Реферат: Темная Материя во Вселенной - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Темная Материя во Вселенной

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 1577 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Темная Материя во Вселенной Из анализа многих экспериментальных да нных следует : Вселенная скрывает от наших глаз почти всю свою массу , оставляя видимой для приборов наблюдателей лишь около одной сотой доли вещества , участвующего в ее движении . Из чего состоит невидимая или , как ее стали называть , Темная Материя * нашей В с еленной ? Каковы ее происхождение и космологическая роль в зарождении и формировании галактик и галактических скоплений ? Можно ли ее детектировать и изучать с помощью современных приборов ? Попытаемся осветить некоторые из перечисленных вопросов , хотя больш и нство ответов еще предстоит найти . Для этого обратимся к началу начал . * Из-за англоязычного происхождения некоторые термины даются в написании с прописными буквами . — Примеч . ред. Рождение и эволюция Вселенной Принятая на сегодня Стандартная Космологич еская Модель строения и эволюции Вселенной основана на общей теории относительности А.Эйнштейна . В этой модели постулируется , что наша Вселенная родилась во время изначального , так называемого Большого Взрыва . Около 13 млрд лет тому назад Вселенная предст а вляла собой сгусток энергии , сконцентрированный в одной исходной точке , теоретический размер которой равен нулю . Другие физические величины , такие как температура , давление , плотность энергии и т.д ., в этой точке должны быть бесконечно большими . Такая сит у ация называется сингулярностью , и , чтобы хоть немного отступить от нулевого “момента неопределенности” , модельное описание взрывоподобного рождения Вселенной начинают с некоторого минимального момента времени после взрыва . Его называют временем Планка — и м енно М . Планк предложил для него “конструкцию” из скорости света с , постоянной Планка ђ и гравитационной постоянной G N : В момент времени Планка t Pl размеры только что рожденной Вселенной не превышают нескольких микрон . Ее температура Т = 1032 K пока насто лько высока , что весь мир еще абсолютно симметричен (существует так называемая Суперсимметрия — SUSY [ 1 ]), все известные основные взаимодействия (гравитационное , сильное , слабое и электромагнитное ) еще слиты в единую силу , и ни одна из частиц еще не имеет массы . Вселенная представляет собой идеальный газ бе змассовых (т.е . виртуальных , еще не материализовавшихся ) частиц со средней энергией Е ~kT~10 28 эВ в состоянии термодинамического равновесия . Чуть позже планковского времени произошло первое нарушение всеобщей симметрии , и первоначальная сила разделилась на гравитацию (за нее отвечает частица гравитино ) и остальные три взаимодействия , которые пока связаны вместе (действует симметрия Великого объединения — Grand Unified Theory, GUT). Когда с момента Большого Взрыва прошло примерно 10 – 36 с и тепловая энергия снизилась до значения 10 24 эВ при размерах Вселенной порядка 10 см , GUT-симметрия нарушилась и первые из частиц — X- и Y-бозоны * — приобрели массы . Но практически сразу они распадались на кварки (будущий “материал” для протонов и нейтронов ) и лептоны (част ицы , участвующие в слабом взаимодействии , — нейтрино , электроны , мюоны , тау , и их античастицы ) и таким образом первыми “выпали” из термодинамического равновесия . Итак , на этом этапе сильные (ядерные ) взаимодействия заработали отдельно от еще неразделенных электрослабых (электромагнитных и слабых ) взаимодействий . * Бозоны — это частицы , являющиеся переносчиками того или иного взаимодействия ; все другие частицы , которые собственно и составляют материальный мир , или предмет взаимодействия , относятся к классу фермионов . В период 10 – 36 — 10 – 10 с Вселенная состояла из смеси пока безмассовых кварков и лептонов , а также фотонов , возникших при взаимной аннигиляции электронов и позитронов , следующего (более легкого ) поколения Z- и W-бозонов , ответственных за слабое вз аимодействие , и других гипотетических (суперсимметричных ) частиц , например нейтралино . В это время все частицы , включая нейтрино , находились в почти полном равновесии между собой , т.