Sterrekunde

Kan donker materiaal die lengte van die jeans verminder?

Kan donker materiaal die lengte van die jeans verminder?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek wonder of daar enige modelle van interstellêre wolk in duie stort wat donker materie in ag neem.

As donker materie plaaslike steurings of digtheidskommelings het, kan dit 'n groot effek hê om 'n interstellêre wolk te laat ineenstort. Dit kan die massa en digtheid van 'n wolk verhoog om die kinetiese energie van waterstofatome te oorkom, wat tot ineenstorting lei.

Is daar variasies oor die digter materie op die skaal van interstellêre wolke?


Dark Matter is op die oomblik 'n soort 'vul die leegte in'. Niemand het regtig 'n definitiewe teorie wat 'n wye aanvaarding het oor wat 'donker materie' mag wees nie, en maak nie saak hoe dit met ander materie saamwerk nie. Daar is nog 'n bietjie weerstand om selfs te sê dat dit hoegenaamd bestaan, hoewel dit feitlik die hoofstroom is noudat dit wel bestaan. Maar wat dit is, dit is nog steeds gereed.

Maar ek het dit van Google gevind:

http://iopscience.iop.org/article/10.1086/306334/fulltext

Dit veronderstel 'n sekere tipe model vir donker materie, maar dit is miskien wat u soek.


Dit is 'n gebied van aktiewe navorsing. Die huidige Cold Dark Matter (CDM) -paradigma voorspel die vorming van halo's van onder na bo, waardeur kleiner halo's saamsmelt in die groter halo's wat ons vandag indirek waarneem deur middel van X-straalmetings van trosse. Dit dui daarop dat klein stralekranse van donker materie tot vandag nie sou oorleef nie.

Daar is ondersoek ingestel na die moontlikheid dat mini-hale kan oorleef, maar interaksies met digte baroniese strukture, soos sterre, sowel as stroom deur 'n onreëlmatige galaktiese potensiaal, is geneig om enige klein oordensiteit in die verspreiding uit te wis.

As sulke mini-hale wel in die vroeë heelal bestaan ​​het, sou hulle kon bydra tot die ineenstorting van oergas om Population III-sterre te vorm. Simulasies is uitgevoer om so 'n model te ondersoek, met populasie III-sterremassas wat vergelykbaar is met die verwagte $ ( sim100 M odot) $.


Donker laag kan die satellietweerkaatsing verminder

Waarnemings wat deur die Murikabushi-teleskoop van die Astronomiese Sterrewag van Ishigakijima gedoen is, het bevestig dat donker laag satellietrefleksie met die helfte kan verminder. Daar is kommer dat talle kunsmatige satelliete in 'n baan astronomiese waarnemings kan benadeel, maar hierdie bevindings kan sulke toestande help verlig.

Die toenemende vraag na ruimtedienste van vandag het 'n golf van satellietkonstellasieprojekte op die been gebring wat talle kunsmatige satelliete in 'n baan bedryf. Aangesien hierdie satelliete kan skyn deur sonlig te weerkaats, het die sterrekundegemeenskap hul kommer uitgespreek oor hul potensiële impak op sterrekundige waarnemings. In Januarie 2020 het SpaceX 'DarkSat', 'n eksperimentele satelliet met 'n antireflektiewe laag, geloods en sterrekundiges gevra om te bepaal hoeveel hierdie laag die satellietweerkaatsing kan verminder. Helderheidsmetings van kunsmatige satelliete is reeds uitgevoer, maar tot nou toe was daar geen bevestiging dat 'n donker laag die verwagte refleksievermindering bereik nie.

Die Murikabushi-teleskoop van Ishigakijima Astronomical Observatory kan hemelvoorwerpe gelyktydig in drie verskillende golflengtes (kleure) waarneem. Die vergelyking van veelkleurige data wat onder dieselfde omstandighede verkry word, bied 'n meer akkurate insig in hoeveel die laag die satelliet helderheid kan verminder. Waarnemings wat van April tot Junie 2020 gedoen is, het vir die eerste keer in die wêreld aan die lig gebring dat kunsmatige satelliete, al dan nie bedek, meer sigbaar is op langer golflengtes, en dat die swart laag die vlak van die weerkaatsingsvlak van satelliete kan halveer. Daar word verwag dat sulke oppervlakbehandeling die negatiewe impak op astronomiese waarnemings sal verminder. Verdere maatreëls sal steeds geïmplementeer word om die weg te baan vir vreedsame naasbestaan ​​tussen ruimtebedrywe en sterrekunde.


Donker materie is minder invloedryk in sterrestelsels in die vroeë heelal

Ons sien normale materie as sterre wat blink, gloeiende gas en stofwolke. Maar die meer ontwykende donker materie straal nie lig uit nie, absorbeer dit of reflekteer dit nie en kan slegs waargeneem word deur die gravitasie-effekte daarvan. Die teenwoordigheid van donker materie kan verklaar waarom die buitenste dele van spiraalstelsels in die omgewing vinniger draai as wat verwag sou word as slegs die normale materie wat ons direk kan sien, aanwesig was.

'N Internasionale span sterrekundiges onder leiding van Reinhard Genzel van die Max Planck Instituut vir Buiteaardse Fisika in Garching, Duitsland, het die KMOS- en SINFONI-instrumente by ESO se Very Large Telescope in Chili gebruik om die rotasie van ses massiewe sterre-vormende sterrestelsels in die verre Heelal, op die hoogtepunt van die vorming van sterrestelsels 10 miljard jaar gelede.

Wat hulle gevind het, was interessant: in teenstelling met spiraalstelsels in die moderne heelal, lyk dit asof die buitenste streke van hierdie sterre in die verte stadiger draai as streke nader aan die kern, wat daarop dui dat daar minder donker materie is as wat verwag is.

"Verbasend genoeg is die rotasiesnelhede nie konstant nie, maar neem dit verder af in die sterrestelsels," sê Reinhard Genzel, hoofskrywer van die Nature-artikel. "Daar is waarskynlik twee oorsake hiervoor. Ten eerste word die meeste van hierdie vroeë massiewe sterrestelsels sterk oorheers deur normale materie, met donker materie wat 'n baie kleiner rol speel as in die plaaslike heelal. Tweedens was hierdie vroeë skywe baie meer onstuimig as die spiraal sterrestelsels wat ons in ons kosmiese omgewing sien. '

Albei effekte blyk meer opvallend te word namate sterrekundiges al hoe langer terugkyk in die vroeë heelal. Dit dui daarop dat die gas in sterrestelsels drie tot vier miljard jaar na die oerknal doeltreffend in plat, draaiende skywe gekondenseer het, terwyl die donker materie-stralekringe rondom hulle baie groter en meer verspreid was. Dit het blykbaar miljarde jare langer gevat voordat donker materie ook kondenseer, en die oorheersende effek daarvan word dus net vandag gesien op die rotasiesnelhede van sterrestelselskyfies.

Hierdie verklaring stem ooreen met waarnemings wat toon dat vroeë sterrestelsels baie gasryker en kompakter was as vandag se sterrestelsels.

Die ses sterrestelsels wat in hierdie studie gekarteer is, was 'n groter monster van honderd sterre vormende skywe wat met die KMOS- en SINFONI-instrumente op die Very Large Telescope van ESO by die Paranal-sterrewag in Chili afgebeeld is. Benewens die individuele bostaande metings wat hierbo beskryf is, is 'n gemiddelde rotasiekurwe geskep deur die swakker seine van die ander sterrestelsels te kombineer. Hierdie saamgestelde kurwe het ook dieselfde dalende snelheidstendens getoon weg van die middelpunte van die sterrestelsels af. Daarbenewens ondersteun twee verdere studies van 240 sterre vormende skywe ook hierdie bevindings.

Gedetailleerde modellering toon dat hoewel normale materie gewoonlik ongeveer die helfte van die totale massa van alle sterrestelsels uitmaak, dit die dinamika van sterrestelsels op die hoogste rooiverskuiwings heeltemal oorheers.


Kan donker materiaal die lengte van die jeans verminder? - Sterrekunde

& quot Wat die donker energie ook al is,

gedetailleerde metings van onafhanklike tegnieke toon dit

dit beslaan maar liefst 72% van die totale massa-energie van ons heelal.

(Krediet: NASA en die WMAP-wetenskapspan) & quot

Bron

Daar is twee soorte onbekende materie-energie in die heelal.

Een daarvan word donker materie genoem en die ander word donker energie genoem. Donker materie is miskien net 'n relatiewe gewone saak wat nie lig uitstraal nie. Uitgebrande sterre kan dus bydra tot donker materie. Of dit kan wees dat donker materie 'n vorm is van materie wat verband hou met voorheen onbekende deeltjies met 'n groot massa, maar andersins nie baie sterk interaksie het nie.

Hierdie hipotetiese deeltjies word WIMPS genoem massiewe deeltjies met swak interaksie. WIMPS moet nog gesien word, hoewel eksperimentele soektogte aan die gang is.

Donker materie word vermoedelik bydra tot ongeveer 23% van die massa van die bekende heelal. Dit lyk asof hierdie donker materie gewone materie aantrek en as sodanig die uitbreiding van die heelal sal verminder. Donker materie sou dus swaartekragtig eerder as antigravities wees. Donker materie kan moontlik heeltemal nie met mekaar verbind wees nie donker energie, maar dit is nie presies bekend nie, maar slegs 'n hipotese.

Donker materie Dit blyk ook nodig te wees om rekening te hou met die feit dat sterrestelsels nie uitmekaar vlieg nie, alhoewel die energie wat verband hou met hul hoekbeweging hul afgeleide swaartekrag (bindende) energie oorskry.

In wese blyk 'n aantreklike en ongesiene (donker materie) nodig te wees om dinge reg te kry wat galaktiese meganika betref.

Meer oor Donker materie in die onderstaande invoeging:

Een van die grootste raaisels in die moderne sterrekunde is die feit dat oor 90% van die heelal is onsigbaar. Hierdie geheimsinnige ontbrekende goed staan ​​bekend as 'donker materie'.

Die probleem het begin toe sterrekundiges sterrestelsels probeer weeg het. Daar is twee maniere om dit te doen. Eerstens kan ons sien hoeveel 'n sterrestelsel weeg deur net te kyk hoe helder dit is en dit dan in massa om te skakel.

Die tweede manier is om te kyk na die manier waarop sterre beweeg. Alles in die heelal draai. Die aarde draai op sy as. Die hele planeet wentel om ons ouerster, die Son.

Die Son draai saam met die miljarde ander sterre in die Melkweg om die middel van die Melkweg en vorm 'n groot kosmiese dans.

Hierdie rotasie bied 'n ander manier om 'n sterrestelsel te weeg. As u bestudeer hoe vinnig sterre heel aan die rand beweeg, blyk dit die massa van die hele sterrestelsel. Hoe vinniger die Galaxy draai, hoe meer massa is daarbinne.

Maar wanneer sterrekundiges soos Jan Oort en Fritz Zwicky het die twee stelle somme in die vroeë dertigerjare 'n groot probleem gehad. Die twee antwoorde stem nie ooreen met elke sterrestelsel wat hulle bestudeer het nie. Hulle was baie vol vertroue dat albei metodes gesond was, aangesien hulle al jare lank beproef is.

Hulle het dus tot 'n verrassende gevolgtrekking gekom - daar moet dinge wees wat ons net nie kan sien nie - en daarom noem hulle dit 'donker materie'. Hierdie donker materie was baie belangrik, asof dit nie daar was nie, dan sou sterrestelsels uitmekaar vlieg terwyl hulle ronddraai.

Dit lyk miskien na 'n vreemde gevolgtrekking, maar dit is nie regtig so vreemd nie. Stel jou voor dat jy snags na 'n toringblok kyk. Alhoewel daar slegs ligte uit sommige kamers kan sien, beteken dit nie dat daar nie meer kamers in die toring is nie. Net soos hierdie kamers wat nie verlig is nie, kan donker materie nie gesien word nie, want dit skyn nie.

Sterrekundiges soek tans na hierdie ontbrekende saak. Dit kan bestaan ​​uit baie vreemde klinkende dinge soos MACHO's, WIMP's en neutrino's. Of daar kan nuwe oplossings wees wat donker energie of superstring-teorie insluit.

Hoe dit ook al sy, dit sal help om een ​​van die belangrikste vrae in die sterrekunde te beantwoord - wat is die lot van die heelal?


Let wel: Die hipotetiese samestellende elemente van donker materie word ook soms MACHOS genoem. Meer oor MACHOS hier.

Donker energie is energie wat lyk asof dit die heelal vul en blykbaar 'n antigravitiese aard deurdat dit vermoedelik die heelal uitmekaar stoot.

Daar word dus geredeneer dat die vinnige uitbreiding van die heelal die gevolg is van donker energie. Maar niemand weet nog wat donker energie is nie. Sommige mense dink dat donker energie 'n manifestasie is van Einstein se kosmologiese konstante. Dit hou verband met 'n baie groot negatiewe energiedigtheid wat oral in die ruimte gesien kan word.

Einstein was die eerste een wat die kosmologiese konstante bekendgestel het toe hy sy algemene relatiwiteitsteorie ontwikkel het en later gesê het dat dit sy grootste fout was. (Foto gee gewig aan Einstein se proefskrif oor negatiewe swaartekrag)

Daar word gesê dat 73% van die massa-energie van die heelal verband hou met donker energie.


NASA en DOE werk saam aan navorsing oor donker energie

NASA en die Amerikaanse departement van energie (DOE) het 'n memorandum van verstandhouding onderteken vir die implementering van die Joint Dark Energy Mission, oftewel JDEM.

Die missie bevat die eerste ruimte-gebaseerde sterrewag wat spesifiek ontwerp is om die aard van donker energie te verstaan.

Donker energie is 'n vorm van energie wat die heelal deurdring en oorheers. Die missie sal die heelal se uitbreidingsnelheid en groeistruktuur met hoë presisie meet. Data van die missie kan wetenskaplikes help om die eienskappe van donker energie te bepaal, wat fisika en sterrekunde fundamenteel bevorder.

