Ciemna materia. Obserwacje, oszacowania

Transkrypt

1 Ciemna materia Obserwacje, oszacowania Obserwacje galaktyk i ich układów Halo Galaktyki Neutrina Próby pośredniej niegrawitacyjnej detekcji Próby bezpośredniej detekcji

2 Neptun J.C. Adams ( ) jako pierwszy przewidział położenie masy, która zakłócała ruch Urana U.J.J. Le Verrier ( ) dokonał podobnych obliczeń parę miesięcy później... i przekazał tę informację astronomom J.H. Galle i H.L. d'arrest z Obserwatorium Berlińskiego zaobserwowali nieznaną planetę 23.IX.1846 (W pewnym stopniu przypadkowo: przewidziane orbity różniły się od rzeczywistej.) H.L. D'Arrest,

3 Użyteczny parametr M/L Naturalne mieszaniny gwiazd mają niewielkie wartości parametru M/L

4 Fritz Zwicky Ruch materii w galaktykach wg Zwicky'ego (1937) ApJ, 86, 217. Ocena masy galaktyk na podstawie prędkości rotacji Ocena masy gromady w Warkoczu Bereniki z twe. o wiriale: b. duże M/L (także Zwicky, 1933 ale gdzie?) Przewidzenie możliwości obserwacji efektu soczewkowania grawitacyjnego (1937)

5 cd. historii Oort, 1940 brakująca masa w Grupie Lokalnej Rubin & Ford, 1970: prędkości rotacji galaktyk spiralnych Roberts & White 1975: jw Do lat 90tych XXw: uważano, że również dysk Drogi Mlecznej zawiera coś czego nie widać

6

7 Rubin et al. (1985) ApJ, 289, 81

8 Krzywe rotacji - interpretacja Używamy mech. Newtona Symetria drugorzędna Rozkład masy nie jest skoncentrowany; M/L = 50 ===> na peryferiach galaktyk spiralnych jest dużo czegoś, co jest źródłem pola grawitacyjnego, a nie świeci (nie zasłania, nie odbija światła etc) To CIEMNA MATERIA

9 Promieniowanie X gal. eliptycznych Galaktyki eliptyczne wysyłają [słabe] promieniowanie w dziedzinie rentgenowskiej

10 Promieniowanie X gal. eliptycznych NGC 4555

11 Gazowe otoczki gal. E Prom. hamowania z cienkiego opt. ośrodka Temperatura ~stała Potęgowy rozkł. natężenia prom. X ===> potęgowy profil gęstości Typowo: M/L=70

12 Karłowate galaktyki sferoidalne Carina dwarf galaxy Metoda: badanie ruchów kilkukilkudziesięciu gwiazd ===> duże M/L

13 Weak galaxy-galaxy lensing Averaged tangential shear around mag galaxies ==> an L* galaxy M~2*10^12 Halo radius ~250 kpc (which gives M/L~200 <==> Omega_M~0.2 (Preliminary results, no redshifts, foreground/ background based on apparent luminosities) Parker et.al. (2007) ApJ, 669, 21 (CFHTLS)

14 Gromady galaktyk- gorący gaz <----Obrazy rentgenowskie X (kontury) +obraz opt >

15 Gromady - cd Typowy profil rozkładu natężenia promieniowania X --->

16 Gromady - cd Mtot ; Mgas : Mtot = 1:7 Gaz <----> Ruch galaktyk, twe o wiriale ----> takaż M/L=400 Mtot

17 Gromady i efekt silnego ugięcia promieni X--> <--opt.

18 Silne ugięcie...

19 Silne ugięcie...

20 Silne ugięcie...

21 Słabe ugięcie: działanie Rozkład masy zakrzywiającej promienie

22 Gromady - rozkład masy 3 niezależne metody dają zgodne oceny całkowitej masy gromad galaktyk Rozkład masy nie jest skoncentrowany Ciemna materia jest obecna, M/L = 400

