Sterrekunde

Bewys die Bullet Cluster-oorblyfsels dat donker materie uit deeltjies bestaan?

Bewys die Bullet Cluster-oorblyfsels dat donker materie uit deeltjies bestaan?


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.

'N Ruk gelede is die oorblyfsels van 'n botsing tussen twee sterreversameling ontdek. Hierdie oorblyfsels word die Bullet Cluster genoem:

Die kleur blou (nie in die werklikheid sigbaar nie) verteenwoordig die teenwoordigheid van donker materie. Pienk is die normale saak (ek weet nie of die kleur pienk in hierdie prentjie is nie is eintlik sigbaar, in teenstelling met die blou).

Daar is 'n paar teorieë om die aard van donker materie te verduidelik. Hulle kan ongeveer in twee groepe verdeel word:

1) Teorieë wat verklaar dat donker materie uit deeltjies bestaan
2) Teorieë wat die swaartekrag (behalwe MOND) self verander, byvoorbeeld die teorie wat deur die Nederlandse fisikus Erik Verlinde (wat 'hier in Nederland' in 'Nederland' is, word as 'n groot deurbraak aangekondig en hy ontvang die Spinoza-prys. dws baie geld, in 2011; volgens my baie te veel) wat swaartekrag as entropies beskou.

Teorieë oor 'n gewysigde swaartekrag maak die voorspelling dat donker materie gekoppel is aan normale materie. Nou in foto's van die koeëlgroep lyk dit asof materie en donker materie duidelik van mekaar geskei is.

Bewys dit dat donker materie uit deeltjies moet bestaan?


TLDR: nie as sodanig nie, maar dit gee ons beperkings op die eienskappe daarvan.

Agtergrond:

'N Sterrestelselgroep bestaan ​​uit drie hoofkomponente, van kleinste tot grootste massa massa: sterrestelsels (sigbaar met optiese teleskope), intrakluster gas (sigbaar met röntgen- en radioteleskope) en donker materie (nie direk waarneembaar nie). Donker materie maak ongeveer 80% van die totale massa uit; van die oorblywende massa is 90% die warm gas tussen die sterrestelsels (nie presiese getalle nie, maar die orde van grootte is hier voldoende).

Die koeëlgroepbeeld:

In die prentjie sien ons twee opeenhopings sterrestelsels wat ongeveer gesentreer is waar die blou kleur is. In rooi oorgetrek is die X-straal-emissie van warm gas. Let op die koniese skok voor regs. Die blou kleur toon uiteindelik die massaverspreiding soos gemeet deur gravitasie-lens.

Wat beteken dit?

Ons sien dat gas en sterrestelsels van mekaar geskei is, in teenstelling met wat ons in gewone sterrestelsels sien. Die implikasie is dat twee trosse gebots het. Terwyl sterre en dus sterrestelsels in wese botsend is en dwarsdeur mekaar beweeg (daar is baie ruimte tussen sterre in 'n sterrestelsel, dus botsings kom selde of glad nie voor nie), maar dieselfde kan nie vir die warm trosgas gesê word nie. Die gas het dus in die middel van die botsing gebly terwyl die sterrestelsels deurgeloop het.

Nou weet ons dat die massaverhouding van gas tot sterrestelsels ongeveer 10: 1 is. Maar gravitasie-lens (wat nie omgee watter soort massa aanwesig is nie) wys ons dat die grootste deel van die massa in hierdie stelsel is waar die sterrestelsels is.

En die donker saak?

Ons sien dat die dominante komponent van die trosmassa botsingsloos is (dit is waar die sterrestelsels is). Dit wissel ook nie met normale materie nie, behalwe deur swaartekrag (anders sou ons dit sien).

'N Eksotiese elementêre deeltjie sal goed by hierdie beskrywing pas, maar ook die oorspronklike swart gate (hipotetiese lae-massa swart gate wat kort na die oerknal gevorm is).

Van die waarneming van die koeëlkluster alleen, kan die donker komponent ook bestaan ​​uit baie massiewe swart gate of ander massiewe donker kompakte voorwerpe - dit kan uitgesluit word deur die waarneming van mikrolensgebeurtenisse rondom ons eie sterrestelsel.

Wat van aangepaste swaartekrag?

Mond en soortgelyke teorieë moet verduidelik waarom gas van 'n gegewe massa die ruimtetyd anders sou beïnvloed as wat dieselfde massa in 'n ster saamgevoeg is.

Let egter daarop dat daar 'n bekende komponent van donker materie is: kort na die oerknal het neutrone wat nie in helium (of deuterium, ens.) Gebind is, verval in 'n proton, 'n elektron en 'n elektronneutrino nie. Hierdie kosmiese neutrino-agtergrond bestaan ​​nog steeds, maar metings wat die boonste limiet van neutrino-rusmassa beperk, is dit hoogs onwaarskynlik dat aangepaste gravitasieteorieë dit kan gebruik om die koeëlgroep te verklaar. Met behulp van ons standaard teorie oor swaartekrag, is die invloed daarvan op trosfisika heeltemal weglaatbaar.

Afsluiting

Die waarneming van die koeëlgroep bied 'n groot probleem vir teorieë wat probeer verklaar hoe ons heelal werk sonder om een ​​of ander vorm van botsingslose, swak interaksie te gebruik as die belangrikste komponent van die saak in ons heelal.

Dit plaas 'n paar beperkings op die aard van donker materie, maar sluit nie op sigself 'n vorm van donker materie uit wat baie massiewer is as 'n elementêre deeltjie nie.

Verdere leeswerk

Melkwegkluster-samestelling

Neutrino agtergrond

Gravitasie lens

Waarneming van intraklustergas met radioteleskope


Verduidelik konforme swaartekrag die effekte van die bullet-cluster-lens?

Konformele swaartekrag is 'n 'alternatiewe' teorie oor swaartekrag, maar in plaas van die Einstein-Hilbert-aksie wat bestaan ​​uit die Ricci-skalaar, word die vierkant van die konforme Weyl-tensor gebruik. Dit is oorspronklik ontwerp om by die inflasionêre kosmologiese modelle uit te kom sonder die gebruik van donker energie.

Later is egter opgemerk dat die galaktiese rotasiekrommes van 'n sekere materieverdeling wat algemeen in sterrestelsels gesien word, ook akkuraat voorspel kan word met behulp van die konforme swaartekrag en sonder die gebruik van donker materie, maar behalwe vir die totale helderheid van die sterrestelsel en sy massa gebruik in die saakverdeling, verskyn daar twee nuwe konstantes. Albei die konstantes blyk egter universeel te wees en dit is gelyk aan alle sterrestelsels (binne die foute wat toegelaat word deur die afwyking van die veronderstelde verspreiding van die baroniese materie).

'N Ruk gelede is alom berig dat die lenseffekte van die Bullet Cluster die alternatiewe teorieë oor swaartekrag uitsluit en bewyse lewer vir donker materie. Verduidelik konforme swaartekrag die lenseffekte wat in Bullet Cluster waargeneem is, voldoende of is dit op dieselfde manier uitgesluit?


Direkte bewys van donker materie?

Wetenskaplikes beweer dat 'n gewelddadige kosmiese botsing bewys lewer van 'donker materie', die hipotetiese dominante ding in die heelal.

R. RAMACHANDRAN in Nieu-Delhi

SAMESTELLENDE beeld van die sterrestelselgroep 1E 0657-56 wat gevorm is na 'n botsing van twee groot sterrestelsels. -

ASTRONOMERS het beweer dat hulle uiteindelik 'donker materie', die hipotetiese en ontwykende, maar dominante dinge van die heelal, in isolasie gesien het. Op 21 Augustus het wetenskaplikes van 'n groot multi-institusionele astronomie-eksperiment gesê dat 'n gewelddadige kosmiese botsing van twee groot sterrestelsels die eerste direkte bewys gelewer het vir die bestaan ​​van 'donker materie'. Die oorblyfsels van die botsing, wat die 'koeëlkluster' 1E 0657-56 genoem word, is ongeveer 3,4 miljard ligjare. Die trosse het teen 'n geskatte snelheid van 4 700 kilometer per sekonde gebots en die gebeurtenis self het ongeveer 100 tot 200 miljoen jaar gelede plaasgevind.

Volgens die wetenskaplikes se interpretasie het die botsing veroorsaak dat 'donker materie' van normale materie geskei is, wat dit moontlik gemaak het om donker materie in isolasie waar te neem en 'n ondubbelsinnige bewys van sy bestaan ​​te lewer. Gegewens van ongeveer 140 uur waarneming van die 'koeëlgroep' deur die Chandra X-straalobservatorium van die Nasionale Lugvaart- en Ruimteadministrasie (NASA) en aanvulling op optiese waarnemings deur verskeie ander teleskope, insluitend die Very Large Telescope (VLT) van die Europese Southern Observatory (ESO), die Hubble-ruimteteleskoop (HST) en die Magellan-teleskoop, is gebruik om tot die gevolgtrekkings te kom. Die span wetenskaplikes is gelei deur Douglas Clowe van die Universiteit van Arizona, Tucson, en die bevindings sal binnekort in The Astrophysical Journal en The Astrophysical Journal Letters gepubliseer word.

& quot Dit is die mees energieke kosmiese gebeurtenis waarvan ons weet, "het Maxim Markevitch van die Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics, 'n lid van die span, gesê terwyl hy die bevindings tydens 'n perskonferensie van die NASA bekend gemaak het. & quot 'n Heelal wat deur donker materie oorheers word, lyk belaglik. Ons wou dus toets of daar basiese foute in ons denke was, & quot; het Clowe gesê. & quot Die resultate is 'n direkte bewys dat donker materie bestaan, & quot het hy bygevoeg. & quot Ons het dekades lank die bestaan ​​van donker materie voorspel, maar nou het ons dit in aksie gesien. Dit is baanbrekerswerk, het die spanlid Marusa Bradac van die Kavli-instituut vir deeltjie-astrofisika en kosmologie (KIPAC) aan die Stanford-universiteit gesê.

Wat is dus 'donker materie' presies?

Sterrekundiges leef al byna 70 jaar met die waarneming dat as die bekende Newtonse dinamika op die groot skaal van die hele kosmos geldig is, daar baie meer massa in die sterrestelsels moet wees as wat teleskope sien. In 1937 het Fritz Zwicky 'n sterrestelsel waargeneem wat die Coma-groep genoem word en die snelhede van sommige van die buitenste sterrestelsels gemeet. Hy het gevind dat hierdie sterrestelsels te vinnig beweeg om swaartekrag aan die groep te kan bind. Teen sulke hoë snelhede moet die sterrestelsels baie uitmekaar vlieg as 'n vuurpyl met 'n snelheid wat groter is as die 'ontsnappingssnelheid' wat nodig is om die swaartekrag van die aarde te oorkom.

Die optiese beeld van die groep wat geneem is uit Magellan en Hubble-ruimteteleskope. -

Daar is aangevoer dat die swaartekrag van die sterrestelselkluster veel groter moes wees as die gekombineerde massa van die waargenome sterrestelsels, die sterstof en die gas om die tros bymekaar te hou. Sedertdien is daar nog baie voorbeelde gevind wat baie ekstra stowwe benodig, net om sterrestelsels bymekaar te hou. Die & quotmissing mass & quot is 'donker materie' genoem omdat dit nie lig uitstraal nie en dus nie sigbaar is nie. En dit lyk ook asof dit slegs deur swaartekrag met gewone materie omgaan.

Sulke donker materie is ook nodig om strukture soos sterrestelsels en sterrestelsels aan te bring 'n miljard jaar na die oerknal, wat Einstein se konvensionele algemene relatiwiteit en kosmologie nie kan gee nie. As Einstein se swaartekragteorie (en Newton-dinamika) op groot skaal dieselfde is, moet hierdie donker materie vyf keer die normale materie wees (bestaande uit atome, neutrone, protone en elektrone) waaruit die sigbare heelal bestaan.

(Die waarneming die afgelope jare, dat die uitbreiding van die heelal kan versnel, het daartoe gelei dat wetenskaplikes die bestaan ​​van 'n onbekende vorm van energie, wat 'donker energie' genoem word, postuleer. Dit is 'n afstootlike krag wat kosmiese voorwerpe uitmekaar druk. Daar word geglo dat byna driekwart van die heelal 'donker energie' is. Dit beteken dat slegs ongeveer 4 persent van die heelal uit sigbare materie bestaan.) Maar op die oomblik is die aard van donker materie (en donker energie) heeltemal 'n onderwerp van teoretiese bespiegelinge.

X-straalbeeld van warm gas in die samesmeltende groep wat die koeëlvorm en die boogskokfront aandui. -

Sommige wetenskaplikes het aangevoer dat die afwykende snelhede van sterrestelsels verklaar kan word deur die teorieë oor swaartekrag as gevolg van Newton en Einstein, wat algemeen genoem word as Modified Newtonian Dynamics (MOND) teorieë, te verander. Daar word beweer dat variante daarvan ook galaktiese groeperingsdata en donker energie kan verklaar. Clowe en medewerkers glo egter dat dit nie maklik sou wees om die nuwe resultate met die 'bullet cluster' te verduidelik deur swaartekrag te verander nie.