& quot Die begrip van die aard van donker energie is vandag die grootste uitdaging in fisika en sterrekunde, "het Jon Morse, direkteur van astrofisika by die NASA-hoofkwartier in Washington, gesê.

& quotJDEM sal 'n unieke en belangrike bydraer lewer in ons strewe om donker energie te verstaan ​​en hoe dit die heelal waarin ons leef gevorm het. & quot

Een van die belangrikste wetenskaplike bevindings in die afgelope dekade is dat die uitbreiding van die heelal versnel. Die versnelling word veroorsaak deur 'n voorheen onbekende donker energie wat ongeveer 70 persent van die totale massa-energie-inhoud van die heelal uitmaak.

Hierdie missie kan die eienskappe van hierdie massa-energie opklaar. JDEM sal ook wetenskaplikes van gedetailleerde inligting voorsien om te verstaan ​​hoe sterrestelsels vorm en hul massa verkry.

& quotDOE en NASA het aanvullende deurlopende navorsing oor die aard van donker energie en aanvullende vermoëns om JDEM te bou, daarom is dit wonderlik dat ons agentskappe saamgespan het vir die implementering van hierdie missie, & quot; het Dennis Kovar, mede-direkteur van die DOE-kantoor van Wetenskap vir hoë-energie fisika.

In 2006 het NASA en DOE gesamentlik 'n studie van die Nasionale Navorsingsraad deur die Beyond Einstein Program Assessment Committee befonds om NASA te help om die hoogste prioriteit van die vyf voorgestelde missies in sy Beyond Einstein-program te bepaal.

In September 2007 het die komitee sy verslag bekend gemaak en opgemerk dat JDEM die standaard sal stel om die verspreiding van donker energie in die verre heelal presies te bepaal. Die komitee het aanbeveel dat JDEM die eerste van NASA se Beyond Einstein-missies is wat ontwikkel en van stapel gestuur is. Na aanleiding van die verslag van die komitee het NASA en DOE ooreengekom om met JDEM voort te gaan.

Die belangrikheid van die verstaan ​​van donker energie word ook beklemtoon in 'n aantal ander belangrike verslae van die Nasionale Navorsingsraad, die Nasionale Wetenskap- en Tegnologieraad en die Taakspan Donker Energie.

Daar word beraam dat 72% van die massa-energie van die heelal bestaan ​​uit iets wat wetenskaplikes noem & quotdonker energie; & quot; energie wat bekend is as antigravities, 'n negatiewe energie.

Waarom, as die energie so algemeen is, kan ons dit nie produseer nie?

Die antwoord kan wees dat ons dit kan vervaardig.

Maar ons moet 'n ander benadering volg oor hoe ons aan energie dink.

Die Bifilar-spoel wat in die eksperimente gebruik is

Die onderstaande foto toon die groot bifilar spoel waardeur 15 ampère met pulserende 60 Hz GS gelei word.

In hierdie bifilêre spoel is die stroom wat deur een leiding van tweeledige draad vloei, deur die tweede leiding teruggelei sodat die magnetiese veld van die tweede draad die magnetiese veld van die eerste leiding gekanselleer het.

Dit is die kansellering van elektromagnetiese velde wat die basis vorm van die sogenaamde & skalare elektromagnetika. & Quot

Hoewel dit lyk asof dit so is dat skalêre elektromagnetika deur Russiese wapenwetenskaplikes ontwikkel en ontgin is, blyk dit dat Westerse fisici gewoonlik nie hierdie vorm van fisika verstaan ​​nie. Baie Westerse wetenskaplikes kan selfs ontken dat skalêre elektromagnetika moontlik is.

Die bestaan ​​van skalêre elektromagnetika sou impliseer dat klassieke elektrodinamika gebrekkig is, wat ek beweer dat dit waar is en wat 'n betreklik maklike voorstel is om te bewys.

TWEE KANSELLERINGSFOTO'S IN 'N DOOS
WAAR GAAN DIE ENERGIE?


Beskou twee fotone in 'n boks - met die twee fotone 180 grade buite fase. Die fotone dra elk een eenheid energie, maar omdat hulle 180 grade buite fase is, is die elektromagnetiese energiedigtheid nul, net soos die Poynting-vektor.

Daarom, as ons die konvensionele redenasie volg, het ons twee eenhede energie verloor en is dit dus 'n oortreding van die energiebesparing. Maar dit mag nie. Ons moet dus aflei dat klassieke elektrodinamika 'n fout het.

Die fout word aangespreek as ons skalêre elektromagnetiese energie insluit - soos dit genoem is.

Die variasie wat in die skema getoon word, kan hier gekoop word, die volgolfbrugrigter hier.

Die draad wat in die spoel gebruik is, het vyf rolle of ongeveer 500 voet # 16 Radio Shack-luidsprekerdraad behels.

Hier is moontlike vervangingsdraad: skakel. In wese is die draad in lusse van nylon kabelbinders gewikkel wat deur gate geboor is in 'n groot stuk houtpanele wat onderstebo gedraai is. Die huidige vlak waarop die toestel gebruik is, is ingestel op die maksimum vlak waarop die toestel kan werk sonder oorverhitting. Dit was ongeveer 15 ampère by ongeveer 15 volt.

Uiteindelik, na jare se werking, het die spoel uitgebrand.


Gatjies wat in die wolke geproduseer word?


Toe die toestel op maksimum stroomvlakke werk, en met alle ligbronne afgeskakel, terwyl die vensters geblokkeer is, blyk dit dat daar 'n soort blou ektoplasmiese energie van die spoel af kom.

Dit lyk asof daardie energie die kamer waarin die spoel werk, vul.

Aangesien daar blykbaar 'n groot hoeveelheid energie betrokke was, en omdat die Sowjette glo skalêre energie gebruik het in die weerbeheer, is eksperimente gedoen om te sien of die energie wat deur die bifilêre spoel vrygestel word, die wolke bo die huis sou beïnvloed.

By verskeie geleenthede is gesien dat groot gate direk bokant die huis geproduseer is, soos gesien kan word op die foto hierbo, waar 'n kontreël sigbaar is deur een van die twee groot gate.

Let wel: Met betrekking tot die werking van die bifilar spoel, is dit raadsaam om 'n luchtspleet van 2 of 3 duim bo en onder die spoel te hê, anders is die spoel nie in 'n ideale toestand vir die opwekking van die skalêre energie nie. Die luggaping laat ook lugsirkulasie toe. 'N Mens moet natuurlik baie versigtig wees om die stelsel nie te warm te maak nie. Dit is raadsaam om 'n lont in die primêre van die variasie te plaas. Wees versigtig dat u nie brand met hierdie stelsel nie. Noukeurige ingenieurswese word aanbeveel, aangesien 'n mens slegs versigtig moet wees om die stelsel te gebruik as iemand daar is.

Ook: Probeer om geen draaie in die tweeledige draad te plaas wanneer u die spoel opwind nie.

En op grond van die berekening wat ek gedoen het, is 'n beter frekwensie vir die pols van die stelsel 4,8 Hz, eerder as 60 Hz. Maar dit sou moeiliker wees om te ontwerp. Ek sou dus voorstel om eers die toestel wat ek gebou het, te bou en dan daarvandaan te gaan.

Nog 'n ding: Moenie 'n voltmeter of enige ander toestel oor die uitset van die gelykrigterstroombane plaas nie. 'N Ammeter moet ook nie in serie met die spoel geplaas word nie. Verbind die uitset van die gelykrigterstroombane direk met die spoel met niks anders daarby nie.As dit nie gedoen word nie, bestaan ​​die werklike risiko dat die stelsel nie die gewenste energie sal lewer nie. Moenie weerskante van die spoel grondmaak nie. Laat die stelsel dryf.

Gesondheidseffekte met hierdie energie: Ek het gevind dat die ervaring van die vermeende donker energie wat deur die bifilar spoel hierbo geproduseer word, baie aangenaam is. Maar dit blyk dat 'n mens te veel van 'n goeie ding kan kry, want nadat ek my baie ure aan die energie blootgestel het, was ek baie moeg. Diegene wat met hierdie energie eksperimenteer, word aangeraai om versigtig te werk te gaan, en natuurlik is u alleen.

Maar my ervaring met hierdie energie is goed.


Kan donker materiaal die lengte van die jeans verminder? - Sterrekunde

Deur die geskiedenis heen het natuurfilosowe bespiegel oor die aard van materie, en hulle het selfs die moontlikheid oorweeg dat daar vorms van materie kan wees wat onmerkbaar is & # X2013 omdat dit te ver weg, te dowwe of intrinsiek onsigbaar was. En hoewel baie van die vroegste wetenskaplike ondersoeke minder streng was, en dikwels onafskeidbaar van filosofie en teologie, openbaar dit die lang lewe van ons spesie se begeerte om die wêreld en die inhoud daarvan te verstaan.

Alhoewel baie vroeë beskawings hul eie kosmologiese stelsels voorgestel het, was dit waarskynlik die antieke Grieke wat die eerste was om die konstruksie van so 'n model op grond van rede en ervaring te probeer gebruik. Die atomiste, die bekendste Leucippus en Democritus wat in die 5de eeu vC geleef het, was oortuig dat alle materie gemaak is van dieselfde fundamentele en onverdeelbare boustene, genaamd atome, en dat hierdie atome oneindig in aantal was, net soos die oneindige ruimte wat bevat hulle. Epicurus (341 v.G.J. & # X2013 270 v.G.J.) het verder in sy & # X201Cbrief aan Herodotus & # X201D voorgestel dat daar ook 'n oneindige aantal ander wêrelde bestaan, & # X201C sommige soos hierdie wêreld, ander anders as dit & # X201D 1. Ander het bespiegel oor onwaarneembare aangeleenthede wat in ons eie heelal gevind kan word. Die Pythagorese Philolaus het byvoorbeeld die bestaan ​​van die hemelliggaam vermoed Antichthon, of teenaarde, wat aan die teenoorgestelde kant van die & # X201Centrale vuur & # X201D draai met betrekking tot die Aarde [187].

Die kosmologiese model van Aristoteles & # X2013 wat die diskoers gedurende die Middeleeue sou oorheers & # X2013 het 'n elegante konstruksie verskaf waarin die ligging van die Aarde vasgestel is in die middel van 'n onveranderlike heelal. Hierdie model het volgens baie mense sterk argumente teen die bestaan ​​van onsigbare of onbekende vorms aangebied. Selfs die opvallende voorkoms van komete, wat uiteraard geen plek in Aristoteles se hoogs georganiseerde hiërargie van hemelsfere gehad het nie, is afgemaak as 'n atmosferiese verskynsel, 'n geloof wat aangehou word totdat Tycho Brahe die (afwesigheid van) parallaks vir 'n komeet in 1577 gemeet het. .

Alhoewel baie uitdagings bied aan die ortodoksie van die Aristoteliese kosmologie, is hierdie pogings nie sonder weerstand beantwoord nie. Die standbeeld van Giordano Bruno in Campo de 'Fiori in die middestad van Rome dien as 'n herinnering aan die gevare wat inherent was aan sulke afwykings van die streng Aristoteliese wêreldbeskouing wat die Katolieke Kerk omarm. Op die plek van die standbeeld is Bruno in 1600 deur die Romeinse Inkwisisie op die brandstapel verbrand, nadat hy skuldig bevind is op aanklagte wat die hou van 'n ketterse geloof in die bestaan ​​van oneindige ander wêrelde insluit.

Dit was waarskynlik Galileo & # X2013 wat self sy deel van die moeilikheid met die inkwisisie gehad het & # X2013 wat die meeste gedoen het om die greep van die Aristoteliese kosmologie te verbreek. Deur sy teleskoop na die lug te wys, sien Galileo baie wat voorheen onmerkbaar was. Onder sy vele ander ontdekkings het hy geleer dat die flou gloed van die Melkweg voortgebring word deur 'n magdom individuele sterre, en dat minstens vier satelliete, onsigbaar met die blote oog, in 'n wentelbaan om Jupiter is. Elk van hierdie waarnemings bevat twee lesse wat vandag relevant bly vir donker materie. Eerstens kan die heelal materie bevat wat nie op gewone maniere waargeneem kan word nie. En tweedens, die bekendstelling van nuwe tegnologie kan ons vorms van materie openbaar wat voorheen onsigbaar was.

Die verloop van die wetenskap, en veral die sterrekunde, is in 1687 getransformeer toe Isaac Newton sy verhandeling gepubliseer het Philosophi & # XE6 Naturalis Principia Mathematica. Newton se bewegingswette en universele gravitasie het wetenskaplikes nuwe en formidabele instrumente voorsien wat hulle onder meer in staat gestel het om die swaartekragmassa van sterrekundige liggame te bepaal deur hul dinamiese eienskappe te meet.

In 1783 het John Michell, ook bekend vir die uitvind van die torsie-balans vir die meting van die swaartekrag, besef dat as die lig deur die wette van swaartekrag beïnvloed word & # X2013 soos hy dit sou redeneer, gegewe die universele aard van swaartekrag 2 & # X2013 kan daar voorwerpe bestaan ​​wat so massief is dat selfs lig nie in staat sou wees om aan hul swaartekrag te ontsnap nie [213].

Hierdie voorstel, ook bekend as 'n dekade later deur Pierre Simon Laplace, word dikwels beskou as die eerste vermelding van wat bekend geword het as swart gate. Ons noem dit egter hier as 'n eksplisiete voorbeeld van 'n bespreking van 'n klas onsigbare astrofisiese voorwerpe wat die heelal bevolk, terwyl dit buite die bereik van astronomiese waarnemings woon.

