Ciemna materia. Obserwacje, oszacowania

Transkrypt

1 Ciemna materia Obserwacje, oszacowania Niektóre fakty z przeszłości Obserwacje galaktyk i ich układów Halo Galaktyki Neutrina 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 Krzywe rotacji galaktyk spiralnych Pomiar prędkości materii w galaktyce - schemat

7 Mapy prędkości (Wong i in. astro-ph/ ) Radiowe (21 cm) mapy prędkości neutralnego wodoru (HI) w galaktykach NGC4321, NGC4414, NGC4501, NGC5055

8 Obłoki HI Struktura nadsubtelna atomu wodoru ==> możliwe promieniowanie na fali 21 cm

9 Obłoki HI Promieniowanie neutralnego wodoru (HI) wydaje się słabe, ale radioteleskopy są czułe... Linia 21cm może być mierzona kilka razy dalej od centrów galaktyk niż linie optyczne.

10 Obłoki HI

11 Krzywe rotacji galaktyk spiralnych

12

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

14 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

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

16 Promieniowanie X gal. eliptycznych NGC 4555

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

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

19 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)

20 Weak galaxy-galaxy lensing (2013) Averaged density profiles of DM halos, mass to light ratios Brimioulle et al. (2013) arxiv: (CFHTLS - Wide)

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

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

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

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

25 Silne ugięcie...

26 Silne ugięcie...

27 Silne ugięcie...

28 Słabe ugięcie: działanie Rozkład masy zakrzywiającej promienie

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

30 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)

31 MACHO, OGLE, EROS...

32 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?

33 [Niikura et al. ArXiv: ; Subaru ulensing M31]

34 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

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

36 Rozpad trytu Troitsk Neutrino Mass Experiment

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

38 DM: detekcja? (inna niż poprzez pole grawitacyjne) Aksjony LHC Oddziaływanie z barionami? (jądrami Xe, Ar,I,Ge,...) Anihilacja w zagęszczeniach DM promieniowanie gamma z centralnych obszarów gromad galaktyk, galaktyk, etc (ale czy to na pewno z DM?) Wpływ na budowę/ewolucję gwiazd?

39 Aksjony: teoria QCD: pozwala na łamanie symetrii CP Mechanizm Peccei i Quinna: za symetrię CP odpowiada pewne pole. Przy niskich energiach symetria zostaje zlamana, przypadki niezachowania CP są możliwe, ale bardzo rzadkie, reliktem są aksjony.

40 Aksjony: ograniczenia Oddziaływanie z aksjonami miałoby wyprodukować obserwowalną cząstkę. [***]

41 LHC Zderzenia protonów 7 TeV mogłyby produkować coś ciemnego Hipotetycznych cząstek o masach w zasięgu LHC teoria zna wiele (np SUSY) DM opuszcza miejsce zderzenia bez śladu energia, pęd dla widocznych produktów są niezachowane Na razie: wykluczenie niektórych wariantów SUSY

42 LHC SUSY: możliwość produkcji supersymetrycznych odpowiedników? (squark, gluino?)

43 LHC nie wykrył zdarzeń sugerujących udział DM [***]

44 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

45 Rozpraszanie jąder atomowych

46 Rozpraszanie jąder atomowych Liczba oczekiwanych zdarzeń w detektorze dla \sigma=10^{-45} cm^2 przy masie WIMP 100 GeV/c^2: ksenon jest dobrym detektorem [Saab arxiv: ]

47 [Saab arxiv: ]

48

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 Modulacja roczna? DAMA (Gran Sasso) Scyntylatory NaI(Tl) odizolowane od otoczenia, zaopatrzone w systemy antykoincydencyjne rejestrują zdarzenia... [Bernabei et al. ArXiv: ]

52 Modulacja roczna? DAMA (Gran Sasso) Modulacja roczna zgodna z maksimum prędkości względem DM w halo Galaktyki w paśmie 2-6 kev i brak poza [Bernabei et al. ArXiv: ]

53 Modulacja roczna? CoGeNT (Soudan Underground Laboratory) Detektory germanowe Czy modulacja roczna tempa zliczeń obserwowana przez DAMA/LIBRA jest realna? Jest (2.2 sigma), faza się zgadza, brakuje pełnego zrozumienia zjawisk tła [Aalseth et al. ArXiv: ]

54 Próby detekcji: ograniczenia (DAMA) Ograniczenia przekroju czynnego oddziaływań WIMP-nukleon 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/ ]

55 Xenon I 2015

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

57 Nieelastyczne zderzenia z DM

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

59 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).

60 ,,Powstanie'' DM [Gondolo i in (2004) JCAP, 0407, 008] Koncentracja cząstek DM ustaliła się w wyniku,,zamrożonej'' anihilacji. (Zamrożonej z podobnych powodow jak stosunek n/p przed pierwotną nukleosyntezą.) Koncentracje spadają wskutek anihilacji i ekspansji. W pewnym momencie anihilacja staje się niemożliwa, bo droga swobodna staje się dłuższa od skali Wszechświata i stosunek DM/gamma zostaje ustalony. W ekspandującym W cząstki DM już się nie spotkają. Wartość przekroju czynnego decyduje o resztkowej koncentracji \Omega_DM

61 DM pozostałością wczesnych epok Przybliżony rachunek, w oparciu o liczne uproszczenia daje następujący warunek na przekrój czynny anihilacji, zapewniający właściwą gęstość DM dzisiaj: ~ 0.1 Dla <\sigma*v> ~ 3*10^{-26} cm^3/s, otrzymamy obserwowaną gęstość DM. [Bertone et al. (2005) Phys.Rept. 405, 279; Jungman et al. (1996) Phys.Rept. 267, 195]

62 Anihilacja DM? WIMPs magą anihilować/ rozpadać się produkując kaskady cząstek. Trwałe produkty to fotony, neutrina, elektrony, pozytrony, protony Możliwe też promieniowanie synchrotronowe oraz odwrotny proces Comptona

63 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.

64 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.

65 H.E.S.S. II

66 Rozpad ciemnej materii??? [Horns +HESS (2007) astro-ph/ ] Teleskop H.E.S.S. 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 silnego PKS ) widać też emisję ze źródła rozciągłego. (Czy ten rozkład zgadza się z rozkładem DM w Galaktyce?)

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

68 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: ]

69 Obserwacje gromad galaktyk Górne ograniczenia przekroju czynnego anihilacji dla paru jej scenariuszy w oparciu o obserwacje gromady Fornax. Użyto rozkładu DM w gromadzie o kształcie NFW. [Ando & Nagai (2012) arxiv: ]

70 Zagęszczanie halo pod wpływem gwiazd i gazu Pod wpływem grawitacji gromady gwiazd i gazu w centralnych obszarach galaktyki, DM zostaje zagęszczona. [Ando & Nagai (2012) arxiv: ]

71 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: ]

72 Fermi satelite: limits summary [Hooper et al. (2012) arxiv: ]

73 Ograniczenia oparte na różnych obserwacjach [Cirelli, 34th Int. Cosmic Rays Conf. 2015]

74 Ograniczenia dla różnych kanałów anihilacji [Cirelli, 34th Int. Cosmic Rays Conf. 2015]

75 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 modeli obiektów astronomicznych / modeli Wszechświata znaczenie ma tylko masa i trwałość WIMPs