Die meeste normale materie (wat sigbaar is vir teleskope) in die galaktiese trosse is in die vorm van hoë temperatuur gas in 'n geïoniseerde plasmatoestand (ongeveer 85 persent), wat deur hul X-straal-emissie geprofileer kan word. Deur gebruik te maak van 'n tegniek wat 'swaartekraglensing' genoem word - wat veroorsaak dat die lig van verafgeleë sterrestelsels gebuig word deur die gravitasie van ingrypende galaktiese strukture om veelvuldige beelde te vorm, net soos 'n optiese lens - is sterrekundiges in staat om die massaverspreiding in galaktiese trosse in kaart te bring van swaartekragstrek van die lensbeelde.

Daar is gevind dat & quotdonker materie & quot en normale materie altyd saam bestaan, met hul swaartepunte byna dieselfde, maar met die & quotdonker materie & quot, of die swaartekragveld om akkuraat te wees, baie gladder versprei word as gewone materie. (Dit is in werklikheid een van die motiverende faktore vir benaderings wat die swaartekrag verander om donker materie na te boots.) Daarom kan lenswaarneming met 'n sterrestelsel nie ons vertel hoeveel dit as gevolg van donker materie alleen is nie.

In 'n trompop botsing van trosse blyk dit egter iets baie interessant te gebeur. Daar is nie baie voorbeelde van sulke botsings bekend nie, maar die 'bullet cluster' 1E 0657-56, wat in 1995 ontdek is, en X-straalwaarnemings het getoon dat dit een van die warmste en helderste trosse is, sulke tros-samesmeltingstelsels.

Die sterrestelsels self - wat yl versprei is en net deur middel van swaartekrag in wisselwerking is - beweeg ongehinderd deur die botsing deur mekaar. Maar die warm gas in elke groep word in sy beweging teruggetrek weens die weerstand wat voortspruit uit die elektromagnetiese kragte tussen die plasmakomponente. Dit dwing die sigbare materie om in twee komponente te skei, die sterrestelsels beweeg ongehinderd en die warm gas vorm 'n kenmerkende koeëlvormige klomp - vandaar die naam 'bullet cluster' - as gevolg van die gesamentlike effek van die sleep en die boogskok voorkant van die botsing. Die gedetailleerde X-straalemissies wat die koeëlvorm onthul, is die eerste keer in 2000 met die Chandra-sterrewag verkry. Terwyl die optiese beeld (prent 1) die trosse onaangeraak toon, toon die röntgenfoto die gasklonte wat van die sterrestelsels ontkoppel is (prent 2).

& quotDie waarneming van Chandra se kiekie onthul 'n gas 'bullet' en 'n skouspelagtige front, 'n voorbeeld van skokke en die eerste wat ooit in 'n groep gesien is, & quot, sê Markevitch, van die Space Research Institute van die Russiese Akademie vir Wetenskap in Moskou. . & quotOns het dan die X-straalbeeld op 'n optiese beeld oorgetrek, die verrekening tussen die sterrestelsels en die gas opgemerk en besef dat hierdie groep 'n unieke eksperimentele opset vir donkerstofstudies bied - ons hoef slegs die verspreiding van die donker materie te karteer. Dit is waar ons optiese kollegas daarby aangesluit het, & quot voeg Markevitch by.

Tik 'gravitasie lens' in.

Die grootste deel van die massa in die "koeël" -groep, gemeet aan gravitasie-lens, word in blou getoon.

Volgens Einstein se Algemene Relatiwiteitsteorie, verdraai die massa die ruimte rondom hoe groter die massa, hoe groter is die skering. Dus, soos vroeër genoem, verdraai swaartekrag as gevolg van massa in 'n sterrestelselklas lig van agtergrondstelsels en is die vervorming eweredig aan die massa. Deur na die vorms van baie verskillende agtergrondstelsels te kyk, kan die massaverspreiding in die groep gekarteer word.

Die geskatte massa van die groep vanaf die lenskaart is 'n miljard miljoen (10 15) keer die massa van die son. Wanneer X-straal-, optiese en lenswaarnemings op 1E 0657-56 vergelyk word, blyk die grootste lens te wees vanweë die deel van die groep wat ruimtelik van die warmgaskomponent verwyder word. As daar nie donker materie bestaan ​​wat die grootste deel van die groepsmassa sou uitmaak nie, moet die swaartekrag op die plasma gesentreer word, wat veronderstel is om die grootste deel van die sigbare materie te vorm. Die saamgestelde prentjie (prent 4) toon die nadraai van die botsing duidelik aan, met die blou vlekke wat streke voorstel waar die grootste deel van die massa gesentreer is (soos gemeet deur die lens) en die pienk vlekke (geopenbaar deur X-straalmetings) wat die gebiede waar die meeste normale materie aanwesig is.

Donker materie (in blou), wat ook net swaartekrag reageer en dus nie weerstand ervaar nie, gaan ongehinderd saam met die sterrestelsels deur en is afgeskei van die gas (in pienk). Die stadiums tydens die botsing word skematies in die paneel van vier foto's beskryf. Die waarneming dat die grootste deel van die massa blyk te wees in streke wat duidelik van gasagtige gebiede geskei is, is die sterkste bewys dat die grootste mate van die swaartekrag van die heelal te wyte is aan donker materie.

& quotMet konvensionele fisika is ons seker oor die opsporing, "het Clowe per e-pos aan Frontline gesê. & quot Wat ons waarneem, is presies wat ons verwag het deur gebruik te maak van gewone koue donker materie en standaardfisika. Die waarnemings van die X-straalplasmas vertel ons ook nogal van die fynere besonderhede van sulke [plasma] interaksies wat nie voorheen bekend was nie, & quot; het Clowe bygevoeg.

& quot Met groot belang kan ons sien dat daar een of ander vorm van materie is wat nie X-straal uitstraal nie, of dat daar lig by is, en dit is vyf keer meer in die stelsel, "het Bradac aan Frontline gesê. Volgens haar is die skeidings tussen die polle goed weergegee in rekenaarsimulasies van gas plus 'N-liggaam'-dinamika. Die wetenskaplikes is ook in staat om boonste perke te stel vir (nie-gravitasie) selfinteraksie tussen donker materie-deeltjies, en volgens Clowe stem die resultate ooreen met geen interaksies nie.

Vertel die resultate ons iets oor die aard van donker materie deur sommige van die vele voorgestelde kandidate uit te sluit? & quot Helaas, & quot; het Clowe daarop gewys, & quot; ons waarnemings is uitsluitlik gebaseer op die opsporing van die erns van die donker materie en nie die opsporing van lig nie, wat min of meer die minimum definisie is dat enige stof 'n kandidaat vir 'n donker materie is. As gevolg hiervan stem ons resultate ooreen met 'n wye verskeidenheid kandidate vir donker materie. Dit sal moeilik wees, maar nie onmoontlik nie, om die waarnemings slegs met behulp van neutrino's te verduidelik, en ons kan beperkings plaas op die soort donker materie wat bestaan ​​in die ekstra dimensies van bran-wêreldscenario's (in stringteorie), solank die waargenome self- interaksiegrense word bevredig. Maar andersins sluit hierdie waarnemings geen soort uit nie. & Quot

'N VIERPANEEL-illustrasie van die sterrestelselbotsing, die indruk van 'n kunstenaar. -

& quot Oor die algemeen, & quot, wys D. Narasimha van die Tata Institute of Fundamental Research (TIFR), & quotcosmology het 'n rowwe beeld van materie in die heelal en hoe strukture gegroei het. Daar bestaan ​​geen enkele toets om die prent te bewys of te weerlê nie. Egter. baie sondes, sommige sag en ander sterk, toon saam dat die prentjie oor die algemeen reg is. Die huidige een is so 'n toets. & Quot

Maar wat van teorieë wat probeer om swaartekrag te verander en die idee van die geheimsinnige donker materie weg te doen? & quot In die vorm wat hulle tans het, kan die alternatiewe swaartekragteorieë nie sowel die ruimtelike verrekening as die seinsterkte in die lens verklaar nie, "het Bradac daarop gewys. & quot Dit is te betwyfel dat dit die verskillende alternatiewe gravitasieteorieë heeltemal kan uitskakel. [Maar] wat ons verwag, is dat wanneer hulle probeer om die modellering te doen, hulle donker materie sal moet gebruik, selfs in sulke teorieë, en waarskynlik genoeg donker materie dat hulle die hoeveelheid moet verlaag [waarmee] hulle swaartekrag verander, & quot; Clowe.

Maar die voorstanders van gewysigde teorieë oor swaartekrag stem nie saam nie. & quotIk glo nie dat die groep wat die 'bullet'-groep 1E0657-56 waarneem, kan beweer dat hulle bo alle twyfel donker materie opgespoor het nie, & rdquo; het John W. Moffat van die Universiteit van Toronto aan Frontline gesê.& quotEk het getoon dat my gewysigde swaartekrag [MOG] by die lensdata kan pas sonder donker materie. Die resultate toon duidelik dat die nuwe waarnemingsdata 'n gewysigde gravitasieteorie nie kan uitsluit nie, & quot;

'N Grafiek wat die energieverspreiding van die heelal toon. -

Trouens, selfs die belangrikheid van die nuwe resultate word deur sommige verdiskonteer. & quot Ek is eintlik verbaas oor die rewolusionêre betekenis wat toegeskryf word aan die nuwe waarnemings van die koeëlkluster, "het Jacob D. Bekenstein van die Hebreeuse Universiteit van Jerusalem per e-pos aan Frontline gesê. Bekenstein is bekend vir die Tensor-Vector-Scalar (TeVeS) teorie oor swaartekrag, 'n relatiwistiese weergawe van MOND wat hy in 2004 geformuleer het. 'n astrofisiese stelsel soos dit kom. Is dit regtig die geval wat MOND gaan laat val? & Quot het hy gevra.

& quot Gravitasie lens is die middelpunt van die eise wat gemaak word. MOND in sy oorspronklike vorm kon nie lensing aanspreek nie. My TEVeS kon gravitasielensing behandel met resultate wat ooreenstem met wat destyds bekend was, & quot het hy gesê. Bekenstein het die swaartekragveld as gevolg van materie in TeVes, het twee dele: die een, 'n lineêre deel, net soos in die Algemene Relatiwiteit, en die ander, wat soms dominant is, 'n hoogs nie-lineêre deel wat deur dieselfde sigbare materie gegenereer word.

& quotDie afgeleide gravitasieveld [in lensing] gee 'n mate van massaverdeling in die ruimte. As TeVeS reg is, sal hierdie maatstaf nie op dieselfde manier as sigbare materie versprei word nie as gevolg van die bogenoemde nie-lineariteit. Kwalitatief is dit wat Clowe en die maatskappy gevind het. Hulle gaan egter dadelik voort om donker materie by die sterrestelsels te plaas. Dit is 'n seker manier om die probleem te verwar. In teVeS, in teenstelling met die algemene relatiwiteit, is die verhouding van die konvergensie tot die massaverspreiding redelik indirek, dit is nie-lineêr en nie-lokaal, & quot hy wys daarop.

Bekenstein stem egter saam dat trosse in die verlede moeilikheid vir MOND gespel het, wat voorstanders vereis om 'n soort onsigbare (maar normale) materie op te roep, maar nie veel massiewer as sigbare materie soos die geval is met donker materie nie, benewens die verandering swaartekrag. Clowe glo ook dat 'n soortgelyke teorie die nuwe resultate kan verklaar. & quot; Ek sou persoonlik 'n suiwer aangepaste swaartekragoplossing verkies bo die massaverskeidingsvraag, & quot sê hy. & quotIn die wetenskap is die beste scenario vir vooruitgang wanneer paradigmas met 'n skerp teenstelling mekaar konfronteer. Maar wie is te sê as 'n onelegante mengsel van die bogenoemde nie in die natuur voorgekom het nie? & Quot vra Bekenstein.


4 antwoorde 4

Omdat algemene relatiwiteit 'n oorweldigende hoeveelheid eksperimentele bewyse het om dit te ondersteun. As gevolg hiervan soek fisici na donker materie, wat binne GR werk, eerder as om die baba met die badwater uit te gooi, en aanvaar GR is verkeerd.

Toe Albert Einstein die wêreld aan GR voorgestel het, het hy drie toetse voorgestel wat GR sou ondersteun. Onthou dat destyds hierdie voorspellings (behalwe nr. 1 hieronder) nie voorheen waargeneem is nie, en dit kon ook nie met enige bestaande fisiese teorieë verklaar word nie.

  1. Perihelion Precession of Mercury- Basies kon die presessie van Mercurius se baan nie verklaar word deur die Newtonse swaartekrag of Kepler se bewegingswette nie. In werklikheid was mense so moeilik om hierdie presessie te verklaar dat een hipotese selfs voorgestel het dat 'n planeet wat voorheen nie waargeneem is nie, wentel tussen Mercurius en die Son. Nadat Einstein GR ontwikkel het, het hy egter getoon dat die deel van Mercurius se presessie wat nie deur ander faktore verklaar kan word nie, toegeskryf kan word aan die kromming van ruimtetyd.
  2. Buig van die lig deur die son- Einstein het voorgestel dat lig deur swaartekrag kan aflei as gevolg van GR. Dit is in 1919 waargeneem tydens 'n sonsverduistering, toe die posisie van sterre 'naby' die son (ek gebruik 'naby' ten opsigte van hul skynbare ligging aan die hemelkoepel, nie 'naby' in die ruimte nie) effens verskuif het as gevolg van die son se erns. Alhoewel die oorspronklike eksperiment gekritiseer is, is hierdie effek al baie keer weergegee sedert dit oorspronklik waargeneem is.
  3. Swaartekrag-rooi verskuiwing van die lig- In 1959 het die Pound-Rebka-eksperiment 'n relatiewe rooi verskuiwing van lig tussen twee verskillende ligbronne waargeneem as gevolg van gravitasie-effekte van die Aarde.