Die wiskundige Friederich Bessel was miskien die eerste om die bestaan ​​van 'n spesifieke onontdekte astronomiese voorwerp te voorspel, slegs op grond van die swaartekraginvloed daarvan. In 'n brief wat in 1844 gepubliseer is [51], betoog hy dat die waargenome behoorlike beweging van die sterre Sirius en Procyon slegs verklaar kan word deur die aanwesigheid van flou metgeselle, wat die waargenome sterre beïnvloed deur hul swaartekrag:

Bessel het verder gepleit vir die bestaan ​​van baie sterre, moontlik 'n oneindige aantal daarvan, en ook die moderne konsep van die massa-tot-lig-verhouding verwag.

Slegs twee jaar later, in 1846, het die Franse sterrekundige Urbain Le Verrier en die Engelse sterrekundige John Couch Adams, om die aanhoudende afwykings in die beweging van Uranus te verklaar, die bestaan ​​van 'n nuwe planeet voorgestel. Le Berrier se berekeninge was so presies dat die Duitse sterrekundige John Galle (bygestaan ​​deur Heinrich D'Arrest) die nuwe planeet in die Berlynse sterrewag dieselfde aand toe hy die brief van Le Verrier ontvang het, binne 1 graad van die voorspelde posisie geïdentifiseer het.

Interessant genoeg was dit Le Verrier self wat ook later die afwykende presessie van die perihelium van Mercurius opgemerk het en die bestaan ​​van 'n ontstellende planeet voorgestel het om dit te verklaar. Soos bekend is, het hierdie & # X201Cdark planeet & # X201D & # X2013 gebel Vulcan & # X2013 is nooit waargeneem nie, en die oplossing vir hierdie probleem moet wag op die koms van Einstein se algemene relatiwiteitsteorie.

Benewens donker sterre en planete het sterrekundiges in die 19de eeu ook donker materie bespreek in die vorm van donker wolke, of donker & # X201Cnebulae & # X201D. Een van die vroegste spore van hierdie bespreking kan gevind word in 'n memoire wat in 1877 deur vader Angelo Secchi, destyds direkteur van die Roman College Observatory, geskryf is, en wat navorsing oor newels beskryf het wat 20 jaar tevore uitgevoer is [283]:

Teen die einde van die 19de eeu het 'n interessante bespreking binne die astronomiese gemeenskap begin plaasvind. Sodra astronomiese fotografie uitgevind is, het wetenskaplikes opgemerk dat sterre nie eweredig aan die hemel versprei is nie. Donker streke is in digte sterrevelde waargeneem, en die vraag het ontstaan ​​of dit donker was as gevolg van 'n gebrek aan sterre, of as gevolg van die teenwoordigheid van absorberende materiaal langs die siglyn. Die sterrekundige Arthur Ranyard, wat onder die belangrikste voorstanders van laasgenoemde hipotese was, skryf in 1894 [252]:

Hierdie debat het 'n geruime tyd aangehou en dit het interessante idees ontlok. W. H. Wesley, wat 47 jaar as assistent-sekretaris van die Royal Astronomical Society opgetree het, het 'n nuwe manier voorgestel om die vraag te besleg, met 'n rudimentêre simulasie van die rangskikking van sterre in die Melkweg [329]:

Lord Kelvin was van die eerstes wat 'n dinamiese skatting van die hoeveelheid donker materie in die Melkweg probeer doen het. Sy argument was eenvoudig maar tog kragtig: as sterre in die Melkweg beskryf kan word as 'n deeltjiegas wat onder die invloed van swaartekrag inwerk, kan 'n mens 'n verband vestig tussen die grootte van die stelsel en die snelheidsverspreiding van die sterre [174 ]:

Kelvin het ook 'n boonste limiet vir die digtheid van materie binne so 'n volume verkry, met die argument dat groter digthede in stryd sou wees met die waargenome snelhede van sterre. Henri Poincar & # XE9 was onder die indruk van Lord Kelvin se idee om die & # X201-teorie van gasse & # X201D toe te pas op die sterrestelsel van die Melkweg. In 1906 noem hy eksplisiet & # X201Cdark matter & # X201D (& # X201Cmati & # XE8re obscure & # X201D in die oorspronklike Frans), en voer aan dat aangesien die snelheidsverspreiding wat in Kelvin se skatting voorspel word, van dieselfde orde is as wat waargeneem is, die bedrag van donker materie is waarskynlik minder as of soortgelyk aan dié van sigbare materie [246] (vir 'n Engelse vertaling, sien Verw. [247]. Kyk ook Verw. [248] vir 'n meer volledige bespreking):

In dieselfde mate het die Estse sterrekundige Ernst & # XD6pik in 1915 'n model (in Russies gepubliseer) van die beweging van sterre in die Melkweg gebou, en ook tot die gevolgtrekking gekom dat die aanwesigheid van groot hoeveelhede ongesiene materie onwaarskynlik was [103].

'N Belangrike stap vorentoe in die begrip van die struktuur van die Melkweg is deur die Nederlandse sterrekundige Jacobus Kapteyn gemaak. In sy belangrikste publikasie, wat kort voor sy dood in 1922 verskyn het, het Kapteyn gepoog & # X201Ca algemene teorie oor die verspreiding van massas, kragte en snelhede in die sideriese stelsel & # X201D & # X2013, dit wil sê in die Melkweg.

Kapteyn was een van die eerstes wat 'n kwantitatiewe model vir die vorm en grootte van die Melkweg aangebied het, en beskryf dit as 'n plat verdeling van sterre, wat draai om 'n as wat na die Galaktiese Pool wys. Hy het aangevoer dat die son naby die middestad van die Melkweg geleë is, en dat die beweging van sterre beskryf kan word as dié van 'n gas in 'n rustige atmosfeer. Daarna het hy 'n verband vasgestel tussen die beweging van sterre en hul snelheidsverspreiding, soortgelyk aan wat & # XD6pik 'n paar jaar tevore gedoen het.

Kapteyn het die plaaslike digtheid in terme van 'n effektiewe sterremassa uitgedruk deur die totale swaartekragmassa te deel deur die aantal waargenome sterre & # X2013, insluitend flou, deur 'n ekstrapolasie van die helderheidsfunksie & # X2013 en hy het die moontlike bestaan ​​van donker materie in die Melkweg:

In 1932 het Kapteyn se leerling, Jan Oort, 'n analise van die vertikale kinematika van sterre in die sonkragbuurt gepubliseer [226]. In hierdie werk het Oort by die lys van ramings vir die plaaslike digtheid van donker materie gevoeg, insluitend dié deur James Jeans (1922) [168] en deur Bertil Lindblad (1926) [197]. In sy ontleding het Oort 'n aantal verbeterings aangebring op Kapteyn se kernwerk, wat byvoorbeeld die aanname van die & # X201Cisothermality & # X201D van die gas van sterre verslap.

Oort het 'n waarskynlikste waarde afgelei vir die totale digtheid van materie naby die Son van 0,092 M& # X2299 / pc 3, wat ooreenstem met 6.3 & # XD7 10 & # X221224 g / cm 3. Hy het hierdie getal vergelyk met die waarde wat Kapteyn, 0,099, behaal het M& # X2299 / pc 3, en opgemerk dat die ooreenkoms & # X201 onverwags goed & # X201D is, gegewe die verskille in behandeling en die gebruikte data. Die getalle wat Jeans en Lindblad behaal, was elk ietwat hoër, 0,143 M& # X2299 / pc 3 en 0.217 M& # X2299 / pc 3, onderskeidelik.

Om die hoeveelheid donker materie te beraam, het Oort voortgegaan met 'n skatting van die bydrae van sterre tot die plaaslike digtheid, met die argument dat 'n ekstrapolasie van die sterremassafunksie gebaseer op die waargenome sterre blykbaar 'n aansienlike breuk kon verklaar van die afgeleide totale digtheid. Dit is interessant om die woorde van Oort te herinner om die beperking op die hoeveelheid donker materie te illustreer:

Ons leer uit hierdie aanhaling nie net dat die maksimum toelaatbare hoeveelheid donker materie ongeveer die helfte van die totale plaaslike digtheid was nie, maar ook dat sterrekundiges gedink het dat die donker materie waarskynlik uit dowwe sterre sou bestaan, wat deur 'n geskikte ekstrapolasie verreken kan word. van die sterre massa-funksie, tesame met & # X201Cnebulous & # X201D en & # X201Cmeteoric & # X201D saak.

Soos ons in hoofstuk IV sal sien, het die baanbrekerswerk van Kapteyn, Jeans, Lindblad, & # XD6pik en Oort die weg oopgemaak na moderne bepalings van die plaaslike digtheid van die donker materie, 'n onderwerp wat vandag nog belangrik is, veral vir eksperimente wat probeer om ontdek donker materie-deeltjies deur hul verspreiding met kerne.

1 Epicurus, Brief aan Herodotus (ongeveer 305 v.G.J.), onttrek uit Diogenes Laertius, Lives of Eminent Philosophers, trans. R. D. Hicks, vol. 2 (1925). Terug.

2 Dit is reeds implisiet in Navraag 1 van Newton's Opticks: & # X201CLiggame reageer nie op 'n afstand op lig nie, en buig sy strale deur hul optrede en is hierdie aksie (cteris paribus) nie die sterkste op die minste afstand nie? & # X201D Terug. *****


Donker materie

Donker materie is 'n hipotetiese stof wat volgens die meeste sterrekundiges ongeveer vyf-sesdes van die materie in die heelal uitmaak. Alhoewel dit nie direk waargeneem is nie, word die bestaan ​​en eienskappe daarvan afgelei uit die verskillende swaartekrag-effekte: op die bewegings van sigbare materie via gravitasie-lens, word die invloed daarvan op die grootskaalse struktuur van die heelal en die effekte daarvan op die kosmiese mikrogolf-agtergrond bepaal. Donker materie is deursigtig vir elektromagnetiese straling (lig, kosmiese strale, ens.) En / of is so dig en klein dat dit nie genoeg straling absorbeer of uitstraal om via beeldvormingstegnologie te verskyn nie.

Die beramings van massas vir sterrestelsels en groter strukture deur middel van dinamiese en algemene relativistiese middele is baie groter as dié gebaseer op die massa van die sigbare & quotlumlumous & quot materie. [2]

Die standaardmodel van kosmologie dui aan dat die totale massa-energie van die heelal 4,9% gewone materie, 26,8% donker materie en 68,3% donker energie bevat. [3] [4] Dus vorm donker materie 84,5% [noot 1] van die totale massa, terwyl donker energie plus donker materie 95,1% van die totale massa-energie-inhoud uitmaak. [5] [6] [7] [8]

Die hipotese van die donker materie speel 'n sentrale rol in die nuutste modellering van kosmiese struktuurvorming, sterrestelselvorming en -evolusie, sowel as die verduideliking van die anisotropieë waargeneem in die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB). Al hierdie bewyse dui daarop dat sterrestelsels, trosse sterrestelsels en die heelal as geheel veel meer materie bevat as wat deur elektromagnetiese seine waarneembaar is. [9]

Die algemeenste aanvaarde vorm vir donker materie is dat dit saamgestel is uit massiewe deeltjies (WIMP's) wat swak interaksie het, wat slegs deur swaartekrag en die swak krag in wisselwerking tree. [10]

Alhoewel die bestaan ​​van donker materie algemeen aanvaar word deur die grootste deel van die astronomiese gemeenskap, pleit 'n minderheid sterrekundiges [11] vir verskillende wysigings van die standaardwette van algemene relatiwiteit, soos MOND en TeVeS, wat probeer om die waarnemings te verreken sonder om op te roep. bykomende aangeleentheid. [12]

Baie eksperimente om voorgestelde donker materie-deeltjies op te spoor deur middel van nie-gravitasie, is aan die gang. [13]

Die eerste wat voorgestel het om stelsnelhede te gebruik om die teenwoordigheid van donker materie af te lei, was die Nederlandse sterrekundige Jacobus Kapteyn in 1922. [14] [15] Mede-Nederlander en radio-sterrekunde-pionier Jan Oort het die bestaan ​​van donker materie in 1932 veronderstel. [15] [16] [17] Oort bestudeer sterrebewegings in die plaaslike galaktiese omgewing en vind dat die massa in die galaktiese vlak groter moet wees as wat waargeneem is, maar later is verkeerdelik bepaal dat hierdie meting foutief is. [18]

In 1933 het die Switserse astrofisikus Fritz Zwicky, wat galaktiese trosse bestudeer het terwyl hy aan die California Institute of Technology gewerk het, 'n soortgelyke afleiding gemaak. [19] [20] [21] Zwicky het die virale stelling op die Coma-groep toegepas en bewyse gekry van ongesiene massa dat hy die dunkle Materie 'donker materie' noem. Zwicky het sy massa geskat op grond van die bewegings van sterrestelsels naby sy rand en dit vergelyk met 'n skatting op grond van sy helderheid en aantal sterrestelsels. Hy skat dat die groep ongeveer 400 keer meer massa het as wat sigbaar waarneembaar was. Die swaartekrag-effek van die sigbare sterrestelsels was heeltemal te klein vir sulke vinnige wentelbane, dus moet die massa weggesteek word. Op grond van hierdie gevolgtrekkings het Zwicky afgelei dat ongesiene materie die massa en die gepaardgaande gravitasie-aantrekkingskrag bied om die tros bymekaar te hou. Dit was die eerste formele afleiding oor die bestaan ​​van donker materie. [22] Die ramings van Zwicky was meer as 'n orde van grootte, veral as gevolg van 'n verouderde waarde van die Hubble-konstante, [23] dieselfde berekening toon vandag 'n kleiner breuk, met groter waardes vir die ligmassa. Zwicky het egter korrek afgelei dat die grootste gedeelte van die saak donker was. [22]

Die eerste robuuste aanduidings dat die massa-tot-lig-verhouding iets anders as eenheid was, het gekom met die meting van sterrestelselkurwes. In 1939 het Horace W. Babcock die rotasiekurwe vir die Andromeda-newel gerapporteer, wat daarop dui dat die massa-tot-helderheidsverhouding radiaal toeneem. [24] Hy het dit toegeskryf aan óf ligabsorpsie binne die sterrestelsel, óf gemodifiseerde dinamika in die buitenste dele van die spiraal, en nie aan ontbrekende materie nie.

