Karanlık madde parçacık tespiti
Karanlık madde, astronomlar evreni gözlemlediklerinde keşfedilen bir tür "karanlık" maddedir. Sözde "karanlık" malzeme, bu malzemenin elektromanyetik radyasyonunun gözlenmediği anlamına gelir. Astronomların evreni gözlemledikleri ortamın farklı bantların elektromanyetik dalgaları olduğunu biliyoruz.Şekil 1'de gösterildiği gibi, farklı dalga boylarına göre elektromanyetik dalgalar, en uzun dalga boylarına sahip radyo dalgalarından, mikrodalgalara, kızılötesi ve görünür ışıktan daha kısa ultraviyole dalga boylarına, X En yüksek enerjiye sahip ışınlar ve gama ışınları. Modern astronomik gözlem aletleri hızla gelişmekte ve çeşitli dalga bantlarında çok güçlü gözlem aletleri bulunmaktadır, ancak tüm bu güçlü astronomik aletler karanlık maddenin yaydığı elektromanyetik radyasyonu gözlemlemediğinden karanlık madde olarak adlandırılmaktadır.
Şekil 1. Farklı dalga boylarındaki elektromanyetik dalga radyasyonu
Peki karanlık madde nasıl keşfedildi? Karanlık maddenin keşfini daha iyi anlamak için Neptün'ün güneş sistemindeki keşif tarihinden çok fazla ilham alabiliriz. Newton evrensel çekim yasasını keşfettiğinden beri, gökbilimciler Şekil 2'de gösterildiği gibi çoğu gezegenin yörüngesini başarılı bir şekilde açıkladılar. Bununla birlikte, Uranüs'ün yörüngesi tatmin edici bir şekilde açıklanamaz ve onun hareket yasası, evrensel çekimin tahmininden önemli ölçüde farklıdır. Fransız gökbilimci Levier ve İngiliz gökbilimci Adams, güneş sisteminde o zamanlar keşfedilmemiş bir gezegen olması gerektiğini tahmin ettiler ve bu gezegenin yerçekimi, Uranüs'ün orijinal yörüngesinden sapmasına neden oldu. Tahminlerine göre Galle, bu gezegeni Neptün'ü 1846'da keşfetti. Bu hikaye bugün karanlık maddeye çok benziyor.Karanlık maddenin elektromanyetik radyasyonunu gözlemlememiş olsak da, karanlık maddenin yerçekiminin diğer görünür maddenin hareketi üzerindeki etkisini gözlemledik.Bu, astronomların evrende karanlık madde olduğu sonucuna varmasının sebebidir.
Şekil 2. Güneş sisteminin gezegen yapısı
Öncelikle güneşin işleyişini örnek alalım. Şekil 3'te gösterildiği gibi, güneşten Samanyolu'nun merkezine olan uzaklık 28.000 ışıkyılıdır ve Samanyolu'nun merkezi etrafında tam bir devrim için gereken süre 230 milyon yıldır. Güneşi böyle dairesel bir yörüngede sabitlemek için gereken merkezcil kuvvetin maddenin sağladığı çekim kuvvetine eşit olduğunu biliyoruz. Basit hesaplamalarla, böyle bir merkezcil kuvvetin üretilmesi için güneş yörüngesinde yaklaşık 1011 MSun (güneş kütlesi) maddesinin gerekli olduğu ve gözlemlenebilen yıldızların ve gazın kütlesinin, 109 MSun'un yalnızca birkaç katı olduğu elde edilebilir. Açıktır ki, daha güçlü kütle çekimine katkıda bulunan daha görünmez madde var Bu çıkarım, Uranüs'ün yanı sıra Neptün'ün var olduğu orijinal çıkarımla aynıdır. Karanlık madde yoksa, merkezcil çekim çok daha zayıf olacak ve güneşin dönüş hızı buna bağlı olarak çok daha küçük olacaktır.