е . рождение частиц балансировалось их аннигиляцией . Вселенная тогда , как и в настоящее время , содержала намного больше фотонов , чем кварков . Через 10 – 10 с Вселенная остыла до температуры 10 15 K и достигла уже более внушительного размера — около миллиарда километров . В этот момент произошло спонтанное нарушение еще одной симметр ии , объединявшей слабые и электромагнитные взаимодействия . Теперь все четыре основные взаимодействия стали самостоятельными , безмассовые ранее частицы приобрели свои массы покоя , а из состояния термодинамического равновесия вышли промежуточные бозоны . Пос ле 10 – 6 с , когда средняя энергия упала до 10 9 эВ (Т = 10 13 К , размер Вселенной порядка 10 11 км ), из кварков начали формироваться мезоны , затем стабильные протоны и относительно стабильные нейтроны . Протоны и нейтроны носят общее название — барионы , поэтому обычную (состоящую из атомов и молекул ) материю называют барионной , чтобы отличать ее от небарионной (состоящей из других имеющих массу частиц ) материи . При снижении средней энергии до 3· 10 8 эВ должны были приобрести массы гипотетические частицы аксионы , к оторые могут составлять некоторую часть небарионной материи , а для образования новых барионов уже не хватало энергии , и они начали превращаться в фотоны за счет аннигиляции со своими античастицами . Наш будущий материальный мир спасло то , что число частиц н есколько превышало число античастиц и аннигиляция не могла быть полной . Этот небольшой излишек “выживших” барионов и есть вся барионная материя сегодняшней Вселенной . Родившиеся в результате фотоны к настоящему времени остыли до температуры 2.7 K и присут с твуют во Вселенной в виде Космического микроволнового фона (Cosmic Microwave Background — CMB) или , другими словами , — реликтового излучения , впервые зарегистрированного в 1964 г . Из сравнения их числа с количеством барионов в современной Вселенной следуе т , что после аннигиляции осталась только одна миллиардная часть от первоначальных барионов . Примерно через 1 с после Большого Взрыва (Т = 10 10 К , размер Вселенной увеличился до 10 14 км , или 10 световых лет ) плотность частиц снизилась до такого значения (~1 00 000 г /см 3 ), при котором взаимодействия с участием нейтрино становятся настолько редкими , что они не могут больше находиться в термодинамическом равновесии с другими частицами . Эти нейтрино начинают жить своей независимой жизнью , свободно двигаясь по Все ленной (нейтринное реликтовое излучение ). Если нейтрино имеет нулевую массу покоя , то такое излучение должно иметь температуру всего 2 К , а при ненулевой массе нейтрино , скажем порядка 10 эВ (~2· 10 – 33 г ), их температура будет выше абсолютного нуля всего на н есколько тысячных градуса . По этой причине , а также из-за очень малой вероятности взаимодействия нейтрино с веществом , нейтринное реликтовое излучение до сих пор не зарегистрировано . Еще через несколько секунд , при энергиях ниже миллиона эВ , перестали обр азовываться электроны и позитроны . Те же , что уже были , почти полностью уничтожились за счет аннигиляции , оставив в “живых” ровно столько электронов , сколько до этого сохранилось протонов , — чтобы сбалансировать их положительный электрический заряд и оста в ить Вселенную (как и в самом исходном состоянии ) электрически нейтральной . Через 100 с после Большого Взрыва (Т = 10 9 К , и размеры Вселенной достигли сотен световых лет ) протоны и нейтроны начали сливаться в легчайшие ядра водорода H, дейтерия D, гелия 3 He, 4 He и лития 7 Li (более тяжелые ядра не могли тогда образоваться из-за отсутствия стабильных ядер с массовыми числами 5 и 8). Кроме водорода , в основном появлялись ядра 4 He, который с тех пор составляет около 1/4 барионной массы Вселенной ; оставшиеся не востребованными лишние нейтроны распались в течение нескольких последующих часов и исчезли со сцены . Этот процесс называется первичным нуклеосинтезом , а относительная распространенность в космосе легчайших ядер , которая с достаточно высокой точностью изме р яется сегодня , служит хорошим тестом для проверки модели Большого Взрыва . И только спустя 300000 лет , когда температура упала до 10000 K и диаметр Вселенной достиг размеров десятков миллионов световых лет (10 20 км ), ядра стали окружаться электронными обол очками и возникли первые легкие атомы водорода и гелия . Поскольку средняя энергия к тому времени снизилась до нескольких эВ , энергии фотонов уже не хватало для разрушения атомов , и излучение в виде фотонов отделилось от материи , продолжая остывать (именно отсюда отсчитывает свою историю CMB). До этого “пробег” фотонов из-за интенсивного взаимодействия с другими частицами , а затем и атомами , был настолько мал , что фотоны были буквально “привязаны” к материи , и Вселенная , если бы на нее кто-то мог взлянуть с о стороны , не светилась , т.