Vera Rubin en Kent Ford in die 1960's - 1970's was die eerste wat & quotdonker materie & quot gepostuleer het, gebaseer op robuuste bewyse, met behulp van sterrestelselkrommes. [25] [26] Rubin het met 'n nuwe spektrograaf gewerk om die snelheidskurwe van rand spiraalstelsels met groter akkuraatheid te meet. [26] Hierdie resultaat is in 1978 onafhanklik bevestig. [27] 'N invloedryke artikel het Rubin se resultate in 1980 aangebied. [28] Rubin het bevind dat die meeste sterrestelsels ongeveer ses keer soveel donker as die sigbare massa moet bevat. Teen ongeveer 1980 is die skynbare behoefte aan donker materie algemeen erken as 'n groot onopgeloste probleem in die sterrekunde.

'N Stroom van onafhanklike waarnemings in die 1980's het die teenwoordigheid daarvan aangedui, waaronder gravitasie-lens van agtergrondvoorwerpe deur sterrestelsels, die temperatuurverspreiding van warm gas in sterrestelsels en trosse, en die patroon van anisotropieë op die kosmiese mikrogolfagtergrond. Volgens konsensus onder kosmoloë bestaan ​​donker materie hoofsaaklik uit 'n nog nie gekenmerkte tipe subatomiese deeltjie nie. [10] [29] Die soeke na hierdie deeltjie is op verskillende maniere een van die belangrikste pogings in deeltjiefisika. [13]
Kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling

In die kosmologie word die CMB verklaar as relikstraling wat vrylik gereis het sedert die era van rekombinasie, ongeveer 375 000 jaar na die oerknal.Die anisotropieë van die CMB word verklaar as gevolg van klein skommelinge in die oerdigtheid en daaropvolgende akoestiese ossillasies in die foton-barionplasma waarvan die swaartekrag die herstelkrag het. [30]

Die NASA Cosmic Background Explorer (COBE) het bevind dat die CMB-spektrum 'n baie presiese swartliggaamspektrum was met 'n temperatuur van 2,726 K. In 1992 het COBE CMB-skommelinge (anisotropiee) op 'n vlak van ongeveer een deel in 105 bespeur. [31]

In die daaropvolgende dekade is CMB-anisotropieë deur grondgebaseerde en balloneksperimente ondersoek. Hul primêre doel was om die hoekskaal van die eerste akoestiese piek van die anisotropies se kragspektrum te meet, waarvoor COBE onvoldoende resolusie gehad het. Gedurende die negentigerjare is die eerste piek met toenemende sensitiwiteit gemeet, en in 2000 het die BOOMERanG-eksperiment [32] gerapporteer dat die hoogste kragskommelings op skale van ongeveer een graad voorkom, wat toon dat die heelal naby is. Hierdie metings kon kosmiese stringe as die voorste teorie van kosmiese struktuurvorming uitsluit, en het voorgestel dat kosmiese inflasie die korrekte teorie was.

Op die grond gebaseerde interferometers het fluktuasiemetings met 'n hoër akkuraatheid verskaf, insluitend die Very Small Array, die Degree Angular Scale Interferometer (DASI) en die Cosmic Background Imager (CBI). DASI het die CMB-polarisasie eers bespeur, [33] [34] en CBI het die eerste E-modus-polarisasiespektrum oortuigend bewys gelewer dat dit uit fase is met die T-modus-spektrum. [35] Die opvolger van COBE, die Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), het die mees gedetailleerde metings van (grootskaalse) anisotropieë in die CMB in 2003 - 2010. [36] ESA se ruimtetuig Planck het meer gedetailleerde resultate in 2013-2015 opgelewer.

WMAP se metings het die sleutelrol gespeel in die totstandkoming van die standaardmodel van kosmologie, naamlik die Lambda-CDM-model, wat 'n donker energie-gedomineerde plat heelal vorm, aangevul deur donker materie en atome met digtheidsskommelings wat deur 'n Gaussiese, adiabatiese, byna skaal onveranderlik gesaai is. proses. Die basiese eienskappe daarvan word bepaal deur ses verstelbare parameters: digtheid van donker materie, barion (atoom) digtheid, die heelal se ouderdom (of ekwivalent, die Hubble-konstante), die aanvanklike skommelingsamplitude en hul skaalafhanklikheid.
Waarnemingsbewyse
Lêer: kunstenaar se indruk van die verwagte verspreiding van donker materie rondom die Melkweg.ogvPlay media
Die indruk van hierdie kunstenaar toon die verwagte verspreiding van donker materie in die Melkwegstelsel as 'n blou stralekrans van materiaal wat die sterrestelsel omring. [37]

Baie van die bewyse is afkomstig van die bewegings van sterrestelsels. [38] Baie hiervan blyk redelik eenvormig te wees, dus volgens die viriale stelling moet die totale kinetiese energie die helfte van die sterrestelsels se totale gravitasiebindingsenergie wees. Waarnemend is die totale kinetiese energie baie groter. Met die veronderstelling dat die swaartekragmassa slegs te wyte is aan slegs sigbare materie, het sterre ver van die middestad van sterrestelsels veel hoër snelhede as wat die viriale stelling voorspel. Galaktiese rotasiekurwes, wat die rotasiesnelheid teenoor die afstand vanaf die galaktiese middelpunt illustreer, toon die & quotexcess & quot snelheid. Donker materie is die reguitste manier om hierdie verskil te bereken.

Die verspreiding van donker materie in sterrestelsels wat nodig is om die beweging van die waargenome materie te verklaar, dui op die teenwoordigheid van 'n ongeveer sferies-simmetriese, sentraal gekonsentreerde halo van donker materie met die sigbare materie in 'n sentrale skyf gekonsentreer.

Helderheidstelsels met 'n lae oppervlak helderheid is belangrike inligtingsbronne vir die bestudering van donker materie. Hulle het 'n ongewone lae verhouding van sigbare tot donker materie en het min helder sterre in die middel wat die waarneming van die rotasiekurwe van afgeleë sterre anders sou benadeel.

Gravitasie-lenswaarnemings van sterrestelselgroepe laat direkte beramings van die swaartekragmassa toe op grond van die effek daarvan op lig afkomstig van agtergrondstelsels, aangesien groot versamelings materie (donker of anders) swaartekrag lig aflei. In trosse soos Abell 1689 bevestig lenswaarnemings die aanwesigheid van aansienlik meer massa as wat deur die lig van die trosse aangedui word. In die Bullet Cluster toon lenswaarnemings dat 'n groot deel van die lensmassa geskei is van die X-straal-emitterende baryoniese massa. In Julie 2012 is lenswaarnemings gebruik om 'n & quotfilament & quot van donker materie tussen twee sterrestelsels te identifiseer, soos kosmologiese simulasies voorspel het. [39]
Melkwegrotasiekurwes
Hoofartikel: Melkwegrotasiekurwe
Rotasiekurwe van 'n tipiese spiraalstelsel: voorspel (A) en waargeneem (B). Donker materie kan die 'plat' voorkoms van die snelheidskurwe tot 'n groot radius verklaar

'N Melkwegrotasiekurwe is 'n plot van die wentelsnelhede (d.w.s. die snelhede) van sigbare sterre of gas in daardie sterrestelsel teenoor hul radiale afstand vanaf die middel van daardie sterrestelsel. Die rotasie- / wentelsnelheid van sterrestelsels / sterre daal nie met afstand nie, anders as ander wentelstelsels soos sterre / planete en planete / mane wat ook die grootste deel van hul massa in die middel het. In laasgenoemde gevalle weerspieël dit die massaverspreiding binne daardie stelsels. Die massa-waarnemings vir sterrestelsels gebaseer op die lig wat hulle uitstraal, is heeltemal te laag om die snelheidswaarnemings te verklaar.

Die hipotese van die donker materie verskaf die ontbrekende massa, wat die anomalie oplos. [24]

'N Universele rotasiekurwe kan uitgedruk word as die som van 'n eksponensiële verdeling van sigbare materie wat afneem tot nul met die afstand vanaf die middelpunt, en 'n sferiese donker materie-halo met 'n plat kern van radius r0 en digtheid ρ0 = 4,5 × 10 −2 (r0/ kpc) −2/3 Mrekenaar −3. [. [40]

Sterrestelsels met lae oppervlak-helderheid (LSB) het 'n baie groter sigbare massa tekort as ander. Hierdie eienskap vereenvoudig die ontwrigting van die donker en sigbare materie bydraes tot die draai kurwes. [13]

Rotasiekrommes vir sommige elliptiese sterrestelsels vertoon wel lae snelhede vir afgeleë sterre (gevolg deur die beweging van ingebedde planetêre newels). 'N Hipotese wat aan die donker materie voldoen, stel voor dat sommige sterre moontlik deur die getykragte van die skyfstelsel-samesmeltings uit hul oorspronklike sterrestelsels geskeur is tydens die eerste noue gang en uitgaande bane getrek het, wat die lae snelhede van die oorblywende sterre verklaar, selfs in teenwoordigheid van 'n stralekrans. [13] [41]


Snelheidsverspreidings van sterrestelsels

Snelheidsverspreidingsberamings van elliptiese sterrestelsels, [42], met enkele uitsonderings, dui gewoonlik op 'n relatiewe hoë inhoud van donker materie.

Diffuse interstellêre gasmetings aan galaktiese kante dui op die ontbrekende gewone materie buite die sigbare grens, maar dat sterrestelsels gevirialiseer is (dws gravitasiegebonde is en mekaar wentel met snelhede wat ooreenstem met die voorspelde wentelsnelhede van algemene relatiwiteit) tot tien keer hul sigbare radiusse. [43] Dit het tot gevolg dat die donker materie as 'n fraksie van die totale materie opgestoot word van 50%, gemeet deur Rubin, tot die nou aanvaarde waarde van byna 95%.

Dit lyk asof donker materie op sommige plekke 'n klein komponent is of afwesig is. Globale trosse toon weinig bewyse van donker materie, [44] behalwe dat hul orbitale interaksies met sterrestelsels wel galaktiese donkermaterie ondersteun. [Aanhaling nodig] Dit lyk asof sterrestelselprofiele 'n konsentrasie van donker materie op die skyf van die Melkweg aandui. Dit blyk egter nou dat die hoë konsentrasie baryoniese materie in die skyf (veral in die interstellêre medium) hierdie beweging kan verantwoord. Melkwegmassa- en ligprofiele lyk nie of dit ooreenstem nie. Die tipiese model vir sterrestelsels met 'n donker materie is 'n gladde, sferiese verspreiding in gehialiseerde virale. Dit vermy kleinskaalse (sterre) dinamiese effekte. 'N Studie uit 2006 het die skering in die Melkweg se skyf verklaar deur die wisselwerking tussen die Groot en Klein Magellaanse wolke en die 20-voudige toename in voorspelde massa van donker materie. [45]

In 2005 beweer sterrekundiges dat hulle 'n sterrestelsel ontdek het wat byna geheel en al van donker materie gemaak is, 50 miljoen ligjare weg in die Virgo Cluster, wat VIRGOHI21 genoem is. [46] Ongewoon lyk dit asof VIRGOHI21 nie sigbare sterre bevat nie; dit is ontdek met radiofrekwensie waarnemings van waterstof. Op grond van rotasieprofiele skat die wetenskaplikes dat hierdie voorwerp ongeveer 1000 keer meer donker materie bevat as waterstof en 'n massa het van ongeveer 1/10 die van die Melkweg. Die melkweg het na raming ongeveer tien keer soveel donker materie as gewone materie. Modelle van die oerknal en struktuurvorming het voorgestel dat sulke donker sterrestelsels baie algemeen moes wees, [aanhaling nodig], maar VIRGOHI21 was die eerste wat opgespoor is.

Die snelheidsprofiele van sommige sterrestelsels soos NGC 3379 dui op die afwesigheid van donker materie. [47]
Melkweg trosse en gravitasie lensing
Sterk swaartekraglens, soos waargeneem deur die Hubble-ruimteteleskoop in Abell 1689, dui op die teenwoordigheid van donker materie - vergroot die beeld om die lensboë te sien.

Galaktiese trosse het ook nie genoeg ligstof om die gemete wentelsnelhede van sterrestelsels daarin te verklaar nie. Sterrestelselmassas word op drie onafhanklike maniere beraam:

Radiale snelheidsverspreiding van die sterrestelsels binne trosse
X-strale wat deur warm gas uitgestraal word. Gastemperatuur en -digtheid kan geskat word op grond van die X-straal-energie en -vloei, met die veronderstelling dat druk en swaartekragbalans die massaprofiel van die groep bepaal. Chandra X-straal-sterrewageksperimente gebruik hierdie tegniek om trosmassa onafhanklik te bepaal. Hierdie waarnemings dui gewoonlik aan dat die baroniese massa ongeveer 12–15 persent is, in ooreenstemming met die kosmiese gemiddelde van die Planck-ruimtetuig van 15,5–16 persent. [48]

Gravitasie-lens (gewoonlik op sterrestelsels in die verte) voorspel massas sonder om staat te maak op waarnemings van dinamika (bv. Snelheid). Veelvoudige Hubble-projekte het hierdie metode gebruik om groepmassas te meet.

Oor die algemeen vind hierdie metodes ontbrekende ligmateriaal voor.

Swaartekrag dien as 'n lens om die lig van 'n verder verwyderde bron (soos 'n kwasar) om 'n massiewe voorwerp (soos 'n sterrestelsel) tussen die bron en die waarnemer te buig in ooreenstemming met die algemene relatiwiteit.