Şekil 3. Samanyolu etrafındaki güneşin hareketinin parametreleri
Şekil 4. M33'ün dönüş eğrisi
Şekil 4, M33 adlı bir galaksideki galaksinin merkezi etrafında dönen yıldızların hızlarının galaksinin merkezine olan mesafesiyle dağılımını göstermektedir.Üstteki eğri gözlemlenen hızdır ve alttaki eğri, gözlenen görünür maddeye dayalı tahmini hızdır. dağıtıldı. İkisi arasında açık bir fark olduğunu görebiliyoruz.Gerçek ölçüm sonucu hesaplama sonucundan çok daha büyük.Bu, yerçekimini artıran hala görünmez bir madde olduğunu gösteriyor.Bu, gökbilimcilerin karanlık maddenin varlığına dair spekülasyon yapmaları için en doğrudan gözlemsel kanıt. Farklı mesafelerdeki dönme hızına göre karanlık madde dağılımı hesaplanabilir, böylece Samanyolu'ndaki maddenin dağılım haritasını Şekil 5'te gösterildiği gibi elde edebiliriz. Samanyolu'ndaki yıldızların çoğunun aşina olduğumuz gümüş disk olan disk benzeri küçük bir yapıda dağıldığı Şekil 5'ten görülebilmektedir. Gümüş tabağı çevreleyen devasa bir karanlık maddenin oluşturduğu küresel yapıya karanlık madde "halo" denir.
Şekil 5. Samanyolu Galaksisindeki maddenin dağılımı: Sıradan yıldızlar disk benzeri bir yapı üzerinde dağılırken, karanlık madde karanlık madde halo adı verilen devasa, neredeyse küresel simetrik hale benzer bir yapı oluşturur.
Yukarıdaki giriş, karanlık maddenin varlığını galaksideki yıldızların dönme hızına göre yargılamaktır ki bu, karanlık maddenin varlığının en doğrudan gözlemsel kanıtıdır. Sıcak gazın galaksi kümelerinde dağılımı, galaksi kümelerinin neden olduğu kütleçekimsel merceklenme etkisi ve evrendeki mikrodalga arka planın daha büyük ölçekte gözlemlenmesi gibi evrendeki karanlık maddenin varlığını doğrulayan başka birçok astronomik gözlem var. Karanlık maddenin varlığını doğruladı. Günümüzde gökbilimciler, evrenin% 68 karanlık enerji,% 27 karanlık madde ve% 5 sıradan maddeden oluştuğu ve şimdiye kadarki neredeyse tüm kozmolojik gözlemleri başarıyla açıklayabilen "standart bir kozmolojik model" oluşturdular. İnsanoğlunun evrendeki son anlayışı olduğu söylenebilir.
Çok sayıda astronomik gözlem karanlık maddenin varlığını doğrulamış olsa da, Neptün'ü keşfetme sürecinden farklı olan, yıllarca süren çeşitli çabalardan sonra karanlık maddenin varlığını hala doğrudan gözlemlememiş olmamızdır. Karanlık madde ne tür bir maddedir? Genel olarak karanlık maddenin, çevremizdeki maddeyi oluşturan ve bildiğimiz her türlü parçacığı oluşturan yeni bir tür parçacıktan oluşması gerektiğine inanılır, şu anda kararlı, yüksüz ve çok yavaş hareket eden bir parçacıktır. . Bununla birlikte, kütlesi ve etkileşiminin doğası gibi belirli özellikleri belirlenemez.