е . была невидимой . Теперь же Вселенная стала прозрачной , или видимой . Когда температура снизилась до 3000 К , гравитационное притяжение между молекулами начало превосходить их взаимное отталкивание за счет теплового движения . Грав итация , действуя на случайные флуктуации плотности в пространственном распределении молекул (в основном водорода и гелия ), стала стягивать материю , формируя первоначальные крупномасштабные структуры и группирования — протогалактики , на основе которых позд н ее (через сотни миллионов лет после Взрыва при температуре в сотни К ) стали образовываться звезды и звездные скопления — галактики . Изначальные флуктуации плотности сейчас можно детектировать в виде очень небольшой анизотропии (неоднородности ) в наблюдаем о м угловом распределении CMB. Первые звезды состояли практически только из водорода и гелия в виде горячей плазмы с температурой в центральной части , достаточной для протекания термоядерных реакций , в результате которых образовывались более тяжелые элемент ы — вплоть до железа . Химические элементы тяжелее железа рождались в результате взрыва сверхновых звезд . Чем больше масса звезды , тем меньше она живет . По мере “выгорания” термоядерного топлива в достаточно массивной звезде (более десяти солнечных масс ) с и лы гравитационного притяжения приводят к схлопыванию звезды — гравитационному коллапсу , когда внешняя часть звезды с огромной скоростью начинает сжиматься в направлении к центру . В результате такого взрыва образуются новые , более компактные объекты в виде нейтронных звезд или черных дыр и выделяется колоссальная энергия , большую часть которой уносят нейтрино . В космическое пространство , как дым после взрыва бомбы , с огромной скоростью разлетается газообразное облако остатков прежней звезды , привнося в косм о с новые химические элементы . Именно отсюда более поздние звездные образования , включая наше Солнце , как и планеты Солнечной системы , получают полный набор элементов таблицы Менделеева . Что окружает нас сегодня ? Итак , наша планета и мы сами сделаны из зве здного материала . Поэтому до недавнего времени считалось само собой разумеющимся , что основная масса нашей Вселенной состоит из звезд и их производных — планет , межгалактического газа , космической пыли , — т.е . из видимой (излучающей или отражающей электро м агнитные волны ) барионной материи . Небарионная материя , в которую до недавних пор включали только электромагнитное (фотонное ) и нейтринное излучения , казалось , не могла давать существенного вклада в общую массу Вселенной , так как фотоны не имеют массы , а м ассы нейтрино ничтожно малы . Вопрос о возможном существовании во Вселенной некой скрытой массы впервые начал серьезно обсуждаться в начале 30-х годов , после того как Э.Хаббл в 1929 г . из измерений красного смещения * спектральных линий галактик сделал сенс ационный вывод о том , что галактики и галактические скопления разбегаются друг от друга , т.е . наша Вселенная расширяется . * Красное смещение — это наблюдаемое смещение спектральных линий (например , линии ионизированного водорода ) в сторону длинных волн от удаляющегося космического объекта по сравнению с длиной волны тех же линий , измеренной в земных условиях от неподвижного источника (эффект Доплера ). Хаббл , исследовав множество спектров галактик и изучив расстояние до них , впервые показал , что скорости р азлета ближайших галактик , определенные по их красному смещению , линейно зависят от расстояния до этих галактик (закон Хаббла ): v = HS , где v — скорость удаления галактики , S — расстояние до нее , Н — коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла ). Таки м образом , чем больше величина красного смещения галактики , тем быстрее она удаляется и тем дальше от нас находится . Из закона Хаббла можно непосредственно оценить скорость расширения нашей Вселенной и , как следствие , дать оценку времени ее жизни (те самы е 13 миллиардов лет ) и других основных космологических параметров . По своему смыслу постоянная Хаббла не совсем постоянна : она определяет относительное изменение размера Вселенной за единицу времени H ( t ) = D R ( t )/ R ( t ), где R — радиус Вселенной на момент вр емени t, и может зависеть от времени . Современное значение постоянной Хаббла обозначают H 0 . Поскольку она экспериментально еще не определена с достаточной точностью , ее обычно записывают как H 0 є 100 h ·км·с – 1 Ч Мпк – 1 , где h ~ 0.65. А как она меняется во време ни , т.е . как протекает процесс расширения , зависит от общей массы Вселенной [ 2 ]. Среднюю плотность материи — энергии во Вселенной принято характеризовать относительным параметром W = r / r c где r c — критическая плотность , при которой Вселенная расширяется хоть и неограниченно , но замедляясь , так , что скоро сти стремятся к нулю при t ® Ґ . Надо оговориться , что в моделях Вселенной есть некоторая неопределенность , связанная с природой вакуума . Не исключено , что сам вакуум вносит некоторый вклад в энергию Вселенной — многие решения квантовой теории поля требуют ненулевой энергии вакуума . Космологические уравнения учитывают такую возможность с помощью дополнительного слагаемого , так называемой космологической константы L , которую ввел еще Эйнштейн , правда , из других соображений . Если энергия вакуума принимается ра вной нулю ( L = 0), критическая плотность равна (1.88· 10 – 29 г /см 3) h 2 , т.