Sterk lens is die waargenome vervorming van agtergrondstelsels in boë wanneer hul lig deur so 'n gravitasielens beweeg. Dit is waargeneem rondom enkele trosse in die verte, insluitend Abell 1689. [49] Deur die vervormingsgeometrie te meet, kan die massa van die tussenliggende groep verkry word. In die tientalle gevalle waar dit gedoen is, stem die massa-tot-lig-verhoudings ooreen met die dinamiese metings van donker materie van trosse. [50]

Swak swaartekraglens ondersoek klein vervormings van sterrestelsels, met behulp van statistiese ontledings van groot sterrestelselopnames. Deur die skynbare vervormingsvervorming van die aangrensende agtergrondstelsels te ondersoek, kan astrofisici die gemiddelde verspreiding van donker materie kenmerk. Die massa-tot-lig-verhoudings stem ooreen met die digtheid van donker materie wat voorspel word deur ander grootskaalse struktuurmetings. [51]

Galaktiese groep Abell 2029 bestaan ​​uit duisende sterrestelsels omhul in 'n wolk van warm gas en donker materiaal gelykstaande aan meer as 1014 M☉. In die middel van hierdie groep is 'n enorme elliptiese sterrestelsel wat waarskynlik uit baie kleiner sterrestelsels gevorm word. [52]
Die Bullet Cluster: HST-beeld met overlays. Die totale geprojekteerde massaverspreiding wat uit sterk en swak gravitasie-lens rekonstrueer word, word in blou getoon, terwyl die X-straal wat warm gas uitstraal wat met Chandra waargeneem word, in rooi getoon word.

Die mees direkte waarnemingsbewyse kom van die Bullet Cluster. In die meeste streke kom donker en sigbare materie saam voor, [53] as gevolg van hul aantrekkingskrag. In die Bullet Cluster verdeel die twee materiaalsoorte egter. Dit is blykbaar veroorsaak deur 'n botsing tussen twee kleiner trosse. Elektromagnetiese wisselwerking tussen gasdeeltjies wat deurloop, sou daartoe gelei het dat die ligmateriaal vertraag het en naby die trefpunt gesak het. Omdat donker materie nie elektromagneties interaksie het nie, het dit nie vertraag nie en verby die middelpunt gegaan.

X-straalwaarnemings toon aan dat baie van die ligstof (in die vorm van 107–108 Kelvin [54] gas of plasma) in die middel van die groep gekonsentreer is. Swak swaartekrag-waarnemings toon dat baie van die ontbrekende massa buite die sentrale streek sal woon. Anders as galaktiese rotasiekurwes, is hierdie bewyse onafhanklik van die besonderhede van die Newtonse swaartekrag, wat die donker materie direk ondersteun.

Die waargenome gedrag van donker materie beperk of en hoeveel dit ander donker materie-deeltjies verstrooi, gekwantifiseer as die dwarsdeursnee van selfinteraksie. As donker materie geen druk het nie, kan dit beskryf word as 'n perfekte vloeistof wat geen demping het nie. [55] Die verspreiding van massa in sterrestelsels word gebruik om argumente te gee vir [56] [57] en teen [58] die belangrikheid van selfinteraksie.

'N Deurlopende opname met die Subaru-teleskoop gebruik swak lens om agtergrondlig, gebuig deur donker materie, te ontleed om te bepaal hoe die lensvorm (hoe donker materie op die voorgrond versprei word). Die opname bestudeer sterrestelsels wat meer as 'n miljard ligjare ver is, oor 'n gebied groter as duisend vierkante grade (ongeveer een veertigste van die hele lug). [59] [60]


Kosmiese mikrogolf agtergrond
Hoofartikel: Kosmiese mikrogolfagtergrond
Die kosmiese mikrogolfagtergrond deur WMAP

Hoekige CMB-skommelinge lewer bewys vir donker materie. Die tipiese hoekskale van CMB-ossillasies, gemeet as die kragspektrum van die CMB-anisotropieë, toon die verskillende effekte van baroniese en donker materie. Gewone materie werk sterk in deur middel van bestraling, terwyl deeltjies van donker materie (WIMP's) nie albei die ossillasies beïnvloed deur hul swaartekrag nie, dus het die twee vorms van materie verskillende effekte.

Die spektrum toon 'n groot eerste piek en kleiner opeenvolgende pieke. [36] Die eerste piek vertel meestal die digtheid van baryoniese materie, terwyl die derde piek meestal betrekking het op die digtheid van donker materie, wat die digtheid van materie en die digtheid van atome meet.
Hemelopnames en baryon-akoestiese ossillasies
Hoofartikel: Baryon akoestiese ossillasies

Die akoestiese ossillasies van die vroeë heelal het sigbare materie beïnvloed deur middel van Baryon Acoustic Oscillation (BAO) -klustering, op 'n manier wat gemeet kan word met lugopnames soos die Sloan Digital Sky Survey en die 2dF Galaxy Redshift Survey. [61] Hierdie metings is konsekwente CMB-maatstawwe afgelei van die WMAP-ruimtetuig en beperk die Lambda CDM-model en donker materie verder. Let daarop dat CMB- en BAO-data verskillende afstandskale gebruik. [30]


Tik Ia supernova afstandmetings
Hoofartikel: Tik Ia-supernova

Tipe Ia supernovas kan gebruik word as & standaard kerse & quot om ekstragalaktiese afstande te meet. Uitgebreide datastelle van hierdie supernovas kan gebruik word om kosmologiese modelle te beperk. [62] Hulle beperk die donker energiedigtheid ΩΛ =

0.713 vir 'n plat, Lambda CDM-heelal en die parameter w vir 'n kernmodel. Die resultate stem ongeveer ooreen met die resultate wat afgelei is van die WMAP-waarnemings en beperk die Lambda CDM-model en (indirek) donker materie verder. [30]


Lyman-alfa-bos
Hoofartikel: Lyman-alfa-bos

In astronomiese spektroskopie is die Lyman-alfa-bos die som van die absorpsielyne wat voortspruit uit die Lyman-alfa-oorgang van neutrale waterstof in die spektrums van verre sterrestelsels en kwasars. Lyman-alfa-boswaarnemings kan ook kosmologiese modelle beperk. [63] Hierdie beperkings stem ooreen met dié wat verkry word uit WMAP-data.


Struktuurvorming
Hoofartikel: Struktuurvorming
3D-kaart van die grootskaalse verspreiding van donker materie, gerekonstrueer uit metings van swak swaartekraglensing met die Hubble-ruimteteleskoop. [64]

Struktuurvorming verwys na die seriële transformasies van die heelal na die oerknal. Voordat struktuurvorming, byvoorbeeld, beskryf Friedmann-kosmologie-oplossings vir algemene relatiwiteit 'n homogene heelal. Later het klein anisotrope geleidelik gegroei en die homogene heelal gekondenseer tot sterre, sterrestelsels en groter strukture.

Waarnemings dui daarop dat struktuurvorming hiërargies verloop, met die kleinste strukture wat eers in duie stort, gevolg deur sterrestelsels en dan sterrestelsels. Namate die strukture in die ontwikkelende heelal ineenstort, begin hulle & quotlightlight & quot soos baryoniese materie opwarm deur gravitasiekrimping en hidrostatiese drukbalans benader.

CMB-anisotropiemetings stel modelle vas waarin die meeste materie donker is. Donker materie sluit ook gapings in modelle van grootskaalse strukture. Die hipotese van die donker materie stem ooreen met statistiese opnames van die sigbare struktuur en presies met CMB-voorspellings.

Aanvanklik was die temperatuur en druk van die baroniese materie te hoog om deur die onstabiliteit van Jeans kleiner strukture, soos sterre, te vorm. Die swaartekrag van donker materie verhoog die verdigtingskrag, wat die skepping van hierdie strukture moontlik maak.

Rekenaarsimulasies van miljarde deeltjies van donker materie [65] het bevestig dat die & quotcold & quot donker materie-model van struktuurvorming ooreenstem met die strukture wat waargeneem word deur sterrestelsels, soos die Sloan Digital Sky Survey en 2dF Galaxy Redshift Survey, sowel as waarnemings van die Lyman-alfa-bos.

Spanning skei waarnemings en simulasies. Waarnemings het 90-99% minder klein sterrestelsels opgedoen as wat voorspellings gebaseer is op donker materie. [66] [67] Daarbenewens voorspel simulasies verdeling van donker materie met 'n digte punt naby galaktiese middelpunte, maar die waargenome halo's is gladder as wat voorspel is.
Samestelling

Die samestelling van donker materie bly onseker. Moontlikhede sluit in digte baroniese (wisselwerking met elektromagnetiese krag) materie en nie-baroniese materie (is slegs in wisselwerking met sy omgewing).
Baryoniese vs nie-baroniese saak


Fermi-LAT-waarnemings van dwergstelsels bied nuwe insigte oor donker materie.
Baryoniese saak

Baryoniese materiaal is gemaak van barione (protone en neutrone), wat sterre en planete vorm. Dit omvat ook minder algemene swart gate, neutronsterre, dowwe ou wit dwerge en bruin dwerge, bekend as massiewe kompakte stralevoorwerpe of MACHO's.

Verskeie bewyse dui daarop dat die meeste donker materie nie uit barione bestaan ​​nie:

Voldoende diffuse, baroniese gas of stof is sigbaar as dit deur sterre verlig word.
Die teorie van die oerknal-nukleosintese voorspel die waargenome oorvloed van chemiese elemente [68] [69] ooreenstemming met waargenome oorvloed, vereis dat die baroniese stof tussen 4-5 persent van die heelal se kritieke digtheid uitmaak. Daarenteen dui grootskaalse struktuur en ander waarnemings aan dat die totale materiaaldigtheid ongeveer 30% van die kritieke digtheid is (met donker energie wat die oorblywende 70% lewer).
Groot astronomiese soektogte na swaartekrag-mikrolensering in die Melkweg het bevind dat hoogstens 'n klein fraksie van die donker materie in donker, kompakte, konvensionele voorwerpe (MACHO's, ens.) Is, die uitgeslote reeks voorwerpmassas is vanaf die helfte van die aarde se massa tot 30 sonmassas, wat byna al die aanneemlike kandidate dek. [70] [71] [72] [73] [74] [75]
Gedetailleerde analise van die klein onreëlmatighede (anisotropies) in die kosmiese mikrogolfagtergrond waargeneem deur WMAP en Planck toon dat ongeveer vyf-sesdes van die totale materie in 'n vorm is wat slegs deur gravitasie-effekte met gewone materie of fotone in wisselwerking tree.

Kandidate vir nie-baroniese donker materie is hipotetiese deeltjies, soos aksies of supersimmetriese deeltjies. Neutrino's kan slegs 'n klein fraksie van die donker materie lewer, as gevolg van limiete wat afgelei word van grootskaalse struktuur en hoë-rooiverskuiwingstelsels.

Anders as baryoniese materie, het nie-baroniese materie nie bygedra tot die vorming van die elemente in die vroeë heelal nie (& quotBig Bang nukleosintese & quot) [10], en die teenwoordigheid daarvan word dus slegs aan die lig gebring deur die swaartekrageffekte daarvan. As die deeltjies waaruit dit saamgestel is, supersimmetries is, kan hulle ook vernietigingsinteraksies met hulself ondergaan, wat moontlik lei tot waarneembare neweprodukte soos gammastrale en neutrino's (& quotindirekte opsporing & quot). [76]
& quotTemperature & quot

Donker materie kan in koue, warm en warm kategorieë verdeel word. [77] Hierdie kategorieë verwys na snelheid eerder as temperatuur, wat aandui hoe ver ooreenstemmende voorwerpe beweeg het as gevolg van ewekansige bewegings in die vroeë heelal, voordat dit vertraag het as gevolg van uitbreiding - dit is 'n belangrike afstand wat die & quotfree streaming length & quot (FSL) genoem word. Primordiale digtheidsskommelings kleiner as hierdie lengte word uitgewas omdat deeltjies versprei van oormatige na onderdense streke, terwyl groter skommelinge nie beïnvloed word nie. Daarom stel hierdie lengte 'n minimum skaal vir struktuurvorming in. Die kategorieë word gestel met betrekking tot die grootte van 'n protogalaksie ('n voorwerp wat later in 'n dwergstelsel ontwikkel). Koue, warm en warm donker materie se FSL's is onderskeidelik baie kleiner, [78] soortgelyk en baie groter. [79]

'N Vierde kategorie genaamd gemengde donker materie is weggegooi (in die negentigerjare) na die ontdekking van donker energie.

Koue donker materie lei tot 'n & quotbottom-up & quot vorming van struktuur, terwyl warm donker materie sou lei tot 'n & quottop-down & quot formasie scenario, hy word uitgesluit deur sterrestelsels waarnemings met 'n hoë rooi verskuiwing. [13]
Alternatiewe definisies

Hierdie kategorieë kom ook ooreen volgens die skommelingsspektrum-effekte en interval na die oerknal waarteen elke tipe nie-relativisties geword het.

Davis et al. het in 1985 geskryf:

Kandidaatdeeltjies kan in drie kategorieë gegroepeer word op grond van hul effek op die skommelingsspektrum (Bond et al. 1983). As die donker materie bestaan ​​uit oorvloedige ligdeeltjies wat tot kort voor herkombinasie relativisties bly, kan dit genoem word & quotot & quot. Die beste kandidaat vir warm donker materie is 'n neutrino. 'N Tweede moontlikheid is dat die deeltjies van die donker materie swakker interaksie het as neutrino's, minder voorkom en 'n massa van 1 keV het. Sulke deeltjies word 'warm donker materie' genoem, omdat dit laer termiese snelhede het as massiewe neutrino's. daar is tans min kandidaatdeeltjies wat by hierdie beskrywing pas. Gravitinos en photinos is voorgestel (Pagels en Primack 1982 Bond, Szalay en Turner 1982). Enige deeltjies wat baie vroeg nie-relatief geraak het en dus 'n weglaatbare afstand kon versprei, word 'quotcold' & quot dark matter (CDM) genoem. Daar is baie kandidate vir CDM, insluitend supersimmetriese deeltjies. [80]

Nog 'n benaderde skeidslyn is dat warm donker materie nie-relativisties geword het toe die heelal ongeveer 1 jaar oud was en 1 miljoenste van sy huidige grootte en in die bestralings-gedomineerde era (fotone en neutrino's), met 'n foton temperatuur 2,7 miljoen K. die fisiese kosmologie gee die deeltjiehorisongrootte aan as 2 ct [opklaring benodig] in die bestralings-gedomineerde era, dus 2 ligjare. 'N Streek van hierdie grootte sal uiteindelik uitbrei na 2 miljoen ligjare (afwesige struktuurvorming). Die werklike FSL is ongeveer 5 keer die lengte hierbo, aangesien dit stadig groei, aangesien deeltjiesnelhede omgekeerd afneem met die skaalfaktor nadat dit nie-relativisties geword het. In hierdie voorbeeld sou die FSL vandag ooreenstem met 10 miljoen ligjaar of 3 Mpc, ongeveer die grootte wat 'n gemiddelde groot sterrestelsel bevat.

