Размещено на http://www.allbest.ru/

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РЕСПУБЛИКИ БЕЛАРУСЬ

УЧРЕЖДЕНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ

БРЕСТСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМЕНИ А.С. ПУШКИНА

Физический факультет

Кафедра общей физики

ПОИСКИ ТЁМНОЙ МАТЕРИИ

Курсовая работа

Брест 2012г.



Введение

Мы стоим на пороге открытия, способного изменить суть наших представлений о Мире. Речь идёт о природе тёмной материи.

Из анализа многих экспериментальных данных следует: Вселенная скрывает от наших глаз почти всю свою массу, оставляя видимой для приборов наблюдателей лишь около одной сотой доли вещества, участвующего в ее движении. Из чего состоит невидимая или, как ее стали называть, Темная Материя нашей Вселенной? Каковы ее происхождение и космологическая роль в зарождении и формировании галактик и галактических скоплений? Можно ли ее детектировать и изучать с помощью современных приборов? Попытаемся осветить некоторые из перечисленных вопросов, хотя большинство ответов еще предстоит найти.



Темная Материя во Вселенной

В последние годы астрономия сделала важнейшие шаги в наблюдательном обосновании тёмной материи, и сегодня существование такого вещества во Вселенной можно считать установленным фактом. Особенность ситуации состоит в том, что астрономы наблюдают структуры, состоящие из неизвестного физикам вещества.

Вопрос о возможном существовании во Вселенной некой скрытой массы впервые начал серьезно обсуждаться в начале 30-х годов.

Первым человеком, который представил доказательства и сделал вывод о наличие темной материи был швейцарский астрофизик Фриц Цвикки , в Калифорнийском технологическом институте в 1933 году. Он, указал, что светящегося вещества в скоплениях галактик в десятки раз меньше, чем нужно, чтобы сила его тяготения удерживала галактики вместе. Для объяснения парадокса предположили, что существует невидимое гравитирующее вещество, которое называют теперь темной материей (“Dark Matter”, DM).

Большая часть доказательств существования темной материи происходит из изучения движений галактик.

В 1929 году Э. Хаббл из измерений красного смещения* спектральных линий галактик сделал сенсационный вывод о том, что галактики и галактические скопления разбегаются друг от друга, т.е. наша Вселенная расширяется.

Красное смещение -- это наблюдаемое смещение спектральных линий (например, линии ионизированного водорода) в сторону длинных волн от удаляющегося космического объекта по сравнению с длиной волны тех же линий, измеренной в земных условиях от неподвижного источника (эффект Доплера).

Хаббл, исследовав множество спектров галактик и изучив расстояние до них, впервые показал, что скорости разлета ближайших галактик, определенные по их красному смещению, линейно зависят от расстояния до этих галактик (закон Хаббла)

V = HS

где V -- скорость удаления галактики, S -- расстояние до нее, Н -- коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла).

Таким образом, чем больше величина красного смещения галактики, тем быстрее она удаляется и тем дальше от нас находится. Из закона Хаббла можно непосредственно оценить скорость расширения нашей Вселенной и, как следствие, дать оценку времени ее жизни ( 13 миллиардов лет) и других основных космологических параметров.

По своему смыслу постоянная Хаббла не совсем постоянна: она определяет относительное изменение размера Вселенной за единицу времени

H(t) = ?R(t)/R(t)

где R -- радиус Вселенной на момент времени t, и может зависеть от времени.

Современное значение постоянной Хаббла обозначают H0. Поскольку она экспериментально еще не определена с достаточной точностью, ее обычно записывают как H0 ? 100h·км·с???Мпк??, где h ~ 0.65.

А как она меняется во времени, т.е. как протекает процесс расширения, зависит от общей массы Вселенной.

Среднюю плотность материи -- энергии во Вселенной принято характеризовать относительным параметром

W = с / сc

где сc -- критическая плотность, при которой Вселенная расширяется хоть и неограниченно, но замедляясь, так, что скорости стремятся к нулю при t ?› ?.

Надо оговориться, что в моделях Вселенной есть некоторая неопределенность, связанная с природой вакуума. Не исключено, что сам вакуум вносит некоторый вклад в энергию Вселенной -- многие решения квантовой теории поля требуют ненулевой энергии вакуума. Космологические уравнения учитывают такую возможность с помощью дополнительного слагаемого, так называемой космологической константы L, которую ввел еще Эйнштейн, правда, из других соображений. Если энергия вакуума принимается равной нулю (L = 0), критическая плотность равна (1.88·10???г/см?) h?, т.е. сc ~ 4 нуклона/см? при h ~0.65. Однако в моделях, основанных на новых наблюдательных данных , L ? 0 (W L~0.7), что ведет к соответствующему уменьшению величины сс.

Точное современное значение параметра общей плотности материи W0 играет важнейшую роль при решении вопроса о пути эволюции Вселенной. Если общее количество материи хотя бы немного меньше критической массы (W < 1), Вселенная будет расширяться постоянно, причем с ускорением, и галактики будут удаляться все дальше и дальше друг от друга (рис. 1). Однако материи во Вселенной может быть вполне достаточно (W = 1) для того, чтобы силы гравитационного притяжения между космическими объектами начали замедлять и остановили (асимптотически) это расширение. Или даже (если масса Вселенной окажется больше критической,( W > 1) начали “сжимать” Вселенную, что в конечном итоге может привести к тоже Большому, но на этот раз -- cхлопыванию).