е . r c ~ 4 нуклона /см 3 при h ~0.65. Однако в моделях , основанных на новых наблюдательных данных, L № 0 ( W L ~0.7), что ведет к соответствующему уменьшению величины rс . Точное современно е значение параметра общей плотности материи W 0 играет важнейшую роль при решении вопроса о пути эволюции Вселенной [ 2 ]. Если общее количество материи хотя бы немного меньше критической массы ( W < 1), Вселенная будет расширяться постоянно , причем с ускорением , и галактики будут удаляться все дальше и дальше друг от друга (рис . 1). Однако материи во Вселенной может быть вполне достаточно ( W = 1) для того , чтобы силы гравитационного притяжения между космическими объектами начали замедлять и остановили (асимптотически ) это расширение . Или даже (если масса Вселен ной окажется больше критической , W > 1) начали “сжимать” Вселенную , что в конечном итоге может привести к тоже Большому , но на этот раз — Схлопыванию ). Рис . 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени для открытой ( W < 1), “останавливающейся” ( W = 1) и замкнутой ( W > 1) моделей. Современные методы изучения скоплений (кластеров ) галактик дают весьма на дежные оценки общей плотности материи во Вселенной [ 3 ]. По измерениям рентгеновского излучения газа в густонаселенных кластерах было определено , что общая плотность всех видов материи составляет примерно 1/3 от критической плотности , т.е . W m ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки W m , большин ство которых дают примерно такие же результаты [ 4 ]. Но данные , полученные недавно в результате измерений реликтового излучения с помощью приборов на высокополетных воздушных шарах над Антарктидой (эксперимент “Бумеранг” ), показали , что Вселенная содержит достаточное количество материи для реализации модели “останавливающегося” разлета . То есть должна существовать какая-то скрытая от нас невидимая материя , восполняющая дефицит общей массы Вселенной до критического значения . Наблюдаемые небольшие (тысячные доли процента ) флуктуации в пространственном распред е лении CMB, как уже говорилось , служат свидетельством первичного группирования материи в ранней Вселенной — начала зарождения галактик . Это еще одно косвенное подтверждение “необходимости” первичной небарионной Темной Материи , так как именно ее неоднородно с ти в пространстве могли быть изначальными центрами для концентрации видимого барионного вещества и служить причиной существующей крупномасштабной структуры Вселенной . С другой стороны , последние данные из наблюдений очень далеких сверхновых звезд могут ин терпретироваться в пользу ускорения расширения Вселенной , т.е . модели “открытой” Вселенной . Правда , эти наблюдения удается также объяснить , вводя в модель Вселенной комологическую константу L . Ассоциируемая с последней ненулевая плотность вакуума (отрицате льное давление вакуума ) может также влиять на раннюю структуру Вселенной и вызывать наблюдаемые флуктуации в угловом распределении СМВ . Таким образом , вопрос о качественном и количественном составе Темной Материи играет важнейшую роль не только для понима ния современного строения Вселенной , но и для выбора наиболее адекватной модели ее эволюции и дальнейшего развития . Что такое Темная Материя ? По определению Темная Материя не испускает (и не отражает ) электромагнитного излучения и воздействует на другие видимые небесные тела только гравитационным образом . Сегодня интенсивно обсуждаются три ключевых вопроса . Является ли основная масса барионной материи невидимой ? Является ли доминирующая форма материи во Вселенной небарионной , состоящей из массивных (с ма ссами в сотни и тысячи раз бо?льшими массы протона ), слабо взаимодействующих с обычной материей частиц ? Существует ли некая неизвестная “темная” форма энергии , связанная с ненулевой космологической константой L ? Вывод о том , что Темная Материя вероятнее в сего состоит как из барионной , так и небарионной фракций , делается , например , на основе измерений ротационных кривых галактик . Если бы вся масса галактики концентрировалась в ее видимой части , то орбитальные скорости наблюдаемых галактических объектов уме н ьшались бы при удалении от центра галактики как Действительно , для нашей Солнечной системы с большой точностью установлено , что зависимость орбитальных скоростей планет v от расстояния до Солнца r находится в полном соответствии с законом Кеплера (рис . 2 ). приведена ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503, построенная по наблюдениям в радиодиапазоне газообразного водорода . Видно , что на расстоянии от центра галактики более 5 кпк скорость остается практически постоянной . Такой вид зависимост и предполагает , что не все объекты , составляющие общую массу галактики , движутся вместе с ней как “единое” целое . Поскольку вся барионная составляющая должна участвовать в таком движении , следовательно , часть скрытой массы оказывается небарионной . Для объ я снения этого экспериментального факта и вводится понятие Темного галактического гало , состоящего из невидимых объектов (частиц ), “компенсирующих” дефицит массы видимых объектов , расположенных в диске галактики . Рис . 2. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца . Расстояния указаны в астрономических единицах , 1 а.е . = 1.5· 10 13 см. Рис . 3. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с эк спериментальными ошибками ). Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики , галактического газа и Темного гало , дающие в сумме наблюдаемую зависимость. Из ротационных кривых для карликовых спиральных галактик и для далеких плос ких галактик следует , что там Темная Материя почти полностью доминирует над видимой . Это подтверждает выводы теоретических моделей космогонии галактик о том , что Темные гало — изначальное место для зарождения и формирования галактик . Из распределения масс в галактике следует , что гало должно имееть сферическую или сфероидальную форму с распределением плотности r galo ~ 1/r 2 , хотя рассматриваются и другие модели . Для нашей Галактики размер Темного гало оценивается в 50 кпк , т.е . оно простирается намного дальш е видимой части галактики и имеет общую массу ~ 10 12 M ¤ . Значение барионной плотности Вселенной W В определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва . Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной , предсказываемой из моделей Большог о Взрыва , приводит к величине W В h 2 = 0.019 ± 0.0012 или W В ~ 0.05 при h ~ 0.65. Тем не менее все наблюдаемые скопления галактик содержат только около 10% от этой величины . Где же скрываются остальные барионы ? Возможно , они сконцентрированы в так называемы х объектах MACHOs (Massive Compact Halo Objects), которые в гало нашей Галактики могут присутствовать в виде планет , белых и коричневых карликов , нейтронных звезд или черных дыр . Поиски MACHOs ведутся с использованием эффекта гравитационных микролинз [ 5 ], который состоит во временном увеличении яркости изве стных видимых звезд в тот период времени , когда невидимый массивный объект пересекает линию между наблюдателем и звездой , отклоняя своим гравитационным полем идущий от звезды свет . Продолжительность такого эффекта D t пропорциональна где m — масса MACHO, v — его скорость , перпендикулярная к направлению света , что позволяет оценить массу отклоняющего объекта . В течение нескольких последних лет две большие научные коллаборации MACHO [ 5 ] и EROS [ 6 ] обрабатывают данные наблюдений за светимостью миллионов звезд в соседних галактиках . Наиболее вероятная масса нескольких найденных кандидатов в MACHO оценивается как половина массы Солнца m MACHO ~ 0.5M ¤ . Однако , даже если все обнаруженные объекты такого типа отнести к Темной Материи , они не смогут покрыть заметной части “недостающей” массы галактики . Сравнив данные по общей регистрируемой плотности материи во Вселенн ой ( W m ~ 0.3) и ее барионной составляющей ( W В ~ 0.05), заключаем , что на небарионную ее часть остается 0.25, т.е . небарионная доля должна быть основной составляющей Темной Материи . Из анализа крупномасштабной структуры Вселенной следует , что она в основн ом должна состоять из массивных частиц . Эти частицы в период материализации Вселенной после Большого Взрыва уже должны быть нерелятивистскими , т.е . холодными частицами , в отличие от нейтрино , практически не имеющих массы и остающихся релятивистскими (горя ч ими ). С точки зрения физики элементарных частиц , Холодная Темная Материя (ХТМ ), вероятнее всего , должна состоять из слабовзаимодействующих массивных частиц (Weakly Interacting Massive Particles — WIMP). В рамках современных теоретических моделей SUSY суще с твует несколько подходящих кандидатов на роль ХТМ , среди которых — нейтралино , аксионы , аксино , гравитино , вимпзилло , и т.д . [ 7 ]. Константы взаимодействия частиц класса WIMP с обычной материей крайне малы : для нейтралино не более (10 – 2 — 10 – 5 ) от константы слабого взаимодействия , для аксионов и аксино ~10 – 16 , а для гравитино ~10 – 33 . Пожалуй , наиболее перспективны нейтралино (c), стабильные частицы с массой ниже нескольких ТэВ , существование которых предсказывается в моделях Суперсимметрии [ 1 ]. В качестве другого наиболее вероятного претендента рассматриваются также аксионы с массами от 10 – 3 до 10 – 6 эВ [ 7 ]. Кандидатура тяжелых (правых ) нейтрино с массами порядка ГэВ была отклонена в ходе ускорительных экспериментов . Легкие (левые ) нейтрино — единственные претендующие на роль Темной Материи частицы , о которых известно , что они реально существуют в природе . Тем не менее они не могут составлять основную массу Темно й Материи , ибо , как известно из результатов экспериментов по регистрации солнечных и атмосферных нейтрино , их масса должна быть очень маленькой [ 8 ]. Указания на существование дополнительной формы энергии , плавно распределенной в пространстве , следуют из наблюдений удаленных сверхновых звезд типа Ia. Ускорен ие или замедление процесса расширения Вселенной отражается в отклонении зависимости Хаббла от линейной