Hogyan keressünk sötét anyagot

Hogyan keressünk sötét anyagot

Alexey Levin
"Népszerű mechanika" 2014

Univerzumunk egyszerű (barárius) anyagból áll mindössze 15% -kal. A fennmaradó 85% titokzatos sötét anyagból áll, amelynek jellege még ismeretlen.

1933-ban egy svájci származású amerikai csillagász Fritz Zwicky, aki hatszáz galaxist figyelt meg a Coma-klaszterben 300 millió fényévre 300 millió fényévre a Tejút irányából a Veronika Hajja (Coma Berenices) konstelláció irányában, úgy találta, hogy a mozgás sebességének függvényében ez a klaszter tömege galaxisok (az ún. dinamikus tömeg), 50-szer a csillagok fényességének becslésével kiszámított tömeg. Három évvel később az amerikai Sinclair Smith ugyanazt a tömeghiányt szenvedte el a Virgo galaktikus klaszterben. A számítások pontatlansága miatt ez a komoly eltérés nem volt magyarázható, így a kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy a Tejút és néhány spirális galaxis nem fénylő anyagot tartalmaz, amelynek tömege messze meghaladja a csillagok tömegét. Ez a "láthatatlan" anyag Zwicky 1933-ban sötét anyagnak nevezték. Jan Oort holland csillagász javasolta ezt a kifejezést egy évvel korábban, de hibás hipotézist használt fel. Ezért a sötétség atyja még mindig Zwicky-nek számít.

alternatívák

Hosszú ideig a sötét anyag nem érdekelt senkinek. A csillagászok úgy vélték, hogy a rejtett tömeg problémája megoldódni fog, miután lehetséges a teljes körű információ gyűjtése a kozmikus gázról és a nagyon csillogó csillagokról. A helyzet csak 1970-ben történt, amikor az amerikai csillagászok, Vera Rubin és Kent Ford megjelentették a nagy spirális galaxis M31 – Andromeda köd csillagok és gázfelhők sebességének mérési eredményeit. Minden elvárás ellenére kiderült, hogy távol a központjától, ezek a sebességek állandóak. Néhány évvel később több tucat spirál galaxisra is hasonló adatokat kaptak, és hamarosan más kutatók is megerősítették.

Az a tény, hogy egy csillag csillagát keringő bolygó sebessége fordítottan arányos a négyzetgyökével a pályájának sugaraival – ezért monotonan csökkenti a távolságot. Ez annak a ténynek tudható be, hogy a csillag ereje fordítottan csökken a távolság négyzetével, és nincs más forrása ennek a rendszernek. A galaxis fő tömege éppen ellenkezőleg, csillagokból és gázkürtökből áll, amelyek a magjától tisztességes távolságra vannak.Ezért az intragalaktikus objektumok sebességének növekednie kell a magtól való távolsággal, el kell érnie a maximális értéket, majd csökkentenie kell a nagyon kicsi értékekre. Ez volt az ideje felismerni és kudarcot vallani: a maximális átvitel után a sebességek csökkentek, de nem voltak hajlamosak nullára.

Később más anomáliákat fedeztek fel. Így a homályos elliptikus galaxisokban a periférián lévő csillagok sebessége egyáltalán nem akart csökkenni, és a határértékekhez ment, fokozatosan nőtt. Az 1980-as évek elején a csillagászok gyanították, hogy a galaxisok és a galaktikus klaszterek dinamikájának megmagyarázása érdekében figyelembe kell venni néhány korábban ismeretlen tényezőt. Igaz, sokan már régóta hibáztatták a hideg gáz és a hűtött fehér törpék láthatatlan felhalmozódásának gravitációs hatását az elmélet ellentmondásaira, de ezeket az adatokat a végén nem erősítették meg. Ezért több mint harminc éve két alapvetően különböző megközelítés versenyez az anomáliák értelmezésében. Ezek közül az első a Newton második törvényének újraírása, a második pedig a galaktikus skálák gravitációs mezőinek új forrásainak megtalálása.

A Newton igaza van?

