Karanlık madde - Dark matter

Bir serinin parçası
fiziksel kozmoloji
Büyük Patlama  · Evren evrenin yaşı evrenin kronolojisi
erken evren Enflasyon  · Nükleosentez Arka plan Yerçekimi dalgası (GWB) Mikrodalga (CMB)  · Nötrino (CNB)
Genişletme  · Gelecek Hubble yasası  · Kırmızıya kayma Metrik uzay genişlemesi FLRW metriği  · Friedmann denklemleri homojen olmayan kozmoloji Genişleyen bir evrenin geleceği Evrenin nihai kaderi
Bileşenler  · Yapı Bileşenler Lambda-CDM modeli Karanlık enerji  · Karanlık sıvı  · Karanlık madde Yapı Evrenin şekli Galaksi filamenti  · Galaksi oluşumu Büyük kuasar grubu Büyük ölçekli yapı Yeniden iyonlaşma  · Yapı oluşumu
deneyler Kara Delik Girişimi (BHI) Bumerang Kozmik Arka Plan Gezgini (COBE) Karanlık Enerji Araştırması Illustris projesi Planck uzay gözlemevi Sloan Dijital Gökyüzü Anketi (SDSS) 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Araştırması ("2dF") Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Probu (WMAP)
Bilim insanları harunson Alfven alfer Bharadwaj Kopernik bakıcı sik Ehler Einstein Ellis Friedmann Galileo gamow Guth şahin Hubble Lemaitre anne Newton Penrose Penzialar Yedirmek Schmidt yumuşak Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich kozmologların listesi
Konu geçmişi Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun keşfi Big Bang teorisinin tarihi Big Bang teorisinin dini yorumları Kozmolojik teorilerin zaman çizelgesi
Kategori  astronomi portalı
v T e

Karanlık madde , evrendeki maddenin yaklaşık %85'ini oluşturduğu düşünülen varsayımsal bir madde şeklidir . Varlığı, görülenden daha fazla madde olmadığı sürece kabul edilen yerçekimi teorileriyle açıklanamayan yerçekimi etkileri de dahil olmak üzere çeşitli astrofiziksel gözlemlerde ima edilir . Bu nedenle çoğu uzman, karanlık maddenin evrende bol olduğunu ve onun yapısı ve evrimi üzerinde güçlü bir etkisi olduğunu düşünüyor. Karanlık maddeye karanlık denir çünkü elektromanyetik alanla etkileşime girmez , yani elektromanyetik radyasyonu emmez, yansıtmaz veya yaymaz ve bu nedenle tespit edilmesi zordur.

Karanlık madde için birincil kanıt, çok sayıda görünmez madde içermeseydi , birçok galaksinin ayrı uçacağını veya oluşmayacağını veya bu şekilde hareket etmeyeceğini gösteren hesaplamalardan gelir . Diğer kanıtlar arasında kütleçekimsel merceklenme ve kozmik mikrodalga arka plandaki gözlemlerin yanı sıra gözlemlenebilir evrenin mevcut yapısı, galaksilerin oluşumu ve evrimi, galaktik çarpışmalar sırasında kütle konumu ve galaksi kümeleri içindeki galaksilerin hareketi ile ilgili astronomik gözlemler yer alır. . Standart Lambda-CDM kozmoloji modelinde , evrenin toplam kütle-enerjisi %5 sıradan madde ve enerji , %27 karanlık madde ve %68 karanlık enerji olarak bilinen bir enerji formunu içerir . Böylece, karanlık madde toplam kütlenin %85'ini oluştururken , karanlık enerji artı karanlık madde toplam kütle-enerji içeriğinin %95'ini oluşturur.

Karanlık madde henüz doğrudan gözlemlenmediğinden, eğer varsa, yerçekimi dışında sıradan baryonik madde ve radyasyonla zar zor etkileşime girmesi gerekir . Çoğu karanlık maddenin doğada baryonik olmadığı düşünülmektedir; henüz keşfedilmemiş bazı atom altı parçacıklardan oluşabilir . Karanlık madde için birincil aday bazı yeni bir tür temel parçacık olan henüz keşfedilmemiş , özellikle, zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık (WIMPs). Karanlık madde parçacıklarını doğrudan tespit etmek ve incelemek için birçok deney aktif olarak yürütülüyor, ancak hiçbiri henüz başarılı olmadı. Karanlık madde hızına göre (daha doğrusu serbest akış uzunluğu ) "soğuk", "sıcak" veya "sıcak" olarak sınıflandırılır . Mevcut modeller , yapıların kademeli olarak parçacıkların birikmesiyle ortaya çıktığı bir soğuk karanlık madde senaryosunu desteklemektedir .

Karanlık maddenin varlığı genellikle bilim camiası tarafından kabul edildiği halde, standart karanlık madde ile iyi açıklanamayan bazı gözlemler ilgisini bazı astrofizikçiler, standart yasalarının çeşitli değişiklikler için iddia genel görelilik gibi, değiştirilmiş Newton dinamikleri , tensör-vektör-skaler yerçekimi veya entropik yerçekimi . Bu modeller, tamamlayıcı baryonik olmayan maddeye başvurmadan tüm gözlemleri hesaba katmaya çalışır.

Standart Modelin Ötesinde
Çarpışan protonların hadron jetlerine ve elektronlara bozunmasıyla üretilen bir Higgs bozonunu tasvir eden Simüle Edilmiş Büyük Hadron Çarpıştırıcısı CMS parçacık detektörü verileri
Standart Model
Kanıt
teoriler
süpersimetri
kuantum yerçekimi
deneyler
v T e

Tarih

Erken tarih

Karanlık madde hipotezi ayrıntılı bir tarihe sahiptir. 1884'te verilen bir konuşmada Lord Kelvin , galaksinin merkezi etrafında dönen yıldızların gözlemlenen hız dağılımından Samanyolu'ndaki karanlık cisimlerin sayısını tahmin etti . Bu ölçümleri kullanarak, görünen yıldızların kütlesinden farklı olduğunu belirlediği galaksinin kütlesini tahmin etti. Lord Kelvin böylece "yıldızlarımızın çoğu, belki de büyük bir çoğunluğu karanlık cisimler olabilir" sonucuna vardı. 1906'da Henri Poincaré , "Samanyolu ve Gazlar Teorisi"nde Kelvin'in çalışmalarını tartışırken Fransızcada "karanlık madde" veya "matière obscure" kullandı.

Yıldız hızlarını kullanarak karanlık maddenin varlığını öne süren ilk kişi 1922'de Hollandalı astronom Jacobus Kapteyn'di . Hollandalı dost ve radyo astronomi öncüsü Jan Oort da 1932'de karanlık maddenin varlığını varsaymıştı. Oort yerel galaktik komşuluktaki yıldız hareketlerini inceliyordu ve galaktik düzlemdeki kütle gözlemlenenden daha büyük olmalıdır, ancak bu ölçümün daha sonra hatalı olduğu belirlendi.

1933 yılında İsviçreli astrofizikçi Fritz Zwicky okudu, galaksi kümeleri Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nde çalışırken, benzer bir müdahaleyi gerçekleştirmiştir. Zwicky uygulanan virial teoremi için Koma Kümesi o aradı ve görünmeyen kütle elde kanıt Materie dunkle ( 'karanlık madde'). Zwicky, kütlesini kenarına yakın galaksilerin hareketlerine dayanarak tahmin etti ve bunu parlaklığına ve galaksi sayısına dayanan bir tahminle karşılaştırdı. Kümenin görsel olarak gözlemlenebilenden yaklaşık 400 kat daha fazla kütleye sahip olduğunu tahmin etti. Görünür gökadaların yerçekimi etkisi, bu kadar hızlı yörüngeler için çok küçüktü, bu nedenle kütlenin gözden gizlenmesi gerekiyor. Bu sonuçlara dayanarak, Zwicky, kümeyi bir arada tutmak için kütle ve buna bağlı yerçekimi çekimini sağlayan bazı görünmeyen maddeler sonucuna vardı. Zwicky'nin tahminleri, esas olarak Hubble sabitinin eski bir değeri nedeniyle, bir büyüklük mertebesinden daha fazla sapma gösterdi ; bugün aynı hesaplama, ışık kütlesi için daha büyük değerler kullanarak daha küçük bir kesri göstermektedir. Yine de Zwicky, yaptığı hesaplamadan, maddenin büyük kısmının karanlık olduğu sonucunu doğru bir şekilde çıkardı.