Рис. 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени для открытой (W < 1), “останавливающейся” (W = 1) и замкнутой (W > 1) моделей

Современные методы изучения скоплений (кластеров) галактик дают весьма надежные оценки общей плотности материи во Вселенной. По измерениям рентгеновского излучения газа в густонаселенных кластерах было определено, что общая плотность всех видов материи составляет примерно 1/3 от критической плотности, т.е. Wm ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки Wm, большинство которых дают примерно такие же результаты.

Но данные, полученные недавно в результате измерений реликтового излучения с помощью приборов на высокополетных воздушных шарах над Антарктидой (эксперимент “Бумеранг”), показали, что Вселенная содержит достаточное количество материи для реализации модели “останавливающегося” разлета. То есть должна существовать какая-то скрытая от нас невидимая материя, восполняющая дефицит общей массы Вселенной до критического значения. Наблюдаемые небольшие (тысячные доли процента) флуктуации в пространственном распределении CMB служат свидетельством первичного группирования материи в ранней Вселенной -- начала зарождения галактик. Это еще одно косвенное подтверждение “необходимости” первичной не барионной (электромагнитное и нейтринное излучение) Темной Материи, так как именно ее неоднородности в пространстве могли быть изначальными центрами для концентрации видимого барионного вещества(излучающего или отражающего электромагнитные волны) и служить причиной существующей крупномасштабной структуры Вселенной.

С другой стороны, последние данные из наблюдений очень далеких сверхновых звезд могут интерпретироваться в пользу ускорения расширения Вселенной, т.е. модели “открытой” Вселенной. Правда, эти наблюдения удается также объяснить, вводя в модель Вселенной космологическую константу L. Ассоциируемая с последней ненулевая плотность вакуума (отрицательное давление вакуума) может также влиять на раннюю структуру Вселенной и вызывать наблюдаемые флуктуации в угловом распределении СМВ.

Таким образом, вопрос о качественном и количественном составе Темной Материи играет важнейшую роль не только для понимания современного строения Вселенной, но и для выбора наиболее адекватной модели ее эволюции и дальнейшего развития.

Помимо космологических данных, в пользу существования темной материи служат измерения гравитационного поля в скоплениях галактик и в галактиках. Имеется несколько способов измерения гравитационного поля в скоплениях галактик, один из которых -- гравитационное линзирование, проиллюстрированное на рис. 2.

Гравитационное поле скопления искривляет лучи света, испущенные галактикой, находящейся за скоплением, т. е. гравитационное поле действует как линза. При этом иногда появляются несколько образов этой удаленной галактики; на левой половине рис. 6 они имеют голубой цвет. Искривление света зависит от распределения массы в скоплении, независимо от того, какие частицы эту массу создают. Восстановленное таким образом распределение массы показано на правой половине рис. 6 голубым цветом; видно, что оно сильно отличается от распределения светящегося вещества. Измеренные подобным образом массы скоплений галактик согласуются с тем, что темная материя вкладывает около 25% в полную плотность энергии во Вселенной. Напомним, что это же число получается из сравнения теории образования структур (галактик, скоплений) с наблюдениями.

Темная материя имеется и в галактиках. Это опять-таки следует из измерений гравитационного поля, теперь уже в галактиках и их окрестностях. Чем сильнее гравитационное поле, тем быстрее вращаются вокруг галактики звезды и облака газа, так что измерения скоростей вращения в зависимости от расстояния до центра галактики позволяют восстановить распределение массы в ней. Это проиллюстрировано на рис. 3: по мере удаления от центра галактики скорости обращения не уменьшаются, что говорит о том, что в галактике, в том числе вдалеке от её светящейся части, имеется несветящаяся, темная материя. В нашей Галактике в окрестности Солнца масса темной материи примерно равна массе обычного вещества.

Что такое Темная Материя

Тёмная материя, или скрытая масса - это гипотетическая субстанция, которая участвует в гравитационном и не участвует в электромагнитном взаимодействии (соответственно её нельзя увидеть непосредственно). Она сродни обычному веществу в том смысле, что она способна собираться в сгустки (размером, скажем с галактику или скопление галактик).

Важным свойством темной материи является то, что она ведет себя как идеальная жидкость, а это означает, что она не имеет никакого внутреннего сопротивления и вязкости. Частицы темной материи не взаимодействуют друг с другом, т.е. они проходят мимо друг друга, никогда не натыкаясь.

Тёмная материя представляет собой холодную среду с космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов.

Ученые считают, что частицы тёмной материи летают вокруг нас. И их отнюдь не мало: этих частиц здесь и сейчас должно быть 1000 штук в кубическом метре. Проблема в том, что они крайне слабо взаимодействуют с обычными частицами, вещество для них прозрачно.

По полученным данным ученые установили, что темная материя составляет 97% от общей массы Вселенной.

Что представляют из себя частицы Тёмной материи

Ясно, что эти частицы не должны распадаться на другие, более легкие частицы, иначе бы они распались за время существования Вселенной. Сам этот факт свидетельствует о том, что в природе действует новый, не открытый пока закон сохранения, запрещающий этим частицам распадаться.