23 MACHOs czy WIMPs Jeśli ciemna materia na peryferiach Drogi Mlecznej ma postać MACHOs (MAssive Compact Halo Objects), to obserwując gwiazdy w Obłokach Magellana można (dzięki efektowi mikrosoczewkowania grawitacyjnego) obecność takich ciał wykryć. Natomiast WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), efektu tego nie spowodują. Pomiar jest trudny. Nawet jeśli całe halo Galaktyki składa się z MACHOs, szansa iż obserwacje gwiazdy w LMC/SMC wykażą efekt soczewkowania, jest mała: ~1: (Paczyński, 1986)

24 MACHO, OGLE, EROS...

25 MACHO, OGLE, EROS... Alcock (+MACHO team) 2000: typowe masy mikrosoczewek i ich wkład do masy Halo Galaktyki Ograniczenia zawartości MACHOs w halo w funkcji masy (Gould +) Raczej więc WIMPs?

26 Czy WIMPs to neutrina (historia) LRT wcześnie ==> neutrin prawie tyle co fotonów Czy są ciemną materią? Tremaine i Gunn (1979): brak oddziaływań, zachowanie objętości w przestrzeni fazowej ===> neutrin nie da się wtłoczyć w centralne obszary galaktyk (możnaby z nich budować gromady galaktyk, ale brzytwa...) ok rozpad trytu rzekomo wskazuje, iż mnu =15eV. Neutrina towarzyszą kosmologii jako gorąca ciemna materia

27 Rozpad trytu ~1980 pomiar 15eV obecnie: Mainz i Troitsk, podobne ograniczenia <2.5 ev

28 Rozpad trytu Troitsk Neutrino Mass Experiment

29 Masy neutrin Pomiary: masy neutrin różnych typów są zbliżone Modelowanie ewolucji gromad galaktyk: neutrina nie mogą stanowić zbyt dużej części ciemnej materii

30 Skąd wzięły się WIMPs? Najbardziej typowa sytuacja. W ten sposób zaginął wszelki ślad po większości cząstek, które kiedyś istniały w ilościach takich jak fotony...

31 Skąd wzięły się WIMPs? Raczej rzadkie. Znanym przykładem są neutrina, których przekrój czynny jest na tyle mały, że praktycznie przestały oddziaływać z czymkolwiek (także ze sobą) przy kt ~1 MeV. Dlatego (jeśli standardowy model gorącego Wszechświata jest poprawny) towarzyszą nam reliktowe neutrina w koncentracji ok. 300 mln cząstek w metrze sześciennym. (Fotonów tła jest 400 mln).

32 Skąd wzięły się WIMPs? To już trudne zadanie. Tutaj przekrój czynny trzeba bardzo dokładnie dopasować, żeby częściowa anihilacja zostawiła akurat 0.22 gęstości krytycznej w postaci tych cząstek. [ <\sigma*v> = 3*10^{-26} cm^3/s] Z drugiej strony określenie przekroju czynnego pozwala przewidzieć tempo anihilacji!!!

33 Anihilacja ciemnej materii??? Galaktyki i ich gromady to,,zagęszczenia DM uzupełnione zwykłą materią'' Obserwacje pozwalają określić w dobrym przybliżeniu rozkład gęstości masy w tych obiektach Cząstki DM muszą się poruszać w polu grawitacyjnym obiektu, który tworzą; ich prędkości są określone przez potencjał grawitacyjny, podobnie jak prędkości należących do obiektu gwiazd/galaktyk Znajomość gęstości i prędkości DM pozwalają określić tempo anihilacji i tempo wydzielania energii:

34 Anihilacja ciemnej materii??? Nie wiemy czym jest DM i nie wiemy jakie są możliwe kanały anihilacji. Po prawej przykłady oparte na założeniu, że pośrednimi produktami anihilacji będą pary znanych cząstek. Dla nich można określić widma fotonów, które powstaną jako końcowy produkt. Poszczególne linie odpowiadają różnym spoczynkowym energiom DM: m_xc^2= GeV. Fotony powstające wskutek anihilacji mają typowe energie kilka-kilkdziesiąt razy niższe od energii spoczynkowej DM. To energie bardzo wysokie.