Kütle-ışık oranının birlik olmadığına dair diğer göstergeler, galaksi dönüş eğrilerinin ölçümlerinden geldi. 1939'da Horace W. Babcock , Andromeda Bulutsusu'nun (şimdi Andromeda Gökadası olarak bilinir) dönüş eğrisini bildirdi ve bu, kütle-parlaklık oranının radyal olarak arttığını öne sürdü. Bunu, ortaya çıkardığı eksik maddeye değil, galaksideki ışık emilimine ya da spiralin dış kısımlarındaki değiştirilmiş dinamiklere bağladı. Babcock'un Andromeda galaksisinin eteklerinde beklenmedik bir şekilde hızlı dönüş ve 50'lik bir kütle-ışık oranı hakkındaki 1939 raporunu takiben ; 1940'ta Jan Oort , NGC 3115'in görünmeyen büyük halesini keşfetti ve hakkında yazdı .

1970'ler

Vera Rubin , Kent Ford ve Ken Freeman'ın 1960'lar ve 1970'lerdeki çalışmaları, galaksi dönüş eğrilerini de kullanan daha fazla güçlü kanıt sağladı. Rubin ve Ford , uçtan uca sarmal gökadaların hız eğrisini daha büyük bir doğrulukla ölçmek için yeni bir spektrografla çalıştı . Bu sonuç 1978'de doğrulandı. Etkili bir makale Rubin ve Ford'un 1980'deki sonuçlarını sundu. Çoğu galaksinin görünür kütlenin yaklaşık altı katı kadar karanlık içermesi gerektiğini gösterdiler; bu nedenle, 1980 civarında, karanlık madde için görünen ihtiyaç, astronomide çözülmemiş büyük bir problem olarak geniş çapta kabul edildi.

Rubin ve Ford aynı zamanda optik rotasyon eğrilerini araştırırken, radyo astronomları yakındaki galaksilerdeki 21 cm'lik atomik hidrojen hattını haritalamak için yeni radyo teleskoplarından yararlanıyorlardı. Yıldızlararası atomik hidrojenin ( HI ) radyal dağılımı, optik çalışmalarla erişilebilenlerden çok daha büyük galaktik yarıçaplara uzanır ve dönüş eğrilerinin örneklemesini - ve dolayısıyla toplam kütle dağılımını - yeni bir dinamik rejime genişletir. Andromeda'nın Green Bank'teki 300 fitlik teleskop ve Jodrell Bank'taki 250 fitlik çanak ile erken haritalanması , HI rotasyon eğrisinin beklenen Kepler düşüşünü izlemediğini zaten gösterdi. Daha hassas alıcılar piyasaya çıktıkça, Morton Roberts ve Robert Whitehurst, Andromeda'nın dönüş hızını optik ölçümlerin çok ötesinde 30 kpc'ye kadar takip edebildiler. Gaz diskini büyük yarıçaplarda izlemenin avantajını gösteren bu kağıttaki Şekil 16, optik verileri (yarıçapları 15 kpc'den daha az olan nokta kümesi ve tek bir nokta daha uzakta) ile 20-30 kpc arasındaki HI verileriyle birleştirir, dış galaksi dönüş eğrisinin düzlüğünü sergilemek; merkezde zirve yapan katı eğri optik yüzey yoğunluğudur, diğer eğri ise en dıştaki ölçümde hala doğrusal olarak yükselen kümülatif kütleyi gösterir. Paralel olarak, ekstragalaktik HI spektroskopisi için interferometrik dizilerin kullanımı geliştiriliyordu. 1972'de David Rogstad ve Seth Shostak , Owens Valley interferometresi ile haritalanmış beş spiralin HI rotasyon eğrilerini yayınladı; beşinin de dönüş eğrileri çok düzdü, bu da genişletilmiş HI disklerinin dış kısımlarında çok büyük kütle-ışık oranı değerleri olduğunu gösteriyordu.

1980'lerdeki bir dizi gözlem, galaksi kümeleri tarafından arka plan nesnelerinin kütleçekimsel merceklenmesi , galaksiler ve kümelerdeki sıcak gazın sıcaklık dağılımı ve kozmik mikrodalga arka plandaki anizotropi modeli dahil olmak üzere karanlık maddenin varlığını destekledi . Kozmologlar arasındaki fikir birliğine göre, karanlık madde öncelikle henüz karakterize edilmemiş bir atom altı parçacık tipinden oluşur . Bu parçacığın çeşitli yollarla aranması, parçacık fiziğindeki en büyük çabalardan biridir .

Teknik tanım

Standart kozmolojide madde, enerji yoğunluğu ölçek faktörünün ters küpü ile ölçeklenen herhangi bir şeydir , yani, ρ ∝ a ⁻³ . Bu radyasyona aksine, bir ölçek faktörü ters dördüncü kuvvet gibi olan ölçekler p, a bir ^-4 , ve kozmolojik sabit bağımsızdır, bir . Bu ölçeklemeler sezgisel olarak anlaşılabilir: Kübik bir kutudaki sıradan bir parçacık için kutunun kenarlarının uzunluğunu iki katına çıkarmak yoğunluğu (ve dolayısıyla enerji yoğunluğunu) 8 kat (= 2 ³ ) azaltır . Radyasyon için, enerji yoğunluğu 16 (= 2 ⁴ ) faktörü kadar azalır , çünkü etkisi ölçek faktörünü artıran herhangi bir hareket aynı zamanda orantılı bir kırmızıya kaymaya neden olmalıdır . Uzayın içsel bir özelliği olarak kozmolojik bir sabit, söz konusu hacimden bağımsız olarak sabit bir enerji yoğunluğuna sahiptir.

Prensip olarak, "kara madde" uyun görünür ama yine de değildir evrenin tüm bileşenleri anlamına gelir p, a bir ^-3 . Uygulamada, "karanlık madde" terimi genellikle karanlık maddenin yalnızca baryonik olmayan bileşenini ifade etmek için kullanılır, yani " eksik baryonlar " hariç tutulur . Bağlam genellikle hangi anlamın amaçlandığını gösterecektir.

gözlemsel kanıt

Medya oynat

Bu sanatçının izlenimi, galaksiyi çevreleyen mavi bir malzeme halesi olarak Samanyolu galaksisindeki karanlık maddenin beklenen dağılımını gösteriyor .

Galaksi dönüş eğrileri

Tipik bir sarmal gökadanın dönüş eğrisi : tahmin edilen ( A ) ve gözlenen ( B ). Karanlık madde, hız eğrisinin 'düz' görünümünü geniş bir yarıçapa kadar açıklayabilir.

Sarmal gökadaların kolları gökada merkezinin etrafında döner. Bir sarmal gökadanın ışıklı kütle yoğunluğu, merkezden kenarlara doğru gidildikçe azalır. Bütün mesele parlak kütle olsaydı, o zaman galaksiyi merkezde bir nokta kütle olarak modelleyebilir ve Güneş Sistemi'ne benzer şekilde onun etrafında dönen kütleleri test edebiliriz . Gönderen Kepler'in İkinci Kanun , rotasyon hızları Güneş Sistemi'nin benzeri merkezine mesafe ile azalacağı beklenmektedir. Bu gözlenmez. Bunun yerine, merkezden uzaklık arttıkça galaksi dönüş eğrisi düz kalır.

Kepler'in yasaları doğruysa, bu çelişkiyi çözmenin bariz yolu, sarmal gökadalardaki kütle dağılımının Güneş Sistemi'ninkine benzemediği sonucuna varmaktır. Özellikle, galaksinin eteklerinde çok sayıda ışıksız madde (karanlık madde) var.

hız dağılımları

Bağlı sistemlerdeki yıldızlar virial teoreme uymalıdır . Teorem, ölçülen hız dağılımıyla birlikte, eliptik gökadalar veya küresel kümeler gibi bağlı bir sistemdeki kütle dağılımını ölçmek için kullanılabilir. Bazı istisnalar dışında, eliptik gökadaların hız dağılımı tahminleri, yıldız yörüngelerinin karmaşık dağılımlarını varsaysak bile, gözlemlenen kütle dağılımından tahmin edilen hız dağılımıyla eşleşmez.