Die foton-temperatuur van 2,7 miljoen K gee 'n tipiese foton-energie van 250 elektronvolte en stel sodoende 'n tipiese massaskaal vir & quotwarm & quot; donker materie: deeltjies wat baie massiewer is as hierdie, soos GeV - TeV-massa WIMP's, sal baie vroeër nie-relativisties word. meer as 1 jaar na die oerknal en het FSL's dus baie kleiner as 'n proto-sterrestelsel, wat hulle koud maak. Omgekeerd, veel ligter deeltjies, soos neutrino's met 'n massa van slegs 'n paar eV, het FSL's veel groter as 'n proto-sterrestelsel en kwalifiseer dit dus as warm.


Koue donker materie
Hoofartikel: Koue donker materie

Koue donker materie bied die eenvoudigste verklaring vir die meeste kosmologiese waarnemings. Dit is donker materie wat bestaan ​​uit bestanddele met 'n FSL wat baie kleiner is as 'n protogalaksie. Dit is die fokus vir navorsing oor donker materie, aangesien dit lyk asof dit nie in staat is om die vorming van sterrestelsels of sterrestelsels in warm donker materie te ondersteun nie, en die meeste deeltjie-kandidate vroeg vertraag.

Die bestanddele van koue donker materie is onbekend. Die moontlikhede wissel van groot voorwerpe soos MACHO's (soos swart gate [81]) of RAMBO's (soos trosse bruin dwerge), tot nuwe deeltjies soos WIMP's en aksies.

Studies van die oerknal-nukleosintese en gravitasie-lensing het die meeste kosmoloë [13] [82] [83] [84] [85] [86] oortuig dat MACHO's [82] [84] nie meer as 'n klein fraksie donker materie kan uitmaak nie. [ 10] [82] Volgens A. Peter: & quot. die enigste regtig aanneemlike kandidate vir donker materie is nuwe deeltjies. & quot [83]

Die DAMA / NaI-eksperiment en die opvolger daarvan, DAMA / LIBRA, beweer dat dit direk opspoor van donker materie-deeltjies wat deur die aarde beweeg, maar baie navorsers bly skepties, aangesien negatiewe resultate van soortgelyke eksperimente onversoenbaar lyk met die DAMA-resultate.

Baie supersimmetriese modelle bied kandidate vir donker materie aan in die vorm van die WIMPy Lightest Supersymmetric Particle (LSP). [87] Afsonderlik bestaan ​​daar swaar steriele neutrino's in nie-supersimmetriese uitbreidings tot die standaardmodel wat die klein neutrino-massa deur die wipplankmeganisme verklaar.


Warm donker materie
Hoofartikel: Warm donker materie

Warm donker materie verwys na deeltjies met 'n FSL wat vergelykbaar is met die grootte van 'n protogalaksie. Voorspellings gebaseer op warm donker materie is soortgelyk aan dié vir koue donker materie op groot skale, maar met minder kleinskaalse digtheidstoornisse. Dit verminder die voorspelde oorvloed van dwergstelsels en kan lei tot 'n laer digtheid van donker materie in die sentrale dele van groot sterrestelsels. Sommige navorsers beskou dit as 'n beter pas by waarnemings. 'N Uitdaging vir hierdie model is die gebrek aan kandidaatdeeltjies met die vereiste massa

Geen bekende deeltjies kan as warm donker materie gekategoriseer word nie. 'N Gepostuleerde kandidaat is die steriele neutrino: 'n swaarder, stadiger vorm van neutrino wat nie deur die swak krag in wisselwerking is nie (anders as ander neutrino's). Sommige gewysigde swaartekragteorieë, soos skaal-tensor-vektor-swaartekrag, benodig warm donker materie om hul vergelykings te laat werk.


Warm donker materie
Hoofartikel: Warm donker materie

Warm donker materie bestaan ​​uit deeltjies waarvan die FSL baie groter is as die grootte van 'n protogalaksie. Die neutrino kwalifiseer. Hulle is onafhanklik ontdek, lank voor die jag op donker materie: dit is in 1930 gepostuleer en in 1956 opgespoor. Die massa van neutrino's is minder as 10 - 6 van 'n elektron. Neutrino's interaksie met normale materie slegs via swaartekrag en die swak krag, wat dit moeilik maak om op te spoor (die swak krag werk net oor 'n klein afstand, dus veroorsaak 'n neutrino 'n swak kraggebeurtenis slegs as dit 'n kern van die kern tref) Dit maak van hulle 'swak interaksie met ligdeeltjies' (WILP's), in teenstelling met WIMP's.

Die drie bekende geure van neutrino's is die elektron, muon en tau. Hulle massas verskil effens. Neutrino's wissel tussen die geure terwyl hulle beweeg. Dit is moeilik om 'n presiese boonste grens te bepaal op die kollektiewe gemiddelde massa van die drie neutrino's (of vir een van die drie individueel). As die gemiddelde neutrino-massa byvoorbeeld meer as 50 eV / c2 was (minder as 10-5 van die massa van 'n elektron), sou die heelal in duie stort. CMB-data en ander metodes dui aan dat hul gemiddelde massa waarskynlik nie 0,3 eV / c2 oorskry nie. Gevolglike neutrino's kan dus nie donker materie verklaar nie. [88]

Omdat digtheidskommelings in die melkwegstowwe deur vrystroom uitgespoel word, impliseer warm donker materie dat die eerste voorwerpe wat kan vorm, reuse-superkluster-grootte pannekoeke is, wat dan in sterrestelsels fragmenteer. Diepveldwaarnemings wys in plaas daarvan dat sterrestelsels eers gevorm het, gevolg deur trosse en superklusters terwyl sterrestelsels saamklonter.

As donker materie bestaan ​​uit WIMP's, moet miljoene, moontlik miljarde, WIMP's elke sekonde van die Aarde deurgaan. [89] [90] Baie eksperimente is daarop gemik om hierdie hipotese te toets. Alhoewel WIMP's gewilde soekkandidate is, [13] soek die Axion Dark Matter eXperiment (ADMX) na aksies. 'N Ander kandidaat is swaar deeltjies van verborge sektor wat slegs via swaartekrag met gewone materie in wisselwerking tree.

Hierdie eksperimente kan in twee klasse verdeel word: eksperimente vir direkte opsporing, wat soek na die verspreiding van donker materie-deeltjies van atoomkerne binne 'n detektor en indirekte opsporing, wat die produkte van WIMP-vernietigings soek. [76]

Eksperimente met direkte opsporing werk diep ondergronds om die interferensie van kosmiese strale te verminder. Detektors sluit in die Stawell-myn, die Soudan-myn, die SNOLAB-ondergrondse laboratorium in Sudbury, Ontario, die Gran Sasso National Laboratory, die Canfranc Underground Laboratory, die Boulby Underground Laboratory, die Deep Underground Science and Engineering Laboratory en die deeltjie- en astrofisiese Xenon Detector.

Hierdie eksperimente maak meestal gebruik van krioogene of edele vloeistofdetektortegnologieë. Kryogene detektore wat werk by temperature onder 100mK, bespeur die hitte wat geproduseer word wanneer 'n deeltjie 'n atoom in 'n kristalabsorbeerder soos germanium tref. Edele vloeistofdetektore bespeur skittering wat ontstaan ​​deur 'n deeltjiebotsing in vloeibare xenon of argon. Kryogeniese detektoreksperimente sluit in: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Edele vloeibare eksperimente sluit in ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX en LUX, die Groot ondergrondse Xenon-eksperiment. Albei hierdie tegnieke onderskei agtergronddeeltjies (wat elektrone verstrooi) van donker materie-deeltjies (wat kern versprei). Ander eksperimente sluit in SIMPLE en PICASSO.

Die DAMA / NaI, DAMA / LIBRA eksperimente het 'n jaarlikse modulasie opgespoor in die geval tempo [91] wat volgens hulle te wyte is aan donker materie. (Aangesien die aarde om die son wentel, sal die snelheid van die detektor relatief tot die donker materie-stralekring met 'n klein hoeveelheid wissel). Hierdie bewering is tot dusver onbevestig en onversoenbaar met negatiewe resultate van ander eksperimente. [92]

Rigtingopsporing is 'n soekstrategie gebaseer op die beweging van die sonnestelsel rondom die Galaktiese Sentrum. [93] [94] [95] [96]

'N Laagdruk-tydprojeksiekamer maak dit moontlik om toegang te verkry tot inligting oor terugspoelspore en beperk die WIMP-kern kinematika. WIMP's wat kom uit die rigting waarin die son beweeg (ongeveer Cygnus), kan dan van die agtergrond geskei word, wat isotroop moet wees. Direksionele donkermaterie-eksperimente sluit in DMTPC, DRIFT, Newage en MIMAC.

In 2009 het CDMS-navorsers twee moontlike WIMP-kandidaatgebeurtenisse gerapporteer. Hulle skat dat die waarskynlikheid dat hierdie gebeure as gevolg van agtergrond (neutrone of verkeerde geïdentifiseerde beta- of gamma-gebeure) 23% is, en die gevolgtrekking is dat hierdie ontleding nie as 'n belangrike bewys vir WIMP-interaksies geïnterpreteer kan word nie, maar ons kan geen gebeurtenis as sein afwys nie. 97]

In 2011 het navorsers wat die CRESST-detektors gebruik het, bewyse [98] aangebied van 67 botsings wat in detektorkristalle van subatomiese deeltjies voorkom. Hulle het bereken dat die waarskynlikheid dat almal deur bekende bronne van steuring / besmetting veroorsaak is, 1 uit 10 -5 was.


Indirekte opsporing
Collage van ses botsings met donker materie-kaarte. Die trosse is waargeneem in 'n studie van hoe donker materie in trosse sterrestelsels optree wanneer die trosse bots. [99]
Lêer: Omskep van swart gate in Dark Matter Labs.webmPlay media
Video oor die moontlike gammastraalopsporing van vernietiging van donker materie rondom supermassiewe swart gate. (Duur 3:13, sien ook die beskrywing van die lêer.)

Indirekte opsporing eksperimente soek na die produkte van WIMP vernietiging / verval. As WIMP's Majorana-deeltjies is (hul eie antipartikel), kan twee WIMP's vernietig om gammastrale of deeltjie-antipartikel-pare van die standaardmodel te produseer. As die WIMP onstabiel is, kan WIMP's in standaardmodelle (of ander) deeltjies verval. Hierdie prosesse kan indirek opgespoor word deur 'n oormaat gammastrale, antiprotone of positrone wat voortspruit uit hoë digtheidsstreke. Die opsporing van so 'n sein is nie afdoende bewys nie, aangesien die bronne van gammastraleproduksie nie volledig verstaan ​​word nie. [13] [76]

Sommige van die WIMP's wat deur die son of aarde beweeg, kan atome verstrooi en energie verloor. Dus kan WIMP's in die middel van hierdie liggame ophoop, wat die kans op botsing / vernietiging verhoog. Dit kan 'n kenmerkende sein lewer in die vorm van neutrino's met 'n hoë energie. [100] So 'n sein sou 'n sterk indirekte bewys wees van WIMP-donker materie. [13] Hoë-energie neutrino-teleskope soos AMANDA, IceCube en ANTARES soek na hierdie sein.

WIMP-vernietiging van die Melkwegstelsel as geheel kan ook opgespoor word in die vorm van verskillende vernietigingsprodukte. [101] Die Galactic Centre is veral 'n goeie plek om na te kyk, want die digtheid van donker materie kan daar hoër wees. [102]

Die EGRET gammastraal-teleskoop het meer gammastrale waargeneem as wat van die Melkweg verwag is, maar wetenskaplikes het tot die gevolgtrekking gekom dat dit waarskynlik te wyte was aan die verkeerde skatting van die sensitiwiteit van die teleskoop. [103]

Die Fermi gammastraal-ruimteteleskoop is op soek na soortgelyke gammastrale. [104] In April 2012 het 'n ontleding [105] van voorheen beskikbare data vanaf sy Large Area Telescope-instrument statistiese bewyse opgelewer van 'n 130 GeV-sein in die gammastraling wat uit die middel van die Melkweg kom. WIMP-vernietiging is gesien as die waarskynlikste verklaring. [106]

By hoër energieë het op die grond gebaseerde gammastraleskope perke gestel vir die vernietiging van donker materie in dwerg-sferoïediese sterrestelsels [107] en in sterrestelsels. [108]

Die PAMELA-eksperiment (van stapel gestuur in 2006) het oortollige positrons opgespoor. Dit kan wees uit die vernietiging van donker materie of van pulse. Geen oortollige anti-protone is waargeneem nie. [109]

In 2013 het die resultate van die Alpha Magnetic Spectrometer op die Internasionale Ruimtestasie aangedui op oormatige kosmiese strale met 'n hoë energie wat kan wees as gevolg van vernietiging van donker materie. [110] [111] [112] [113] [114] [115]

'N Alternatiewe benadering tot die opsporing van WIMP's in die natuur is om dit in die laboratorium te produseer. Eksperimente met die Large Hadron Collider (LHC) kan WIMP's wat in botsings van die LHC-protonbalke geproduseer word, opspoor. Omdat 'n WIMP onbeduidende interaksie met materie het, kan dit indirek opgespoor word as (groot hoeveelhede) ontbrekende energie en momentum wat die detektors ontkom, mits ander (nie-weglaatbare) botsingsprodukte opgespoor word. [116] Hierdie eksperimente kan aantoon dat WIMP's geskep kan word, maar 'n eksperiment met direkte opsporing moet steeds aantoon dat dit in voldoende getalle bestaan ​​om donker materie te verreken.