для очень удаленных объектов [ 2 ], какими и являются сверхновые типа Ia, “загорающиеся” в результате термоядерных взрывов белых карликов в двойных системах . Экспериментально были определены расстояния до 50 сверхновых типа Ia [ 9 ]. Данные измерения говорят о в озможности того , что Вселенная разгоняется (это можно объяснить за счет ненулевого значения космологической константы L , определяющей вклад дополнительной “темной” энергии в энергетическую плотность Вселенной ). Необходимость введения ненулевого L-члена как энергетической составляющей Темной Материи также поддерживается в моделях раздувания Вселенной . Вводя L -член , мы можем удовлетворить условие плоской Вселенной W 0 = 1 при “наблюдаемом” значении W m ~ 0.3. Суммируя приведенные выше результаты , можно сделать вывод , что сегодня предпочтение отдается композиционной модели Темной Материи , состоящей из смеси нескольких типов собственно Темной Материи [” 10% барионной (MACHOs?) + ?60% небарионной холодной (WIMPs?) + ?30% небарионной горячей (нейтрино ?)] и Темной Э н ергии за счет ненулевой плотности вакуума ( L -член ). Как поймать частицы Темной Материи Локальная плотность Темного гало нашей Галактики в окрестности Земли оценивается как 0.3 ГэВ /см 3 ~ 5· 10 – 25 г /см 3 , исходя из его общей массы ~ 10 12 M ¤ и простанственно го распределения плотности частиц r galo ~1/r 2 . Полагая , что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой m c = 100 ГэВ , получаем r c ~3000 частиц /м 3 . В стандартной сферической модели гало WIMPs имеют максвелловское распределение ско ростей со средним значением v ~270 км /сек . Таким образом , поток частиц WIMP может иметь довольно большую величину ~10 5 частиц /см 2 ·с при m c = 100 ГэВ . В последнее десятилетие начали активно развиваться различные сверхчувствительные методы детектирования WI MPs, которые обычно разделяют на прямые и непрямые методы регистрации . Начнем с последних . В непрямых экспериментах ищутся вторичные частицы , рожденные в результате парной аннигиляции WIMPs. Один вариант — поиск нейтрино с энергиями порядка Гэв и выше , ко торые должны прилетать от Солнца и /или центральной части Земли . Другой путь — поиск монохроматических фотонов , позитронов или антипротонов , рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало . Еще один интересный метод — поиск WIMPs, прилетающих с о стороны центра Галактики . Если в центре нашей Галактики находится очень массивная черная дыра (~10 6 M ¤ ), она должна гравитационно притягивать WIMPs и увеличивать их концентрацию вокруг себя . В результате вероятность их аннигиляции в окрестности черной ды ры увеличивается и соответственно возрастает поток нейтрино , фотонов и других продуктов аннигиляции WIMPs, идущий из центра Млечного Пути . Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках (Баксанская нейтр и нная обсерватория Института ядерных исследований РАН , Байкальская глубоководная установка ИЯИ РАН , подземные установки международной лаборатории Гран-Сассо в Италии ), которые в первую очередь и предназначены для регистрации нейтрино (и других частиц ) очен ь высоких энергий . Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого ) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени . Ядра отдачи передают приобретенную в результате такого взаимодействия энергию через ионизацию и тепловые (фононные ) про цессы . Современные методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных , полупроводниковых и газовых детекторов , а также новых болометрических (низкотемпературных ) детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель [ 10 ]. Энергетичес кие потери нейтралино с массами от 10 ГэВ до 1ТэВ в таких детекторах будут не более 100 кэВ , а скорость счета на 1 кг детектора – пропорциональна потоку нейтралино , падающему на детектор , и сечению их упругого рассеяния на ядрах . Теоретические оценки дают очень малые значения для величины сечения , поэтому ожидается очень низкая скорость счета — от 10 – 1 до 10 – 5 отсчетов /кг в день . Это значительно усложняет задачу экспериментального поиска частиц и требует применения детекторов с большой массой , низким порог ом регистрации и очень низким собственным фоном . При постановке эксперимента также необходимо знать функцию отклика детектора на взаимодействие с частицами Темной Материи , или энергетический спектр ядер отдачи . Примеры ожидаемых спектров при регистрации W IMPs с различными массами приведены на рис . 4 [ 11 ] , где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора . Фоновый спектр детектора при низких энергиях , как правило , обусловлен шумами электронной аппаратуры , радиоактивным излучением изотопов , содержащихся в детектор е и окружающих материалах , а также проникающими даже на большую глубину космическими лучами . Видно , что ожидаемые спектры ядер отдачи и фоновый спектр имеют примерно одинаковую экспоненциально спадающую форму , что сильно затрудняет задачу выделения полезно г о сигнала . Рис . 