The particle nature of Dark Matter

Μέγεθος: px

Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "The particle nature of Dark Matter"

Δημήτηρ Ευταξίας
7 χρόνια πριν
Προβολές:

1 The particle nature of Dark Matter Παρουσίαση για το μεταπτυχιακό μαθημα Γαλαξιακή και Εξωγαλαξιακή Αστρονομία Διδάσκουσα: Δ. Χατζηδημητρίου Γιάννης Παπαγιαννόπουλος AM:

2 Ενδείξεις για την υπαρξη σκοτεινής ύλης Υπήρχαν ενδείξεις για την ύπαρξη ύλης που δεν είναι ορατή / δεν αλληλεπιδρά ΗΜ από τη δεκαετία του '30 Τα τελευταία όμως 30 χρόνια έγινε ευρύτερα αποδεκτό το γεγονός κυρίως μέσω μετρήσεων της περιστροφής γαλαξιών, των ταχυτήτων σε clusters γαλαξιών σε σύνδεση με το θεώρημα virial κα. Αναφέρεται πολλές φορές ως και το πρόβλημα της ελλείπουσας μάζας

To πρόβλημα Ω Η φωτεινή ύλη συνεισφέρει κατά Ω 0.01 Η αρχέγονη πυρηνοσύνθεση περιορίζει τη συνεισφορά της Βαρυονικής σε ένα άνω όριο Ω 0.02 Ω > 0.

3 To πρόβλημα Ω Η φωτεινή ύλη συνεισφέρει κατά Ω 0.01 Η αρχέγονη πυρηνοσύνθεση περιορίζει τη συνεισφορά της Βαρυονικής σε ένα άνω όριο Ω 0.02 Ω > Ωφ Η θεωρητικά αναμενόμενη τιμή είναι Ω 1 Άρα η πλειονότητα της ύλης είναι μη βαρυονική και σκοτεινή.υπάρχει βαρυονική συνεισφορά στη σκοτεινή ύλη.

4 Κατανομή μάζαςενέργειας στο σύμπαν Μόνο το 4,6% πιστεύεται αυτή τη στιγμή οτι είναι η γνωστή μας κανονική ύλη στο σύμπαν. To υπόλοιπο ποσοστό ύλης θεωρείται οτι είναι ύλη που δεν αλληλεπιδρα Ηλεκτρομαγνητικά και γίνεται αισθητή μόνο λόγω της βαρύτητας.

5 Τι είναι η σκοτεινή ύλη; Υπάρχουν διαφορετικές θεωρίες αυτή τη στιγμή για το τι είναι η σκοτεινή ύλη. Κατ επέκταση και μεγάλη πληθώρα σωματιδίων που θα μπορούσαν να είναι υποψήφια για σκοτεινή ύλη. Χαρακτηριστικά μπορούμε να πούμε οτι έχουν εύρος μαζών από 10-5 ev μέχρι υπερμαζικές μαύρες τρύπες μάζας 104 ΜΟ Μπορούμε να χωρίσουμε παρόλα αυτά την υποψήφια σκοτεινή ύλη σε κατηγορίες: Βαρυονική - μη βαρυονική Θερμή - ψυχρή Άλλες δυνατότητες επεξήγησης είναι: Η μη Νευτώνια βαρύτητα και θεωρίες Kaluza- Klein Ή τίποτα από όσα αναφέρονται Παρ' όλα αυτά οι επικρατέστερες θεωρίες αφορούν στα: MACHOs (massive compact halo object) / Axions / WIMPs (weakly interacting massive particle) / Neutrinos

Βαρυονική σκοτεινή ύλη MACHOs (massive compact halo object) Υπάρχει μεγάλο εύρος αστρονομικών αντικειμένων τα οποία θα μπορούσαν να αποτελούν τη σκοτεινή ύλη και να μην έχουν εντοπιστεί.