Galaksi dönüş eğrilerinde olduğu gibi, tutarsızlığı çözmenin bariz yolu, parlak olmayan maddenin varlığını varsaymaktır.

galaksi kümeleri

Galaksi kümeleri , kütleleri üç bağımsız yolla tahmin edilebildiğinden, karanlık madde çalışmaları için özellikle önemlidir:

• Kümeler içindeki galaksilerin radyal hızlarındaki dağılımdan
• Gönderen X-ışınları kümeler halinde sıcak gaz yaydığı. X-ışını enerji spektrumundan ve akısından gaz sıcaklığı ve yoğunluğu tahmin edilebilir, dolayısıyla basınç verilir; basınç ve yerçekimi dengesinin varsayılması, kümenin kütle profilini belirler.
• Kütleçekimsel mercekleme (genellikle daha uzak gökadaların), dinamik gözlemlere (örneğin hız) dayanmadan küme kütlelerini ölçebilir.

Genel olarak, bu üç yöntem, karanlık maddenin görünür maddeden yaklaşık 5'e 1 daha ağır bastığı konusunda makul bir anlaşma içindedir.

yerçekimi merceklenmesi

Tarafından gözlemlenen Güçlü yerçekimsel mercekleme Hubble Uzay Teleskobu içinde Abell 1689 madde karanlık varlığını gösterir - mercekleme arklarını görmek büyütmek.

Medya oynat

Günümüzdeki (solda) ve on milyar yıl önceki (sağda) dönen disk galaksilerinin modelleri. Günümüz galaksisinde, kırmızı ile gösterilen karanlık madde, merkeze yakın yerlerde daha yoğundur ve daha hızlı döner (etki abartılı).

Kilo-Derecelik bir anketin yerçekimi mercekleme analizine dayanan bir gökyüzü parçası için karanlık madde haritası.

Genel göreliliğin sonuçlarından biri, daha uzak bir kaynak ( kuasar gibi) arasında uzanan büyük nesneler (bir gökada kümesi gibi ) ve bir gözlemcinin bu kaynaktan gelen ışığı bükmek için bir mercek görevi görmesidir. Bir nesne ne kadar büyük olursa, o kadar fazla merceklenme gözlenir.

Güçlü merceklenme, ışığı böyle bir kütleçekimsel mercekten geçtiğinde arka plan gökadalarının yaylara dönüşmesinin gözlemlenmesidir. Abell 1689 dahil olmak üzere birçok uzak kümenin çevresinde gözlenmiştir . Bozulma geometrisini ölçerek araya giren kümenin kütlesi elde edilebilir. Bunun yapıldığı düzinelerce durumda, elde edilen kütle-ışık oranları, kümelerin dinamik karanlık madde ölçümlerine karşılık gelir. Mercekleme, bir görüntünün birden fazla kopyasına yol açabilir. Bilim adamları, çoklu görüntü kopyalarının dağılımını analiz ederek, MACS J0416.1-2403 gökada kümesi etrafındaki karanlık madde dağılımını çıkarsama ve haritasını çıkarmayı başardılar .

Zayıf kütleçekimsel mercekleme , geniş gökada araştırmalarından elde edilen istatistiksel analizleri kullanarak gökadaların çok küçük çarpıklıklarını araştırır . Bitişik arka plan gökadalarının görünür kayma deformasyonunu inceleyerek, karanlık maddenin ortalama dağılımı karakterize edilebilir. Kütle-ışık oranları, diğer büyük ölçekli yapı ölçümleri tarafından tahmin edilen karanlık madde yoğunluklarına karşılık gelir. Karanlık madde ışığın kendisini bükmez; kütle (bu durumda karanlık maddenin kütlesi) uzay-zamanı büker . Işık, uzay-zamanın eğriliğini takip ederek mercek etkisine neden olur.

Mayıs 2021'de, Karanlık Enerji Araştırması İşbirliği tarafından yeni bir ayrıntılı karanlık madde haritası ortaya çıkarıldı . Ek olarak, harita , bir makine öğrenimi yöntemi kullanarak, galaksileri birbirine bağlayan daha önce keşfedilmemiş ipliksi yapıları ortaya çıkardı .

Kozmik mikrodalga arka plan

Hem karanlık madde hem de sıradan madde madde olmasına rağmen aynı şekilde davranmazlar. Özellikle, erken evrende, sıradan madde iyonize edildi ve Thomson saçılması yoluyla radyasyonla güçlü bir şekilde etkileşime girdi . Karanlık madde radyasyonla doğrudan etkileşime girmez, ancak kütleçekim potansiyeli (esas olarak büyük ölçeklerde) ve sıradan maddenin yoğunluğu ve hızı üzerindeki etkileri ile SPK'yı etkiler. Sıradan ve karanlık madde bozulmaları, bu nedenle, zamanla farklı şekilde gelişir ve kozmik mikrodalga arka plan (CMB) üzerinde farklı izler bırakır.

Kozmik mikrodalga arka planı mükemmel bir kara cisme çok yakındır, ancak 100.000'de birkaç parçadan oluşan çok küçük sıcaklık anizotropileri içerir. Anizotropilerin bir gökyüzü haritası, neredeyse eşit aralıklarla fakat farklı yüksekliklerde bir dizi akustik tepe noktası içerdiği gözlemlenen açısal bir güç spektrumuna ayrıştırılabilir. Zirveler dizisi, CMBFAST ve CAMB gibi modern bilgisayar kodları tarafından varsayılan herhangi bir kozmolojik parametre seti için tahmin edilebilir ve teoriyi verilerle eşleştirmek, bu nedenle, kozmolojik parametreleri sınırlar. İlk tepe noktası çoğunlukla baryonik maddenin yoğunluğunu gösterirken, üçüncü tepe noktası çoğunlukla maddenin yoğunluğunu ve atomların yoğunluğunu ölçerek karanlık maddenin yoğunluğu ile ilgilidir.

CMB anizotropisi ilk olarak 1992'de COBE tarafından keşfedildi , ancak bunun akustik zirveleri tespit etmek için çok kaba bir çözünürlüğü vardı. 2000 yılında balonla taşınan BOOMERanG deneyi ile ilk akustik tepe noktasının keşfinden sonra, güç spektrumu 2003-2012 yıllarında WMAP tarafından ve daha kesin olarak 2013-2015 yıllarında Planck uzay aracı tarafından tam olarak gözlemlendi . Sonuçlar Lambda-CDM modelini desteklemektedir.

Gözlemlenen CMB açısal güç spektrumu, karanlık maddeyi destekleyen güçlü kanıtlar sağlar, çünkü kesin yapısı Lambda-CDM modeli tarafından iyi bir şekilde yerine getirilir , ancak değiştirilmiş Newton dinamikleri (MOND) gibi herhangi bir rakip modelle yeniden üretilmesi zordur .

Yapı oluşumu

Hubble Uzay Teleskobu ile zayıf kütleçekimsel mercekleme ölçümlerinden yeniden oluşturulmuş, karanlık maddenin geniş ölçekli dağılımının 3 boyutlu haritası .

Yapı oluşumu, Büyük Patlama'dan sonraki yoğunluk bozulmalarının çökerek yıldızları, galaksileri ve kümeleri oluşturduğu dönemi ifade eder. Yapı oluşumundan önce, genel göreliliğe Friedmann çözümleri homojen bir evreni tanımlar. Daha sonra, küçük anizotropiler yavaş yavaş büyüdü ve homojen evreni yıldızlara, galaksilere ve daha büyük yapılara yoğunlaştırdı. Sıradan madde, çok erken dönemlerde evrenin baskın unsuru olan radyasyondan etkilenir. Sonuç olarak, yoğunluk bozulmaları yıkanır ve yapıya yoğunlaşamaz. Evrende yalnızca sıradan madde olsaydı, yoğunluk bozulmalarının şu anda görülen galaksilere ve kümelere dönüşmesi için yeterli zaman olmazdı.