Ученые считают, что темная материя может состоять из барионной и не барионной составляющих.

Вывод о том, что Темная Материя вероятнее всего состоит как из барионной, так и не барионной фракций, делается, например, на основе измерений ротационных кривых галактик. Если бы вся масса галактики концентрировалась в ее видимой части, то орбитальные скорости наблюдаемых галактических объектов уменьшались бы при удалении от центра галактики.

Действительно, для нашей Солнечной системы с большой точностью установлено, что зависимость орбитальных скоростей планет V от расстояния до Солнца с находится в полном соответствии с законом Кеплера.

На рис. приведена ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503, построенная по наблюдениям в радиодиапазоне газообразного водорода. Видно, что на расстоянии от центра галактики более 5 кпк скорость остается практически постоянной.

Такой вид зависимости предполагает, что не все объекты, составляющие общую массу галактики, движутся вместе с ней как “единое” целое. Поскольку вся барионная составляющая должна участвовать в таком движении, следовательно, часть скрытой массы оказывается не барионной. Для объяснения этого экспериментального факта и вводится понятие Темного галактического гало, состоящего из невидимых объектов (частиц), “компенсирующих” дефицит массы видимых объектов, расположенных в диске галактики.

Рис. 4. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца. Расстояния указаны в астрономических единицах, 1 а.е. = 1.5·1013 см

Рис.5. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с экспериментальными ошибками)

Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики, галактического газа и Темного гало, дающие в сумме наблюдаемую зависимость.

Из анализа крупномасштабной структуры Вселенной следует, что тёмная материя в основном должна состоять из массивных частиц. Эти частицы в период материализации Вселенной после Большого Взрыва уже должны быть нерелятивистскими, т.е. холодными частицами, в отличие от нейтрино, практически не имеющих массы и остающихся релятивистскими (горячими). С точки зрения физики элементарных частиц, Холодная Темная Материя (ХТМ), вероятнее всего, должна состоять из слабовзаимодействующих массивных частиц (Weakly Interacting Massive Particles -- WIMP).

Легкие нейтрино -- единственные претендующие на роль Темной Материи частицы, о которых известно, что они реально существуют в природе. Тем не менее они не могут составлять основную массу Темной Материи, ибо, как известно из результатов экспериментов по регистрации солнечных и атмосферных нейтрино, их масса должна быть очень маленькой.

Главная на сегодня версия массивных частиц ? гипотеза нейтралино ? связана с минимальной суперсимметрией. Данная гипотеза может быть проверена на Большом адроном ускорителе в ЦЕРНе. Ожидаемая масса таких частиц ~ 100 ГэВ, а их плотность в нашей Галактике ? одна частица в объёме чайного стакана.

Также существует гипотеза о том, что частицы темной материи в 100-1000 раз тяжелее протона, и что их взаимодействие с обычным веществом по интенсивности сравнимо с взаимодействием нейтрино. Именно в рамках этой гипотезы современная плотность темной материи находит простое объяснение: частицы темной материи интенсивно рождались и аннигилировали в очень ранней Вселенной при сверхвысоких температурах (порядка 1015 градусов), и часть их дожила до наших дней. При указанных параметрах этих частиц их современное количество во Вселенной получается как раз такое, какое нужно.

Как поймать частицы Темной Материи

Поиск частиц тёмной материи ведётся по всему миру на многих установках. Интересно отметить, что нейтралинная гипотеза допускает независимую проверку как в подземных экспериментах по упругому рассеянию, так и по косвенным данным аннигиляции нейтралино в Галактике.

Косвенный метод.

В непрямых экспериментах ищутся вторичные частицы, рожденные в результате парной аннигиляции WIMPs.

Один вариант -- поиск нейтрино с энергиями порядка ГэB и выше, которые должны прилетать от Солнца и(или) центральной части Земли. Еще один путь связан с регистрацией продуктов аннигиляции частиц темной материи между собой. Эти частицы должны скапливаться в центре Земли и в центре Солнца (вещество для них практически прозрачно, и они способны проваливаться внутрь Земли или Солнца). Там они аннигилируют друг с другом, и при этом образуются другие частицы, в том числе нейтрино. Эти нейтрино свободно проходят сквозь толщу Земли или Солнца, и могут быть зарегистрированы специальными установками -- нейтринными телескопами. Один из таких нейтринных телескопов расположен в глубине озера Байкал (НТ-200), другой (AMANDA) -- глубоко во льду на Южном полюсе.

Нейтрино, приходящее, например, из центра Солнца, может с малой вероятностью испытать взаимодействие в воде, в результате чего образуется заряженная частица (мюон), свет от которой и регистрируется. Поскольку взаимодействие нейтрино с веществом очень слабое, вероятность такого события мала, и требуются детекторы очень большого объема. Сейчас на Южном полюсе началось сооружение детектора объемом 1 кубический километр.