6 Βαρυονική σκοτεινή ύλη MACHOs (massive compact halo object) Υπάρχει μεγάλο εύρος αστρονομικών αντικειμένων τα οποία θα μπορούσαν να αποτελούν τη σκοτεινή ύλη και να μην έχουν εντοπιστεί. Χαρακτηριστικά αναφέρουμε τα κυριότερα: Αντικείμενα με μάζα κοντά στου Δία 10-3 ΜΟ Brown Dwarf stars με μάζες κάτω από 0,08ΜΟ Μελανές οπές ΜΟ ΔΕΝ ΜΠΟΡΕΙ ΝΑ ΑΠΟΤΕΛΕΙ ΟΛΗ ΤΗ ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ Δυνατότητα να εντοπιστουν με MICROLENSING

7 Βαρυτικοί φακοί Microlensing Λόγω βαρύτητας του MACHO βλέπουμε μια ενίσχυση στο φως που μας έρχεται από το αντικείμενο. Παρατηρούμε ένα peak te και μια αύξηση που διαρκεί χρόνο Δt.Από αυτά μπορουμε να υπολογίσουμε τη μάζα που το προκαλεί.

8 Πειράματα και περιορισμοί στη μάζα των MACHOs OGLE Πειράματα από τρια διαφορετικα γκρουπ. MACHO, EROS, OGLE Παρατήρησαν εκατομμύρια άστρα στο στο μεγάλο και το μικρό νέφος του Μαγγελάνου και στο γαλαξιακό μας bulge. Μέσα στη διάρκεια του Peak πρέπει να υπάρχουν επαρκή δεδομένα που κάνει την επιλογή των περιπτώσεων πολύ περιορισμένη. Για παράδειγμα το OGLE III data για το μικρό νέφος του Μαγγελάνου μέσα σε 7 χρόνια βρήκε 4 περιπτώσεις που μπορεί να είναι με μεγάλη ασφάλεια φαινόμενα microlensing (2 στον γαλαξιακό δίσκο, ένα στον thick disc και ένα είναι πιθανή μαύρη τρύπα) Σε όλα τα πειράματα και τις μετρήσεις που έγιναν κατέληξαν οτι δεν είναι δυνατόν τα MACHOs να αποτελούν εξ ολοκλήρου τη σκοτεινή ύλη. Συγκεκριμένα και στον δικό μας γαλαξία δεν περιμένουμε μελανές οπές σε ποσοστό άνω του 5% και γενικότερα MACHOs άνω του 20% (αν και αναμένεται οτι είναι πολύ χαμηλότερα)

9 Καθιερωμένο Πρότυπο και υπερσυμμετρία Το Καθιερωμένο Πρότυπο της Σωματιδιακής φυσικής αν και εξαιρετικά επιτυχές σε προβλέψεις σε κλίμακες Gev έχει πολλά προβλήματα, ένα εκ των οποίων οτι δεν μπορεί να εξηγήσει την ύπαρξη σκοτεινής ύλης (δεν προβλέπει μαζικά νετρίνα ή άλλα WIMP). Επίσης δεν προβλέπει την ενοποίηση σταθερών ζεύξης. Η υπερσυμμετρία ως θεωρία προχωράει πιο πέρα από το Καθιερωμένο Πρότυπο της Σωματιδιακής φυσικής. O πυρήνας σκέψης της υπερσυμμετρίας είναι οτι επεκτείνει τις προαναφερθήσες συμμετρίες, έτσι ωστε σε μια πολλαπλότητα να μπορούν να συνυπάρξουν και σωματίδια με διαφορετικό σπιν. Κάθε ενεργειακό επίπεδο είναι διπλά εκφυλισμένο και κάθε μποζονική κατάσταση έχει την ίδια ενέργεια με την αντίστοιχη φερμιονική που τη συνοδεύει.για κάθε φερμιόνιο έχουμε έναν αντίστοιχο υπερσυμμετρικό συνοδό με σπιν μηδέν στην ίδια πολλαπλότητα και για κάθε μποζονικό διαδότη βαθμίδας έχουμε τον αντίστοιχο υπερσυμμετρικό με σπιν 1/2. Με αυτό τον τρόπο διπλασιάζονται τα σωματίδια του ΚΠ ενώ το MSSM πρέπει να έχει τουλάχιστον δύο δυάδες από σωματίδια Higgs με αντίθετα υπερφορτία. R=(-1) L+3B+2S Η υπερσυμμετρία προβλέπει την ύπαρξη του ενός ελαφρού σταθερού σωματιδίου majorana του Neutralino Επίσης προβλέπει μαζικά νετρίνα

