Introduktion till Dark Matter

Den nuvarande standardmodellen för kosmologi indikerar att massan-energibalansen i vårt universum är:

  • 4, 9% - "normal" fråga
  • 26, 8% - mörk materia
  • 68, 3% - mörk energi

Därför utgör mörk materia nästan 85% av den totala materien i universum. Emellertid förstår fysiker för närvarande inte vad mörk energi eller mörk materia är. Vi vet att mörk materia interagerar med föremål gravitationellt eftersom vi har upptäckt det genom att se dess gravitationseffekter på andra himmelobjekt. Mörk materia är osynlig för direkt observation eftersom den inte avger strålning, därav namnet "mörk".

M101, ett exempel på en spiralgalax. Lägg märke till spiralarmarna som sträcker sig från ett tätt centrum. |

Radioobservationer

Det viktigaste beviset för mörk materia kommer från observationen av spiralgalaxier med radioastronomi. Radioastronomi använder stora samla teleskop för att samla ut radiofrekvensutsläpp från rymden. Dessa data kommer sedan att analyseras för att visa bevis för extra ämnen som inte kan redovisas från observerade lysande ämnen.

Den vanligaste signalen är vätan på 21 cm. Neutral väte (HI) avger en foton med våglängd lika med 21 cm när atomelektronens snurra vänds upp och ner. Denna skillnad i spinntillstånd är en liten energiförskjutning, och därför är denna process sällsynt. Väte är emellertid det vanligaste elementet i universum, och följaktligen observeras linjen lätt från gasen i stora föremål, till exempel galaxer.

Ett exempel spektra erhållet från ett radioteleskop riktat mot M31-galaxen med hjälp av vätlinjen 21 cm. Den vänstra bilden är okalibrerad och den högra bilden efter kalibrering och borttagning av bakgrundsbruset och den lokala vätgaslinjen.

Ett teleskop kan bara ta en observation av ett visst vinkelsegment av galaxen. Genom att ta flera observationer som sträcker sig över hela galaxen kan fördelningen av HI i galaxen bestämmas. Detta leder efter analys till den totala HI-massan i galaxen och därmed en uppskattning av den totala utstrålande massan i galaxen, dvs den massa som kan observeras från utsänd strålning. Denna fördelning kan också användas för att bestämma HI-gasens hastighet och därmed galaxens hastighet i hela det observerade området.

En konturplott av HI-densiteten i M31-galaxen.

Hastigheten hos gasen vid kanten av galaxen kan användas för att ge ett värde för den dynamiska massan, dvs. mängden massa som orsakar rotationen. Genom att jämföra centripetalkraften och gravitationskraften får vi ett enkelt uttryck för den dynamiska massan, M, vilket orsakar en rotationshastighet, v, på ett avstånd, r .

Uttryck för centripetal- och gravitationskrafter, där G är Newtons gravitationskonstant.

När dessa beräkningar utförs visar sig att den dynamiska massan är en storleksordning större än den strålande massan. Typiskt kommer den utstrålande massan endast att vara cirka 10% eller mindre av den dynamiska massan. Den stora mängden "saknad massa" som inte observeras genom strålningsemission är vad fysiker kallar mörk materia.

Rotationskurvor

Ett annat vanligt sätt att demonstrera detta 'fingeravtryck' av mörk materia är att plotta galaxernas rotationskurvor. En rotationskurva är helt enkelt en kurva över gasmolnens orbitalhastighet mot avståndet från det galaktiska centrumet. Med bara "normal" fråga, kan vi förvänta oss en keplerisk nedgång (rotationshastighet minskar med avstånd). Detta är analogt med hastigheterna för planeter som kretsar runt vår sol, t.ex. ett år på jorden är längre än på Venus men kortare än på Mars.

En skiss av rotationskurvor för observerade galaxer (blå) och förväntningarna på keplerian rörelse (röd). Den initiala linjära stigningen visar en solid kroppsrotation i mitten av galaxen.

De observerade uppgifterna visar emellertid inte den kepleriska nedgången som förväntades. I stället för en nedgång förblir kurvan relativt platt upp till stora avstånd. Detta innebär att galaxen roterar med en konstant hastighet oberoende av avståndet från det galaktiska centrumet. För att upprätthålla denna konstanta rotationshastighet måste massan öka linjärt med radie. Detta är motsatsen till observationer som tydligt visar galaxer som har täta centra och mindre massa när avståndet ökar. Därför uppnås samma slutsats som tidigare, det finns ytterligare massor i galaxen som inte avger någon strålning och har därför inte direkt upptäckts.

Sökningen efter Dark Matter

Problemet med mörk materia är ett område med aktuell forskning inom kosmologi och partikelfysik. Mörkmaterialpartiklar måste vara något utanför den nuvarande standardmodellen för partikelfysik, med den ledande kandidaten är WIMP: er (svagt samverkande massiva partiklar). Sökandet efter partiklar av mörkt material är väldigt knepigt men kan möjligen uppnås genom antingen direkt eller indirekt detektion. Direkt upptäckt innebär att man letar efter effekten av partiklar av mörkt material, som passerar genom jorden, på kärnor och indirekt detektion innebär att man letar efter potentiella sönderfallsprodukter av en mörk materiapartikel. De nya partiklarna kan till och med upptäckas i högenergisamlingssökningar, till exempel LHC. Hur som helst det hittas kommer upptäckten av vilken mörk materia som görs ur ett enormt steg framåt i vår förståelse av universum.