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
Достойный книги Гиннеса случай, впервые в истории один лауреат нобелевской премии мира (Обама) разбомбил другого лауреата нобелевской премии мира ("Врачи без границ").
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 - 2016
Рейтинг@Mail.ru