Elvben nem különösebben nehéz megmagyarázni a csillagok sebességének stabilizálását a spirális galaxisok külső határainál. Elég, ha feltételezzük, hogy a világ Newton-törvénye nem működik olyan hatalmas távolságokon, amelyek hasonlítanak a galaktikus középpont periférikus csillagának távolabbi helyéhez. Tegyük fel, hogy az ilyen csillagok vonzereje a galaxis középső régiójához fordított arányban csökken a távolsággal, azaz sokkal lassabban, mint a Newton előírja. Ebben az esetben a csillagok sebessége a periférián állandó lesz, és nem nulla. Azonban ez az egyszerű hipotézis olyan következtetésekhez vezet, amelyeket nem támasztanak alá észrevételek.

Az 1980-as évek elején az izraeli fizikus Mordechai Milgrom megmutatta, hogy a megfigyelt anomáliák a Newton-mechanika alapjogának kijavításával magyarázhatók, amely szerint a gyorsulás arányos a testre ható erővel. Milgrom azt javasolta, hogy a nagyon kis gyorsulások arányosak legyenek, ne erőltessenek, hanem négyzetgyökére. Ez a koncepció módosított Newtonian Dynamics (MOND) néven ismert. Ennek alapján olyan számítási protokollokat fejlesztettek ki, amelyek nemcsak a csillagok sebességének viselkedését magyarázhatják, hanem a galaxisok dinamikájának számos más jellemzőjét is.Később Milgrom elmélete általános volt és kiterjedt a lehetőségein, ami lehetővé tette a gravitációs lencse hatásának magyarázatát, amely a MOND első verziója számára megoldhatatlan feladat maradt.

A MOND paradigma rendkívül életképesnek bizonyult. A mai napig meggyőzte, bár nem túl sok olyan támogatót, akik tovább javítják. Azonban a legtöbb szakértő még mindig úgy véli, hogy a galaktikus anomáliák megmagyarázhatók anélkül, hogy radikális kísérletet tesznek a newtoni dinamika alapjaira, ami az általános relativitáselmélet felülvizsgálatát igényli. A MOND-val párhuzamosan egy rivális paradigma alakult ki. Ez azon a hipotézisen alapul, hogy a megfigyelést még elhanyagolható részecskék galaktikus gravitációs mezők létrehozásában szerepet játszanak. Most nevezik sötét anyagnak.

Sötét részecskék

Ennek a titokzatos anyag hipotetikus részecskéi a kozmológia csillagászatából származtak. Negyven évvel ezelőtt világossá vált, hogy a Világegyetemnek lapos vagy majdnem lapos geometriája van, ezért anyagának átlagos sűrűsége nem térhet el túlságosan 10-29 g / cm3.Még akkor is nyilvánvaló volt, hogy nincs elég anyag ehhez a tudomány számára. A probléma megoldható azzal, hogy feltételezzük, hogy számos relikvi neutrín tömege körülbelül 20 elektronvolt. A tudósok, akik előterjesztették ezt az elképzelést, úgy vélték, hogy hatalmas neutrínók halmozódnak fel a galaktikus klaszterek perifériáján, és olyan intenzív területeket hoznak létre, amelyek szükségesek a csillagok sebességének stabilizálására. Így először azt sugallták, hogy a sötét anyagnak nem-barion természete lehet, azaz nem protonokból és neutronokból áll. Ezt a hipotézist azonban nem erősítették meg, mivel idővel egyértelművé vált, hogy mindhárom neutrínós típus tömege nem haladja meg az elektronvolt tizedét.

Azonban 1978-ban James Gunn és társai azt sugallták, hogy a nem-barion jellegű, sokkal masszívabb stabil részecskék maradhatnak a Big Bang-ból, ami sötét anyagot jelent. A neutrínókhoz hasonlóan elektromosan semlegesek, ezért nem képesek kibocsátani és elnyelni a fotonokat, különben könnyen észlelhetők. Hat évvel később azt mutatták, hogy az ilyen részecskék klaszterei gravitációs kutakat alkothatnak, amelyek hozzájárulnak a galaxisok kialakulásához és stabilizálják a perifériás csillagok sebességét.A nagy tömeg miatt ezek a részecskék már az első galaxisok (és valójában sokkal korábban) születési szakaszában kénytelenek sokkal lassabban mozogni, mint a fény. Ezért hidegnek nevezik – a "forró" neutrínóktól eltérően, majdnem a fénysebesség mellett mozognak. Tehát az 1980-as évek közepéig megjelent a hideg sötét anyag fogalma, amely még mindig uralja.