Karanlık madde radyasyondan etkilenmediği için bu soruna bir çözüm getiriyor. Bu nedenle, yoğunluk bozulmaları önce büyüyebilir. Ortaya çıkan yerçekimi potansiyeli , daha sonra çöken sıradan madde için çekici bir potansiyel olarak hareket eder ve yapı oluşum sürecini hızlandırır.

Madde İşareti Kümesi

Eğer karanlık madde yoksa, bir sonraki en olası açıklama, genel göreliliğin – hakim yerçekimi teorisinin – yanlış olduğu ve değiştirilmesi gerektiğidir. Yakın zamanda iki gökada kümesinin çarpışmasının sonucu olan Mermi Kümesi, görünür kütle merkezi baryonik kütle merkezinden çok uzakta olduğundan, değiştirilmiş yerçekimi teorileri için bir meydan okuma sağlar. Standart karanlık madde modelleri bu gözlemi kolayca açıklayabilir, ancak değiştirilmiş yerçekimi, özellikle gözlemsel kanıt modelden bağımsız olduğu için çok daha zor bir zamana sahiptir.

Tip Ia süpernova mesafe ölçümleri

Tip Ia süpernovalar , ekstragalaktik mesafeleri ölçmek için standart mumlar olarak kullanılabilir ve bu da, evrenin geçmişte ne kadar hızlı genişlediğini ölçmek için kullanılabilir. Veriler, evrenin hızlanan bir hızla genişlediğini ve bunun nedeninin genellikle karanlık enerjiye atfedildiğini gösteriyor . Gözlemler evrenin neredeyse düz olduğunu gösterdiğinden, evrendeki her şeyin toplam enerji yoğunluğunun 1 ( Ω _tot ≈ 1 ) olması beklenir . Ölçülen karanlık enerji yoğunluğu Ω _Λ ≈ 0.690'dır ; gözlemlenen sıradan (baryonik) madde enerji yoğunluğu Ω _b ≈ 0.0482'dir ve radyasyonun enerji yoğunluğu ihmal edilebilir düzeydedir. Bu, yine de madde (yukarıdaki teknik tanım bölümüne bakın) – karanlık madde gibi davranan eksik bir Ω _dm ≈ 0.258 bırakır .

Gökyüzü araştırmaları ve baryon akustik salınımları

Baryon akustik salınımları (BAO) , evrenin görünür baryonik maddesinin (normal madde) yoğunluğundaki büyük ölçeklerdeki dalgalanmalardır . Bunların Lambda-CDM modelinde erken evrenin foton-baryon sıvısındaki akustik salınımlar nedeniyle ortaya çıktığı tahmin edilmektedir ve kozmik mikrodalga arka plan açısal güç spektrumunda gözlemlenebilir. BAO'lar, baryonlar için tercih edilen bir uzunluk ölçeği oluşturdu. Karanlık madde ve baryonlar rekombinasyondan sonra bir araya toplandığından, etki yakın evrendeki galaksi dağılımında çok daha zayıftır, ancak galaksi çiftlerinin 147 Mpc ile ayrılması için ince (≈ yüzde 1) bir tercih olarak saptanabilir. 130-160 Mpc ile ayrılmış olanlar. Bu özellik 1990'larda teorik olarak tahmin edildi ve daha sonra 2005'te iki büyük gökada kırmızıya kayma araştırmasında, Sloan Dijital Gökyüzü Anketi ve 2dF Gökada Kırmızıya Kayma Anketinde keşfedildi . CMB gözlemlerini galaksi kırmızıya kayma araştırmalarından elde edilen BAO ölçümleriyle birleştirmek, Hubble sabitinin ve Evrendeki ortalama madde yoğunluğunun kesin bir tahminini sağlar . Sonuçlar Lambda-CDM modelini desteklemektedir.

Kırmızıya kayma-uzay bozulmaları

Büyük gökada kırmızıya kayma araştırmaları , gökada dağılımının üç boyutlu bir haritasını çıkarmak için kullanılabilir. Mesafeler gözlemlenen kırmızıya kaymalardan tahmin edildiğinden bu haritalar biraz bozuktur ; kırmızıya kayma, baskın Hubble genişleme terimine ek olarak galaksinin sözde tuhaf hızından bir katkı içerir. Ortalama olarak, üstkümeler yerçekimlerinden dolayı kozmik ortalamadan daha yavaş genişlerken, boşluklar ortalamadan daha hızlı genişler. Bir kırmızıya kayma haritasında, bir üstkümenin önündeki gökadaların kendilerine doğru aşırı radyal hızları vardır ve kırmızıya kaymalar, mesafelerinin gerektirdiğinden biraz daha yüksekken, üstkümenin arkasındaki gökadaların uzaklıklarına göre biraz daha düşük kırmızıya kaymaları vardır. Bu etki, üstkümelerin radyal yönde ezilmiş görünmesine ve aynı şekilde boşlukların gerilmesine neden olur. Açısal konumları etkilenmez. Bu etki, gerçek şekil bilinmediği için herhangi bir yapı için tespit edilemez, ancak birçok yapının ortalaması alınarak ölçülebilir. 1987'de Nick Kaiser tarafından nicel olarak tahmin edildi ve ilk olarak 2001'de 2dF Galaxy Redshift Survey tarafından kesin olarak ölçüldü . Sonuçlar Lambda-CDM modeli ile uyumludur .

Lyman-alfa ormanı

Gelen astronomik spektroskopisi , Lyman-alfa orman toplamıdır emme hatları kaynaklanan Lyman-alfa geçiş nötr hidrojen uzak spektrumlarında galaksilerin ve kuasarlarında . Lyman-alfa ormanı gözlemleri de kozmolojik modelleri sınırlayabilir. Bu kısıtlamalar, WMAP verilerinden elde edilenlerle uyumludur.

teorik sınıflandırmalar

Kompozisyon

Aşağıdaki tabloda belirtildiği gibi, karanlık maddenin nelerden oluşabileceğine dair çeşitli hipotezler vardır .

Karanlık madde, ağırlıklı olarak yerçekimi yoluyla görünür maddeyle (örneğin yıldızlar ve gezegenler) etkileşime giren herhangi bir maddeyi ifade edebilir. Bu nedenle prensipte yeni bir temel parçacık tipinden oluşması gerekmez, en azından kısmen protonlar veya nötronlar gibi standart baryonik maddelerden oluşabilir. Bununla birlikte, aşağıda özetlenen nedenlerden dolayı, çoğu bilim insanı, karanlık maddenin, muhtemelen şu anda bilinmeyen bir temel parçacıktan (veya benzer egzotik durumdan) oluşan baryonik olmayan bir bileşen tarafından yönetildiğini düşünüyor.

Medya oynat

Cüce galaksilerin Fermi-LAT gözlemleri, karanlık madde hakkında yeni bilgiler sağlar.

baryonik madde

Baryonlar ( protonlar ve nötronlar ) sıradan yıldızları ve gezegenleri oluşturur. Bununla birlikte, baryonik madde aynı zamanda daha az yaygın olan ilkel olmayan kara delikleri , nötron yıldızlarını , soluk eski beyaz cüceleri ve kahverengi cüceleri de kapsar ve topluca büyük kompakt halo nesneleri (MACHO'lar) olarak bilinir ve tespit edilmesi zor olabilir.