35 Obserwacje anihilacj DM??? Oczekujemy promieniowania w zakresie GeV Rozkład natężenia promieniowania na niebie potrafimy przewidzieć W zakresie GeV potrafią też promieniować niektóre aktywne jądra galaktyk (AGN). Wysokie energie fotonów wiążą się w tym przypadku z efektami relatywistycznymi. AGN mają punktowe obrazy. Szukamy źródeł rozciągłych o charakterystycznym rozkładzie natężenia i b. wysokiej energii. Teleskop H.E.S.S.

36 H.E.S.S. II

37 Czy to anihilacja DM??? [Horns +HESS (2007) astro-ph/ ],,teleskop HESS może rejestrować fotony o energiach >100GeV. Powyżej rozkład natężenia takiego promieniowania w odległości <0.4 deg od centrum Galaktyki. Wydaje się, iż oprócz źródła punktowego (jak w przypadku PKS ) widać też emisję ze źródła rozciągłego.

38 Centrum Galaktyki 2012: TEN rozkład zgadza się z rozkładem DM w Galaktyce, lepiej niż inne. (Dość sugestywne) [Vincent i in (2012) arxiv: ]

39 Obserwacje gromad galaktyk!!! Obserwacje (górne ograniczenia) strumienia fotonów gamma >1 GeV w przykładowych gromadach galaktyk (i galaktykach). (W tabeli 49 gromad) Skrajna prawa kolumna pokazuje stosunek oczekiwanego strumienia fotonów (dla ustalonego przekroju czynnego i in. par. anihilacji) do górnego ograniczenia obserwacyjnego. Gromada Fornax najbardziej podważa zasadność przyjętej hipotezy. Odwracając rozumowanie otrzymujemy górne ograniczenia na przekrój czynny. [Ando & Nagai (2012) arxiv: ]

40 Obserwacje gromad galaktyk Górne ograniczenia przekroju czynnego anihilacji dla paru jej scenariuszy w oparciu o obserwacje gromady Fornax. [Ando & Nagai (2012) arxiv: ]

41 Obserwacje gromad galaktyk Górne ograniczenia przekroju czynnego anihilacji uwzględniające wtórne zapadanie się halo DM pod wpływem barionów gromadzących się w centrum. Zagęszczenie --> wyższa oczekiwana emisja; obserwacje --> ciaśniejsze ograniczenia przekroju. [Ando & Nagai (2012) arxiv: ] Te górne ograniczenia <\sigma*v> są już bliskie wartości potrzebnej do wyprodukowania DM!

42 Obserwacje galaktykkarłowatych Górne ograniczenia przekroju czynnego anihilacji w oparciu o sześcioletnie obserwacje Fermi LAT (teleskop gamma) [Ackermann i in. arxiv: ]

43 Anihilacja DM w Słońcu? Cząstki DM krążące w Galaktyce mogą być wyłapywane przez Słońce. (Wymaga to oddziaływań DM ze zwykłą materią) Kiedy przekroczą pewną gęstość zaczynają anihilować Wśród różnych produktów anihilacji znajdą się neutrina o energiach ~wielu GeV Neutrina mogą opuścić Słońce i jest szansa zaobserwować je na Ziemi

44 AMANDA: antarktyczny detektor neutrin W lodzie Antarktydy, na głębokości m umieszczone są łańcuchy fotopowielaczy. Na tej głębokości lód jest przezroczysty i można obserwować promieniowanie Czerenkowa cząstek o v>c/n. Można zarejestrować kierunek i energię neutrina (prawie identyczne z mionem)

45 Anihilacja DM w Słońcu? Pewne typy DM, które anihilując produkują bezpośrednio neutrina mogłyby być pośrednio obserwowane przez teleskopy neutrinowe Z widma neutrin możnaby odczytać masy cząstek DM Trudno wyobrazić sobie inny scenariusz produkcji neutrin o energiach wielu GeV w Słońcu To PRZYSZŁÓŚĆ (jak dotąd brak tego typu obserwacji)

46 Anihilacja DM? Cząstki DM musiały być wyprodukowane Kreacja i anihilacja są pokrewne Aby otrzymać wymaganą gęstość ciemnej materii przy zadanej masie cząstki, potrzebny jest dostatecznie duży przekrój czynny kreacji/anihilacji <\sigma*v> ~3*10^{-26} Interpretacje obserwacji są sprzeczne CTA rozstrzygnie problem obserwacyjnie?