4. Теоретические спектры ядер отдачи при регистрации WIMPs с различными массами п ри помощи полупроводникового германиевого детектора и экспериментальный фоновый спектр детектора. Для уверенной регистрации необходимо использовать дополнительные признаки событий , связанные именно с частицами Темной Материи , например зависимость дифференц иальной скорости счета от времени из-за эффекта годовых модуляций . Этот эффект — следствие сложения скоростей налетающих на Землю частиц со скоростью Земли : комбинация движения Солнца (вокруг центра Галактики ) через галактическое Темное гало и вращения З е мли вокруг Солнца будет разной для различных времен года . Максимум скорости счета ожидается 2 июня , когда Земля движется против потока частиц , а минимум — ровно через полгода , когда Земля «убегает» от них , рис . 5. Рис . 5. Схема движения Солнца и Земли относительно потока частиц галактического гало , иллюстрирующая эффект годовой модуляции. Предсказывае мая величина сезонного изменения всего » 5%, так что обнаружить эффект нелегко , тем более он в значительной степени может быть затенен сезонными вариациями собственного фона детектора за счет различных внешних факторов . Тем не менее недавно коллаборация DAM A [ 12 ] декларировала обнаружение годовых модуляций WIMPs, которые интерпретируются как результат упругого рассеяния нейтралино с массой около 60 ГэВ и сечением порядка 7· 10 – 42 см 2 (рис . 6 и 8). Рис . 6. Результаты эксперимента DAMA по поиску годовых модуляций WIMPs. Скорость счета NaI детекторов в интервале низких энергий в различные времена года приведена в зависимости от текущего времени начиная с 1 января первого года измерений . Вертикальными пунктирными линиями отмечены полугодовые периоды , соответствующие ожидаемым минимумам и максимумам сезонной вариации скорости счета WIMPs. Эксперимент проводится с использованием сцинтилляционных NaI детекторов общим весом около 100 кг в подземной лаборатории Гран-Сассо . Это первый и пока единственный положительный результат поиска частиц Темной Материи . Недавно опубликованные результаты другой коллаборации CDMS — эксперимент в настоящее время проводится в Стэн ф орде (США ) [ 13 ] с использованием низкотемпературных германиевых и кремниевых детекторов — не подтверждают положительного эффекта . Поэтому для окончательного вывода о регистрации WIMPs с такими характеристиками требуются дополнительные эксперименты . Кроме эксперимента CDMS сейчас ближе всех по чувствительн о сти к результату DAMA подошли эксперимент IGEX-DM, проводимый одновременно в подземных лабораториях Баксан (Россия ) и Канфранк (Испания ), и эксперимент «Гейдельберг— Москва» в лаборатории Гран-Сассо . В обоих случаях используются полупроводниковые детекторы из сверхчистого германия общей массой порядка 10 кг . Новые эксперименты в Баксанской обсерватории В подземной низкофоновой лаборатории Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН проводится долговременный эксперимент в рамках Международного германиевого э ксперимента по Темной Материи IGEX-DM (Россия— США— Испания ) [ 14 ]. Здесь WIMPs пытаются регистрировать как по их упругому , так и по их неупругому рассеянию с возбуждением ядер детектора-мишени , при котором дополнительным «признаком отличия» будет одновременная или задержанная регистрация g -квантов , снимающих возбуждение . Данные , полученные в этом эксперименте для упругого рассеяния частиц , наиболее близко подошли к положительному результату DAMA. Поиск неупругого взаимодействия WIMPs с возбуждением низколежащих уровней ядра 73Ge ведется только на этой устано в ке . Стены лаборатории изготовлены из низкорадиоактивного бетона (50 см ), ультраосновной (т.е . очень древней , с минимальным содержанием радиоактивных изотопов ) породы дунит (50 см ) и стали (8 мм ). За счет таких стен поток гамма-квантов от окружающих скальн ых пород снижен примерно в 200 раз , а поток космических лучей ослабляется в 2000 раз за счет толстого слоя скальных пород (660 м водного эквивалента ) над лабораторией . Однако , как указывалось выше , для поиска частиц Темной Материи необходимо иметь собстве н ный фон установки порядка 0.1 отсчета в день на 1 кг детектора-мишени при пороге регистрации порядка 1 кэВ . Поэтому детектирующая система из Ge детекторов дополнительно окружена «пассивной» (пассивно подавляющей поток радиоактивного излучения ) и «активной » (дающей электронный сигнал о прохождении энергичных частиц ) защитами (рис . 7). Пассивная защита , общим весом около 7 т , собрана из низкорадиоактивных материалов (свинца , меди , борированного полиэтилена ). Активная защита представляет собой массивные сцинт и лляционные детекторы , которые с большой эффективностью регистрируют высокоэнергичные мюоны космических лучей , проникающие даже на такую глубину . Рис . 