Другой путь -- поиск монохроматических фотонов, позитронов или антипротонов, рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало. Еще один интересный метод -- поиск WIMPs, прилетающих со стороны центра Галактики. Если в центре нашей Галактики находится очень массивная черная дыра (~106 M¤ ), она должна гравитационно притягивать WIMPs и увеличивать их концентрацию вокруг себя. В результате вероятность их аннигиляции в окрестности черной дыры увеличивается и соответственно возрастает поток нейтрино, фотонов и других продуктов аннигиляции WIMPs, идущий из центра Млечного Пути.

Американские физики-теоретики Дэн Хупер (Dan Hooper) и Тим Линден (Tim Linden) из Национальной ускорительной лаборатории им. Ферми показали, что тёмная материя может связать между собой неожиданные сигналы космической обсерватории «Ферми» и спутника WMAP.

Речь идёт об обнаруженных космическими аппаратами выделенных компонентах гамма-излучения и микроволнового излучения, локализованных в центральной области Млечного Пути.

Замеченный телескопом поток гамма-лучей сконцентрирован в радиусе ~0,5? от центра Галактики, а спектр этого излучения имеет чёткий пик в области 2-4 ГэВ. Хотя за появление такого компонента могут отвечать некие «обычные» астрофизические источники (незарегистрированная популяция миллисекундных пульсаров), представить его как результат аннигиляции частиц тёмной материи, вимпов, гораздо проще. Частицы должны иметь массу 7,3-9,2 ГэВ и аннигилировать с образованием тау-лептонов ф+ф- или, возможно, других лептонов.

Если наблюдаемый гамма-сигнал действительно связан с аннигиляцией вимпов, то во внутреннюю область Галактики должны поступать энергетичные электроны и позитроны. Они будут терять энергию в результате обратного комптоновского рассеяния, а также при испускании синхротронного и тормозного излучения. При этом гигаэлектронвольтовые электроны и позитроны, движущиеся в магнитном поле с индукцией в 10-100 мкГс, дают синхротронное излучение на гигагерцевых частотах, попадающих в область наблюдения тех аппаратов, которые заняты изучением космического микроволнового фонового излучения.

Результаты гамма-обзора всего неба, который был выполнен «Ферми». Центральная яркая полоса -- это Млечный Путь.

WMAP относится именно к таким спутникам, и ему, что любопытно, удалось зарегистрировать некоторое превышение потока микроволнового излучения в радиусе 20? от центра Млечного Пути. Стандартные астрофизические объяснения этого эффекта не слишком убедительны, а поэтому часть учёных и считает его проявлением аннигиляции вимпов.

Хупер и Линден попробовали объединить теоретические модели данных «Ферми» и WMAP. Поскольку масса вимпов, их распределение в пространстве, а также сечение и вид аннигиляции достаточно чётко определяются по интенсивности и спектральным характеристикам гамма-сигнала, свойства «синхротронного» сигнала можно предсказать и сравнить с наблюдаемыми.

По утверждению авторов, схема аннигилирующих вимпов хорошо подходит в обоих случаях. Согласовать данные «Ферми» и WMAP будет легче, если «разрешить» частицам тёмной материи аннигилировать с образованием тау-лептонов, мюонов м+м- или электронов e+e-. Если ограничиться тау-лептонами, задача не станет неразрешимой, но придётся предположить, что в области сигнала WMAP существует относительно сильное магнитное поле.

Самой серьёзной проблемой гипотезы Хупера и Линдена можно считать то, что она сформулирована для лёгких вимпов с упомянутой выше массой в 7,3-9,2 ГэВ. Такие значения соответствуют заявлениям коллабораций DAMA/LIBRA и CoGeNT, якобы обнаруживших частицы тёмной материи, но эти результаты не подтверждаются в других аналогичных экспериментах. Против лёгких вимпов свидетельствуют и данные с японского нейтринного детектора Super-Kamiokande. Связь здесь такая: захват вимпов, которые имеют предлагаемые DAMA/LIBRA и CoGeNT характеристики, Солнцем и их последующая аннигиляция в объёме звезды должны давать нейтринные сигналы в гигаэлектронвольтовом диапазоне, но ничего подходящего Super-Kamiokande не видит.

«Мы и не называем свою работу надёжным доказательством существования тёмной материи, -- отвечает на критику Дэн Хупер. -- Просто эта связка [«Ферми», WMAP, CoGeNT, DAMA/LIBRA] сигналов кажется мне наиболее убедительной из всех».

Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках, которые в первую очередь и предназначены для регистрации нейтрино (и других частиц) очень высоких энергий.

Прямой метод.

Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате такого взаимодействия энергию через ионизацию и тепловые (фононные) процессы. Современные методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых болометрических (низкотемпературных) детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель.

Энергетические потери нейтралино с массами от 10 ГэВ до 1ТэВ в таких детекторах будут не более 100 кэВ, а скорость счета на 1 кг детектора - пропорциональна потоку нейтралино, падающему на детектор, и сечению их упругого рассеяния на ядрах.

Теоретические оценки дают очень малые значения для величины сечения, поэтому ожидается очень низкая скорость счета -- от 10-1 до 10-5 отсчетов/кг в день. Это значительно усложняет задачу экспериментального поиска частиц и требует применения детекторов с большой массой, низким порогом регистрации и очень низким собственным фоном.

При постановке эксперимента также необходимо знать функцию отклика детектора на взаимодействие с частицами Темной Материи, или энергетический спектр ядер отдачи.