Alternatiewe teorieë
Massa in ekstra afmetings

In sommige multidimensionele teorieë is die swaartekrag die enigste krag met effek in alle dimensies. [117] Dit verklaar die relatiewe swakheid van swaartekrag in vergelyking met die ander natuurkragte wat nie in ekstra dimensies kan oorgaan nie. In daardie geval kan donker materie in 'n "Hidden Valley" bestaan ​​in ander dimensies wat slegs deur swaartekrag met die materie in ons dimensies in wisselwerking tree. Daardie donker materie kan moontlik op dieselfde manier as gewone materie versamel en ander-dimensionele sterrestelsels vorm. [9] [118]

Donker materie kan bestaan ​​uit oerfoute (& geboortedefekte & quot) in die topologie van kwantumvelde, wat energie sal bevat en dus swaar kan trek. Hierdie moontlikheid kan ondersoek word deur die gebruik van 'n orbitale netwerk van atoomhorlosies wat die gang van topologiese defekte kan registreer deur veranderings aan die kloksinkronisering. Die Global Positioning System kan moontlik as sodanig netwerk funksioneer. [119]

Sommige teorieë wysig die swaartekragwette.

Die vroegste was Mordehai Milgrom se Modified Newtonian Dynamics (MOND) in 1983, wat Newton se wette aanpas om die gravitasieveldsterkte te verhoog waar swaartekragversnelling klein word (soos naby die rand van 'n sterrestelsel). Dit het suksesvol verklaar deur rotasiesnelheidskrommes van elliptiese en dwerg-elliptiese sterrestelsels te verklaar, maar nie die swaartekrag-gravitasie-lens nie. MOND was nie relatiwisties nie: dit was 'n aanpassing van die Newtonse verslag. Daar is gepoog om MOND in ooreenstemming te bring met die algemene relatiwiteit, wat meegebring het met mededingende MOND-gebaseerde hipoteses - insluitend TeVeS-, MOG- of STV-swaartekrag en die fenomenologiese kovariante benadering. [120]

In 2007 stel Moffat 'n gewysigde swaartekraghipotese voor wat gebaseer is op die nie-simmetriese gravitasieteorie (NGT) wat beweer dat dit die gedrag van botsende sterrestelsels verklaar. [121] Hierdie model vereis dat daar nie-relativistiese neutrino's of ander koue donker materie is om te werk.

'N Ander voorstel gebruik 'n swaartekragreaksie uit 'n teorie wat gravitasiekrag tussen voorwerpe as 'n aksie, 'n reaksie en dan 'n terugreaksie verklaar. Dus beïnvloed 'n voorwerp A 'n voorwerp B, en die voorwerp B beïnvloed dan voorwerp A, ensovoorts: die skep van 'n terugvoerlus wat swaartekrag versterk. [122]

In 2008 het 'n ander groep & quotdark fluid & quot voorgestel, 'n verandering van grootskaalse swaartekrag. Dit het veronderstel dat aantreklike gravitasie-effekte eerder 'n newe-effek van donker energie is. Donker vloeistof kombineer donker materie en donker energie in 'n enkele energieveld wat verskillende effekte op verskillende skale lewer. Hierdie behandeling is 'n vereenvoudiging van 'n vorige vloeistofagtige model genaamd die algemene Chaplygin-gasmodel, waarin die hele ruimtetyd 'n samedrukbare gas is. [123] Donker vloeistof kan met 'n atmosferiese stelsel vergelyk word. Atmosferiese druk laat lug uitbrei en lugstreke kan ineenstort om wolke te vorm. Op dieselfde manier kan die donker vloeistof oor die algemeen versprei terwyl dit rondom sterrestelsels versamel. [123]

Nottale stel voor dat potensiële energie kan ontstaan ​​as gevolg van die breuk van die ruimtetyd, wat die ontbrekende massa-energie waarneem op kosmologiese skale. [124] [125]


Populere kultuur
Hoofartikel: Donker materie in fiksie

Daar word melding gemaak van donker materie in sommige videospeletjies en ander fiksiewerke. In sulke gevalle word gewoonlik buitengewone fisiese of magiese eienskappe toegeskryf. Sulke beskrywings stem dikwels nie ooreen met die hipotese-eienskappe van donker materie in fisika en kosmologie nie.


Sien ook
Portaal-ikoon Fisika-portaal
Portaalikoon Kosmologieportaal

Kameleon deeltjie
Gelykvormigheid
Algemene antipartikel-spektrometer
Illustris-projek
Ligte donker materie
Spieël saak
Multidark (navorsingsprogram)
Skaalveld donker materie
Selfinteraksie van donker materie
SIMP
Ondeeltjie fisika

Aangesien donker energie volgens konvensie nie tel as & quotmatter & quot nie, is dit 26,8 / (4,9 + 26,8) = 0,845


Buite donker materie

Die raaisel van wat donker materie eintlik is, bly die grootste uitdaging van moderne fundamentele fisika. Die kernvraag is of dit inderdaad 'n ontbrekende massabron is, soos 'n nuwe soort materie, en of die gravitasiewet eenvoudig op groot lengte-skale verskil.

Alhoewel die eerste opsie baie aanloklik lyk, het ons nog geen donker saak gevind nie. Alhoewel swaartekragwette goed getoets word in die sonnestelsel, moet u dit versigtig ekstrapoleer tot die weegskaal wat ten minste een miljard keer groter is.

Een bekende poging om van die behoefte aan donker materie ontslae te raak, is Modified Newtonian Dynamics (MOND), wat daarop dui dat die swaartekragwet van Newton onreëlmatig word wanneer die swaartekrag baie swak is - soos in die buitenste streke van die sterrestelsel. Maar hoewel hierdie teorie in baie opsigte suksesvol is, het dit nie dieselfde streng toetse geslaag as ons standaardmodel van kosmologie nie, wat donker materie insluit.

Die grootste probleem is dat MOND nie die ontbrekende massaprobleem in sterrestelsels en sterrestelsels terselfdertyd kan verklaar nie. Nog 'n baie sterk argument teen MOND is gebaseer op die waarneming van botsende sterrestelsels, waar die sterre van elke sterrestelsel deur mekaar beweeg, maar die gaswolke bymekaar bly en agterbly. 'N Bekende voorbeeld is die Bullet Cluster, wat bestaan ​​uit twee sulke botsende trosse. Waarnemings dui daarop dat donker materie die sterre in hierdie gebeure volg, wat 'n laer totale massa het as die gaswolk. MOND kan nie verklaar waarom dit is nie.


Sir James Jeans

Ons redakteurs sal hersien wat u ingedien het en bepaal of die artikel hersien moet word.

Sir James Jeans, tenvolle Sir James Hopwood Jeans, (gebore 11 September 1877, Londen, Eng. - oorlede op 16 September 1946, Dorking, Surrey), Engelse fisikus en wiskundige wat die eerste voorgestel het dat materie deurlopend in die heelal geskep word. Hy het ander innovasies in die astronomiese teorie gemaak, maar is miskien veral bekend as 'n skrywer van populêre boeke oor sterrekunde.

Jeans onderrig aan die Universiteit van Cambridge (1904–05, 1910–12) en aan die Princeton Universiteit (1905–09). In 1923 word hy navorsingsgenoot by Mt. Wilson Observatory, Pasadena, Kalifornië, waar hy gebly het tot 1944. In 1928, die jaar toe hy tot ridder geslaan is, het hy sy deurlopende skeppingsteorie voorgestel.

Sy werk het ondersoeke na spiraalnewels, die bron van sterrenergie, binêre en meervoudige sterstelsels en reuse- en dwergsterre ingesluit. Hy het ook die opbreek van vinnig draaiende liggame onder die spanning van sentrifugale krag ontleed en tot die gevolgtrekking gekom dat die newelhipotese van Laplace, wat verklaar het dat die planete en die son uit 'n enkele gaswolk gekondenseer is, ongeldig is. In plaas daarvan het hy die katastrofiese of getyteorie voorgestel, die eerste keer deur die Amerikaanse geoloog Thomas C. Chamberlin voorgestel. Volgens hierdie teorie het 'n ster die botsing met die son netjies gemis en in die afloop daarvan weggetrek van die sonsterreste wat gekondenseer het om die planete te vorm.

Jeans het wiskunde toegepas op probleme in termodinamika en stralingswarmte en het oor ander aspekte van bestraling geskryf. Van sy vele gewilde boeke was miskien die beste daarvan Die heelal rondom ons (1929) en Deur ruimte en tyd (1934). Sy belangrike tegniese werke sluit in Die dinamiese teorie van gasse (1904), Teoretiese Meganika (1906), Die wiskundige teorie van elektrisiteit en magnetisme (1908), en Inleiding tot die kinetiese teorie van gasse (1940).


Die sameswering van die donker materie

Rekenaarsimulasie van 'n sterrestelsel, met die donker materie gekleur om dit sigbaar te maak. Die donker materie omring en deurdring die sterrestelsel, hou dit bymekaar en laat sterre en planete vorm. Beeldkrediet: Springel et al., Virgo Consortium, Max-Planck-instituut vir astrofisika. 'N Internasionale span sterrekundiges, onder leiding van Michele Cappellari van die Universiteit van Oxford, het data wat deur die WM Keck-sterrewag in Hawaii versamel is, gebruik om die bewegings van sterre in die buitenste dele van elliptiese sterrestelsels te ontleed, om die groot aantal op te neem. van hierdie sterrestelsels. Die span het verrassende gravitasie-ooreenkomste tussen spiraalvormige en elliptiese sterrestelsels ontdek, wat die invloed van verborge kragte impliseer. Die studie sal gepubliseer word in The Astrophysical Journal Letters.

Voorbeeld van kartering en ontleding van die snelhede van sterre in 'n elliptiese sterrestelsel. Blou kleure toon streke waar die sterre na die waarnemer op aarde buig, en rooi kleure toon streke wat wegbeweeg, in 'n algehele patroon van samehangende rotasie. Die boonste paneel toon die oorspronklike data, soos versamel met behulp van die DEIMOS-spektrograaf op die W.M. Keck-sterrewag. Die onderste paneel toon 'n numeriese model wat die data opmerklik goed ooreenstem met die gebruik van die gekombineerde swaartekraginvloed van lig- en donker materie. Beeldkrediet: M. Cappellari en die SLUGGS-span. Die wetenskaplikes van die VSA, Australië en Europa het die kragtige DEIMOS-spektrograaf wat op die wêreld se grootste optiese teleskoop by Keck Observatory geïnstalleer is, gebruik om 'n groot opname van nabygeleë sterrestelsels genaamd SLUGGS uit te voer, wat die snelheid van hul sterre in kaart gebring het. Die span het toe die swaartekragwet van Newton toegepas om hierdie spoedmetings te vertaal in die hoeveelhede materie wat in die sterrestelsels versprei word.

& # 8220DieIMOS-spektrograaf was van kardinale belang vir hierdie ontdekking, aangesien dit data van 'n hele reusagtige sterrestelsel gelyktydig kan opneem, en terselfdertyd die spoed van sy sterre op honderd afsonderlike plekke met 'n uitstekende akkuraatheid kan neem, & # 8221 het Aaron gesê. Romanowsky, van die San Jose State University.

Een van die belangrikste wetenskaplike ontdekkings in die 20ste eeu was dat die skouspelagtige spiraalstelsels, soos ons eie Melkweg, baie vinniger draai as wat verwag is, aangedryf deur 'n ekstra swaartekrag van onsigbare & # 8220donker materie & # 8221 soos dit nou genoem word. . Sedert hierdie ontdekking veertig jaar gelede, het ons geleer dat hierdie geheimsinnige stof, wat waarskynlik 'n eksotiese elementêre deeltjie is, ongeveer 85 persent van die massa in die heelal uitmaak, wat slegs 15 persent oorlaat as die gewone dinge wat in ons alledaagse lewe voorkom. Donker materie staan ​​sentraal in ons begrip van hoe sterrestelsels vorm en ontwikkel en mdash en is uiteindelik een van die redes vir die bestaan ​​van lewe op aarde en mdash, maar ons weet feitlik niks daarvan nie.

Die spoed van sterre op sirkelbane is gemeet aan beide spiraalvormige en elliptiese sterrestelsels. Sonder donker materie, moet die spoed afneem na gelang van die sterrestelsel, teen verskillende tempo's vir die twee sterrestelselsoorte. In plaas daarvan lyk dit asof die donker materie saamsweer om die spoed konstant te hou. Beeldkrediet: M. Cappellari en die Sloan Digital Sky Survey. & # 8220 Die verrassende bevinding van ons studie was dat elliptiese sterrestelsels 'n merkwaardige konstante sirkelsnelheid handhaaf tot groot afstande vanaf hul sentrums, op dieselfde manier as wat daar al bekend is dat spiraalsterrestelsels dit doen, & # 8221 het Cappellari gesê. & # 8220 Dit beteken dat sterre en donker materie in hierdie verskillende soorte sterrestelsels saamspan om hulself te herverdeel om hierdie effek te produseer, met sterre wat in die binneste streke van die sterrestelsels oorheers, en 'n geleidelike verskuiwing in die buitenste streke na die dominante van donker materie. & # 8221

Die sameswering kom egter nie natuurlik na vore uit modelle van donker materie nie, en 'n mate van ontstellende verfyning is nodig om die waarnemings te verduidelik. Om hierdie rede het die sameswering selfs daartoe gelei dat sommige outeurs voorgestel het dat dit eerder as gevolg van donker materie kan wees as gevolg van die swaartekragwet van Newton wat op groot afstande geleidelik minder akkuraat word. Opvallend is dat dekades nadat dit voorgestel is, hierdie alternatiewe teorie (sonder donker materie) nog nie finaal uitgesluit kan word nie.