Fizikçiler ayrıca karanlık madde olgusunu açıklamak için birçok karanlık madde modeli önerdiler, ancak karanlık madde gözlemleri hakkında doğrudan veri olmadığından, farklı karanlık madde modellerindeki karanlık madde parçacıklarının özellikleri çok farklı. Birçok karanlık madde modeli arasında, şu anda en çok çalışılan "zayıf etkili ağır parçacıklar" adı verilen bir karanlık madde modeli var. Bu tür modelin çıkış noktası, "evrende karanlık maddenin nasıl üretildiği" sorusunu açıklamaktır.Bu model, karanlık maddenin, sıradan maddeye benzeyen, sıradan madde gibi yüksek sıcaklık ve yüksek yoğunluklu madde durumundan evrenin çok erken evrelerinde üretilmesi gerektiğine inanmaktadır. Üretim aynı süreçtir. Bu hipotez doğruysa, araştırmalar, karanlık maddenin kütlesi ve etkileşim gücü, halihazırda anladığımız zayıf etkileşimlere benzer olduğunda, o zaman evrende ürettiği yoğunluğun bugün gözlemlediğimiz yoğunluk ile tutarlı olduğunu bulmuştur. Bu tür bir model, evrende gözlemlediğimiz karanlık maddenin bolluğunu açıklayabildiği için büyük ilgi gördü. Şu anda, çoğu karanlık madde algılama deneyleri bu tür "zayıf hareket eden ağır parçacıklar" karanlık maddesini arıyor.
Karanlık maddenin mevcut tespiti, Şekil 6'da gösterildiği gibi, esas olarak üç tür deneysel şema içerir. Karanlık madde partiküllerini tespit etmek için, karanlık madde partikülleri ile sıradan partiküller arasındaki etkileşimi tespit etmek gerekir.Sadece tespit sinyalini analiz ederek Şekil 6'daki "bilinmeyen etkileşimin" neye benzediğini anlayabiliriz. Bu etkileşim üç yönde yansıtılır: Karanlık madde parçacıkları aşağıdan yukarıya, sıradan parçacıkların yüksek enerjiye çarpışmasıyla üretilir.Bu, Avrupa Nükleer Merkezi'ndeki büyük hadron çifti gibi çarpıştırıcının algılanmasıdır. Çarpışma düzleminde (LHC) gerçekleştirilen karanlık madde araması bu algılama yöntemidir. Yatay yön, bir karanlık madde parçacığının ve sıradan parçacıkların elastik olarak dağıldığını gösterir ve karanlık maddenin doğrudan tespiti, bu saçılmanın ürettiği sinyali tespit ederek karanlık maddenin doğrudan tespiti olarak adlandırılır. Yukarıdan aşağıya yön, iki karanlık madde parçacığının bir çift sıradan parçacık üretmek için çarpışmasını ve yok edilmesini temsil eder.Bu tür yok etme ürünlerinin aranması, karanlık madde parçacıklarının dolaylı tespiti olarak adlandırılır.
Şekil 6. Karanlık maddenin üç tespit yöntemi
Karanlık maddenin doğrudan tespiti, karanlık madde parçacıkları dedektöre çarptıktan sonra kalan sinyali aramaktır.Genellikle bu sinyal çok zayıftır ve kozmik ışınların gürültü sinyali, karanlık maddenin saçılma sinyalinden çok daha büyüktür. Bu nedenle, bu kadar zayıf bir sinyali tespit etmek için, detektörün kozmik ışın gürültüsünü korumak için derin bir yer altı laboratuvarına yerleştirilmesi gerekir. Şekil 7, dünyadaki yeraltı laboratuvarlarının dağılımını ve her laboratuvarda gerçekleştirilen doğrudan karanlık madde algılama deneylerini göstermektedir. Çinin Sichuan Jinping Yeraltı Laboratuvarı 2010 yılında kurulmuştur. Şu anda en düşük kozmik ışın gürültüsüne sahip en derin yeraltı laboratuvarıdır. Karanlık madde algılama deneyleri için çok uygundur. Jinping Yeraltı Laboratuvarında şu anda iki doğrudan algılama deneyi bulunmaktadır. bin. Bununla birlikte, doğrudan algılama deneyi yaklaşık 30 yıldır yapılmasına rağmen, deneysel hassasiyet büyük ölçüde iyileştirildi, ancak şu ana kadar ikna edici bir karanlık madde saçılma sinyali bulunamadı.