Elk van hierdie toetse het individuele Wikipedia-bladsye, waarna die eerste skakel wat ek hierbo bevat, gekoppel is. Daarbenewens is daar 'n aantal meer moderne toetse van GR, wat nie net beperk is tot die drie wat ek hierbo beskryf het nie.

Die bewyse vir donker materie kom op verskillende plekke en op verskillende skale op - van die skaal van skommelinge op die kosmiese mikrogolfagtergrond, tot die vorming van grootskaalse strukture in die heelal, tot die dinamika van sterrestelsels in trosse (en gravitasielensing) en die dinamika van sterre en gas binne sterrestelsels. Van kritieke belang is die relatiewe beramings van die hoeveelheid "normale" en "nie-baryoniese" materie wat afkomstig is van aanvullende beperkings wat deur oerknal-primêre nukleosintese voorsien word, en beperkings op die totale materiaaldigtheid van die kosmiese mikrogolfagtergrond. Dit dui aan dat die meeste (5/6) van die swaartekrag in die heelal nie "normaal" is nie en dat dit moeilik sou wees om op te los deur net ons idees oor swaartekrag aan te pas.

Daar bestaan ​​baie ooreenstemming tussen hierdie verskillende bewyse, op heel verskillende skale, vir die bestaan ​​van nie-baroniese, koue donker materie, en in hoeveelhede wat ook rofweg met mekaar ooreenstem.

'N Uitstekende, toeganklike onderlaag oor hierdie onderwerpe is Garrett & amp Duda (2011).

Ek het u vraag benader vanuit die oogpunt van waarom donker materie voorstel eerder as om GR verkeerd te wees? Soos Sean opgemerk het, het GR baie waarnemingstoetse geslaag en is dit tans 'n goeie teorie. Ek glo egter dat die voorstanders van gewysigde Newton-dinamika en hul soort nie aanvaar dat dit voldoende getoets is om veranderinge in die regime van swak gravitasievelde en klein versnellings uit te skakel nie, maar MOND sukkel om dinamika op die skaal van sterrestelsels te verduidelik. .

Die eerste bewyse vir donker materie hang nie af van die algemene relatiwiteit nie, maar van die Newtonse meganika:

Op groot afstande vanaf die galaktiese middelpunt moet die swaartekragpotensiaal wees die geproduseer deur 'n sentrale puntmassa, en in die afwesigheid van ander kragte as gravitasie, moet verwag word dat GM / R2 = $ theta ^ <2> _ <> $ / R (G, universele gravitasiekonstante M, galaktiese massa R, galaktosentriese radius $ theta $, rotasiesnelheid), dus $ theta $ $ propto $ R-1/2, wat om voor die hand liggende redes die Keplerian rotasiekurwe. Hierdie Kepleriaanse agteruitgang is nie waargeneem nie, maar plat rotasiekurwes met $ theta $ = cte is verkry. Dit hou blykbaar die direkte implikasie in dat M $ propto $ R afhang van die kwaliteit van die gebruikte teleskoop. Die & quotDark Matter & quot -hipotese (DM) interpreteer hierdie resultaat in die sin dat die Kepleriaanse regime op veel groter afstande hou as dié waarop ons waarnemings verkry. Daar moet groot hoeveelhede donker materie wees wat baie verder as die sigbare materie strek in 'n min of meer sferies-simmetriese DM-stralekrans.

Rotasiekurwe van 'n tipiese spiraalstelsel: voorspel (A) en waargeneem (B). Donker materie kan die 'plat' voorkoms van die snelheidskurwe tot 'n groot radius verklaar

In die laat 1960's en vroeë 1970's was Vera Rubin by die Departement van Terrestriale Magnetisme aan die Carnegie-instelling in Washington die eerste om albei robuuste metings te maak wat die bestaan ​​van donker materie aangedui het en dit aan donker materie toegeskryf het. Rubin het met 'n nuwe sensitiewe spektrograaf gewerk wat die snelheidskurwe van rand spiraalvormige sterrestelsels tot 'n groter mate akkuraat kon meet as wat ooit tevore bereik is. Saam met die mede-personeellid Kent Ford, het Rubin tydens 'n vergadering van die American Astronomical Society in 1975 die ontdekking aangekondig dat die meeste sterre in spiraalvormige sterrestelsels ongeveer dieselfde snelheid wentel, wat impliseer dat die massadigthede van die sterrestelsels ver buite die streke gelyk is. bevat die meeste sterre (die galaktiese bult), 'n resultaat wat onafhanklik in 1978 gevind is. In 'n invloedryke artikel word Rubin se resultate in 1980 aangebied. [29] Rubin se waarnemings en berekeninge het getoon dat die meeste sterrestelsels ongeveer ses keer soveel "donker" massa moet bevat as wat die sigbare sterre kan bereken.

Donker materie-handtekeninge kan voorspel word en gevind word in die kosmologiese model van die oerknal, wat afhang van algemene relatiwiteit, maar dit is daar ook in eenvoudige Newtonse meganika.

'N Ander teorie oor swaartekrag lyk na die eenvoudigste benadering.

Dit sal 'n verskriklike ingewikkelde benadering wees, aangesien die fisika van Newton in die plat ruimte baie goed bekragtig is.


Drie moontlikhede

Heidi Sandaker, 'n professor aan die Universiteit van Bergen in Noorweë en 'n fisikus oor die ATLAS-eksperiment in die Large Hadron Collider, sit aan tafel in die CERN-kafeteria en skets diagramme op 'n vel grafiekpapier. Sy gee 'n uiteensetting van die drie soorte eksperimente wat u kan doen om tekens van donker materie te toon.

Vir een van hulle plaas fisici detektore onder in 'n myn, waar die aarde baie geraas uitfilter, om te soek na tekens van 'n uiters seldsame wisselwerking tussen 'n donker materie-deeltjie en 'n standaard materie-deeltjie. Die resultate van hierdie tipe interaksies sou baie subtiel wees, miskien net 'n paar elektrone uit plek. Die tweede opsie is om deeltjies in 'n versneller vas te stamp en daarna te kyk of daar minder energie vrygestel word as wat u sou verwag, wat 'n teken kan wees dat 'n donker materie-deeltjie geskep is en op sy vrolike manier afgegaan het. En die derde vereis dat 'n detektor na die ruimte gestuur word, ver van die atmosfeer se interferensie, om te sien of sekere deeltjies wat daar buite rondbons, min of meer is as wat u sou verwag, wat die gevolg kan wees van deeltjies van donker materiaal ander. Die laaste is natuurlik waarom AMS op die Internasionale Ruimtestasie staan.

Die blou skakerings in hierdie saamgestelde beeld van die & quotbullet-cluster & quot wys waar donker materie versprei word. Die beeld is geskep deur swaartekraglens van sterrestelsels in die agtergrond.

Hierdie verskillende benaderings vul mekaar aan omdat die soeke na donker materie baie gemeen het om na u ontbrekende sleutels te soek. Dit gaan alles oor die uitsluiting van plekke waar hulle mag wees - of in hierdie geval watter eienskappe donker materie kan hê. Maar anders as om na u sleutels te soek, kan dit met leë hande aan die einde van een treil vir inligting eintlik 'n rede tot viering wees.

Verlede jaar het die LUX-eksperiment hoegenaamd geen teken van donker materie getoon nie, en wetenskaplikes het dit met 'n sekere gevoel van blydskap gerapporteer, volgens Dennis Overbye, wat wrang in die New York Times . Dit is omdat die LUX-eksperiment, een van die ondergrondse variëteite, slegs tekens van donker materie sou opspoor as die WIMP's veral lig en talryk was. Dat daar niks gevind word nie, beteken dat hulle aan die swaarder en skaarser kant moet wees as hulle bestaan. (Dit is nie almal in die bank nie - verder, na die rak in die badkamer!) Gegewe die groot verskeidenheid foutmarges en detektore, is dit nie 'n eenvoudige taak om die resultate van al die verskillende eksperimente op te stel nie. Maar dit is die idee.

In die jare voor die onderbreking van die onderhoud het eksperimente by die LHC reeds 'n reeks ligter oplossings uitgesluit. Maar wanneer die botsing weer in 2015 begin, sal dit deeltjies op hoër energievlakke versnel as ooit tevore. Dit beteken dat die botsings hewiger sal wees, en in die spore wat oorbly, sal navorsers in staat wees om na tekens van kandidate vir donker materie te soek in die swaarder, maar nog nie uitgeslote gebied nie. Natuurkundiges is ook van plan om die aantal botsings te verhoog tot baie keer meer as toe die LHC op laer energievlakke gewerk het. Dit beteken dat daar baie kanse is om iets te sien, sê Sandaker.


53. Donker saak in elliptiese sterrestelsels?

(Gasteposisie deur Dr. Jörg Dabringhausen, Charles Universiteit in Praag, 18 Desember 2020)

Die hipotese van donker materie in sterrestelsels is oorspronklik geopper deur waarnemings. Zwicky (1933) het vir die eerste keer uitgevind dat sterrestelsels gewoonlik te vinnig beweeg om in die waargenome sterrestelsels te bly, as die ligstof in sterrestelsels is. Met & # 8220luminous matter & # 8221, was eintlik alle sterre bedoel. Sterre word goed verstaan ​​in terme van hoeveel massa in 'n ster lei tot 'n sekere ligsterkte, of helderheid. Maar as die lig wat die sterrestelsels in 'n sterrestelselgroep uitstraal, vertaal word na 'n sterpopulasie soortgelyk aan die sterpopulasie van die Melkweg, sou die sterrepopulasie nie genoeg massa hê deur 'n faktor van 'n paar honderde om die sterrestelsels aan die kluster. Sodoende sou die sterrestelsels miljarde jare gelede versprei het, en vandag sou ons omring word deur 'n eenvormige verspreiding van sterrestelsels. Maar dit is nie wat ons sien nie: sterrestelsels is vandag nog in sterrestelsels.

Maar die probleem was nie net met sterrestelsels nie. Rubin & amp Ford (1970) het uitgevind dat die Andromeda-sterrestelsel so vinnig draai, dat sy sterre versprei as hulle net die standaard swaartekrag bymekaar hou. En die Anromeda-sterrestelsel blyk die reël eerder as die uitsondering te wees; alle spiraalstelsels wat later bestudeer is, het soortgelyke neigings getoon (byvoorbeeld Rubin et al. 1980). Dus sal nie net sterrestelselgroepe versprei nie, maar ook die (spiraal) sterrestelsels self. Dit is soos die ruiters (dit is die sterre) op 'n vrolike reis (dit is die sterrestelsel). Kragte hou die ruiters in sirkels rondom die vrolikheid, en as die kragte om een ​​of ander rede swakker word of ophou bestaan ​​(byvoorbeeld omdat die skakel tussen die ruiter en die vrolikheid breek), sal die ruiters beweeg weg daarvan. Maar weereens is dit teen ons waarnemings: daar is groot spiraalvormige sterrestelsels oral rondom ons (ons Melkweg ingesluit) en die sterre daarin beweeg op stabiele wentelbane.

Oor die algemeen is die probleem van die ontbrekende massa in sterrestelsels deesdae alomteenwoordig. Dit ontstaan ​​omdat daar verskillende maniere is om massas in sterrekunde te skat. Een so 'n manier is om opgeleide raaiskote oor die ouderdom en samestelling van die sterrepopulasie van 'n sterrestelsel te maak en daaruit te bereken hoeveel massa-eenhede dit per eenheid helderheid moet hê. Sterrekundiges noem dit 'n sterre massa-skatting. 'N Ander manier is om die radius van 'n sterrestelsel te meet en hoe vinnig sterre gemiddeld daarin beweeg, maak dan 'n paar gegoede raaiskote oor die dinamika van die sterrestelsel en bereken die verhouding tussen massa en lig daarvandaan. Sterrekundiges noem dit 'n dinamiese massa-skatting. Die ideaal is dat sterre en dinamiese massa vir dieselfde sterrestelsel ooreenstem, want die sterrestelsel het net een werklike massa (natuurlik binne onsekerhede). In die praktyk is die dinamiese massa egter gewoonlik groter as die stermassa, en die faktor wissel van effens bokant een tot 10000 of so. Klaarblyklik lê die fout êrens in die raaiwerk wat lei tot die twee verskillende massa-ramings. Sterrekundiges het die probleem van die ontbrekende sigbare materie op twee algemene maniere probeer oplos: óf deur meer materie by te voeg, sodat die materie in totaal die waargenome gravitasiekrag sou produseer, of deur self die swaartekragwette te verander en te sê dat die sigbare materie al die sake is daar in sterrestelsels.