Ez a LUX (Large Underground Xenon) sötét anyagdetektor, amelyet a Davis-barlangban telepítettek a Sanford Underground Laboratóriumban, Dél-Dakotában az egykori aranybányában, másfél kilométeres mélységben.

Harminc év telt el azóta – jelentős idő. Ez idő alatt a teoretikusok a sötét részecskék (és nem csak a hidegek) sok változatát keltették fel, és a kísérletezők különféle érzékelőket terveztek és teszteltek, amelyek célja a regisztrálás. Azonban a dolgok még mindig ott vannak. A Higgs bozont keresve összesen 23 évig (1989-2012), három ütközőnél: LEP, Tevatron és BAK. 1990 óta sötét anyagot kerestek egy tucat installációban, de eddig sikertelenül.

Hideg jelöltek

A Higgs-bozon volt az utolsó újonnan felfedezett részecske, amelynek létezését a mikro-világ domináns elmélete alapján – az elemi részecskék standard modellje alapján – előre jelezték. A sötét anyag részecskéit, ha léteznek, ezt az elmélet nem írja le.A hideg változatban nem relativisztikusaknak kell lenniük, egymással és közönséges anyagokkal nagyon gyengén kell egymással kölcsönözniük, és semmiképpen sem (végső esetben szinte) nem kapcsolódnak a fotonokhoz. Ugyanakkor létre kell hozni egy gabona területét, mint a szabványos modell részecskéit. Ezért ezeket gyengén kölcsönható masszív részecskéknek, vagy wimpseknek (gyengén kölcsönható masszív részecskék, WIMP) nevezik.

Mint modellszámítások mutatják, a wimps lehet tíz vagy több, több száz vagy ezer alkalommal nehezebb, mint egy proton. Lehetséges, hogy megtalálják őket, ha nem az LHC-ben, akkor egy új generáció supercolliderjén, amelynek teljes ütközési energiája 100 TeV (körülbelül 100 000 proton tömeg), amelynek megépítése 2020 után kezdődik.

A legnépszerűbb pályázók a wimps címére a szuperszimmetria elmélete alapján javasolták. Azt állítja, hogy a standard modell minden részecskéjében van egy úgynevezett szuperpartner (vagy szuperpartner), amelynek spinja ½-től eltér a sajátjától. Ezért a fél teljes egészére kiterjedő spin, a fermionok, a szuper-partnerek, az egész spin, a bozonok és a bozonok szuperpartnerek részei a fermionok. A szuper-szemcsék bomlanak, de a legegyszerűbbek stabilak.Úgy tartják, hogy ez a legjobb jelölt a sötét anyagok részecskéinek szerepére és a legtöbb kísérletben próbál regisztrálni. Az ilyen részecske elméletileg elképzelhető verziói közül a szakértők a neutralinót, a foton szuperpartnereinek, a Z-bozon és a Higgs-bozonok kvantumkeverékét preferálják.

Wimps és viszpos

A wimps sikertelen keresésének története hosszú és lenyűgöző, mint egy jó nyomozóregény, de két eseményre korlátozzuk magunkat. 2013 áprilisában a CDMS Collaboration résztvevői arról számoltak be, hogy a WIMP-k három összeütközését szilícium maggal, egy kriogén detektorban, 700 m mélyen telepítették egy régi bányában Minnesotában. Csak hat hónappal később ezt az információt a LUX csoport tagjai határozottan megcáfolták, akik a déli Dakota Homestake bányában, amely 2002-ben lezárult, az 1,480 m mélységben összegyűjtött folyékony xenon detektorral dolgozott. Zéró eredményük általában kétségeket vet fel a 20-100 GeV-es tömegű fénysugarak létezésével kapcsolatban, mivel ebben a tartományban a LUX-projekt detektora az első a világon az érzékenység szempontjából. Új 300 napos mérési ciklus készül, amelynek eredménye nagy türelmetlenséggel várja a tudósokat.Ugyanez a csoport dolgozik egy LZ detektor létrehozásával 7 tonna xenonra, amely 2019-ben üzembe helyezhető.

Lásd a wimp

A wimpeket közvetlen és közvetett módszerekkel keresik. A közvetlen keresés célja, hogy azonosítsa ütközésüket a közönséges anyag magvával, ami az érzékelő munkatestjeként szolgál.