Bununla birlikte, çok sayıda kanıt, karanlık maddenin çoğunluğunun baryonlardan yapılmadığını göstermektedir:

• Yıldızlar tarafından arkadan aydınlatıldığında yeterli dağınık, baryonik gaz veya toz görülebilir.
• Big Bang nükleosentez teorisi , kimyasal elementlerin gözlenen bolluğunu öngörür . Daha fazla baryon varsa, Büyük Patlama sırasında sentezlenen daha fazla helyum, lityum ve daha ağır elementler de olmalıdır. Gözlenen bolluklarla anlaşma, baryonik maddenin evrenin kritik yoğunluğunun %4-5'ini oluşturmasını gerektirir . Buna karşılık, büyük ölçekli yapı ve diğer gözlemler, toplam madde yoğunluğunun kritik yoğunluğun yaklaşık %30'u olduğunu göstermektedir.
• Astronomik arama yerçekimi mikro-mercekleme içinde Samanyolu'nun karanlıkta, kompakt, geleneksel nesneleri (Machosde, vs.) olabilir karanlık maddenin çoğu sadece küçük bir kısmı bulunan; hariç tutulan nesne kütleleri aralığı, neredeyse tüm makul adayları kapsayan, Dünya kütlesinin yarısından 30 güneş kütlesine kadardır.
• Kozmik mikrodalga arka planındaki küçük düzensizliklerin (anizotropiler) detaylı analizi . WMAP ve Planck tarafından yapılan gözlemler , toplam maddenin yaklaşık altıda beşinin, sıradan madde veya fotonlarla yalnızca yerçekimi etkileri yoluyla önemli ölçüde etkileşime giren bir biçimde olduğunu göstermektedir .

baryonik olmayan madde

Baryonik olmayan karanlık madde adayları , aksiyonlar , steril nötrinolar , zayıf etkileşimli büyük parçacıklar (WIMP'ler), kütleçekimsel etkileşimli büyük parçacıklar (GIMP'ler), süpersimetrik parçacıklar, jeonlar veya ilkel kara delikler gibi varsayımsal parçacıklardır . Halihazırda gözlemlenen üç nötrino türü gerçekten bol ve karanlıktır ve maddedir, ancak bireysel kütleleri -ne kadar belirsiz olursa olsunlar- neredeyse kesinlikle çok küçük olduğundan, büyük ölçekli yapı ve yüksek kırmızıya kaymalı galaksiler.

Baryonik maddenin aksine, baryonik olmayan madde erken evrendeki elementlerin oluşumuna ( Big Bang nükleosentez ) katkıda bulunmadı ve bu nedenle varlığı yalnızca yerçekimi etkileri veya zayıf merceklenmesi yoluyla ortaya çıkar . Ek olarak, kendisini oluşturan parçacıklar süpersimetrik iseler, kendileriyle yok olma etkileşimlerine girebilirler ve muhtemelen gama ışınları ve nötrinolar gibi gözlemlenebilir yan ürünlerle sonuçlanabilirler (dolaylı algılama).

Karanlık madde toplanması ve yoğun karanlık madde nesneleri

Karanlık madde zayıf etkileşimli parçacıklardan oluşuyorsa, o zaman açık bir soru, gezegenlere , yıldızlara veya kara deliklere eşdeğer nesneler oluşturup oluşturamayacağıdır . Tarihsel olarak cevap, iki faktör nedeniyle olamaz:

Enerji kaybetmek için etkili bir araçtan yoksundur.

Sıradan madde yoğun nesneler oluşturur çünkü enerji kaybetmek için sayısız yolu vardır. Enerji kaybetmek nesne oluşumu için gerekli olacaktır, çünkü sıkıştırma veya yerçekimi altında "içe doğru" düşme sırasında enerji kazanan ve bunu başka bir şekilde kaybedemeyen bir parçacık ısınacak ve hız ve momentumu artıracaktır . Karanlık madde, enerji kaybetmek için bir araçtan yoksun görünüyor, çünkü yerçekimi dışında başka yollarla güçlü bir şekilde etkileşime giremiyor. Virial teoremi nesne, içindeki karanlık madde parçacıkları hızlandıracaktı oluşturmak ve kompakt başladı ve kaçış eğilimi - Böyle bir partikül giderek oluşturan nesneye bağlı kalacağımıza olmaz düşündürmektedir.

Yapıları oluşturmak için gereken bir dizi etkileşimden yoksundur.

Sıradan madde, maddenin daha karmaşık yapılar oluşturmasını sağlayan birçok farklı şekilde etkileşime girer. Örneğin, yıldızlar yerçekimi yoluyla oluşur, ancak içlerindeki parçacıklar etkileşime girer ve yeterince enerjik olduklarında nötrinolar ve füzyon yoluyla elektromanyetik radyasyon şeklinde enerji yayabilir . Proton ve nötronlar ile bağlanabilen güçlü bir etkileşim ve meydana atomuna sahip elektronların büyük ölçüde yoluyla elektromanyetik etkileşim . Karanlık maddenin bu kadar geniş bir etkileşim çeşitliliğine sahip olduğuna dair hiçbir kanıt yoktur, çünkü yalnızca yerçekimi yoluyla (ve muhtemelen bazı yollarla zayıf etkileşimden daha güçlü olmayan yollarla) etkileşime giriyor gibi görünmektedir , ancak karanlık madde daha iyi anlaşılana kadar bu sadece bir spekülasyondur. ).

2015-2017'de, yoğun karanlık maddenin ilkel kara deliklerden oluştuğu fikri , orta kütleli kara deliklerin birleşmesini tespit eden yerçekimi dalgası ölçümlerinin sonuçlarını takiben geri döndü . Yaklaşık 30 güneş kütlesine sahip karadeliklerin, ne yıldız çöküşü (tipik olarak 15 güneş kütlesinden az) ne de galaktik merkezlerdeki kara deliklerin birleşmesi (milyonlarca veya milyarlarca güneş kütlesi) ile oluşacağı tahmin edilmemektedir. Tespit edilen birleşmeye neden olan orta kütleli karadeliklerin, daha yoğun bölgelerin çökmesi nedeniyle evrenin sıcak yoğun erken evresinde oluştuğu öne sürüldü. Yaklaşık bin süpernova ile ilgili daha sonraki bir araştırma, karanlık maddenin çoğunluğunu belirli bir kütle aralığının üzerindeki orta kütleli ilkel kara delikler oluşturuyorsa, yaklaşık sekiz tane beklenecekken, hiçbir kütleçekimsel merceklenme olayı tespit etmedi.

Atom boyutundaki ilkel kara deliklerin karanlık maddenin önemli bir bölümünü oluşturma olasılığı, Voyager 1 uzay aracı tarafından Güneş'in heliosferinin dışındaki pozitron ve elektron akışlarının ölçümleri ile göz ardı edildi. Küçük kara delikler Hawking radyasyonu yaymak için teorize edilmiştir . Ancak tespit edilen akılar çok düşüktü ve beklenen enerji spektrumuna sahip değildi, bu da küçük ilkel kara deliklerin karanlık maddeyi açıklayacak kadar yaygın olmadığını gösteriyor. Bununla birlikte, karanlık madde için yoğun karanlık madde açıklamaları öneren araştırma ve teoriler, karanlık madde soğutma yaklaşımları da dahil olmak üzere 2018'den itibaren devam ediyor ve soru çözülmemiş durumda. 2019'da Andromeda'nın gözleminde mikro mercekleme etkilerinin olmaması, küçük kara deliklerin var olmadığını gösteriyor.

Bununla birlikte, ilkel kara deliklerin tüm karanlık maddeyi açıklayabildiği optik mikro mercekleme gözlemleriyle sınırlanabilecek olandan daha küçük, büyük ölçüde kısıtlanmamış bir kütle aralığı hala mevcuttur.

Ücretsiz akış uzunluğu

Karanlık madde soğuk , sıcak ve sıcak kategorilere ayrılabilir. Bu kategoriler, gerçek bir sıcaklıktan ziyade hıza atıfta bulunur; bu, karşılık gelen nesnelerin kozmik genişleme nedeniyle yavaşlamadan önce, erken evrendeki rastgele hareketler nedeniyle ne kadar uzağa hareket ettiğini gösterir - bu, serbest akış uzunluğu (FSL) olarak adlandırılan önemli bir mesafedir . Bu uzunluktan daha küçük olan ilkel yoğunluk dalgalanmaları, parçacıklar aşırı yoğundan az yoğun bölgelere yayıldıkça silinir, daha büyük dalgalanmalar ise etkilenmez; bu nedenle bu uzunluk daha sonraki yapı oluşumu için minimum bir ölçek belirler.