Om meer materie by te voeg, is wiskundig die eenvoudiger oplossing, en dit is ook die rede waarom baie mense dit aanvanklik bevoordeel het. Die gravitasiekrag is dan lineêr in die kritieke reeks waardes, dit is swak tot matige swaartekrag. Dit beteken dat as daar twee keer die saak is, daar ook twee keer die gravitasiekrag is, onafhanklik van die totale hoeveelheid materie wat daar is. Let daarop dat die tipe materie vanuit hierdie oogpunt nie saak maak nie, solank dit onsigbaar is, of amper so. Die aarde is ook naby onsigbaar langs die son, alhoewel albei basies uit dieselfde soort materie bestaan ​​(dit is atome, nie iets eksoties nie). Dit is slegs 'n kwessie van temperatuur wat die son helderder maak as die aarde. Daar was inderdaad 'n teorie dat die ontbrekende materie aardagtige liggame is (dws vryswewende planete en bruin dwerge), totdat die nodige hoeveelheid van hierdie liggame waarnemend uitgesluit is. Meer en meer alternatiewe vir die addisionele aangeleentheid is ook uitgesluit, sodat ons vandag by die Lambda-Cold-Dark-Matter Model (LCDM-model) is vir hierdie klas modelle. Die LCDM-model vereis egter eksotiese donker materiaal buite die standaard deeltjie-model. Maar hierdie soort aangeleenthede is nog nie ontdek nie, ook nie in die grootste versnellers soos CERN nie. Nietemin glo hierdie eerste groep fisici dat die LCDM-model in die algemeen waar is (alhoewel daar 'n paar veranderinge moet aangebring word) en daarom bly hulle soek na die tot dusver nog hipotetiese donkerstofdeeltjie.

Die tweede groep fisici korrigeer eerder die wet van swaartekrag as om 'n hipotetiese deeltjie by te voeg buite die standaardmodel van deeltjiefisika. Hoe dit ook al gaan, u moet 'n teorie uitbrei wat tot dusver uiters suksesvol was: u moet die standaardmodel van deeltjie-fisika prysgee om die LCDM-model te red, of u moet opgee algemene relatiwiteit, met die Newtonse swaartekrag as beperkende geval vir swak en matige swaartekrag. Hierdie nuwe swaartekragteorie is, anders as die Newtonse swaartekrag, nie lineêr in die kritieke reeks nie. Dit beteken dat twee keer die saak nie noodwendig twee keer die swaartekrag beteken as die swaartekrag swak genoeg is nie. Dit het 'n snaakse gevolg, wat in kontras is met ons daaglikse lewenservaring, naamlik dat dieselfde hoeveelheid materie skielik lyk asof dit swaarder raak as u dit dun genoeg uitsprei. Lüghausen et al. (2015) het dit dus & # 8220phantom dark matter & # 8221 genoem, omdat hierdie donker materie 'n lugspieëling is wat verdwyn wanneer die werklike saak naby genoeg aan mekaar geplaas word. (Natuurlik moet die saak binne die sonnestelsel gemiddeld dig genoeg wees sodat die swaartekrag lineêr kan wees & # 8211 anders kan ons nie ruimteskepe met 'n hoë presisie na ander planete stuur met behulp van Newtonse swaartekrag nie.) Hierdie tweede stel van teorieë lei tot Modified Newtonian Dynamics of Milgromian Dynamics (MOND).

Hier sal ek konsentreer op die & # 8220missing & # 8221-saak van elliptiese sterrestelsels & # 8211 & # 8220missing & # 8221 in die sin dat daar gewoonlik minder saak is as dit vanuit 'n sterperspektief gesien word as as dit vanuit 'n dinamiese perspektief op dieselfde sterrestelsel gesien word. . Is daar alternatiewe om eksotiese donker materie by die sigbare materie te voeg, en sodoende die tweede groep fisici te ondersteun?

Laat ons eers begin met die vraag wat 'n elliptiese sterrestelsel is. 'N Baie kort antwoord sou wees dat hulle min of meer soos die spiraalstelsels is, maar sonder die skywe wat die spirale bevat. Dus, slegs die sentrale bult is daar, en daarom word hulle ellipities genoem vanweë hul elliptiese vorm. Daardie sentrale bult kan egter baie massief wees, en die mees massiewe elliptiese sterrestelsels is selfs massiewer as die massiefste spiraalstelsels (bult en skyf van die spirale saam)!

As ons meer na die besonderhede van elliptiese sterrestelsels gaan, toon hulle egter 'n mate van diversiteit in hul massa en radius. Ek sal dit in drie verskillende soorte voorwerpe onderskei, naamlik ultra-kompakte dwergstelsels (UCD's), konvensionele elliptiese sterrestelsels (Es) en dwerg-sferoïediese sterrestelsels (dSphs), en die onsigbare saak in elkeen daarvan bespreek. Ons sal sien dat die onsigbare materie by sommige van hulle net 'n lugspieëling is, terwyl ander meer materie bevat as wat oorspronklik verreken is, maar nie die eksotiese donker materie wat deur die LCDM-model voorspel word nie.

UCD's (Figuur 1 en 2) staan ​​'n bietjie apart van die ander elliptiese sterrestelsels, en sommige twyfel of sommige daarvan sterrestelsels is, en nie net baie massiewe sterretrosse nie. Die rede lê in hul kompaktheid, wat hulle baie soos baie massiewe bolvormige trosse laat lyk. Hulle kompaktheid plaas hulle egter ook diep in die Newtonse regime, dus is daar letterlik geen ruimte vir die fantoomdonker materie van MOND nie. Tog is beweer dat dit donker materie kan bevat (sien byvoorbeeld deur Drinkwater et al. 2004 en Hasegan et al. 2005).

Figuur 1: 'n & # 8220familiefoto & # 8221 van elliptiese sterrestelsels. Die twee helder voorwerpe onderskeidelik naby die middel en in die regter boonste hoek, is die helder & # 8220konvensionele & # 8221 elliptiese sterrestelsels NGC 1404 en NGC 1399. Effens bokant NGC 1404 is 'n UCD, en naby die onderste rand van die beeld is klein konvensionele elliptiese sterrestelsel. Nie al die kolle op die beeld is sterrestelsels nie. Daar is ook sterre, en selfs helder sterre. Hulle kan herken word deur die spykers rondom hulle. Die beskrewe sterrestelsels is egter almal lede van die Fornax Galaxy Cluster. Hulle is dus ongeveer op dieselfde afstand en moet dus volgens mekaar geskaal word. Beeldkrediet: Michael Hilker. Figuur 2: Dit is waarskynlik hoe 'n UCD sou lyk as dit 'n lid van die Melkweg was. Hier word eintlik Omega Centauri, die kortste bolvormige tros van die Melkweg, getoon. Daar is egter soms betwyfel dat Omega Centauri regtig 'n bolvormige groep is en nie 'n UCD nie, as gevolg van sommige eienaardighede van Omega Centauri. Omega Centauri toon byvoorbeeld duidelike bewyse vir sterrepopulasies van verskillende ouderdomme, in teenstelling met ander, minder massiewe bolvormige trosse. Beeldkrediet: ESO.

Die rede daarvoor is dat dit aan die begin van die millenium gewild was onder atronomers dat die sterre aanvanklike massafunksie (IMF) universeel is (sien byvoorbeeld Kroupa 2001). Wat dit beteken, is dat alle sterrestelsels gevorm word met 'n vaste verhouding van massiewe sterre tot ligte sterre, en dat slegs die ouderdom van die sterre en hul chemiese samestelling van sterrestelsel tot sterrestelsel kan verander. Dit wil nie sê dat mense destyds onbewus was van die invloed wat byvoorbeeld verskillende temperature en chemiese samestelling op die vorming van sterre gehad het nie. Inteendeel, hulle was op soek na verskillende IMF's, maar het geen bewyse vir hulle gevind in vaste sterrebevolkings nie. By die modellering van 'n UCD (of enige ander soort sterrestelsel) met die universele IMF is daar egter 'n maksimum verhouding tussen sterremassa en sterrelig wat bereik kan word vir enige redelike ouderdomme en chemiese samestellings. Nietemin is daar baie UCD's bo die limiet, en Dabringhausen et al. (2008) het getoon dat dit nie net 'n statistiese onsekerheid is nie. Daar moet dus 'n rede wees vir hierdie onsigbare massa, en die eksotiese donker materie wat by die LCDM-model kom, was 'n voorstel.

Murray (2009) het egter ernstige twyfel uitgespreek dat die LCDM-model genoeg eksotiese donker materie in die klein straal van UCD's kon bevat. Dit is alhoewel die donker materie-stralekringe rondom die sterrestelsels baie massief in die LCDM-model kan wees. Die LCDM-model voorspel egter ook dat die stralekrans baie uitgebrei sal wees, en dat die digtheid (dit is massa per volume) van die donkerstof-stralekrans baie dun sal wees. Dus, die totale massa van die donker materie-stralekrans kan reusagtig wees, maar die fraksie van sy massa binne 'n UCD sal klein wees as gevolg van die klein straal van die UCD, en hierdie klein hoeveelheid donker materie binne die UCD sal nie die interne dinamika van die UCD baie. Kortom, dit is nie die eksotiese donker materie van die LCDM-model wat die massa van die UCD's verhoog nie. Dit is dan waarskynlik 'n konvensionele saak, byvoorbeeld van 'n ander IMF. Dus, die woord & # 8220universal & # 8221 IMF is dan misleidend omdat die IMF in werklikheid nie universeel is nie, maar & # 8220standaard & # 8221 IMF of & # 8220kanoniese & # 8221 IMF redelik goeie plaasvervangers is. Dit lyk asof hierdie IMF byna die standaard in ons onmiddellike omgewing (in astromiese sin) is, dit is streke waarvan die mengsel van chemiese elemente soos die van die son is en wat tans nie soveel sterre vorm nie.

In UCD's was die omstandighede waaronder stervorming plaasgevind het waarskynlik ver van diegene wat ons ken om die standaard IMF te vervaardig. Dus het Dabringhausen et al. (2009) het voorgestel dat die UCD's moontlik gevorm het met 'n IMF wat 'n ander vorm gehad het as die standaard IMF, naamlik een wat massiewe sterre gevorm het. (IMF's wat meer massiewe sterre het as wat hulle volgens die standaard IMF moes hê, word & # 8220top-heavy & # 8221 genoem.) Hierdie massiewe sterre is bekend dat hulle van korte duur is en nadat hulle al hul kernbrandstof verbrand het, vertrek hulle oorblyfsels wat min of geen lig produseer in vergelyking met hul massa nie. Hierdie oorblyfsels bestaan ​​natuurlik in enige bejaarde sterrepopulasie, maar as die IMF een keer meer massiewe sterre gehad het, het hy nou meer sterre-oorblyfsels. Die sterreste verhoog dus die verhouding tussen massa en lig, en maak 'n UCD & # 8220darker & # 8221. Dabringhausen et al. (2012) het ook 'n alternatiewe manier probeer om daardie addisionele sterreste op te spoor deur na stelsels te soek, waar 'n sterreste saak van 'n metgesel ster oplewer. Daardie sterrestelsels word kenmerkende X-straalbronne en is dus telbaar. Hulle het die getalle wat hulle in UCD's gevind het vergelyk met die getalle wat hulle in bolvormige trosse gevind het (dit is sterrestelsels min of meer soos UCD's, maar minder massief), en hulle het meer X-straalbronne in UCD's gevind as wat hulle verwag het. Dit kan ook aandui dat daar meer hoë-massa sterre per lae-massa sterre in UCD's is. Op grond van hul werke het Marks et al. (2012) stel 'n IMF voor wat verander met die massa van die sterrestelsel (dit is van bolvormige trosse tot UCD's) en met die chemiese samestelling. Hulle het dus die idee van die universele IMF prysgegee, maar die veranderinge in die verhouding tussen massa en lig in UCD's met veranderings in hul IMF's verduidelik.

'N Ander manier om die massa van UCD's te verhoog, maar nie hul emissie van lig nie, is sentrale massiewe swart gate. In 'n swart gat word soveel massa bewaar dat niks wat te naby daaraan kom, ook nie lig kan ontsnap nie. Swartgate is 'n voorspelling van algemene relatiwiteit en is bekend daarvoor. Baie massiewe sterre word byvoorbeeld swart gate wanneer al hul kernbrandstof verbrand word, en die druk van sterre bestraling weerstaan ​​nie meer die swaartekrag nie. Of, as 'n ander voorbeeld, is daar 'n massiewe swart gat in die middel van die Melkweg en ook baie ander sterrestelsels, al is dit minder duidelik as vir massiewe sterre hoe dit ontstaan ​​het. (Die Nobelprys vir fisika van hierdie jaar het gehandel oor die opsporing van hierdie sentrale swart gat.) Maar as massiewe swart gate algemeen in die sentrums van sterrestelsels voorkom, waarom kan UCD's dit ook nie hê nie? 'N Massiewe sentrale swart gat is egter maklik om oor die hoof te sien op die afstand van bekende UCD's. Dit is omdat die sterre op die afstand van UCD's amper op 'n enkele punt in die ruimte geleë is, terwyl die massa van die sentrale massiewe swart gat presies op hierdie enkele punt geleë is. As dit dus vanaf die aarde gesien word, is daar nie veel verskil in die verspreiding van materie nie, terwyl die sentrale massiewe swart gat steeds sy massa by die massa van die sterrepopulasie sou voeg. Daarom is daar slegs deur noukeurige waarnemings met die teleskope met die beste optiese resolusie die kans om dit op te spoor. Nietemin is massiewe sentrale swart gate inderdaad voorgestel as 'n oplossing vir die probleem van die ontbrekende massa in UCD's, byvoorbeeld deur Mieske et al. (2013) en Janz et al. (2015). Seth et al. (2014) bevestig toe vir die eerste keer waarnemend 'n massiewe sentrale swart gat in 'n UCD. Later is massiewe swart gate ook in ander UCD's ontdek, sien byvoorbeeld Afanasiev et al. (2018).