В Гран-Сассо Национальной лаборатории в Италии, проводится эксперимент XENON.

Эксперимент XENON100 предназначен для поиска WIMPs именно таким способом - детектор представляет собой емкость, заполненную жидким ксеноном, масса которого составляет 161 килограмм. Емкость находится под землей на глубине 1,4 километра - такое расположение позволяет исключить попадание на детектор множества посторонних частиц. Если WIMP оказывается в емкости с ксеноном, то он, с высокой вероятностью, может столкнуться с одним из его атомов, породив вспышку света.

Авторы новой работы анализировали данные, собранные с января по июнь 2010 года - в общей сложности физики учли 100,9 дней работы детектора. За это время было обнаружено три подозрительных события, два из которых оказались шумом (теоретические выкладки предсказывали, что за изученный период должно было накопиться от 1,2 до 2,4 фоновых события). Высокий уровень шума, как выяснилось недавно, связан с наличием примесей криптона-85 в ксеноне внутри детектора.

Отрицательный результат устанавливает новые пределы для энергии и массы частиц темной материи. Наиболее реакционноспособными считаются тяжелые WIMPs, и их отсутствие в эксперименте XENON100 снижает вероятность существования таких тяжелых частиц. В настоящее время физики анализируют вопрос о том, хватит ли чувствительности детектора для регистрации более легких частиц темной материи.

Хотя эксперимент не обнаружил WIMP, прогресс создает условия для амбициозного проекта следующего поколения называется XENON1T, который будет использовать гораздо больше, одну тонну жидкого ксенона инструмент с узкоспециализированными световыми детекторами разработан в Калифорнийском университете, которые делают его в 100 раз более чувствительным, чем XENON100, сказал Дэвид Клайн, профессор физики Калифорнийского университета.

Примеры ожидаемых спектров при регистрации WIMPs с различными массами приведены на рис. 8 , где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора. Фоновый спектр детектора при низких энергиях, как правило, обусловлен шумами электронной аппаратуры, радиоактивным излучением изотопов, содержащихся в детекторе и окружающих материалах, а также проникающими даже на большую глубину космическими лучами. Видно, что ожидаемые спектры ядер отдачи и фоновый спектр имеют примерно одинаковую экспоненциально спадающую форму, что сильно затрудняет задачу выделения полезного сигнала.

Рис. 8. Теоретические спектры ядер отдачи при регистрации WIMPs с различными массами при помощи полупроводникового германиевого детектора и экспериментальный фоновый спектр детектора

Для уверенной регистрации необходимо использовать дополнительные признаки событий, связанные именно с частицами Темной Материи, например зависимость дифференциальной скорости счета от времени из-за эффекта годовых модуляций.

Этот эффект -- следствие сложения скоростей налетающих на Землю частиц со скоростью Земли: комбинация движения Солнца (вокруг центра Галактики) через галактическое Темное гало и вращения Земли вокруг Солнца будет разной для различных времен года.

Максимум скорости счета ожидается 2 июня, когда Земля движется против потока частиц, а минимум -- ровно через полгода, когда Земля «убегает» от них, рис. 9.

Рис.9. Схема движения Солнца и Земли относительно потока частиц галактического гало, иллюстрирующая эффект годовой модуляции

Предсказываемая величина сезонного изменения всего 5%, так что обнаружить эффект нелегко, тем более он в значительной степени может быть затенен сезонными вариациями собственного фона детектора за счет различных внешних факторов. Тем не менее недавно коллаборация DAMA декларировала обнаружение годовых модуляций WIMPs, которые интерпретируются как результат упругого рассеяния нейтралино с массой около 60 ГэВ и сечением порядка 7·10-42 см2 (рис. 10 и 12).

Рис. 10. Результаты эксперимента DAMA по поиску годовых модуляций WIMPs

Скорость счета NaI детекторов в интервале низких энергий в различные времена года приведена в зависимости от текущего времени начиная с 1 января первого года измерений. Вертикальными пунктирными линиями отмечены полугодовые периоды, соответствующие ожидаемым минимумам и максимумам сезонной вариации скорости счета WIMPs.

Эксперимент проводится с использованием сцинтилляционных NaI детекторов общим весом около 100 кг в подземной лаборатории Гран-Сассо. Это первый положительный результат поиска частиц Темной Материи .Результаты другой коллаборации CDMS2 -- эксперимент проводился на дне 700-метровой Суданской шахты в американском штате Миннесота, с использованием низкотемпературных германиевых и кремниевых детекторов. По итогам очистки данных было зарегистрировано два события (5 августа и 27 октября 2007 года). Но два события -- слишком крохотная статистика, чтобы делать какой-либо уверенный вывод. Поэтому для окончательного вывода о регистрации WIMPs с такими характеристиками требуются дополнительные эксперименты. Кроме эксперимента CDMS сейчас ближе всех по чувствительности к результату DAMA подошли эксперимент IGEX-DM, проводимый одновременно в подземных лабораториях Баксан (Россия) и Канфранк (Испания), и эксперимент «Гейдельберг--Москва» в лаборатории Гран-Сассо. В обоих случаях используются полупроводниковые детекторы из сверхчистого германия общей массой порядка 10 кг.