7. Комбинированная (пассивная и активная ) защита вокруг германиевых детекторов в баксанском эксперименте IGEX-DM. Эти меры позволили снизить фон детектирующей установки примерно в 106 раз по сравнению с незащищенными детекторами в наземной лаборатории . В ходе эксперимента достигнут порог регистрации 2 кэВ при сверхнизкой скорости счета 0.09 соб ./ (кг·кэВ·сутки ) в области низких энергий . За полный календарный период , с мая 1995 по май 1999 г ., были набра н ы и проанализированы данные с двух детекторов , изготовленных из обогащенного 76 Ge и природного Ge. Получены новые области исключения (т.е . значения параметров , лежащие выше приведенных кривых , экспериментально исключаются из числа возможных ) для масс и сеч ений упругого рассеяния WIMPs, которые почти вплотную подошли к требующим подтверждения результатам коллаборации DAMA (рис . 8). Рис . 8. Области исключения для масс и сечений WIMPs при различных вариантах анализа данных баксанского эксперимента IGEX-DM. В целях сравнения также показана область параметров для положительного результата , полученного в эксперименте DAMA. В частности , дираковские нейтрино с массами от 13 ГэВ до 4.5 ТэВ исключены из кандидатов на роль таких частиц . Анализ данных по исследованию годовых и суточных модуляций потока позволил установить экспериментальные ограничения на ампли туды модуляций на уровне 7% и 4% соответственно . Как было отмечено ранее , экспоненциально спадающий спектр ядер отдачи при упругом рассеянии WIMPs трудно отличить от спектра шумов детектора , если не вводятся дополнительные «знаки отличия» . В Баксанской не йтринной обсерватории был разработан и применен новый метод поиска неупругого взаимодействия WIMPs, использующий уникальную особенность спектра ядра 73 Ge — наличие долгоживущих низколежащих возбужденных уровней (13.3 и 66.7 кэВ ). Отбор полезных событий по предложенной схеме регистрации дает рекордно низкий фоновый счет 0.0013 соб ./кг ( 73 Ge)·сутки и , следовательно , значительно повышает чувствительность установки , что позволяет на два порядка величины улучшить экспериментальные ограничения на массы и сечения спин-зависимого рассеяния WIMPs. По результатам эксперимента с экспозицией всего 0.13 кг ( 73 Ge)·год исключены WIMPs с массами от 20 ГэВ до 2 ТэВ при сечениях неупругого взаимодействия порядка 10 – 34 . Поиски невидимого всегда представляли собой необычайно тр удную , но интереснейшую задачу . Экспериментальное открытие Темной Материи позволит не только раскрыть очередную тайну Природы , но также обеспечит нас новыми знаниями в области физики частиц за пределами Стандартной Модели электрослабого взаимодействия . У н ынешнего поколения ученых есть обоснованные надежды на то , что , если основная часть Темной Материи состоит из WIMP-нейтралино , их удастся надежно зарегистрировать уже в конце данного десятилетия . Из планируемых экспериментов , которые в недалеком будущем м огут перекрыть области значений для масс и сечений , предсказываемые в теоретических моделях для разного сорта частиц Темной Материи , можно отметить GENIUS (новый проект на основе коллаборации «Гейдельберг— Москва» ) с планируемой массой германиевых детекто р ов до 1 т , CDMS-II (США , подземная лаборатория Соудан ) и EDELWEISS-III (Франция , подземная лаборатория Модан ) c низкотемпературными германиевыми детекторами с массами порядка 1 кг при двойной регистрации ионизационного и теплового (фононного ) сигналов . Ес ли же темное пространство Вселенной населяют еще более неуловимые частицы (аксино , гравитино и т.п .), то справиться с этой задачей предстоит новому поколению физиков в более далеком будущем . Литература 1. Казаков Д.И. Ждем открытий в физике элем ентарных частиц ! // Природа . 1999. № 9. С .14 — 25. 2. Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993. 3. Wail D.M.et al. // Nature. 1993. V.366. P.429. 4. Primack J.R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.3. 5. Uson J.M. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.31. 6. Milsztajn A., Lassere T. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.55. 7. Rozskovski L. // Phys. Rep. 1996. V.267. P.19521. 8. Копылов А.В. Проблема солнечных нейтрино : от прошлого к будущему // Природа .1998. № 5. С .31 — 40; № 6. С .27 — 36. 9. Perlmutterl S. et al. // Nature. 1998. V.391. P.51. 10. Morales A. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.477. 11. HEIDELBERG — MOSCOW COLLABORATION // Phys. Rev. D. 1997. V.55. P.54. 12. Bernab ei R. et al. // Phys. Lett. 1999. V.B450. P.448. 13. Gaitskell R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.77. 14. Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Если во время спектакля в первом акте на стене висит ружье, то в последнем обязательно придет полиция с проверкой порядка хранения оружия.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Темная Материя во Вселенной", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2017
Рейтинг@Mail.ru