Kategoriler, bir protogalaksinin (daha sonra bir cüce galaksiye dönüşen bir nesne) boyutuna göre belirlenir : Karanlık madde parçacıkları, FSL'lerine göre soğuk, sıcak veya sıcak olarak sınıflandırılır; bir protogalaksiden çok daha küçük (soğuk), benzer (sıcak) veya çok daha büyük (sıcak). Yukarıdakilerin karışımları da mümkündür: 1990'ların ortalarında karışık karanlık madde teorisi popülerdi, ancak karanlık enerjinin keşfinden sonra reddedildi .

Soğuk karanlık madde, gökadaların ilk ve gökada kümelerini sonraki bir aşamada oluşturduğu aşağıdan yukarıya bir yapı oluşumuna yol açarken, sıcak karanlık madde, büyük madde kümelerinin erkenden oluştuğu, daha sonra ayrı gökadalara bölündüğü yukarıdan aşağıya bir oluşum senaryosu ile sonuçlanacaktır; ikincisi, yüksek kırmızıya kaymalı gökada gözlemleri tarafından hariç tutulur.

Dalgalanma spektrum etkileri

Bu kategoriler aynı zamanda dalgalanma spektrumu etkilerine ve Big Bang'i takip eden her bir türün göreceli olmadığı aralığına da karşılık gelir . Davis ve ark. 1985'te şunları yazdı:

Aday parçacıklar, dalgalanma spektrumu üzerindeki etkilerine göre üç kategoride gruplandırılabilir (Bond et al. 1983). Karanlık madde, rekombinasyondan kısa bir süre öncesine kadar göreceli kalan bol miktarda ışık parçacıklarından oluşuyorsa, o zaman "sıcak" olarak adlandırılabilir. Sıcak karanlık madde için en iyi aday bir nötrinodur... İkinci bir olasılık, karanlık madde parçacıklarının nötrinolardan daha zayıf etkileşime girmeleri, daha az bol olmaları ve 1 keV mertebesinde bir kütleye sahip olmalarıdır. Bu tür parçacıklara "sıcak karanlık madde" denir çünkü kütlesel nötrinolardan daha düşük termal hızlara sahiptirler... şu anda bu tanıma uyan birkaç aday parçacık vardır. Gravitinos ve photinos öne sürülmüştür (Pagels ve Primack 1982; Bond, Szalay ve 1982 Turner) ... göreli olmayan çok erken ve bu yüzden ihmal edilebilir mesafe dağınık başardık oldu Herhangi partiküller olarak adlandırılır "soğuk" kara madde (CDM) . Süpersimetrik parçacıklar da dahil olmak üzere CDM için birçok aday vardır.

—  M. Davis, G. Efstathiou, CS Frenk ve SDM White, Soğuk karanlık maddenin egemen olduğu bir evrende büyük ölçekli yapının evrimi

Alternatif tanımlar

Başka bir yaklaşık bölme çizgisi, sıcak karanlık maddenin, evren yaklaşık 1 yaşında ve mevcut boyutunun 1 milyonda biri olduğunda ve radyasyonun egemen olduğu çağda (fotonlar ve nötrinolar) 2,7 milyon Kelvin'lik bir foton sıcaklığıyla göreli olmaktan çıktı. Standart fiziksel kozmoloji , radyasyonun baskın olduğu çağda parçacık ufuk boyutunu 2  c t (ışık hızının zamanla çarpımı), yani 2 ışıkyılı olarak verir. Bu büyüklükteki bir bölge bugün 2 milyon ışıkyılı genişleyecekti (yok yapı oluşumu). Gerçek FSL yukarıdaki uzunluğun yaklaşık 5 katıdır, çünkü parçacık hızları göreli olmayan hale geldikten sonra ölçek faktörü ile ters orantılı olarak azaldıkça yavaş yavaş büyümeye devam eder. Bu örnekte FSL , bugün ortalama bir büyük galaksiyi içeren yaklaşık 10 milyon ışıkyılı veya 3 mega parsek'e karşılık gelir .

2,7 milyon  K foton sıcaklığı, 250 elektronvoltluk tipik bir foton enerjisi verir, böylece sıcak karanlık madde için tipik bir kütle ölçeği belirler: GeV-TeV kütle WIMP'leri gibi bundan çok daha büyük parçacıklar, bir taneden çok daha erken göreli olmayacaklardır. Büyük Patlama'dan bir yıl sonra ve bu nedenle bir protogalaksiden çok daha küçük FSL'lere sahipler, bu da onları soğuk yapıyor. Tersine, kütleleri yalnızca birkaç eV olan nötrinolar gibi çok daha hafif parçacıklar, bir protogalaksiden çok daha büyük FSL'lere sahiptir, bu nedenle onları sıcak olarak nitelendirir.

Soğuk karanlık madde

Soğuk karanlık madde , çoğu kozmolojik gözlem için en basit açıklamayı sunar. Bir protogalaksiden çok daha küçük bir FSL'ye sahip bileşenlerden oluşan karanlık maddedir. Bu, karanlık madde araştırmalarının odak noktasıdır, çünkü sıcak karanlık madde, galaksi veya galaksi kümesi oluşumunu destekleyemez gibi görünmektedir ve çoğu parçacık adayı erken yavaşlamıştır.

Soğuk karanlık maddenin bileşenleri bilinmemektedir. Olasılıklar, MACHO'lar ( kara delikler ve Preon yıldızları gibi ) veya RAMBO'lar (kahverengi cüce kümeleri gibi ) gibi büyük nesnelerden WIMP'ler ve eksenler gibi yeni parçacıklara kadar uzanır .

Çalışmaları Büyük Patlama nükleosentez ve yerçekimsel mercekleme Machosde karanlık madde küçük bir kısmından fazlasını oluşturan olamayacağını en kozmolojistleri ikna etti. A. Peter'a göre: "... gerçekten makul olan tek karanlık madde adayları yeni parçacıklardır."

1997 DAMA/NaI deneyi ve 2013'teki halefi DAMA/LIBRA , Dünya'dan geçen karanlık madde parçacıklarını doğrudan tespit ettiğini iddia etti, ancak benzer deneylerden elde edilen olumsuz sonuçlar DAMA sonuçlarıyla uyumsuz göründüğü için birçok araştırmacı şüpheci olmaya devam ediyor.

Birçok süpersimetrik model, WIMPy En Hafif Süpersimetrik Parçacık (LSP) biçiminde karanlık madde adayları sunar . Ayrı olarak, ağır steril nötrinolar , küçük nötrino kütlesini tahterevalli mekanizması aracılığıyla açıklayan standart modelin süpersimetrik olmayan uzantılarında bulunur .

sıcak karanlık madde

Sıcak karanlık madde , bir protogalaksinin boyutuyla karşılaştırılabilir bir FSL'ye sahip parçacıklardan oluşur. Sıcak karanlık maddeye dayalı tahminler, büyük ölçeklerde soğuk karanlık madde için olanlara benzer, ancak daha az küçük ölçekli yoğunluk bozulmaları var. Bu, cüce gökadaların tahmin edilen bolluğunu azaltır ve büyük gökadaların orta kısımlarında daha düşük karanlık madde yoğunluğuna yol açabilir. Bazı araştırmacılar bunun gözlemlere daha uygun olduğunu düşünüyor. Bu model için bir zorluk, gerekli kütle ≈ 300 eV ila 3000 eV olan parçacık adaylarının olmamasıdır.