Uiteraard is 'n mengsel van nie-standaard IMF's en sentrale massiewe swart gate moontlik om te verklaar waarom UCD's so lig is. Wat egter hier belangrik is, is dat daar minder vergesogte alternatiewe vir eksotiese donker materie in UCD's is.

2.) Konvensionele elliptiese sterrestelsels

Die konvensionele elliptiese sterrestelsels is nie net meer massief as die UCD's nie, maar ook baie uitgebrei. Wat ek bedoel met & # 8220konvensioneel & # 8221 is dat hulle een van die eerste sterrestelsels was wat as sterrestelsels geïdentifiseer is, en dit was in die 1920's, toe mense soos Hubble die eerste keer ontdek het dat sommige & # 8220nebulae & # 8221 nie net gaswolke binne is nie. die Melkweg, maar verre sterre eilande net soos die Melkweg. Dit is onduidelik watter massa presies benodig word vir 'n elliptiese sterrestelsel om konvensioneel te wees, miskien 108 sonmassas of so. Hierdie onduidelikheid is omdat daar 'n uitbreiding van elliptiese sterrestelsels is tot selfs laer massas, wat egter nie (kompakte, ster-tros-agtige) UCD's is nie, maar (uitgebreide, sterrestelselagtige) dwerg-sferoïede sterrestelsels (dSphs). Daar is egter 'n paar spesialiteite op dSphs oor donker materie en die skynbare bestaan ​​daarvan, en daarom sal ek dit in 'n eie afdeling behandel. Wat ek egter nie sal doen nie, is om die elliptiese sterrestelsels in dwergagtige elliptiese sterrestelsels en egte elliptiese sterrestelsels te onderskei, want hierdie onderskeid is in my oë bloot histories (sien ook Ferguson & amp. Binggeli 1994 hieroor). Die massiefste van alle sterrestelsels (ongeveer 10 12 sonmassas) is ook gewone elliptiese sterrestelsels.

Dus, hoeveel eksotiese donker materie bevat elliptiese sterrestelsels, indien enige? Cappellari et al. (2006) het byvoorbeeld uitgevind dat die konvensionele elliptiese sterrestelsels wat hulle waargeneem het gemiddeld 30 persent te veel massa het vir die IMF wat hulle aangeneem het. Hulle het voorgestel dat die ontbrekende massa die donker materie kan wees wat deur die LCDM-model voorspel word. Vir hierdie bevinding het hulle egter ook aanvaar dat die standaard IMF universeel is vir alle stervormende streke. Tortora et al. (2014) het dit later probeer regstel sonder eksotiese donker materie, maar MOND. Hulle het ook misluk met 'n universele IMF, maar nie as die IMF met die massa van die melkweg verander het nie. Die regte vraag is dus: kan die IMF verander met 'n melkwegmassa of is die standaard IMF ook die universele IMF?

Laat & # 8217s kyk vir die beantwoording van hierdie vraag na sterreswerms, wat die boustene van sterrestelsels is. Kan 'n stergroep 'n ster massiewer hê as die groep? Natuurlik nie. Eintlik het Weidner et al. (2010) het uitgevind dat die massa van die massiefste ster van 'n sterregroep nog baie laer is. 'N Indrukwekkende voorbeeld hiervan is waargeneem deur Hsu et al (2012): Hulle vergelyk 'n groot tros van een of ander massa met verskeie aangrensende klein sterretrosies met dieselfde massa in totaal. Al die ander parameters soos ouderdom, chemiese samestelling, ensovoorts is dieselfde, net hoe die totale massa van die sterre saamgevoeg is, verskil. Die massiewe sterretros het egter swaarder sterre as die verskillende klein sterretrosies. Dit sou op sigself nie 'n probleem wees as die algehele stervorming in alle sterrestelsels dieselfde was nie, dit is wanneer alle sterrestelsels dieselfde aantal ligte sterretrosse per massiewe sterretros vorm. Maar dit is nie die geval nie. Weidner et al. (2004) het bevind dat die massa van die massiefste tros wat in 'n sterrestelsel kan vorm, afhang van sy sterrevormingstempo, dit is hoeveel sterre in 'n sterrestelsel per tydseenheid vorm. Elliptiese sterrestelsels met lae massa het lae sterreformasietempo's en massiewe elliptiese sterrestelsels het hoë sterreformasietempo's. Konvensionele elliptiese sterrestelsels met 'n lae massa het dus 'n gebrek aan massiewe sterre. Dit is al 'n argument teen 'n universele IMF in alle sterretrosse en in alle sterrestelsels.

Die sterrestelsels met die hoogste stervormingstempo (dit is ook die massiefste sterrestelsels) produseer ook sterretrosse in die massa-reeks bolvormige trosse en UCD's. Laat ons nou aanvaar dat hierdie massiewe sterregroepe in werklikheid UCD's is en dat hierdie UCD's IMF's het met meer massiewe sterre per sterre met 'n lae massa as & # 8220normale & # 8221 sterregroepe (sien die afdeling oor UCD's). Dan wyk die regte IMF af van die eensgesinde universele IMF, nie net in sterreklusters met lae massa nie (deur geen massiewe sterre te hê nie), maar ook in sterreklusters met 'n groot massa (deur te veel massiewe sterre). Onthou nou wat ons gesê het oor IMF's met massiewe sterre as die standaard IMF: as hulle oud word, produseer hulle minder lig per massa-eenheid as die standaard IMF. Of as 'n sekere hoeveelheid lig waargeneem word, moet 'n sterpopulasie met massiewe sterre en 'n sekere ouderdom meer massa hê om dit te produseer. Die sterpopulasies van elliptiese sterrestelsels is gewoonlik so oud dat die massiewe sterre (wat van korte duur is) reeds in donker sterre-oorblyfsels ontwikkel het, en net die ligsterre bly skyn. As die IMF dus optree met die stervormingstempo van die sterrestelsels soos dit deesdae aanvaar word (sien byvoorbeeld Kroupa & amp Weidner 2003 of Fontanot et al 2017), dan het die elliptiese sterrestelsels met 'n lae massa 'n bietjie minder massa as wat met die standaard IMF vir hul lig, en die massiewe elliptiese het 'n bietjie meer massa as wat aanvaar is met die standaard IMF. Dit styg tot ongeveer twee keer die massa vir die massiefste konvensionele elliptiese sterrestelsels, en die punt waar die massa-skatting gelyk is aan die standaard IMF, is ongeveer 109 sonmassas. Dus, vir die meeste konvensionele elliptiese sterrestelsels, is die massa-ramings hoër as die massa-ramings vir die standaard IMF, en die & # 8220missing & # 8221 massa gaan oor die massa wat deur Cappellari opgespoor word, gebaseer op die standaard IMF. (Kyk ook Dabringhausen et al. 2016 as u die helderheid van elliptiese sterrestelsels met hul massa wil volg, en Dabringhausen 2019 as u dieper wil gaan oor elliptiese sterrestelsels en nie-standaard IMF's). Net soos by UCD's, is daar dus 'n alternatiewe, meer aardse verklaring vir die oortollige massa van daardie elliptiese sterrestelsels.

3.) Dwerg-speroidale sterrestelsels (dSphs)

Dwerg-sferiodale sterrestelsels (dSphs, Figuur 3) is op 'n manier die lae massa-uitbreiding van & # 8220konvensionele & # 8221 elliptiese sterrestelsels, want in 'n plot van hul radius teenoor hul massa, gaan hulle die lyn voort wat deur die konvensionele elliptiese sterrestelsels tot laer massas gevestig is . Die helderste is egter in lig en massa soos UCD's, maar baie meer uitgebrei as UCD's. Met ander woorde, daar is 'n gaping in radius tussen dSphs en UCD's (sien Gilmore et al 2007), in teenstelling met konvensionele elliptiese sterrestelsels en dSphs.

Figuur 3: Die Fornax Dwarf Galaxy. Dit is waarskynlik die grootste dwerg-speroidale sterrestelsel rondom die Melkweg. Beeldkrediet: ESO / Digitised Sky Survey 2.

As dit waar is dat dSph's in werklikheid baie lae-massa konvensionele elliptiese sterrestelsels is, sou ons verwag dat hulle ongeveer 20 persent of so ligter is as wat verwag is, gebaseer op hul lig met 'n standaard IMF. Maar eintlik is dit baie massiewer. Net om 'n gevoel te kry vir die getalle waarmee ons te make het: Laat ons sê dat die standaard IMF 'n verhouding van massa tot lig van 2 vir 'n dSph sou voorspel, die verhouding vir die gekorrigeerde IMF sou dan 1,5 gee, maar die gemete waarde is 2000 (alle getalle is in soneenhede). Dus, hoe kan ons verkeerd wees met 'n faktor tot ongeveer 1000 (alhoewel in baie gevalle minder)?

Dit is waar MOND uiteindelik inskop, want die sigbare materie in dSphs is eintlik dun genoeg, in teenstelling met UCD's en Es. MOND kan die verhouding van 'n dSph oor sy lig verhoog van enkele waardes (dit is 'n sterpopulasie in Newtonse dinamika) tot waardes tot ongeveer 100. Dit pas by die dinamiese waardes van baie dSphs, wat baie bevat & # 8220donker & # 8221 maak saak in Newtonse dinamika. Dus, in MOND is hul donker materie eintlik fantoomdonker materie en sal dit verdwyn as die saak digter is. Of, met ander woorde, die verskil tussen sterre en dinamiese massa-ramings verdwyn vir daardie DSP's, en alles is goed. Die presiese waarde vir 'n gegewe dSph hang af van watter waarde die massa-tot-lig-verhouding van die sterpopulasie sou hê volgens die Newtonse dinamika en van hoeveel sterre versprei word oor watter volume, dit is die digtheid van die sigbare materie. Skattings vir die massa-tot-lig-verhoudings in Newtoniaanse en MONDiaanse dinamika vir 'n aantal dSphs word byvoorbeeld in Dabringhausen el al gegee. (2016).

Maar dit is ook sigbaar in Dabringhausen el al. (2016) dat selfs MOND-dinamika nie die massa-tot-lig-verhoudings van die paar dSph's, wat 'n massa-tot-lig-verhouding het, veel verder as 100 kan verklaar nie. Het ons uiteindelik 'n mislukking van MOND gevind? Nie noodwendig. Tot dusver het ons implisiet altyd aanvaar dat die sterrestelsels in 'n virale ewewig is. Wat dit beteken, is byvoorbeeld die afwesigheid van getye as gevolg van ander steurende swaartekragte. Die getye op Aarde is die bekendste voorbeeld, alhoewel die aarde dig genoeg is om naby getyewewig te wees, gegewe die gravitasiekragte vanaf die Maan en die Son. Ons sien hulle net so goed, want in hierdie geval gebeur die getye reg onder ons neuse. Uiteindelik is daar getye op aarde omdat die aarde 'n uitgebreide liggaam is. Die gravitasiekrag vanaf die maan trek dus aan die nabye kant van die aarde 'n bietjie sterker as aan die ander kant, en die aarde word 'n bietjie deur die getye gerek. Die oseane stroom af en vloei op aarde, omdat die aarde ook draai, terwyl die getye altyd op die maan gerig is. Daar is natuurlik ook ander swaartekragbronne op aarde wat getye veroorsaak (byvoorbeeld die son), maar die maan is die sterkste.

UCD's en konvensionele elliptiese sterrestelsels is dig genoeg om byna onaangeraak te word deur naburige sterrestelsels, wat die moontlike rede vir getye daarin is. Maar die interne swaartekrag is relatief swak op die dun materie van dSphs, sodat dit maklik is om uit te strek deur kragte van ander sterrestelsels. Dus vorm die getykragte reusagtige gety & # 8220golwe & # 8221 wat uit sterre bestaan. Elke ontmoeting met 'n ander sterrestelsel trek die sterrestelsel aan, want die swaartekrag is sterker aan die nabye kant van die ontmoeting as aan die ander kant. Dit verhit die sterrestelsel, wat beteken dat die sterrestelsel deur middel van die ontmoeting uit die virale ewewig getrek word en dat die gemiddelde snelhede van die sterre vinniger raak met mekaar. Uiteindelik laat die getykragte van ontmoetings met ander sterrestelsels die sterrestelsel uitmekaar breek.