1 méteren belül3 a földfelszín közelében lévő területek pár százról több ezer wimpsig terjednek. Az ütközések során elveszítik a kinetikus energia egy részét és adják az érzékelőnek. Bár az ilyen ütközések naponta csak néhányszor fordulnak elő, és a felszabadított energia nagyon kicsi, regisztrálhatók és elválaszthatók a kozmikus sugárzástól és a földi radionuklidok ütközésétől.

A wimps közvetlen regisztrálása három fő módja.

1. Amikor a mag visszahúzódik, könnyű kvantumot (szcintillációt) lehet kibocsátani, amelyet a fotomultiplierek detektálnak.

2. VIMP-vel való ütközés esetén egy atom iontá válhat, elveszítheti az észlelhető elektronok egy részét.

3. Ha egy szilárd anyagot használnak munkamagvaként, az ütközések gerjesztik a kristályrács rezgéseit, amelyek nyomon követhetők (a termikus háttérből történő izoláláshoz a kristályt majdnem abszolút nulla értékre kell hűteni).Valódi kísérletekben ezek a módszerek kombinálhatók.

Xenon detektor. A legérzékenyebb WIMP érzékelők a folyékony xenon telepítések. Kombinált megközelítést alkalmaznak: mind a szcintillációs fotonokat, mind az ionizációs elektronokat feljegyzik, ami lehetővé teszi a különböző részecskékkel való interakciókat az ilyen események időtartamával és viszonylagos helyzetével, a "zaj" (az ismert részecskékkel való ütközés) szétválasztásával és az olyan események kiválasztásával, amelyek alkalmasak a sötét anyag részecskékkel való kölcsönhatás módjai.

A sötét anyag indirekt keresésének célja általában a gamma kvantum regisztrálása, amely a szélben, a nap belsejében, sőt a föld mélyén is bekövetkezhet. Mivel a WIMP-k természete ismeretlen, senki nem tudja pontosan, hogy mit keres és hogyan értelmezheti az eredményeket. Mindenesetre még nincs konkrét válasz.

Az elmúlt években tapasztalható elhúzódás hiánya a sötét anyagú jelöltek, a könnyű, gyengén kölcsönható részecskék – a gyengén kölcsönható részecskék (WISP) – iránti érdeklődésének fokozódott.A legnagyobb figyelmet a tengelyek kapják, amelyeket 1977-ben Roberto Peccei és Helen Quinn talált ki. Ezek a fizikusok megpróbálták megoldani az erős nukleáris kölcsönhatások elmélete – a kvantumkromodinamika – meglehetősen kellemetlen problémáját. Az alapegyenlet nem tartalmazza a CP szimmetria megőrzését, amely tükrözi a képet, és megváltoztatja a szemcsés részecskék részecskéit. A szimmetria megsértésének a neutronban lévő dipólus elektromos pillanat megjelenését kell eredményeznie, amelyet a kísérlet nem észlel. Peccei és Quinn egy gyönyörű modellt javasolt, amely eltávolítja ezt az ellentmondást. Ez azt jelenti, hogy léteznek olyan fénystabil részecskék, amelyek nem hordoznak elektromos töltést, de erős mágneses térben indukálják a fotonok megjelenését. Ezek a tengelyek. A kozmológusok később azt mutatták, hogy a tengelyek elfogadható jelöltek lehetnek a sötét anyag részecskéi számára.

A tengelyeknek sokkal könnyebbnek kell lenniük, mint a neutrínók – elméleti becslések szerint tömegüket egy elektronvolt egy milliónyi részében mérik. Furcsa módon ugyanakkor nem relativisztikus sebességgel mozognak – ez még mindig a sötét anyag "hideg" változata.Nagyon sok ilyen részecskék születhettek meg hamarosan a Big Bang után, és biztosítják a hiányzó tömegeket. A kilencvenes évek elejétől kezdve keresi őket – és újraélés nélkül.