Bilinen hiçbir parçacık sıcak karanlık madde olarak sınıflandırılamaz. Öngörülen bir aday, steril nötrinodur : Diğer nötrinoların aksine , zayıf kuvvet yoluyla etkileşime girmeyen daha ağır, daha yavaş bir nötrino formu . Skaler-tensör-vektör yerçekimi gibi bazı değiştirilmiş yerçekimi teorileri, denklemlerinin çalışmasını sağlamak için "sıcak" karanlık madde gerektirir.

sıcak karanlık madde

Sıcak karanlık madde , FSL'si bir protogalaksinin boyutundan çok daha büyük olan parçacıklardan oluşur. Nötrinonun örneğin parçacık olarak kabul edilir. Karanlık madde avından çok önce bağımsız olarak keşfedildiler: 1930'da varsayıldılar ve 1956'da tespit edildiler . Nötrinoların kütlesi bir elektronun kütlesinden 10 ^−6'dan azdır . Nötrinolar normal madde ile yalnızca yerçekimi ve zayıf kuvvet yoluyla etkileşirler , bu da onları tespit etmeyi zorlaştırır (zayıf kuvvet sadece küçük bir mesafede çalışır, bu nedenle bir nötrino, yalnızca bir çekirdeğe çarptığında zayıf bir kuvvet olayını tetikler). Bu, onları WIMP'lerin aksine “ zayıf etkileşimli ince parçacıklar ” ( WISP'ler ) yapar .

Nötrinoların bilinen üç çeşidi elektron , müon ve tau'dur . Kütleleri biraz farklıdır. Nötrinolar, hareket ettikçe tatlar arasında salınım yapar. Üç nötrinonun (veya üçünden herhangi birinin ayrı ayrı) toplu ortalama kütlesi üzerinde kesin bir üst sınır belirlemek zordur . Örneğin, ortalama nötrinonun kütlesi 50 üzerindeydi  eV / C ² (az 10 ^-5 bir elektron kütle), evrenin çöker. SPK verileri ve diğer yöntemler, ortalama kütlelerinin muhtemelen 0,3 eV/c ^2'yi geçmediğini göstermektedir . Bu nedenle, gözlenen nötrinolar karanlık maddeyi açıklayamaz.

Galaksi boyutundaki yoğunluk dalgalanmaları serbest akışla ortadan kalktığından, sıcak karanlık madde, oluşabilen ilk nesnelerin devasa süperküme boyutundaki krepler olduğunu ve daha sonra galaksilere parçalandığını ima eder . Derin alan gözlemleri, bunun yerine, önce galaksilerin oluştuğunu, ardından galaksiler bir araya geldikçe kümelerin ve üstkümelerin geldiğini gösteriyor.

Karanlık madde parçacıklarının tespiti

Eğer karanlık madde atom altı parçacıklardan oluşuyorsa, milyonlarca, muhtemelen milyarlarca bu parçacık, her saniye Dünya'nın her santimetrekaresinden geçmelidir. Birçok deney bu hipotezi test etmeyi amaçlar. WIMP'ler popüler arama adayları olmasına rağmen , Axion Dark Matter Experiment (ADMX) eksenleri arar . Başka bir aday, yalnızca yerçekimi yoluyla sıradan madde ile etkileşime giren ağır gizli sektör parçacıklarıdır.

Bu deneyler iki sınıfa ayrılabilir: bir dedektör içinde atom çekirdeğinden karanlık madde parçacıklarının saçılmasını araştıran doğrudan algılama deneyleri; ve karanlık madde parçacıklarının yok edilmesi veya bozunmasının ürünlerini arayan dolaylı algılama.

Doğrudan algılama

Doğrudan algılama deneyleri , (teorik olarak) Dünya'dan geçen karanlık madde parçacıkları ile etkileşimler tarafından indüklenen çekirdeklerin düşük enerjili geri tepmelerini (tipik olarak birkaç keV ) gözlemlemeyi amaçlar . Böyle bir geri tepmeden sonra çekirdek, hassas algılama cihazından geçerken sintilasyon ışığı veya fononlar şeklinde enerji yayacaktır . Bunu etkili bir şekilde yapmak için, düşük bir arka planı korumak çok önemlidir ve bu nedenle bu tür deneyler, kozmik ışınlardan kaynaklanan paraziti azaltmak için derin yeraltında çalışır . Doğrudan algılama deneyleri olan yeraltı laboratuvarlarına örnek olarak Stawell madeni , Soudan madeni , Sudbury'deki SNOLAB yeraltı laboratuvarı , Gran Sasso Ulusal Laboratuvarı , Canfranc Yeraltı Laboratuvarı , Boulby Yeraltı Laboratuvarı , Derin Yeraltı Bilimi ve Mühendislik Laboratuvarı ve Çin dahildir. Jinping Yeraltı Laboratuvarı .

Bu deneyler çoğunlukla ya kriyojenik ya da asil sıvı dedektör teknolojilerini kullanır. 100 mK'nin altındaki sıcaklıklarda çalışan kriyojenik dedektörler, germanyum gibi bir kristal soğurucudaki bir parçacık bir atoma çarptığında oluşan ısıyı tespit eder . Noble sıvı dedektörleri , sıvı ksenon veya argonda partikül çarpışmasının ürettiği sintilasyonu tespit eder . Kriyojenik dedektör deneyleri şunları içerir: CDMS , CRESST , EDELWEISS , EURECA . Asil sıvı deneyleri arasında ZEPLIN, XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX ve LUX, Büyük Yeraltı Xenon deneyi yer alır . Bu tekniklerin her ikisi de, arka plan parçacıklarını (ağırlıklı olarak elektronları saçan) karanlık madde parçacıklarından (çekirdeği saçan) ayırt etme yeteneklerine odaklanır. Diğer deneyler, SIMPLE ve PICASSO'yu içerir .

Şu anda, doğrudan bir tespit deneyinden karanlık madde tespiti için sağlam bir iddia yoktur, bunun yerine kütle üzerinde güçlü üst sınırlara ve bu tür karanlık madde parçacıklarının nükleonları ile etkileşim enine kesitine yol açar. DAMA / Nal ve daha yeni DAMA / TERAZİ BURCU deneysel işbirliği onlar iddia onların dedektörleri, olayların hızında yıllık modülasyonu kara madde nedeniyle tespit ettik. Bu, Dünya Güneş'in etrafında dönerken, dedektörün karanlık madde halesine göre hızının az miktarda değişeceği beklentisinden kaynaklanmaktadır . Bu iddia şu ana kadar doğrulanmadı ve LUX, SuperCDMS ve XENON100 gibi diğer deneylerden elde edilen olumsuz sonuçlarla çelişiyor.

Doğrudan algılama deneylerinin özel bir durumu, yön duyarlılığına sahip olanları kapsar. Bu, Güneş Sisteminin Galaktik Merkez etrafındaki hareketine dayanan bir arama stratejisidir . Düşük basınçlı bir zaman projeksiyon odası , geri tepme izleri hakkındaki bilgilere erişmeyi ve WIMP-çekirdek kinematiğini kısıtlamayı mümkün kılar. Güneş'in hareket ettiği yönden (yaklaşık olarak Kuğu'ya doğru ) gelen WIMP'ler daha sonra izotropik olması gereken arka plandan ayrılabilir. Yönlü karanlık madde deneyleri arasında DMTPC , DRIFT , Newage ve MIMAC bulunur.

Dolaylı algılama

Karanlık madde haritaları ile altı küme çarpışmasının kolajı. Kümeler, galaksi kümelerindeki karanlık maddenin, kümeler çarpıştığında nasıl davrandığına dair bir çalışmada gözlemlendi.

Medya oynat

Süper kütleli kara deliklerin etrafındaki karanlık madde imhasının potansiyel gama ışını tespiti hakkında video . (Süre 0:03:13, ayrıca dosya açıklamasına bakın.)

Dolaylı tespit deneyleri, uzayda karanlık madde parçacıklarının kendi kendini yok etme veya bozunma ürünlerini araştırır. Örneğin, karanlık madde yoğunluğunun yüksek olduğu bölgelerde (örneğin, galaksimizin merkezi ), iki karanlık madde parçacığı, gama ışınları veya Standart Model parçacık-karşıt parçacık çiftleri üretmek için yok olabilir . Alternatif olarak, eğer bir karanlık madde parçacığı kararsızsa, Standart Model (veya diğer) parçacıklara bozunabilir. Bu süreçler, galaksimizdeki veya diğerlerindeki yüksek yoğunluklu bölgelerden yayılan aşırı gama ışınları, antiprotonlar veya pozitronlar aracılığıyla dolaylı olarak tespit edilebilir . Bu tür aramaların doğasında var olan büyük bir zorluk, çeşitli astrofiziksel kaynakların karanlık maddeden beklenen sinyali taklit edebilmesi ve bu nedenle kesin bir keşif için muhtemelen birden fazla sinyalin gerekli olmasıdır.