Детектор CoGeNT, возможно, обнаружил следы темной материи.

Выступая на собрании Американского физического общества, представитель коллаборации CoGeNT Хуан Коллар представил новые экспериментальные данные, которые, возможно, содержат следы частиц темной материи.

В первых результатах работы CoGeNT учёные сообщали о найденных свидетельствах воздействия на вещество детектора WIMPs -- основных кандидатов на роль компонентов тёмной материи. Если предположить, что эти выводы верны, то WIMPs должны иметь небольшую массу, около 10 ГэВ; примерно такие же значения получили сотрудники коллаборации DAMA/LIBRA, заявившие о регистрации темной материи еще в 2008 году.

Единственная проблема заключается в том, что существование лёгких WIMPs не подтверждается другими экспериментами. Область масс, на которую указывают CoGeNT и DAMA/LIBRA, была исключена по данным с ксенонового детектора XENON100, да и участникам проекта CDMS обнаружить лёгкие WIMPs не удалось. Последний факт особенно важен, поскольку установки CDMS и CoGeNT используют одно и то же детекторное вещество (германий) и расположены рядом, в подземной лаборатории на территории штата Миннесота. Очень сложно придумать такую модель, в которой тёмная материя взаимодействовала бы с неким материалом в одном опыте, но не проявляла бы себя в аналогичном эксперименте.

Впрочем, упомянутые выше результаты CoGeNT относились всего к 56 дням работы детектора. Сейчас физики работали с бoльшим объёмом информации, собранной за 442 дня.

На таком временном отрезке можно применять методику поиска, которая принесла результат в случае DAMA/LIBRA. Этот способ не требует тщательного исследования зарегистрированных событий, проводимого коллаборациями XENON и CDMS; достаточно просто отмечать все взаимодействия определенного типа в объеме детектора, не задумываясь о том, связаны они с вимпами или нет. Критерием обнаружения тёмной материи становится появление сезонных вариаций в набранной последовательности сигналов.

И 4 мая 2011 года обработав данные(собранной за 442 дня )физики обнаружили сезонные изменения частоты регистрации событий, что можно объяснить действием -- WIMPs частиц тёмной материи.

Новые эксперименты в Баксанской обсерватории

В подземной низкофоновой лаборатории Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН проводится долговременный эксперимент в рамках Международного германиевого эксперимента по Темной Материи IGEX-DM (Россия--США--Испания). Здесь WIMPs пытаются регистрировать как по их упругому, так и по их неупругому рассеянию с возбуждением ядер детектора-мишени, при котором дополнительным «признаком отличия» будет одновременная или задержанная регистрация г-квантов, снимающих возбуждение. Данные, полученные в этом эксперименте для упругого рассеяния частиц, наиболее близко подошли к положительному результату DAMA. Поиск неупругого взаимодействия WIMPs с возбуждением низколежащих уровней ядра 73Ge ведется только на этой установке.

Стены лаборатории изготовлены из низкорадиоактивного бетона (50 см), ультраосновной (т.е. очень древней, с минимальным содержанием радиоактивных изотопов) породы дунит (50 см) и стали (8 мм). За счет таких стен поток гамма-квантов от окружающих скальных пород снижен примерно в 200 раз, а поток космических лучей ослабляется в 2000 раз за счет толстого слоя скальных пород (660 м водного эквивалента) над лабораторией. Однако, как указывалось выше, для поиска частиц Темной Материи необходимо иметь собственный фон установки порядка 0.1 отсчета в день на 1 кг детектора-мишени при пороге регистрации порядка 1 кэВ. Поэтому детектирующая система из Ge детекторов дополнительно окружена «пассивной» (пассивно подавляющей поток радиоактивного излучения) и «активной» (дающей электронный сигнал о прохождении энергичных частиц) защитами (рис. 11). Пассивная защита, общим весом около 7 т, собрана из низкорадиоактивных материалов (свинца, меди, борированного полиэтилена). Активная защита представляет собой массивные сцинтилляционные детекторы, которые с большой эффективностью регистрируют высокоэнергичные мюоны космических лучей, проникающие даже на такую глубину.

Рис.11. Комбинированная (пассивная и активная) защита вокруг германиевых детекторов в баксанском эксперименте IGEX-DM

Эти меры позволили снизить фон детектирующей установки примерно в 106 раз по сравнению с незащищенными детекторами в наземной лаборатории. В ходе эксперимента достигнут порог регистрации 2 кэВ при сверхнизкой скорости счета 0.09 соб./ (кг·кэВ·сутки) в области низких энергий.

За полный календарный период, с мая 1995 по май 1999 г., были набраны и проанализированы данные с двух детекторов, изготовленных из обогащенного 76Ge и природного Ge. Получены новые области исключения (т.е. значения параметров, лежащие выше приведенных кривых, экспериментально исключаются из числа возможных) для масс и сечений упругого рассеяния WIMPs, которые почти вплотную подошли к требующим подтверждения результатам коллаборации DAMA (рис. 12).

Рис. 8. Области исключения для масс и сечений WIMPs при различных вариантах анализа данных баксанского эксперимента IGEX-DM

В целях сравнения также показана область параметров для положительного результата, полученного в эксперименте DAMA.