Spiraalstelsels vorm net minder as die helfte van die sterremassa in die heelal, wat oorheers word deur elliptiese en lensvormige sterrestelsels, en met meer ligte sterrekonfigurasies en die plat gasskywe wat die spirale het, kort. In hierdie sterrestelsels was dit tegnies baie moeilik om hul massas te meet en uit te vind hoeveel donker materie hulle het, en hoe dit tot nou toe versprei word.

Omdat die elliptiese sterrestelsels verskillende vorms en vormingsgeskiedenisse het as spiraalvormige sterrestelsels, is die nuut ontdekte sameswering nog dieper en sal kundiges in donker materie en sterrestelselvorming daartoe lei om mooi na te dink oor wat in die & # 8220donker sektor & # 8221 van die heelal gebeur het. .

& # 8220Hierdie vraag is veral tydig in hierdie tydperk wanneer natuurkundiges by CERN, na 'n mislukte eerste poging, die Large Hadron Collider weer wil begin om dieselfde ontwykende donker materie-deeltjie direk op te spoor, wat sterrestelsels vinnig laat draai as dit regtig is. bestaan!, & # 8221 het professor Jean Brodie, hoofondersoeker van die SLUGGS-opname, gesê.


Die vroeë heelal

Opmerking van die redakteur: ek kopieer dit net vanaf Wikipedia, aangesien dit net 'n basiese bladsy vir plekhouers is. Ek het ook die tydlyn van Cosmology opgeneem in Niel Brandt se Timelines and Scales of Measurement Page (met oorspronklike verwysings). Vir 'n ander skakel, sien Rob Knop se berig oor The History of the Universe at Galactic Interactions. In die toekoms kan meer teks en skakels hier bygevoeg word as iemand MAK110726 wil bydra

Nadat die kosmiese inflasie geëindig het, word die heelal gevul met 'n kwark-gluon plasma. Vanaf hierdie punt word die fisika van die vroeë heelal beter verstaan ​​en minder spekulatief. - Wikipedia

Supersimmetrie breek

As supersimmetrie 'n eienskap van ons heelal is, moet dit gebreek word met 'n energie wat nie laer is as 1 TeV nie, die elektro-swakke simmetrie-skaal. Die massas deeltjies en hul superpartners sal dan nie meer gelyk wees nie, wat kan verklaar waarom geen superpartners van bekende deeltjies ooit waargeneem is nie. - Wikipedia

1 x 10- 11 Elektro-swakke eenwording spontane simmetrie breek Temperatuur: 3 x 10 15 (Kolb & Turner 1990 p.72)

Quark-Lepton-era

Kwark-era: Tussen 10 -12 sekondes en 10 -6 sekondes na die oerknal.

In die breek van die elektro-swak simmetrie, word aan die einde van die elektro-swakke era geglo dat al die fundamentele deeltjies 'n massa verkry deur middel van die Higgs-meganisme waarin die Higgs-boson 'n vakuumverwagtingswaarde verkry. Die fundamentele interaksies van gravitasie, elektromagnetisme, die sterk interaksie en die swak interaksie het nou hul huidige vorm aangeneem, maar die temperatuur van die heelal is nog steeds te hoog om kwarks aanmekaar te kan bind om hadrone te vorm. - Wikipedia

2 x 10- 7 Tauon-vernietiging teen tauon Temperatuur: 2 x 10 13 kelvin (Harrison, 1981, p. 353)

Hadron-era: Tussen 10 -6 sekondes en 1 sekonde na die oerknal

Die kwark-gluon-plasma wat die heelal saamstel, koel af totdat hadrone, insluitend barione soos protone en neutrone, kan vorm. Ongeveer 1 sekonde nadat die oerknal neutrino's ontkoppel en vrylik deur die ruimte begin reis. Hierdie kosmiese neutrino-agtergrond, hoewel dit waarskynlik nie in detail waargeneem sal word nie, is analoog aan die kosmiese mikrogolfagtergrond wat baie later vrygestel is. (Sien hierbo rakende die kwark-gluon plasma, onder die String Theory-tydperk) - Wikipedia

1 x 10- 5 Vorming van hadrone uit kwarke Temperatuur: 2 x 10 12 (Kolb & Turner 1990 p.72)

7 x 10- 5 Anti-muon-vernietiging van Muon Temperatuur: 1 x 10 12 kelvin (Harrison, 1981, p. 353)

5 x 10- 4 Teen hierdie tyd het die heelal 'n baryon-antibaryon-asimmetrie, wat die gevolg is van post-inflasionêre B-, C-, CP-oortredingsprosesse Temperatuur: 4 x 10 11 kelvin (Kolb & Turner 1990 p.159, 281)

1 x 10- 1 Neutrale stroom swak interaksies word te stadig en neutrino's ontkoppel Temperatuur: 3 x 10 10 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Lepton-era: Tussen 1 sekonde en 10 sekondes na die oerknal

Die meerderheid hadrone en anti-hadrone vernietig mekaar aan die einde van die hadron-era, sodat leptone en anti-leptone die massa van die heelal oorheers. Ongeveer 10 sekondes na die oerknal daal die temperatuur van die heelal tot op die punt waar nuwe lepton / anti-leptonpare nie meer geskep word nie en die meeste leptone en anti-leptone word uitgeskakel in vernietigingsreaksies, wat 'n klein residu van leptone agterlaat. - Wikipedia

1 x 10 0 Laaistroom-swak interaksies word te stadig en die neutron-tot-proton-verhouding vries uit Temperatuur: 1 x 10 10 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

1 x 10 1 Elektronpositronvernietigingstemperatuur: 5 x 109 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Stralingstydperk (Foton-era)

Nadat die meeste leptone en antileptone aan die einde van die lepton-era vernietig is, word die energie van die heelal deur fotone oorheers. Hierdie fotone wissel steeds gereeld met gelaaide protone, elektrone en (uiteindelik) kerne, en hou aan om dit gedurende die volgende 380 000 jaar te doen. - Wikipedia

10 2 sekondes Tipiese fotonenergieë val onder die deuteronbindende energie en nukleosintese begin. Temperatuur: 1 x 109 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Nukleosintese: Tussen 3 minute en 20 minute na die oerknal


Die oorvloed van die ligte elemente as gevolg van die oerknal-nukleosintese. Grafiese uit Wat is die kans? Deel 2: Kosmiese inflasie! deur Ethan Siegel

10 3 Deeltjie-energieë daal onder Coulomb-versperringsenergieë en die nukleosintese eindig. Temperatuur: 4 x 108 kelvin (Boesgaard & Steigman, 1985 p.322)

Gedurende die fotonepoë daal die temperatuur van die heelal tot op die punt waar atoomkerne kan begin vorm. Protone (waterstofione) en neutrone begin saamsmelt tot atoomkerne in die proses van kernfusie. Dit het slegs bestaan ​​uit die kerne van die eenvoudigste chemiese elemente: meestal waterstof en helium. Nukleosintese duur egter net ongeveer sewentien minute, en daarna het die temperatuur en digtheid van die heelal gedaal tot op die punt waar kernfusie nie kan voortduur nie. Op die oomblik is daar ongeveer drie keer meer waterstof as helium-4 (volgens massa) en spoor slegs hoeveelhede ander kerne. - Wikipedia

Diagram wat die filogenie van materie op mikrovlak toon. Van uit The Evolutionary Eras after the First Minute, weergegee op sy beurt vanaf 'n webwerf gebaseer op 'n kursus wat ontwikkel is deur Dr. J. Schombert van die Universiteit van Oregon, met die naam 21st Century Science - The Birth of the Universe. Sien die skakel hierbo vir meer besonderhede. Hierdie diagram stel die idee bekend dat swart gate op die oomblik van die aanvang van die materie gevorm het en belangrik was in die vorming van materie.

Materie-oorheersde era begin

Saakoorheersing: 50 tot 70 000 jaar na die oerknal. Tot op hierdie tydstip is die uitbreidende heelal nog relatief glad en struktuurvry. Op hierdie stadium is die digtheid van nie-relativistiese materie (atoomkerne) en relativistiese bestraling (fotone) gelyk. Die Jeans-lengte, wat die kleinste strukture bepaal wat kan vorm (as gevolg van mededinging tussen swaartekrag-aantrekking en druk-effekte), begin val en versteurings, in plaas daarvan om uitgewis te word deur vrye straling, kan in amplitude begin groei. Die gevolg is dat na 50 000 jaar of wat geheimsinnige donkermassa-polle in duie stort. Volgens & # 923CDM oorheers koue donker materie in hierdie stadium, wat die weg baan vir gravitasie-ineenstorting om die klein inhomogeniteite wat deur kosmiese inflasie gelaat word, te versterk, wat digte streke digter en seldsame streke meer seldsaam maak. Dit is die strukture wat uiteindelik lei tot die geboorte van sterre en sterrestelsels, en uiteindelik ons. Omdat huidige teorieë oor die aard van donker materie onoortuigend is, bestaan ​​daar egter nog geen konsensus oor die oorsprong daarvan vroeër soos tans bestaan ​​vir baryoniese materie nie. - Jodrell Bank wonder tema Wikipedia

Rekombinasie ongeveer 377 000 jaar na die oerknal - Kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling


Waarnemings deur NASA se Cosmic Background Explorer en Wilkinson Anisotropy Microwave Probe onthul mikrogolflig uit die periode onmiddellik na die Big Bang, wat sterk bewyse lewer vir die Big Bang-teorie. Resultate van die Kosmiese Agtergrondverkenner is met die 2006 Nobelprys vir Fisika vereer. (Uit die kort geskiedenis van die heelal). WMAP-data toon die mikrogolf-agtergrondstralingsvariasies regdeur die heelal vanuit ons perspektief, hoewel die werklike variasies baie gladder is as wat die diagram voorstel. (Wikipedia)

Voordat ontkoppeling plaasvind, is die meeste fotone in die heelal in wisselwerking met elektrone en protone in die foton-barjonvloeistof. Die heelal is ondeursigtig of "mistig" as gevolg daarvan, kan lig nie ver beweeg voordat dit verstrooi of opgeneem word nie. Die baroniese materie in die heelal bestaan ​​uit geïoniseerde plasma. Meer presies, geïoniseerde waterstof- en heliumkerne. Dit beteken dat geen elektrone aan die kerne gebonde was nie (wat positief gelaaide protone bevat) dus elektries gelaai is (+1 en +2 onderskeidelik).

Ongeveer 380 000 jaar na die oerknal het die temperatuur gedaal tot op die punt waar die plasma neutraal geword het. Die vrye elektrone in die plasma word gevang deur die positiewe ione (kerne), wat elektriese neutrale waterstof- en heliumatome vorm, 'n proses wat rekombinasie. Hierdie proses is relatief vinnig en vinniger vir die helium as vir die waterstof. Dit laat die fotone vry wat die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling skep (kortweg CMB). Daarom kan die fotone nou vrylik beweeg (Compton-verstrooiing): die heelal het deursigtig geword. Daar word gewoonlik na hierdie kosmiese gebeurtenis verwys ontkoppeling. Toe die fotone vrygestel is (ontkoppel), het die heelal deursigtig geraak en is dit vry om onbelemmerd te reis. Op hierdie stadium is die enigste straling wat vrygestel word, die 21 cm-spinlyn van neutrale waterstof. Die temperatuur van die heelal toe dit deursigtig geword het, was ongeveer 3000 grade. By hierdie temperatuur sou die Heelal 'n dowwe rooi gloei. Aan die einde van die rekombinasie is die meeste protone in die heelal vasgebind in neutrale atome.Omdat die fotone wat tydens die ontkoppeling teenwoordig is, nou ongestoord kan beweeg (die gemiddelde vliegroete van die fotone word oneindig), is dit dieselfde fotone as wat ons in die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling sien, nadat dit verder afgekoel en in die mikrogolfband gestrek is. van die elektromagnetiese spektrum deur die uitbreiding van die heelal. Dit is die dowwe gesuis van radiogolwe wat in watter deel van die lug ook al radioteleskope is. Hulle reis al byna 14 miljard jaar deur die heelal. Op hierdie manier is sterrekunde eerder soos argeologie en paleontologie. Met laasgenoemde twee, hoe meer lae u deurgrawe, hoe verder kyk u in die verlede. Met sterrekunde kyk ons ​​na die vader in die ruimte hoe langer ons terug kyk in die tyd wat ons sien. Die agtergrondstraling van die mikrogolfoond bied 'n kiekie van die heelal toe dit slegs 380 000 jaar oud was, met inbegrip van die klein skommelinge wat tydens inflasie gegenereer is. Jodrell Bank wonder tema Wikipedia, Wikipedia

Donker eeue: ongeveer 400 duisend tot 100 miljoen tot 'n miljard jaar na die oerknal. Tussen rekombinasie en die verskyning van die eerste sterre en sterrestelsels was daar 'n tydperk waarin die heelal donker was en die mikrogolfagtergrond nie meer die verspreiding van materie opgespoor het nie. Die eerste sterre en sterrestelsels het gedurende hierdie fassinerende, maar nog min bekende periode, vorm aangeneem. (Sien die Scientific American artikel The Dark Ages of the Universe deur Abraham Loeb)

inhoud deur Wikipedia. Geredigeer RFVS111026

/>
Tensy anders aangeteken,
alle oorspronklike teks op hierdie bladsy mag onder die bepalings van a gebruik word
Creative Commons-lisensie.
Die oorspronklike outeur of uitgewer is egter outeursreg op alle grafika op hierdie bladsy, behalwe vir die publieke domein.