Nou, wat sou 'n waarnemer van die aarde sien? Die waarnemer kan byvoorbeeld 'n dSph sien wat verhit is deur 'n onlangse ontmoeting met 'n ander sterrestelsel en dus buite die virale ewewig is. Of die dSph het weer sy virale ewewig gevind, maar ten koste van sterre wat die dSph verlaat het en nou vinniger of stadiger beweeg as die sterre wat nog aan die sterrestelsel gebind is. Maar die waarnemer kan dit onkundig ken, en aanvaar dat al die sterre (s) wat hy sien, aan die sterrestelsel gebonde is.Of die dSph is al heeltemal opgelos, maar die sterre beweeg steeds op soortgelyke bane, alhoewel hulle nie meer aan mekaar gebind is nie. Die straal waarin die sterre is, is dan net veel groter as wat dit sou wees as die sterre aan mekaar gebind sou wees. As die waarnemer dan verkeerdelik aanneem dat die dSph in viriale ewewig is, verhoog al hierdie effekte die dinamiese massaskatting (nie die werklike massa nie!) (S) wat hy vir die massa van die sterrestelsel maak. En hierdie effekte kan inderdaad die dinamiese massaskatting met die vereiste faktor verhoog. Vir 'n bespreking van getyverhitting van dSphs onder Newtonse swaartekrag, sien byvoorbeeld Kroupa (1997). McGaugh en Wolf (2010) het 'n soortgelyke studie met MOND gedoen. Opgemerk is dat hulle vir waargenome dSph's rondom die Melkweg gevind het dat as 'n dSph vatbaarder is vir getykragte, dit ook meer geneig is om vir MOND buite die virale ewewig te wees. Vir 'n interessante teoretiese bespreking van hoe 'n oplosbare sterretros in 'n getyveld met 'n baie massiewer (maar klaarblyklik nie meer stralende) dSph verwar kan word, sien Dominguez et al. (2016).

Die dSph's wat ver genoeg buite die virale ewewig is om die dinamies geskatte massa-tot-lig-verhouding met 'n paar of meer te verhoog, kan egter net 'n paar dSphs uit 'n groter monster wees. Vir die meerderheid sou die effek nou net te swak wees, hoewel hulle tyd om te ontbind ook sal aanbreek. Met ander woorde, hierdie scenario is baie onwaarskynlik as die swaartekrag Newton was, want dan moet alle dSphs rondom die Melkweg ontbind. As swaartekrag egter MONDiaans is, sal slegs 'n paar naby hul ontbinding wees, terwyl die meeste in of naby viriale ewewig sal wees & sien Dabringhausen el al. (2016).

Figuur 4: Die Antenne-sterrestelsels (NGC 4038 en NGC 4039), die & # 8220poster-kind & # 8221 vir interaksie met sterrestelsels met materie wat as getysterte getrap word. Beeldkrediet: Daniel Verschatse. Figuur 5: Nog 'n voorbeeld vir interaksie met sterrestelsels en getysterte, die Tadpole Galaxy. Ten spyte daarvan dat die naam enkel is, is daar eintlik twee sterrestelsels in plaas van een op die afstand van die Tadpole Galaxy. Die kleiner sterrestelsel word egter tans op die skyf van die groter sterrestelsel geprojekteer. Dit kan gesien word as 'n blou vlek regs bo in die groter sterrestelsel. Daar is ook stervormende streke in die getystert, wat getydwergsterrestelsels kan word as hulle nie terugval op die oerstelsels nie. Beeldkrediet: Hubble-ruimteteleskoop.

Daar is ook 'n ander argument teen donker materie in dSphs. Sterrestelsels is gewoonlik nie vanself nie, maar word omring deur ander sterrestelsels. Saam vorm hierdie sterrestelsels swaartekraggebonde sterrestelselslusters. Maar hoe vorm hierdie sterrestelsels? Volgens die LCDM-model gebeur dit deur die sterfgevalle van alle kante. Hulle kan, met inbegrip van die dSphs, met enige hoeveelheid eksotiese donker materie in 'n sterrestelselgroep kom. Ons sal daardie sterrestelsels & # 8220primordiale sterrestelsels & # 8221 noem, want daar is ook 'n ander manier om sterrestelsels te vorm wat soos dSphs vir 'n waarnemer lyk. Hierdie ander manier is deur noue ontmoetings met reeds bestaande sterrestelsels. In sulke ontmoetings word materie deur swaartekrag deur getye (Figuur 4 en 5) van die bestaande sterrestelsels weggetrek, en daar kan nuwe klein sterrestelsels ontstaan. Ons weet dat hierdie proses gebeur. Anders sou die langwerpige strepe van die materie van byvoorbeeld die Antennae Galaxies en die Tadpole Galaxy moeilik wees om te verklaar. Simulasies van interaksie-sterrestelsels, wat opgestel is om situasies weer te gee soos in die Antennae-sterrestelsels, toon ook die materiaalstrokies soos waargeneem (sien byvoorbeeld Bournaud & amp Duc 2006 of Wetzstein et al. 2007). Dit word om duidelike redes getysterte genoem. Die Tadpole Galaxy het selfs 'n nuwe klein stervormende streke in sy getystert, wat dSphs kan word. As dit genoeg is, kan dit moeilik wees om hierdie dwergstelsels van oorspronklike sterrestelsels met dieselfde massa te onderskei (sien Dabringhausen & amp Kroupa 2013). In die volgende noem ons egter sterrestelsels van gety-oorsprong & # 8220gety dwergstelsels & # 8221, om hulle te onderskei van oerstelsels. Die gety-dwerg sterrestelsels kan nie die eksotiese donker materie van die LCDM-model bevat nie, selfs nie as hul voorvader sterrestelsels dit wel gedoen het nie. Die rede is dat alle materie wat in 'n gety-dwerg sterrestelsel beland, hetsy sigbaar of nie, soortgelyke gebiede van die ruimte met soortgelyke snelhede moes beset het ook voor die ontmoeting met die bestaande sterrestelsels. Die totale hoeveelheid eksotiese donker materie kan groot wees, maar die meeste donker materie het ander snelhede en ander liggings gehad en kwalifiseer dus nie om aan die gety-dwergstelsel te bind nie. Simulasies van sterrestelselontmoetings deur byvoorbeeld Barnes & amp Hernquist (1992) toon immers dat die mees sigbare materie wat 'n getydwergstelsel word, afkomstig is van die skywe van spiraalvormige sterrestelsels. Hierdie sigbare materie vorm nie net 'n dun skyf nie, in teenstelling met die vermoedelike donker materie-halo, maar dit beweeg ook met dieselfde snelheid in dieselfde rigting, weer in teenstelling met die vermoedelike donker materie-halo. Die gety-dwergstelsels wat in 'n ontmoeting met sterrestelsels vorm, kan ook slegs in die vlak van die ontmoeting beweeg (vanweë die behoud van die hoekmomentum). Daar is dus 'n maklike manier om die dSph's in die LCDM-model te onderskei: die wat in 'n vlak beweeg en die wat nie aan 'n vliegtuig toegeken kan word nie. Diegene in 'n vliegtuig is waarskynlik gety-dwergstelsels en kan geen eksotiese donker materie hê nie. Diegene wat egter nie aan 'n vlak toegeken kan word nie, kan ook primordiaal wees en kan dus donker materie bevat (sien byvoorbeeld Kroupa et al. 2010). Nou, wat vertel waarnemings ons oor die bewegingspatroon van die dSphs? In die melkweg is dit getoon deur Lynden-Bell (1976) en deur Kroupa et al. (2005) dat die destydse bekende dSphs heel waarskynlik in 'n vliegtuig gerangskik is. Later is addisionele voorwerpe en ook snelhede bygevoeg, maar die langdurige skyf van satelliete is altyd bevestig (sien byvoorbeeld Pawlowski et al. 2012 en Pawlowski & amp Kroupa 2020). Dit was volgens sommige voorstanders van die LCDM-model net 'n uitsondering, terwyl ander gesê het dat meer normale sterrestelsels dSph's met willekeurige bewegings rondom hulle sou hê. Daar is egter toe getoon dat ook die Andromeda-sterrestelsel 'n skyf met dSph's rondom het (byvoorbeeld Ibata et al 2013), en Centaurus A ook (Mueller et al 2018). Kortom, skywe van satelliete rondom belangrike sterrestelsels is meer die reël as die uitsondering, sien byvoorbeeld Ibata et al (2014) vir 'n poging tot sensus. Sterrestelsels in hierdie vliegtuie moet dus hul hoë dinamiese massa-tot-lig-verhoudings bestuur sonder eksotiese donker materie, ondanks talle eise van die LCDM-gemeenskap. As MOND die korrekte beskrywing van gravitasie is, is die groot swaartekragmassa (fantoom) van die satellietstelsels pragtig opgelos, in teenstelling met hul klein massas in sterre.

Ek het die redes vir & # 8220donker & # 8221 saak in elliptiese sterrestelsels bespreek, wat uiteindelik kom uit die vergelyking van verskillende massa-ramings. Sommige aannames wat gebruik is vir die gebrek aan beter kennis, is ook nou verkeerd bewys. Dit gaan oor die teorie van 'n universele IMF in alle stervormende streke, wat gelei het tot 'n wanverhouding tussen die massa-ramings van sterpopulasies en die dinamika in UCD's en konvensionele elliptiese sterrestelsels. As die & # 8220one-size-fits-all & # 8221 IMF vervang word deur 'n meer uitgebreide beeld van die IMF, verdwyn die verskille maklik sonder om eksotiese donker materie of MOND te gebruik. Vir dSphs is die situasie anders. Hulle kan nie eksotiese donker materie hê nie, want dit kan nie aan hulle bind nie, maar hulle ekstreme massa-tot-lig-verhoudings kan ook nie met verskillende sterpopulasies verklaar word nie. Hier bied MOND en getyvelde 'n antwoord. Dit kan dus op die eerste oogopslag 'n eenvoudiger oplossing wees om meer eksotiese donker materie by alle sterrestelsels te voeg totdat hul dinamika pas. Die skynbaar ingewikkelder oplossing sonder eksotiese donker materie is hier 'n beter toetsresultaat.

In Die Dark Matter Crisis deur Joerg Dabringhausen. 'N Lys van die inhoud van alle bydraes is hier beskikbaar.


Wetenskaplikes neem donker materie vir die eerste keer waar

Wetenskaplikes het donker materie, die ontwykende dinge waaruit 'n kwart van die heelal bestaan, vir die eerste keer in isolasie waargeneem. Marusa Bradac van die Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology (KIPAC), geleë in die Stanford Linear Accelerator Centre (SLAC), en haar kollegas het deur die studie van 'n sterrestelsel cluster 3 miljard ligjare van daarvandaan, en die kollegas die opmerkings gemaak, vandag op 'n NASA-telekonferensie aangekondig.

"Ons het die bestaan ​​van donker materie al dekades lank voorspel, maar nou het ons dit in aksie gesien," het Bradac gesê. 'Dit is baanbrekend.'

Roger Blandford, direkteur van KIPAC, het gesê: "Hierdie metings is dwingend. Die direkte demonstrasie dat donker materie die eienskappe afgelei het op grond van indirekte argumente, wys dat ons op die regte pad is in ons strewe om die struktuur van die heelal te verstaan."

Donker materie, wat ongeveer 26 persent van die massa van die heelal uitmaak, verskil fundamenteel van die ligstof, wat slegs 4 persent uitmaak. Die oorblywende 70 persent van die kosmos is donker energie. Donker materie is onsigbaar vir moderne teleskope, omdat dit geen lig of hitte afgee nie, en dit lyk asof dit slegs swaartekrag met ander materie het. In teenstelling hiermee vorm ligstowwe alles wat algemeen met die heelal geassosieer word — sterrestelsels, gasse en planete.

Vorige waarnemings het getoon dat ligstof slegs 'n baie klein persentasie massa in die heelal verklaar. Die nuwe ondersoek is die eerste wat ligstof en donker materie onafhanklik van mekaar opspoor, met die ligstof in een streek en die donker materie in 'n ander gebied. Hierdie waarnemings demonstreer die bestaan ​​van twee soorte materie: een sigbaar en een onsigbaar.

Die resultate ondersteun ook die teorie dat die heelal ongeveer vyf keer meer donker materie as ligstof bevat. '' 'N Heelal wat deur donker dinge gedomineer word, lyk belaglik, en ons wou dus toets of daar basiese foute in ons denke was,' 'het Douglas Clowe van die Universiteit van Arizona gesê. "Ons glo dat hierdie resultate bewys dat daar donker materie bestaan."

Die navorsing is gebaseer op waarnemings van 'n merkwaardige kosmiese struktuur genaamd die bullet cluster, wat bestaan ​​uit twee sterrestelsels wat deur mekaar beweeg. Terwyl die twee trosse met 'n snelheid van 10 miljoen myl per uur kruis, werk die ligstof in elke groep met die ligstof in die ander groep en vertraag dit. Maar die donker materie in elke groep wissel glad nie, dit gaan reg deur sonder ontwrigting. Hierdie verskil in interaksie veroorsaak dat die donker materie voor die ligstof vaar, en elke groep in twee komponente skei: donker materie in die lood en ligter saak wat agterbly.