10 Μη βαρυονική σκοτεινή ύλη WIMPs - Neutralinos Axions Neutrinos Τα νετρίνα (τ/μ) αν είχαν μάζα μεταξύ ev θα μπορούσαν να αποτελούν το μεγαλύτερο μέρος ή και ολόκληρη τη σκοτεινή ύλη. (Πέρα από το ΚΠ)

11 Ψυχρή και θερμή σκοτεινή ύλη Θερμή σκοτεινή ύλη Ψυχρή σκοτεινή ύλη Σκοτεινή ύλη που κινούνταν σχετικιστικά όταν μπορούσαν να αρχίσουν να σχηματίζονται γαλαξίες Ενέργειες 1ΤeV Σκοτεινή ύλη που δεν κινούνταν σχετικιστικά όταν μπορούσαν να αρχίσουν να σχηματίζονται γαλαξίες Μόνο τα ελαφρά νετρίνα Aλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς δεν έχουν μικρής κλίμακας διακύμανση πυκνότητας λόγω ελεύθερης ροής Αποσύζευξη όταν είναι μη σχετικιστικά. Αριθμητική πυκνότητα μειώνεται < Πυκνότητα φωτονίων Ευνοεί τον σχηματισμό πολύ μεγάλων δομών πρώτα Ευνοεί τον σχηματισμό μικρότερων δομών πρώτα (γαλαξίες) Θεωρείται οτι είναι συνδυασμός των δύο

12 WIMPs Σε αρχικά στάδια: Neutralinos Θερμική ισορροπία WIMPS φωτονίων. Όσο το σύμπαν ψύχραινε και τελικά T<Mwimp η αριθμητική πυκνότητα των wimps μειωνεται εκθετικά και συνεπώς η πιθανότητα εξαϋλωσης/αλληλεπίδρασης μεταξύ τους. Υπερσυμμετρικά σωματίδια / φερμιόνια Ο αριθμός τους παγώνει μια και για να είναι υποψήφιο σωματίδιο για την σκοτεινή ύλη πρέπει να ειναι σταθερό. Για να λάβουμε το Ω ίσο με ένα υπολογίζεται οτι θέλουμε σωματίδια στο scale των Ηλεκτρασθενών αλληλεπιδράσεων => W Σύμφωνα με SUSY μοντέλα καθε σωματίδιο που αλληλεπιδρα ΗΑ συνεισφέρει στη σκοτεινή ύλη. Το ελαφρύτερο που θεωρείται σταθερό είναι το περισσότερο υποσχόμενο ως υποψήφιο για την σκοτεινή ύλη. Θεωρητικό σωματίδιο ΔΕΝ ΕΧΕΙ ΕΝΤΟΠΙΣΤΤΕΙ

13 WIMPs detection Λόγω της Ηλεκτρασθενούς κλιμακας τους θα είναι δυνατόν άμεσα χρονικά να εντοπιστούν τα WIMPS με τους εξής τρόπους: ΑΜΕΣΑ Ή ΕΜΜΕΣΑ Μάζες από 10GeV μέχρι TeV

WIMPs detection ΑΜΕΣΑ Όταν λέμε αμεσος εντοπισμός των WIMPS/ neutralinos αναφερόμαστε στον εντοπισμό γεγονότων αλληλεπίδρασης τους με την ύλη.