Şekil 7. Dünyadaki yeraltı laboratuvarlarının dağılımı ve ilgili laboratuvarlar tarafından gerçekleştirilen doğrudan tespit deneyleri
Şekil 8. Dolaylı karanlık madde tespitinin şematik diyagramı
Karanlık maddenin dolaylı tespiti ilkesi Şekil 8'de gösterilmektedir, yani iki karanlık madde parçacığı çarpışmadan sonra "yok olacak" ve kuarklar ve leptonlar gibi tanıdık parçacıklar haline gelecektir. Bu kararsız parçacıklar hızla bozunacak ve elektronlar, pozitif ve negatif protonlar, nötrinolar, fotonlar vb. Gibi kararlı parçacıklar haline gelecektir. Dolaylı tespit, bu sinyalleri kozmik ışınlarda arayarak karanlık maddeyi bulmaktır. Dolaylı algılama deneyleri genellikle yerde ve uzayda gerçekleştirilir.Yer deneyleri, karanlık madde imhası tarafından üretilen gama ışını sinyallerini ve nötrino sinyallerini tespit etmek için uygundur, ancak yüklü parçacıklar atmosferle hızlı bir şekilde reaksiyona gireceklerdir, bu nedenle yer deneyleri, yüklü parçacık sinyallerini algılamak için özellikle uygun değildir . Genel olarak, daha temiz bir karanlık madde yok etme sinyali elde etmek için, uzay istasyonlarında yapılan uydu deneyleri ve deneyler de dahil olmak üzere uzayda deneyler yapmak gerekir. Şu anda devam eden birkaç uzay deneyi var. Fermi uydusu, Amerika Birleşik Devletleri tarafından karanlık madde imhasıyla üretilen gama ışını sinyallerini aramak için fırlatılan bir gama ışını algılama uydusudur. Fermi uydusu 2008 yılında fırlatıldı ve yaklaşık 10 yıldır çalışıyor ve birçok bilimsel araştırma sonucu elde etti. Ancak, karanlık maddenin yok edildiğine dair bir sinyal bulamadı ve bu nedenle karanlık maddenin özelliklerine çok katı sınırlar koydu. Diğer iki deney, PAMELA uydu deneyi ve AMS-02 Uluslararası Uzay İstasyonu deneyi (Şekil 9), her ikisi de manyetik alanlara sahiptir, böylece yüklü parçacıkların yükünü ölçebilirler. Karanlık madde sinyallerini bulmak için esas olarak kozmik ışınlardaki antiparçacıkları ölçerler, örneğin pozitronlar, antiprotonlar vb. Sonuncusu, Çin tarafından 2015 yılında başlatılan karanlık madde parçacık algılama uydusu "Wukong". Esas olarak karanlık maddenin yok edilmesiyle üretilen elektronları tespit ederek karanlık madde sinyallerini tespit ediyor.
Şekil 9. Çeşitli alanlarda karanlık madde algılama deneyleri: AMS-02 uzay istasyonu deneyi, Fermi uydusu, "Wukong" uydusu
Son yıllarda karanlık madde tespitinde önemli bir gelişme, kozmik ışınlarda pozitronların varlığının keşfedilmesidir. PAMELA uydusu 2008'de kozmik ışınlardaki pozitronların kozmik ışın fiziğinin beklediğinden çok daha yüksek olduğunu keşfetti.Ekstra pozitronlar bilim adamları için çok heyecan verici ve bunun insanların uzun süredir hayalini kurdukları karanlık madde sinyali olabileceğini düşünüyorlar. Araştırmalar, karanlık maddenin yok edilmesinin bu ekstra pozitronları gerçekten mükemmel bir şekilde açıklayabileceğini göstermiştir. Ne yazık ki karanlık madde tek açıklama değil. Gökbilimciler, yüksek hızda dönen nötron yıldızı olan Samanyolu'nda pulsar adı verilen gök cismi olduğuna inanıyorlar. Bu tür bir gök cismi, yüksek enerjili elektron-pozitron çiftlerinin üretimini hızlandırabilir ve onları Samanyolu uzayına