Om hierdie skeiding van donker en ligte materie op te spoor, het navorsers X-straalbeelde van die ligstof vergelyk met die totale massa van die groep. Om die totale massa te leer, het hulle metings gedoen van 'n verskynsel genaamd gravitasie-lensing, wat plaasvind wanneer die swaartekrag van die groep die lig van agtergrondstelsels verdraai. Hoe groter die vervorming, hoe massiewer is die groep.

Deur hierdie vervormings te meet met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop en die grondgebaseerde Magellan-teleskope en Very Large Telescope, albei in Chili, het die span die ligging van al die massa in die koeëlgroep gekarteer. Die wetenskaplikes vergelyk hierdie metings met röntgenfoto's van die ligstof wat geneem is met die Chandra X-ray Observatory van die NASA, en ontdek dat donkermassies wegjaag van die botsing en die ligte materie in hul nasleep. Die ruimtelike skeiding van die polle bewys dat daar twee soorte materie bestaan, terwyl die uiterste verskil in hul gedrag die eksotiese aard van donker materie toon.

Hierdie navorsing sal gepubliseer word in komende uitgawes van die Astrofisiese joernaal en die Astrofisiese joernaalbriewe. Spanlede sluit in Bradac en Phil Marshall van KIPAC Clowe en Dennis Zaritsky van die Steward Observatory van die Universiteit van Arizona, Anthony Gonzalez van die Universiteit van Florida, Maxim Markevitch, Scott Randall, Christine Jones en William Forman van die Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics en Tim Schrabback van die Universiteit van Bonn. Die National Science Foundation en NASA het die werk ondersteun.


Direkte bewys van donker materie?

Wetenskaplikes beweer dat 'n gewelddadige kosmiese botsing bewys lewer van 'donker materie', die hipotetiese dominante ding in die heelal.

R. RAMACHANDRAN in Nieu-Delhi

SAMESTELLENDE beeld van die sterrestelselgroep 1E 0657-56 wat gevorm is na 'n botsing van twee groot sterrestelsels. -

ASTRONOMERS het beweer dat hulle uiteindelik 'donker materie', die hipotetiese en ontwykende, maar dominante dinge van die heelal, in isolasie gesien het. Op 21 Augustus het wetenskaplikes van 'n groot multi-institusionele astronomie-eksperiment gesê dat 'n gewelddadige kosmiese botsing van twee groot sterrestelsels die eerste direkte bewys gelewer het vir die bestaan ​​van 'donker materie'. Die oorblyfsels van die botsing, wat die 'koeëlkluster' 1E 0657-56 genoem word, is ongeveer 3,4 miljard ligjare. Die trosse het teen 'n geskatte snelheid van 4 700 kilometer per sekonde gebots en die gebeurtenis self het ongeveer 100 tot 200 miljoen jaar gelede plaasgevind.

Volgens die wetenskaplikes se interpretasie het die botsing veroorsaak dat 'donker materie' van normale materie geskei is, wat dit moontlik gemaak het om donker materie in isolasie waar te neem en 'n ondubbelsinnige bewys van sy bestaan ​​te lewer. Gegewens van ongeveer 140 uur waarneming van die 'koeëlgroep' deur die Chandra X-straalobservatorium van die Nasionale Lugvaart- en Ruimteadministrasie (NASA) en aanvulling op optiese waarnemings deur verskeie ander teleskope, insluitend die Very Large Telescope (VLT) van die Europese Southern Observatory (ESO), die Hubble-ruimteteleskoop (HST) en die Magellan-teleskoop, is gebruik om tot die gevolgtrekkings te kom. Die span wetenskaplikes is gelei deur Douglas Clowe van die Universiteit van Arizona, Tucson, en die bevindings sal binnekort in The Astrophysical Journal en The Astrophysical Journal Letters gepubliseer word.

& quot Dit is die mees energieke kosmiese gebeurtenis waarvan ons weet, "het Maxim Markevitch van die Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics, 'n lid van die span, gesê terwyl hy die bevindings tydens 'n perskonferensie van die NASA bekend gemaak het. & quot 'n Heelal wat deur donker materie oorheers word, lyk belaglik. Ons wou dus toets of daar basiese foute in ons denke was, & quot; het Clowe gesê. & quot Die resultate is 'n direkte bewys dat donker materie bestaan, & quot het hy bygevoeg. & quot Ons het dekades lank die bestaan ​​van donker materie voorspel, maar nou het ons dit in aksie gesien. Dit is baanbrekerswerk, het die spanlid Marusa Bradac van die Kavli-instituut vir deeltjie-astrofisika en kosmologie (KIPAC) aan die Stanford-universiteit gesê.

Wat is dus 'donker materie' presies?

Sterrekundiges leef al byna 70 jaar met die waarneming dat as die bekende Newtonse dinamika op die groot skaal van die hele kosmos geldig is, daar baie meer massa in die sterrestelsels moet wees as wat teleskope sien. In 1937 het Fritz Zwicky 'n sterrestelsel waargeneem wat die Coma-groep genoem word en die snelhede van sommige van die buitenste sterrestelsels gemeet. Hy het gevind dat hierdie sterrestelsels te vinnig beweeg om swaartekrag aan die groep te kan bind. Teen sulke hoë snelhede moet die sterrestelsels baie uitmekaar vlieg as 'n vuurpyl met 'n snelheid wat groter is as die 'ontsnappingssnelheid' wat nodig is om die swaartekrag van die aarde te oorkom.

Die optiese beeld van die groep wat geneem is uit Magellan en Hubble-ruimteteleskope. -

Daar is aangevoer dat die swaartekrag van die sterrestelselkluster veel groter moes wees as die gekombineerde massa van die waargenome sterrestelsels, die sterstof en die gas om die tros bymekaar te hou. Sedertdien is daar nog baie voorbeelde gevind wat baie ekstra stowwe benodig, net om sterrestelsels bymekaar te hou. Die & quotmissing mass & quot is 'donker materie' genoem omdat dit nie lig uitstraal nie en dus nie sigbaar is nie. En dit lyk ook asof dit slegs deur swaartekrag met gewone materie omgaan.

Sulke donker materie is ook nodig om strukture soos sterrestelsels en sterrestelsels aan te bring 'n miljard jaar na die oerknal, wat Einstein se konvensionele algemene relatiwiteit en kosmologie nie kan gee nie. As Einstein se swaartekragteorie (en Newton-dinamika) op groot skaal dieselfde is, moet hierdie donker materie vyf keer die normale materie wees (bestaande uit atome, neutrone, protone en elektrone) waaruit die sigbare heelal bestaan.

(Die waarneming die afgelope jare, dat die uitbreiding van die heelal kan versnel, het daartoe gelei dat wetenskaplikes die bestaan ​​van 'n onbekende vorm van energie, wat 'donker energie' genoem word, postuleer. Dit is 'n afstootlike krag wat kosmiese voorwerpe uitmekaar druk. Daar word geglo dat byna driekwart van die heelal 'donker energie' is. Dit beteken dat slegs ongeveer 4 persent van die heelal uit sigbare materie bestaan.) Maar op die oomblik is die aard van donker materie (en donker energie) heeltemal 'n onderwerp van teoretiese bespiegelinge.

X-straalbeeld van warm gas in die samesmeltende groep wat die koeëlvorm en die boogskokfront aandui. -

Sommige wetenskaplikes het aangevoer dat die afwykende snelhede van sterrestelsels verklaar kan word deur die teorieë oor swaartekrag as gevolg van Newton en Einstein, wat algemeen genoem word as Modified Newtonian Dynamics (MOND) teorieë, te verander. Daar word beweer dat variante daarvan ook galaktiese groeperingsdata en donker energie kan verklaar. Clowe en medewerkers glo egter dat dit nie maklik sou wees om die nuwe resultate met die 'bullet cluster' te verduidelik deur swaartekrag te verander nie.

Die meeste normale materie (wat sigbaar is vir teleskope) in die galaktiese trosse is in die vorm van hoë temperatuur gas in 'n geïoniseerde plasmatoestand (ongeveer 85 persent), wat deur hul X-straal-emissie geprofileer kan word. Deur gebruik te maak van 'n tegniek wat 'swaartekraglensing' genoem word - wat veroorsaak dat die lig van verafgeleë sterrestelsels gebuig word deur die gravitasie van ingrypende galaktiese strukture om veelvuldige beelde te vorm, net soos 'n optiese lens - is sterrekundiges in staat om die massaverspreiding in galaktiese trosse in kaart te bring van swaartekragstrek van die lensbeelde.

Daar is gevind dat & quotdonker materie & quot en normale materie altyd saam bestaan, met hul swaartepunte byna dieselfde, maar met die & quotdonker materie & quot, of die swaartekragveld om akkuraat te wees, baie gladder versprei word as gewone materie. (Dit is in werklikheid een van die motiverende faktore vir benaderings wat die swaartekrag verander om donker materie na te boots.) Daarom kan lenswaarneming met 'n sterrestelsel nie ons vertel hoeveel dit as gevolg van donker materie alleen is nie.

In 'n trompop botsing van trosse blyk dit egter iets baie interessant te gebeur.Daar is nie baie voorbeelde van sulke botsings bekend nie, maar die 'bullet cluster' 1E 0657-56, wat in 1995 ontdek is, en X-straalwaarnemings het getoon dat dit een van die warmste en helderste trosse is, sulke tros-samesmeltingstelsels.

Die sterrestelsels self - wat yl versprei is en net deur middel van swaartekrag in wisselwerking is - beweeg ongehinderd deur die botsing deur mekaar. Maar die warm gas in elke groep word in sy beweging teruggetrek weens die weerstand wat voortspruit uit die elektromagnetiese kragte tussen die plasmakomponente. Dit dwing die sigbare materie om in twee komponente te skei, die sterrestelsels beweeg ongehinderd en die warm gas vorm 'n kenmerkende koeëlvormige klomp - vandaar die naam 'bullet cluster' - as gevolg van die gesamentlike effek van die sleep en die boogskok voorkant van die botsing. Die gedetailleerde X-straalemissies wat die koeëlvorm onthul, is die eerste keer in 2000 met die Chandra-sterrewag verkry. Terwyl die optiese beeld (prent 1) die trosse onaangeraak toon, toon die röntgenfoto die gasklonte wat van die sterrestelsels ontkoppel is (prent 2).

& quotDie waarneming van Chandra se kiekie onthul 'n gas 'bullet' en 'n skouspelagtige front, 'n voorbeeld van skokke en die eerste wat ooit in 'n groep gesien is, & quot, sê Markevitch, van die Space Research Institute van die Russiese Akademie vir Wetenskap in Moskou. . & quotOns het dan die X-straalbeeld op 'n optiese beeld oorgetrek, die verrekening tussen die sterrestelsels en die gas opgemerk en besef dat hierdie groep 'n unieke eksperimentele opset vir donkerstofstudies bied - ons hoef slegs die verspreiding van die donker materie te karteer. Dit is waar ons optiese kollegas daarby aangesluit het, & quot voeg Markevitch by.

Tik 'gravitasie lens' in.

Die grootste deel van die massa in die "koeël" -groep, gemeet aan gravitasie-lens, word in blou getoon.

Volgens Einstein se Algemene Relatiwiteitsteorie, verdraai die massa die ruimte rondom hoe groter die massa, hoe groter is die skering. Dus, soos vroeër genoem, verdraai swaartekrag as gevolg van massa in 'n sterrestelselklas lig van agtergrondstelsels en is die vervorming eweredig aan die massa. Deur na die vorms van baie verskillende agtergrondstelsels te kyk, kan die massaverspreiding in die groep gekarteer word.

Die geskatte massa van die groep vanaf die lenskaart is 'n miljard miljoen (10 15) keer die massa van die son. Wanneer X-straal-, optiese en lenswaarnemings op 1E 0657-56 vergelyk word, blyk die grootste lens te wees vanweë die deel van die groep wat ruimtelik van die warmgaskomponent verwyder word. As daar nie donker materie bestaan ​​wat die grootste deel van die groepsmassa sou uitmaak nie, moet die swaartekrag op die plasma gesentreer word, wat veronderstel is om die grootste deel van die sigbare materie te vorm. Die saamgestelde prentjie (prent 4) toon die nadraai van die botsing duidelik aan, met die blou vlekke wat streke voorstel waar die grootste deel van die massa gesentreer is (soos gemeet deur die lens) en die pienk vlekke (geopenbaar deur X-straalmetings) wat die gebiede waar die meeste normale materie aanwesig is.

Donker materie (in blou), wat ook net swaartekrag reageer en dus nie weerstand ervaar nie, gaan ongehinderd saam met die sterrestelsels deur en is afgeskei van die gas (in pienk). Die stadiums tydens die botsing word skematies in die paneel van vier foto's beskryf. Die waarneming dat die grootste deel van die massa blyk te wees in streke wat duidelik van gasagtige gebiede geskei is, is die sterkste bewys dat die grootste mate van die swaartekrag van die heelal te wyte is aan donker materie.

& quotMet konvensionele fisika is ons seker oor die opsporing, "het Clowe per e-pos aan Frontline gesê. & quot Wat ons waarneem, is presies wat ons verwag het deur gebruik te maak van gewone koue donker materie en standaardfisika. Die waarnemings van die X-straalplasmas vertel ons ook nogal van die fynere besonderhede van sulke [plasma] interaksies wat nie voorheen bekend was nie, & quot; het Clowe bygevoeg.