Güneş'ten veya Dünya'dan geçen karanlık madde parçacıklarından birkaçı atomları dağıtabilir ve enerji kaybedebilir. Böylece karanlık madde bu cisimlerin merkezinde birikerek çarpışma/yok olma şansını arttırabilir. Bu, yüksek enerjili nötrinolar şeklinde ayırt edici bir sinyal üretebilir . Böyle bir sinyal, WIMP karanlık maddenin güçlü dolaylı kanıtı olacaktır. AMANDA , IceCube ve ANTARES gibi yüksek enerjili nötrino teleskopları bu sinyali arıyor. LIGO tarafından Eylül 2015'te yerçekimi dalgalarının tespiti , özellikle ilkel kara delikler biçimindeyse, karanlık maddeyi yeni bir şekilde gözlemleme olasılığını açar .

Karanlık maddenin yok edilmesinden veya bozunmasından kaynaklanan bu tür emisyonları aramak için birçok deneysel araştırma yapılmıştır, örnekleri aşağıdadır. Enerjik Gama Işını Deney Teleskop gelen beklenenden daha 2008 yılında daha gama ışınları gözlenen Samanyolu , ancak bilim adamları bunun nedeni teleskobun duyarlılığın yanlış tahmin olasılığı en yüksek olduğu sonucuna vardı.

Fermi Gama-ışını Uzay Teleskobu benzer gama ışınları arıyor. Nisan 2012'de, Geniş Alan Teleskobu aracından önceden mevcut olan verilerin bir analizi , Samanyolu'nun merkezinden gelen gama radyasyonunda 130 GeV'lik bir sinyalin istatistiksel kanıtını üretti. WIMP imhası en olası açıklama olarak görüldü.

Daha yüksek enerjilerde, yer tabanlı gama ışını teleskopları , cüce küresel gökadalarda ve gökada kümelerinde karanlık maddenin yok edilmesi için sınırlar koydu .

PAMELA (2006 yılında başlatılan) deney aşırı tespit pozitron . Karanlık madde imhasından veya pulsarlardan olabilirler . Aşırı antiproton gözlenmedi.

2013 yılında Uluslararası Uzay İstasyonundaki Alfa Manyetik Spektrometresinden elde edilen sonuçlar, karanlık maddenin yok edilmesinden kaynaklanabilecek aşırı yüksek enerjili kozmik ışınları gösterdi.

Çarpıştırıcı karanlık maddeyi arıyor

Doğadaki karanlık madde parçacıklarının tespitine alternatif bir yaklaşım, onları bir laboratuvarda üretmektir. Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) ile yapılan deneyler , LHC proton ışınlarının çarpışmalarında üretilen karanlık madde parçacıklarını tespit edebilir . Bir karanlık madde parçacığının normal görünür madde ile ihmal edilebilir etkileşimlere sahip olması gerektiğinden, diğer (ihmal edilemez) çarpışma ürünlerinin tespit edilmesi koşuluyla, dedektörlerden kaçan (büyük miktarlarda) eksik enerji ve momentum olarak dolaylı olarak tespit edilebilir. Benzer bir prensibi kullanan, ancak karanlık madde parçacıklarının kuarklardan ziyade elektronlarla etkileşimini araştıran LEP deneyinde de karanlık madde üzerindeki kısıtlamalar mevcuttur . Çarpıştırıcı aramalarından elde edilen herhangi bir keşif, keşfedilen parçacığın aslında karanlık madde olduğunu kanıtlamak için dolaylı veya doğrudan algılama sektörlerindeki keşiflerle desteklenmelidir.

alternatif hipotezler

Karanlık madde henüz kesin olarak tanımlanmadığından, karanlık maddenin açıklamak için tasarlandığı gözlemsel fenomenleri açıklamayı amaçlayan birçok başka hipotez ortaya çıktı. En yaygın yöntem, genel göreliliği değiştirmektir. Genel görelilik, güneş sistemi ölçeklerinde iyi bir şekilde test edilmiştir, ancak galaktik veya kozmolojik ölçeklerde geçerliliği tam olarak kanıtlanmamıştır. Genel göreliliğe uygun bir değişiklik, karanlık madde ihtiyacını makul bir şekilde ortadan kaldırabilir. Bu sınıfın en iyi bilinen teorileri, MOND ve onun göreli genellemesi tensör-vektör-skaler yerçekimi (TeVeS), f(R) yerçekimi , negatif kütle , karanlık akışkan ve entropik yerçekimidir . Alternatif teoriler boldur.

Alternatif hipotezlerle ilgili bir sorun, karanlık madde için gözlemsel kanıtların pek çok bağımsız yaklaşımdan gelmesidir (yukarıdaki "gözlemsel kanıt" bölümüne bakın). Herhangi bir bireysel gözlemi açıklamak mümkündür ancak hepsini karanlık maddenin yokluğunda açıklamak çok zordur. Bununla birlikte, entropik yerçekiminde 2016 yılında yapılan bir kütleçekimsel merceklenme testi ve benzersiz bir MOND etkisinin 2020 ölçümü gibi alternatif hipotezler için bazı dağınık başarılar olmuştur.

Çoğu astrofizikçi arasında hakim görüş, genel göreliliğe yapılan değişikliklerin gözlemsel kanıtların bir kısmını makul bir şekilde açıklayabilmesine rağmen, muhtemelen Evrende bir tür karanlık madde olması gerektiği sonucuna varmak için yeterli veri olduğudur.

popüler kültürde

Kurgu eserlerinde karanlık maddeden söz edilir. Bu gibi durumlarda, genellikle olağanüstü fiziksel veya büyülü özellikler atfedilir. Bu tür açıklamalar genellikle karanlık maddenin fizik ve kozmolojideki varsayımsal özellikleriyle tutarsızdır.

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

daha fazla okuma

• Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S. (Ağustos 2018). "Karanlık madde gerçek mi?" Bilimsel Amerikalı . Cilt 319 hayır. 2. s. 36–43.

Dış bağlantılar

• Karanlık madde de Curlie
• "Karanlık maddenin tarihi" . Ars Technica . Şubat 2017.
• "Karanlık madde nedir?" . CosmosMagazine.com . Arşivlenmiş orijinal 20 Kasım 2015 tarihinde.
• Uzak bir galakside "Kayıp Karanlık Madde" , Tech Explorer haber öğesi, 2020 Astrophysical Journal makalesinden, DOI: 10.3847/1538-4357/abc340
• Kroupa, Pavel (18 Ağustos 2010). "Karanlık Madde Krizi" . Genel kategorisinde yayınlandı scilogs.com .
• "Astropartikül Fiziği için Helmholtz İttifakı" . 26 Ocak 2018.
• "NASA, karanlık maddenin doğrudan kanıtını buldu" (Basın açıklaması). NASA. 21 Ağustos 2006.
• Tuttle, Kelen (22 Ağustos 2006). "Karanlık Madde Gözlendi" . SLAC ( Stanford Lineer Hızlandırıcı Merkezi ) Bugün.
• "Gökbilimciler ilk 'karanlık galaksi' bulgusunu iddia ediyorlar" . Yeni Bilim Adamı . 23 Şubat 2005.
• Örnek, Ian (17 Aralık 2009). "Karanlık Madde Tespit Edildi" . gardiyan . Londra, İngiltere . Erişim tarihi: 1 Mayıs 2010 .
• Tremaine, Scott. karanlık madde üzerine ders (Video). IAS.
• "Gökbilimcilerin Karanlık Taraf hakkındaki şüpheleri ..." Science Daily .
• Gray, Meghan; Merrifield, Mike; Copeland, Ed (2010). Haran, Brady (ed.). "Karanlık Madde" . Altmış Sembol . Nottingham Üniversitesi .
• Carmeli, Oded (27 Şubat 2017). "Karanlık maddenin varlığını inkar eden fizikçi" . Nautilus'ta Kozmos .