A könnyűség keresése

Az egyik legígéretesebb jelölt a sötét anyag címére a tengely, a leginkább ismert a gyengén kölcsönható részecskék (WISP). Ez a fény (körülbelül egy milliomod része egy elektronvolt) stabil, töltés nélküli részecske, amelyet elméletileg a kvantumkromodinamika keretei között megjósolt a CP-szimmetria-törés hiányának magyarázatára, nehéz felismerni, de erős mágneses térben a tengely képes fotonok megjelenését okozni. Ez a hatás a kísérletek során olyan tengelyek keresésére szolgál, amelyeket szokásosan "falról könnyűnek" neveznek: a lézersugárzás egy áttetsző falra irányul, amelynek előtte (és mögötte) szupravezető mágnesek jönnek létre, és erős mágneses mezőt hoznak létre. Lehetséges, hogy a fal előtt egy erős mágneses térben lévő fotont "átalakítják" egy tengelybe, amely áthalad a gáton, majd "átalakul" egy fotonba, amely már érzékelhető érzékelőkkel.

kísérletezők néhány évvel ezelőtt kezdett keresni a tengelyeket.2007-ben a DESY német gyorsítólaboratórium kísérletében 2010-ben fejeződött be az ALPS-I bármilyen fényrészecske-kísérlet. Jelenleg a DESY sokkal hatékonyabb ALPS-II kísérletet készít, amely lehetővé teheti a gyengén kölcsönható könnyű részecskék létezésének bizonyítását "border = 0>

kísérletezők néhány évvel ezelőtt kezdett keresni a tengelyeket. 2007-ben a DESY német gyorsítólaboratórium kísérletében 2010-ben fejeződött be az ALPS-I bármilyen fényrészecske-kísérlet. Jelenleg a DESY egy sokkal hatékonyabb ALPS-II kísérletet készít, ami lehetővé teheti a gyengén kölcsönható könnyű részecskék létezésének bizonyítását.

A sötét anyag más változatai is vannak – szuper-nehéz relikviák, relikum fekete lyukak, axion superpartners (axios) vagy gravitonok (gravitino) és "tükör anyag". De ez tiszta egzotikus.

Készülékek és pénz

"Rendkívül hatékony különböző típusú érzékelők jöttek létre a sötét tárgyak keresésére" – mondta David Klein professzor, a 2014-ben a Los Angeles-i kaliforniai Egyetemen tartott nemzetközi konferencia szervezője.- Most növelni kell az érzékenységüket, ami a munkatest tömegétől függ. A LUX-csoport kísérlete még nem adott meg semmit, de telepítésük csak 370 kg xenont tartalmaz. De a DARWIN együttműködés egy 25 tonnás xenon detektorral dolgozik. Véleményem szerint a legjobb eséllyel a cseppfolyósított nemesgázok – argon és xenon érzékelők. Négy-öt nagyságrenddel már sikerült növelnünk képességeiket, és az elkövetkező években további három-négy nagyságrendű ugrásra számíthatunk. Ezen a területen a kísérletezők megelőzik a teoretikusokat. "

Ugyanakkor a tengelyek keresése gyakorlatilag elakadt. És ez nem a technológia, hanem a pénzről szól. Ha létezik egy tengely, akkor csak nagyon erős mágneses mezőkben lehet regisztrálni, ahol a virtuális fotonok valósággá válnak. Ennek érdekében a piacon lévő 18-tesla mágnesek tökéletesek lennének, és még jobbak is – kísérleti 32-tesla mágnesek. Sok pénzbe kerülnek, és nem könnyű hozzájutni. Azok a személyek, akik finanszírozzák ezt a fizikai területet az Egyesült Államokban, valójában nem hisznek a tengelyek létezésében, míg más országokban gyakorlatilag nem foglalkoznak velük. Most a Seattle-i Egyetemen egy ADMX kísérlet készül, amelynek résztvevői megpróbálják felderíteni a tengelyeket szupravezető mágnes segítségével, amelynek területi szilárdsága körülbelül 8 T.Ilyen területeken a tengelyből rendkívül gyenge jelek várhatók, és korlátlan ideig kereshetők. "Tehát itt – mondja Kline professzor -, a gyors eredmények nem várhatnak."

David Klein úgy véli, hogy a sötét részecskék legjobb jelöltje semleges, 500 és 1000 GeV közötti tömeggel. A LUX érzékelő csúcsa az érzékenység 30 GeV körül, ezért nem meglepő, hogy nem talált semmit. 2015-ben azonban 1-3 tonna xenon detektor kerül megrendelésre, a sikerességi esélyek máris magasabbak. És akkor lesz nagyobb teljesítményű berendezések, amelyek a jövőben.


Like this post? Please share to your friends:
Vélemény, hozzászólás?

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