& quot Met groot belang kan ons sien dat daar een of ander vorm van materie is wat nie X-straal uitstraal nie, of dat daar lig by is, en dit is vyf keer meer in die stelsel, "het Bradac aan Frontline gesê. Volgens haar is die skeidings tussen die polle goed weergegee in rekenaarsimulasies van gas plus 'N-liggaam'-dinamika. Die wetenskaplikes is ook in staat om boonste perke te stel vir (nie-gravitasie) selfinteraksie tussen donker materie-deeltjies, en volgens Clowe stem die resultate ooreen met geen interaksies nie.

Vertel die resultate ons iets oor die aard van donker materie deur sommige van die vele voorgestelde kandidate uit te sluit? & quot Helaas, & quot; het Clowe daarop gewys, & quot; ons waarnemings is uitsluitlik gebaseer op die opsporing van die erns van die donker materie en nie die opsporing van lig nie, wat min of meer die minimum definisie is dat enige stof 'n kandidaat vir 'n donker materie is. As gevolg hiervan stem ons resultate ooreen met 'n wye verskeidenheid kandidate vir donker materie. Dit sal moeilik wees, maar nie onmoontlik nie, om die waarnemings slegs met behulp van neutrino's te verduidelik, en ons kan beperkings plaas op die soort donker materie wat bestaan ​​in die ekstra dimensies van bran-wêreldscenario's (in stringteorie), solank die waargenome self- interaksiegrense word bevredig. Maar andersins sluit hierdie waarnemings geen soort uit nie. & Quot

'N VIERPANEEL-illustrasie van die sterrestelselbotsing, die indruk van 'n kunstenaar. -

& quot Oor die algemeen, & quot, wys D. Narasimha van die Tata Institute of Fundamental Research (TIFR), & quotcosmology het 'n rowwe beeld van materie in die heelal en hoe strukture gegroei het. Daar bestaan ​​geen enkele toets om die prent te bewys of te weerlê nie. Egter. baie sondes, sommige sag en ander sterk, toon saam dat die prentjie oor die algemeen reg is. Die huidige een is so 'n toets. & Quot

Maar wat van teorieë wat probeer om swaartekrag te verander en die idee van die geheimsinnige donker materie weg te doen? & quot In die vorm wat hulle tans het, kan die alternatiewe swaartekragteorieë nie sowel die ruimtelike verrekening as die seinsterkte in die lens verklaar nie, "het Bradac daarop gewys. & quot Dit is te betwyfel dat dit die verskillende alternatiewe gravitasieteorieë heeltemal kan uitskakel. [Maar] wat ons verwag, is dat wanneer hulle probeer om die modellering te doen, hulle donker materie sal moet gebruik, selfs in sulke teorieë, en waarskynlik genoeg donker materie dat hulle die hoeveelheid moet verlaag [waarmee] hulle swaartekrag verander, & quot; Clowe.

Maar die voorstanders van gewysigde teorieë oor swaartekrag stem nie saam nie. & quotIk glo nie dat die groep wat die 'bullet'-groep 1E0657-56 waarneem, kan beweer dat hulle bo alle twyfel donker materie opgespoor het nie, & rdquo; het John W. Moffat van die Universiteit van Toronto aan Frontline gesê. & quotEk het getoon dat my gewysigde swaartekrag [MOG] by die lensdata kan pas sonder donker materie. Die resultate toon duidelik dat die nuwe waarnemingsdata 'n gewysigde gravitasieteorie nie kan uitsluit nie, & quot;

'N Grafiek wat die energieverspreiding van die heelal toon. -

Trouens, selfs die belangrikheid van die nuwe resultate word deur sommige verdiskonteer. & quot Ek is eintlik verbaas oor die rewolusionêre betekenis wat toegeskryf word aan die nuwe waarnemings van die koeëlkluster, "het Jacob D. Bekenstein van die Hebreeuse Universiteit van Jerusalem per e-pos aan Frontline gesê. Bekenstein is bekend vir die Tensor-Vector-Scalar (TeVeS) teorie oor swaartekrag, 'n relatiwistiese weergawe van MOND wat hy in 2004 geformuleer het. 'n astrofisiese stelsel soos dit kom. Is dit regtig die geval wat MOND gaan laat val? & Quot het hy gevra.

& quot Gravitasie lens is die middelpunt van die eise wat gemaak word. MOND in sy oorspronklike vorm kon nie lensing aanspreek nie. My TEVeS kon gravitasielensing behandel met resultate wat ooreenstem met wat destyds bekend was, & quot het hy gesê. Bekenstein het die swaartekragveld as gevolg van materie in TeVes, het twee dele: die een, 'n lineêre deel, net soos in die Algemene Relatiwiteit, en die ander, wat soms dominant is, 'n hoogs nie-lineêre deel wat deur dieselfde sigbare materie gegenereer word.

& quotDie afgeleide gravitasieveld [in lensing] gee 'n mate van massaverdeling in die ruimte. As TeVeS reg is, sal hierdie maatstaf nie op dieselfde manier as sigbare materie versprei word nie as gevolg van die bogenoemde nie-lineariteit. Kwalitatief is dit wat Clowe en die maatskappy gevind het. Hulle gaan egter dadelik voort om donker materie by die sterrestelsels te plaas. Dit is 'n seker manier om die probleem te verwar. In teVeS, in teenstelling met die algemene relatiwiteit, is die verhouding van die konvergensie tot die massaverspreiding redelik indirek, dit is nie-lineêr en nie-lokaal, & quot hy wys daarop.

Bekenstein stem egter saam dat trosse in die verlede moeilikheid vir MOND gespel het, wat voorstanders vereis om 'n soort onsigbare (maar normale) materie op te roep, maar nie veel massiewer as sigbare materie soos die geval is met donker materie nie, benewens die verandering swaartekrag. Clowe glo ook dat 'n soortgelyke teorie die nuwe resultate kan verklaar. & quot; Ek sou persoonlik 'n suiwer aangepaste swaartekragoplossing verkies bo die massaverskeidingsvraag, & quot sê hy. & quotIn die wetenskap is die beste scenario vir vooruitgang wanneer paradigmas met 'n skerp teenstelling mekaar konfronteer. Maar wie is te sê as 'n onelegante mengsel van die bogenoemde nie in die natuur voorgekom het nie? & Quot vra Bekenstein.


'N Donker saak sein van die AMS?

Die Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) van $ 1,5 miljard is geleë op die Internasionale Ruimtestasie (ISS). AMS is ontwerp om kosmiese strale met hoë energie te bestudeer voordat hulle die kans kry om met die aarde se atmosfeer te kommunikeer. Met 'n gewig van 7,5 ton, te swaar vir 'n toegewyde satelliet, gebruik die AMS-detektor 'n silindriese magneet van 1 meter in deursnee en 1 meter hoog om inkomende deeltjies volgens hul momentum en lading te sorteer.

Volgens die standaardteorie moet die & quotpositron-breuk & quot, die verhouding positrone tot elektrone in die buitenste ruimte daal met toenemende energie. AMS soek na 'n oormaat positrone in 'n energiebereik van 0,5 GeV (miljard elektronvolt) tot 1 TeV (triljoen elektronvolt). Oor hierdie reeks is AMS op soek na 'n oormaat wat kan dui op bewyse van vernietiging van donker materie. Dit kan veroorsaak word deur die botsing in die buitenste ruim van WIMP's, die voorste kandidaat vir donker materie.

In die grafiek aan die linkerkant word die positron fraksie (in rooi) soos gemeet deur AMS, toon dan 'n afname van 1 tot 10 GeV styg van 10 tot 250 GeV, en dit lyk dan asof dit afneem. Samuel Ting, hoofondersoeker van AMS van MIT, sê die data dui ook aan dat daar geen skerp pieke is nie, geen beduidende variasies oor tyd of enige voorkeur inkomende rigting is nie. As ons aanneem dat die deeltjies van donker materie eweredig versprei, stem die resultate ooreen met positrons wat uit die vernietiging van WIMP's (massiewe deeltjies met 'n swak interaksie) in die buitenste ruimte ontstaan. In blou en groen word vorige metings van die positron-fraksie getoon met minder gesofistikeerde toerusting deur die Pamela- en Fermi-eksperimente, wat in die algemeen ooreenstem.

Dui die mates op donker materie? & quotOngelukkig is die antwoord miskien & quot, sê die astrofisikus John Wefel van die Louisiana State University. & quot Die resultate kon veroorsaak word deur die aanwesigheid van WIMP's of deur ander deeltjies wat met mekaar bots en positrons uitstraal. Ons moet net op hoogte bly en geduldig wees. & Quot & quot Top


Jag op vyfde krag fokus op Bullet Cluster

Baie natuurkundiges sal u graag vertel dat die heelal hoofsaaklik bestaan ​​uit 'n stof wat donker materie genoem word, maar vra vir 'n definitiewe antwoord waarom ons dit nog nie direk gesien het nie en dat u met 'n leë gesig sou ontmoet. Navorsers in die Verenigde State glo egter dat die antwoord kan lê in die oorblyfsels van die botsing van twee sterrestelsels, waar hulle 'n blik op donker materie gekry het wat via 'n langafstand 'vyfde krag' in wisselwerking was. As die vyfde krag wel bestaan, sal die huidige standaardmodel van deeltjie-fisika, wat al byna 30 jaar by ons is, 'n groot hersiening benodig (Fis. Ds Lett. 98 171302).

Volgens ons beproefde swaartekragwette het sterrestelsels nie naastenby genoeg sigbare materiaal om hulself uitmekaar te laat vlieg as hulle draai nie. Dit is die hoofrede waarom fisici dink dat hulle 'n ekstra komponent van & # 8220donker materie & # 8221 moet bevat, wat, soos die naam aandui, verborge gebly het ondanks ons beste pogings om dit direk waar te neem. Dit kan wees omdat die interaksie met gewone materie so swak is dat dit onder die opsporingsdrempel van alle huidige laboratoriumeksperimente hier op aarde geslaag het. Aan die ander kant kan dit interaksie hê via 'n langafstandskrag wat verskil van die vier kragte wat in ons gevestigde standaardmodel voorkom, wat beteken dat dit slegs indirek geopenbaar sal word deur groot voorwerpe soos sterrestelsels te bestudeer.

Glennys Farrar en Rachel Rosen van die Universiteit van New York in die VSA dink dat bewyse vir so 'n vyfde krag gevind kan word deur 'n botsing te bestudeer tussen twee individuele sterrestelsels wat ongeveer drie miljard ligjare weg is. Hierdie botsing, wat gesamentlik die bynaam Bullet Cluster genoem is, bestaan ​​uit 'n kleiner sterrestelselgroep wat deur 'n buitengewone groot sterrestelselgroep gegaan het.

Die truuk vir hul redenasie is om aanneemlike beperkings te plaas op die aanvanklike naderingsnelheid en massaverspreiding van die koeël, gegewe wat sterrekundiges al weet van die dinamika van ander sterrestelsels. Deur dan op te teken hoe vinnig die koeël van die groter groep wegbeweeg, sou hulle kon aflei of die versnelling die waarde is wat geproduseer word deur swaartekrag alleen wat op donker materie inwerk.

Farrar en Rosen het hul teorie reeds getoets met behulp van x-straaldata wat deur die Chandra-satelliet geneem is, wat daarop dui dat die spoed van die & # 8220skokfront & # 8221 van die koeël 4740 km / s moet wees. Hierdie spoed is te hoog om alleen deur swaartekrag geproduseer te word, wat impliseer dat swaartekrag wat op die donker materie in die Bullet Cluster inwerk, aangevul word met 'n vyfde krag tussen 0,4 en 1,2 keer so sterk. So 'n vyfde krag, indien dit wel bestaan, sou 'n bewys wees dat die standaardmodel onvolledig is en dat dit moontlik verlengings soos supersimmetrie benodig wat addisionele kragdraende deeltjies insluit.

Die fisici dink egter nou dat die snelheid van die koeël wat deur die Chandra-gegewe gegee word, miskien nie heeltemal reg is nie. In die besonder glo Farrar dat die snelheid wat aangeteken is, van die skokfront was relatief tot die omliggende gas wat in die groep val. Dit beteken dat die data 'n skatting van die totale spoed van die botsing met ongeveer 1500 km / s opgelewer het (arXiv.org/astro-ph/0703232).

Farrar vertel Fisika-web dat dit te vroeg is om te weet of dit die bestaan ​​van 'n vyfde mag sal uitsluit, aangesien sy nou die Bullet Cluster sal moet hersien met behulp van die opgedateerde metings. Desondanks sê Douglas Clowe, 'n kosmoloog van die Ohio-universiteit in die VSA wat baie tyd gesoek het na bewyse van donker materie in die Bullet Cluster, dat die toets vir die vyfde mag wat deur Farrar en Rosen uitgelê is, steeds in die toekoms belangrik sal wees. . Of 'n vyfde krag [uiteindelik] gemeet word, of ons 'n beperking stel op hoe sterk dit kan wees, sal help om voort te gaan met die ondersoek na wat donker materie eintlik is, maar dit is onwaarskynlik dat dit die laaste stuk is wat dit identifiseer. & # 8221