В частности, дираковские нейтрино с массами от 13 ГэВ до 4.5 ТэВ исключены из кандидатов на роль таких частиц. Анализ данных по исследованию годовых и суточных модуляций потока позволил установить экспериментальные ограничения на амплитуды модуляций на уровне 7% и 4% соответственно.

Как было отмечено ранее, экспоненциально спадающий спектр ядер отдачи при упругом рассеянии WIMPs трудно отличить от спектра шумов детектора, если не вводятся дополнительные «знаки отличия». В Баксанской нейтринной обсерватории был разработан и применен новый метод поиска неупругого взаимодействия WIMPs, использующий уникальную особенность спектра ядра 73Ge -- наличие долгоживущих низколежащих возбужденных уровней (13.3 и 66.7 кэВ). Отбор полезных событий по предложенной схеме регистрации дает рекордно низкий фоновый счет 0.0013 соб./кг (73Ge)·сутки и, следовательно, значительно повышает чувствительность установки, что позволяет на два порядка величины улучшить экспериментальные ограничения на массы и сечения спин-зависимого рассеяния WIMPs. По результатам эксперимента с экспозицией всего 0.13 кг(73Ge)·год исключены WIMPs с массами от 20 ГэВ до 2 ТэВ при сечениях неупругого взаимодействия порядка 10-34.

18 мая 2011года на борту МКС был установлен магнитный альфа-спектрометр

Магнитный альфа-спектрометр (Alpha Magnetic Spectrometer, AMS-02), который прилетел на МКС на борту челнока Endeavour, установлен на свое рабочее место. В ближайшее время Европейский центр ядерных исследований (ЦЕРН) получит контроль над работой устройства и приступит к обработке научных данных, которые собирает AMS-02. Устройство стало самым дорогим и массивным научным прибором из всех установленных на станции: его масса составляет 8,5 т, а стоимость -- около $2 млрд. В создании устройства принимали участие ученые из 16 стран мира.

Магнитный альфа-спектрометр представляет собой физический детектор, позволяющий исследовать высокоэнергетические частицы в космосе. Кроме поиска космических лучей, новинка может искать частицы антиматерии, темной материи и странной материи во Вселенной. «Самое удивительное в этом приборе то, что он может исследовать неизведанное, он может исследователь феномены, которые существуют в природе, но по каким-то причинам пока не были открыты», - говорит физик из Массачусетского технологического института, руководитель данного проекта и нобелевский лауреат Сэмюэль Тинг (Samuel Ting).

Первая попытка запустить в космос детектор высокоэнергетических частиц была предпринята в 1998 году, когда на станцию Мир на борту шаттла Discovery был доставлен прибор AMS-01. За время работы устройство зарегистрировало около 1 млн ядер гелия и подтвердило жизнеспособность концепции по поиску темной материи, что позволило создать более совершенное устройство: на AMS-02 постоянный магнит установлен вместо сверхпроводящего на жидком гелии. Благодаря этому срок службы прибора составит не менее 15 лет.

При создании электронных компонентов инженерам пришлось решать ряд сложных задач, касающихся надежности и безопасности длительной работы устройства в условиях космоса. Высокий уровень космической радиации потребовал создания сверхзащищенной электроники, около 600 отдельных электронных блоков используют особые, разработанные для физики высоких энергий, радиационно-стойкие микросхемы, работающие в 10 раз быстрее обычных, которые применяются для космических полетов

Челнок Endeavour благополучно пристыковался к МКС.

Выполнение задач последней миссии шаттла Endeavour идет по запланированному пути. 18 мая 2011года челнок успешно и без «приключений» пристыковался к шлюзу PMA-2, установленному на модуле Harmony Международной космической станции. На подлете к станции шаттл совершил 360-градусный кувырок, во время которого экипаж МКС осмотрел и сфотографировал обшивку корабля на предмет наличия повреждений. По сообщениям с орбиты повреждений обшивки не обнаружено.

Магнитный альфа-спектрометр (Alpha Magnetic Spectrometer, AMS), с помощью которого космонавты будут собирать данные о составе космических лучей и искать следы антиматерии, темной материи и странной материи. В рамках пребывания шаттла на МКС запланировано четыре выхода астронавтов в открытый космос. Цель работы AMS -- проверка фундаментальных гипотез строения материи и происхождения вселенной.

В 2016-м году планируется запуск космической обсерватории "Гамма 400"

Российское космическое агентство приняло решение о начале следующего этапа работ по проекту "Гамма-400" - "Создание космического комплекса, включающего космическую обсерваторию для исследования гамма-излучения в диапазоне высоких энергий.

По словам Николая Топчиева, заместителя научного руководителя проекта "Гамма-400", ведущего научного сотрудника лаборатории космических лучей Института ФИАН, исследования космического гамма-излучения - высокоэнергичной области (примерно с 0,1 МэВ) электромагнитного спектра - начали развиваться в семидесятые годы прошлого века. В результате наблюдений космическими приборами Гамма-1 (СССР), Egret (США), Agile (Италия), Fermi (США) и наземными установками H.E.S.S. (расположена в Намибии), Magic (на Канарских островах, Испания), Veritas (в Аризоне, США) и др. накоплен большой объем информации. Это данные о галактических и внегалактических источниках гамма-излучения - пульсарах, квазарах, активных галактических ядрах и др., а также о диффузном галактическом гамма-излучении.

