter. De koster mange penge, og de er ikke så lette at få. De, der finansierer dette felt af fysik i USA, tror ikke rigtig på eksistensen af ​​axioner, mens de i andre lande praktisk talt ikke er involveret i dem. Nu ved University of Seattle udarbejdes der et ADMX-eksperiment, hvor deltagerne vil forsøge at detektere akser ved hjælp af en superledende magnet med en feltstyrke på ca. 8 T.I sådanne felter forventes ekstremt svage signaler fra aksionen, og de kan søges på ubestemt tid. "Så her, – siger professor Kline, – hurtige resultater kan ikke vente."

David Klein mener, at den bedste kandidat til partikler af mørkt materiale er neutralino med en masse fra 500 til 1000 GeV. LUX-detektoren har en følsomhed på omkring 30 GeV, så det er ikke overraskende, at han ikke fandt noget. Men i 2015 vil en detektor for 1-3 tons xenon blive bestilt, dens chancer for succes er allerede højere. Og så vil der være mere kraftfulde installationer, for hvilke fremtiden.


Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

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