47 Bezpośrednia detekcja DM? Czy cząstki DM rozpraszają się na jądrach atomowych? Spekulacje teoretyczne pokazują, że mogą Rozkład masy w Galaktyce określa gęstość i rozkład prędkości cząstek DM w naszym otoczeniu ( GeV/m^3, ~300 km/s) Laboratoria ziemskie poruszają się przez galaktyczną DM z prędkością 220 +/- 30 km/s Obserwacje zderzeń jąder atomowych z DM pozwoliłyby wyznaczyć m_x oraz przekrój czynny

48 Rozpraszanie jąder atomowych

49 Próby detekcji

50 Próby detekcji Cold Dark Matter Search [CDMS] Soudan Underground Laboratory, Minnesota głębokość <--> warstwa wody 2080m Dielektryki przy T-->0 mają pojemność cieplną ~T^3; T~mK; wydzielenie energii ~kev <--> zmiany temperatury <--> zmiany drgań sieci [mierzalne!]

51 Próby detekcji: ograniczenia (DAMA) Ograniczenia przekroju czynnego oddziaływań WIMP-nucleon w oparciu o różne [nieskuteczne] próby detekcji odrzutu jąder przez WIMPs. (to jest sprzeczne z wynikami DAMA) Obszary zacieniowane: różne teoretyczne przewidywania SUSY (~100 swob. par.) [Baudis (2007) astro-ph/ ]

52 DARWIN: studium [Baudis (2012) arxiv: ]

53 Wersja dla specjalistów Górne ograniczenia...

54 Bilans Pierwotna nukleosynteza (rachunki/obserwacje) ===>bariony to 4-5% gęstości krytycznej Same gwiazdy (M/L=5?) to 0.5% - reszta barionów to gaz (?) Jeśli proporcje obserwowane w gromadach galaktyk są uniwersalne, to materia stanowi 25-30%, w tym ciemna 20-25%

55 Diagram Hubble'a Małe prędkości/odległości: prawo Hubble'a liniowe Duże odległości: nie tylko nieliniowe, ale jeszcze zależy od gęstości Wszechświata.

56 Ciemna materia a Wszechświat Górna krzywa: model ze stałą kosmologiczną (Tonry et al. 2003; astro-ph/ ) SN Ia o dużych 'z' - przyspieszenie? SN Ia + Boomerang - tak! SN Ia +WMAP tak!!! SN Ia +2dF + WMAP TAK!

57 Ciemna energia a Wszechświat Diagram Hubble'a dla supernowych może posłużyć (w przyszłości?) do bardziej szczegółowego rozróżnienia modeli kosmologicznych...

58 (Modele - cd) 26 SN Ia, z>0.3 (Ciaśniejsze ograniczenia przy uwzględnieniu wyników 2dF) 113 SN Ia 172 SN Ia, z>0.01, A<0.5mag

59 Ciemna materia: Jest obecna w galaktykach spiralnych i eliptycznych, w grupach i gromadach galaktyk Jest potrzebna do wyjaśnienia widma fluktuacji gęstości oraz anizotropii promieniowania tła Ma postać raczej WIMPs niż MACHOs Jest 'zimna' ('gorąca' może stanowić małą domieszkę, a właściwie stanowi, skoro neutrina istnieją i mają niezerową masę) Z punktu widzenia astrofizyki/kosmologii znaczenie ma tylko masa i trwałość WIMPs