Однако около 40% из обнаруженных источников гамма-излучения до сих пор не идентифицированы с источниками, обнаруженными в других диапазонах электромагнитного спектра (оптическом, рентгеновском, радио- и др.). И поэтому природа гамма-излучения в этих источниках не ясна.

Кроме того, измерения проводились с недостаточным энергетическим разрешением - это необходимо, чтобы обнаружить в энергетических спектрах особенности, которые могут быть связаны с процессами аннигиляции или распада частиц темной материи.

В соответствии с Федеральной космической программой РФ на 2006-2015 гг. в ФИАНе совместно с МИФИ и рядом других российских и иностранных (Италия, США и др.) организаций разрабатывается гамма-телескоп "Гамма-400". Этот прибор на специализированной космической обсерватории будет измерять гамма-излучение в диапазоне энергий от 100 МэВ до нескольких тысяч ГэВ. По основным характеристикам - угловое разрешение около 0,01?, энергетическое разрешение - 1% - "Гамма-400" превзойдет существующие установки (космические и наземные) в 5-10 раз. Это позволит ответить на многие вопросы: о природе гамма-излучения в дискретных источниках, о наличии процессов в нашей Галактике, связанных с темной материей" - говорит Николай Топчиев.

В настоящее время продолжается эскизное проектирование космической обсерватории "Гамма-400", в составе которой гамма-телескоп устанавливается на служебной платформе "Навигатор", разрабатываемой НПО им. С.А. Лавочкина. В ходе работ будет окончательно определена физическая схема и конструкция прибора (масса 2600 кг, энергопотребление 2000 Вт, объем научной информации, подлежащей передаче на приемные пункты 100 Гбайт/день), отработаны вопросы взаимодействия с космическим комплексом и наземными пунктами приема информации.

Физики из США предположили,что тёмная материя может обогревать планеты.

Судьба планет в традиционном представлении зависит от их солнц. Если бы далёкие миры могли существовать за счёт тёмной материи, они бы имели значительное конкурентное преимущество перед своими «братьями и сёстрами».

Физики из США считают, что за пределами так называемой обитаемой зоны могут существовать планеты, подогреваемые не теплом родительских звёзд, а тёмной материей.

Существование тёмной материи до сих пор не доказано наверняка. Однако астрономы предполагают, что это малоизученное вещество может составлять львиную долю Вселенной. На сегодняшний день наиболее популярная теория гласит, что тёмная материя состоит из «вимпов» (WIMP).

С обычным веществом эти частицы контактируют посредством слабого взаимодействия и гравитации. Кроме того, у них есть античастицы, при встрече с которыми «вимпы» аннигилируют, выделяя значительное количество энергии.

Дэн Хупер (Dan Hooper) и Джейсон Стэффен (Jason Steffen) из лаборатории Ферми предположили, что планеты могут притягивать «вимпы» и «антивимпы» своим гравитационным полем и согреваться энергией, выделяющейся при аннигиляции этих частиц.

Земля не смогла бы таким образом произвести достаточно энергии. По самым оптимистичным подсчётам, наша планета наработала бы лишь несколько мегаватт, при том что от Солнца планета получает порядка сотни петаватт.

Но в тех областях космоса, где плотность тёмной материи выше, более крупные планеты могли бы отлавливать и аннигилировать «вимпы» внутри себя в таком количестве, что вода на их поверхности оставалась бы в жидком состоянии даже без дополнительного подогрева от родительской звезды.

Жизнь в таких мирах могла бы зародиться, эволюционировать и выжить и вовсе в отсутствие солнц, считают учёные.

Физики из Иллинойса также полагают, что рано или поздно планеты, согревающиеся таким образом, будут найдены. Наиболее вероятно, что отыщутся они где-нибудь во внутренних регионах нашей Галактики (примерно в радиусе 30 световых лет от центра Млечного Пути), где плотность тёмной материи, по расчётам астрономов, выше в сотни и тысячи раз, нежели в Солнечной системе.

Однако учёные пока не имеют в своём арсенале инструменты для поиска таких «тёмных» планет.

галактика частица тёмный материя



Выводы

1. Таким образом, из экспериментальных данных можно сделать вывод о существовании так называемой темной материи.

2. Темная материя ? гипотетическая субстанция, составляющая 97 % от общей массы Вселенной.

3. К настоящему времени, состав и физические свойства темной материи практически не известны.



Список литературы

http://lenta.ru/news/2011/04/15/nodark

http://www.rian.ru/science/20110523/378670980.html

http://newsland.ru/news/detail/id/696987/cat/69/

http://www.gazeta.ru/news/science/2011/05/04/n_1823833.shtml

http://www.bestreferat.ru/referat-26850.html

http://wwworld.ru/news/rossiiskuu-kosmoobservatoriu-gamma400-zapustyat

http://science.compulenta.ru/607786/

http://dark-universe.ru/index/0-21

http://science.compulenta.ru/physics/darkmattersearch/

http://scientific.ru/journal/blin1. html

Размещено на Allbest.ru