yayabilir.Bu tür sinyaller dünyaya yayılırsa, deneyde gözlemlenen fazla pozitron sinyallerini açıklayabilir. AMS-02, ünlü Çinli fizikçi Profesör Ding Zhaozhong liderliğindeki Uluslararası Uzay İstasyonuna kurulan büyük ölçekli bir deneysel cihazdır. Kozmik ışınlardaki elektronların ve pozitronların enerji spektrumunu daha doğru bir şekilde ölçtü, bu sadece PAMELA gözlemini doğrulamakla kalmadı, aynı zamanda bu sonucu daha geniş bir enerji aralığı ve daha yüksek doğrulukla genişletti. Bununla birlikte, AMS-02'nin sonuçları bile pozitronların kaynağının karanlık madde mi yoksa pulsarlar mı olduğunu doğrulayamaz. Şekil 10'daki farklı eğriler, farklı kaynaklardan pozitronları temsil etmektedir.Bu eğrilerin tümünün şekilde AMS-02'nin veri noktalarını açıklayabildiğini bulduk. Bu sorunu çözmek için daha büyük bir dedektöre ihtiyaç vardır. Ek olarak, AMS-02 yakın zamanda antiprotonların ölçüm sonuçlarını yayınladı.Bu ölçüm, en yüksek enerji noktasındaki kozmik ışınların teorik beklentileriyle tutarsız görünüyor, yani ek bir antiproton kaynağı gerekiyor. Bu sonuç gelecekte doğrulanırsa, büyük olasılıkla karanlık madde yok oluşunun bir işaretidir. Ancak, mevcut deneysel veriler bu sonucu doğrulamak için hala yetersizdir.
Şekil 10. AMS-02 tarafından gözlemlenen kozmik ışınlardaki pozitron yüzdesi (puan) ve farklı teorik modellerin açıklamaları (şekildeki düz çizgiler)
Çinin "Wukong" uydusu, daha yüksek bir enerji aralığında kozmik ışın elektronlarının enerji spektrumunu ölçmeyi umuyor (çünkü "Wukong" dedektörü manyetik bir alana sahip değildir, pozitif ve negatif yükleri ayırt edemez. Aslında elektronları ve pozitronları artı elektronları ölçer. Ortaya çıkan enerji spektrumu, kozmik ışınların ötesindeki pozitronların kaynağını incelemeye yardımcı olabilecek topluca buna elektron enerji spektrumu diyoruz. "Wukong" un ilk deneysel sonucu 2017'nin sonunda yayınlandı (Şekil 11) Bu sonuç, uzayda ilk doğrudan tespit, kozmik ışın elektronlarının enerjisini 4,6 TeV'e ölçmek ve enerji spektrumunun "bükülmesini" keşfetmek. Ancak bunlar karanlık maddenin varlığını doğrulamak için yeterli değildir. Karanlık madde aramak, daha yüksek enerjide ve daha yüksek hassasiyette araştırma yapmayı gerektirebilir. Çin'in uzay istasyonunun gelecekteki kozmik ışın deneyi HERD, bu bağlamda önemli bir atılım yapabilir ve karanlık madde arayışı için daha fazla ipucu sağlayabilir.
Şekil 11. "Wukong" gözlem sonuçları --- yüksek enerjili elektron enerji spektrumu
Kısacası, karanlık madde sorunu mevcut temel fizik araştırmalarında çok önemli bir konudur ve bilim adamları bu sorunu çözmek için aralıksız çaba sarf ettiler. Ancak, bu karanlık madde çalışmalarında elde edilen muazzam ilerlemeye ve bilimsel araştırma sonuçlarına rağmen, kesin bir karanlık madde sinyali bulunamamıştır.Karanlık maddenin gizemi var olmaya devam edecek ve hala insanları rahatsız edecek. Neyse ki, Çinli bilim adamları bu alana geç başlamalarına rağmen, uluslararası alanda lider sonuçlar elde ettiler ve farklı karanlık madde algılama yönlerinde son derece güçlü bir rekabet gücü gösterdiler.
Yazar, Çin Bilimler Akademisi Yüksek Enerji Fiziği Enstitüsü'nde araştırmacıdır.