14 WIMPs detection ΑΜΕΣΑ Όταν λέμε αμεσος εντοπισμός των WIMPS/ neutralinos αναφερόμαστε στον εντοπισμό γεγονότων αλληλεπίδρασης τους με την ύλη. Σύμφωνα με τα όσα πιστεύουμε για τον αριθμό και τη μάζα τους ανα δευτερόλεπτο βομβαρδίζουν τη γη WIMPS με γνωστή ταχύτητα (220km/s) / κυβικό εκατοστό Αλληλεπιδρούν πολύ ασθενώς. Αν κάποιο τύχει και συγκρουστεί με πυρήνα η ενέργεια που μπορεί να εντοπιστεί είναι της τάξης των KeV. Πειραματικές δομές βαθιά στη γή για αν αποφύγουν το background. Με κρυστάλλους διατάραξης κρυσταλλικής δομής και ιονισμός - φωτοπολλαπλασιασμός DAMA/LIBRA EXPERIMENT Δεν έχουμε απόλυτα θετικά αποτελέσματα, αλλά ειμαστε αισιόδοξοι λόγω της συνεχούς βελτίωσης των δυνατοτήτων μέτρησης που έχουμε.

WIMPs detection ΕΜΜΕΣΑ Έμμεσος εντοπισμός: Εξαρτάται από την πυκνότητα ρ της σκοτεινής ύλης Και τα προιόντα που παράγονται. Εντοπίζουμε περιπτώσεις: 1. Απευθείας εξαΰλωση σε υψηλής ενέργειας γαμμα.

15 WIMPs detection ΕΜΜΕΣΑ Έμμεσος εντοπισμός: Εξαρτάται από την πυκνότητα ρ της σκοτεινής ύλης Και τα προιόντα που παράγονται. Εντοπίζουμε περιπτώσεις: 1. Απευθείας εξαΰλωση σε υψηλής ενέργειας γαμμα. Mwimp=Eγ (δεν εντοπίζονται ακόμη) 2. Παράγονται quarks, διανυσματικά μποζόνια τα οποία καταλήγουν τελικά σε νετρίνα, πρωτόνια-αντιπρωτόνια, ηλεκτρόνια- ποζιτρόνια. Οι τυπικές ενέργεις που περιμένουμε είναι στο 10% των αρχικών δηλαδή 1GeV10TeV 3. Υψηλής ενέργειας ηλιακά νετρίνα τα οποία έχουν προκύψει από WIMPS(Ε=Mwimp/2) τα οποία χανοντας ενέργεια εγκλωβίστηκαν βαρυτικά στον ηλιο και κατέληξαν στον πυρήνα του με αποτέλεσμα να αυξηθούν οι αλληλεπιδράσεις μεταξύ τους. Τα πιο γνωστά πειράματα είναι: PAMELA Sattelite borne Magnetic Spectrometer / e+,efermi-lat Large area Tlescope / GeV IACTs Atmospheric Cherenkov Telescope IceCube Neutrino Telescope Antarctic ANTARES Neutrino telescope 2000m underground SuperK Underground Cherenkov detector

16 Βιβλιογραφία Σωματιδιακή και Κοσμολογική Φυσική Κωνσταντίνος Βαγιονάκης/ 2003 The moment of truth for WIMP Dark Matter - Gianfranco Bertone /2010 Review of Indirect WIMP Search Experiments - Carsten Rotta/2012 THE END OF THE MACHO ERA: LIMITS ON HALO DARK MATTER FROM STELLAR HALO WIDE BINARIES - Jaiyul Yoo, Julio Chaname, and Andrew Gould/2011 The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. IV. OGLE-III SMC Data and Final Conclusions on MACHOs - L. Wyrzykowskiet al/2011

17 Παρουσίαση για το μεταπτυχιακό μαθημα Γαλαξιακή και Εξωγαλαξιακή Αστρονομία Διδάσκουσα: Δ. Χατζηδημητρίου Γιάννης Παπαγιαννόπουλος AM:

Σχετικά έγγραφα

-ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ (BLACK - Επιστημονικό Άρθρο

www.perignoseos.edu.gr -ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ (BLACK - Επιστημονικό Άρθρο...Πράξεις Παιδείας Or DARK MATTER)"dunkle Materie" Φωτογραφία: NASA Η κατανόηση της «σκοτεινής ύλης» αποτελεί μια από τις μεγαλύτερες προκλήσεις