A matéria escura
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| Além do Modelo Padrão |
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 Simulado Large Hadron Collider CMS dados que descrevem um detector de partículas Boson Higgs produzido pela colisão de prótons em decomposição em jatos hádron e elétrons |
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Evidência
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Teorias
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Supersimetria
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A gravidade quântica
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Experiências
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Em astronomia e cosmologia , a matéria escura é um tipo de questão a hipótese de responsáveis por uma grande parte do total de massa no universo . A matéria escura não pode ser vista diretamente com telescópios; evidentemente que nem emite nem absorve a luz ou outra radiação electromagnética em qualquer nível significativo. Em vez disso, a sua existência e as propriedades são inferidos a partir dos seus efeitos gravitacionais na matéria visível, radiação, ea estrutura em grande escala do universo. A matéria escura é estimado a constituir 84% da matéria do universo e 23% do total densidade de energia (com quase todo o resto sendo energia escura).
A matéria escura chamou a atenção de astrofísicos devido a discrepâncias entre a massa de grandes objetos astronômicos determinados a partir dos seus efeitos gravitacionais, ea massa calculada a partir da "matéria luminosa" que eles contêm; tais como estrelas, gás e poeira. Postulou-se pela primeira vez por Jan Oort em 1932 para dar conta das velocidades orbitais de estrelas na Via Láctea e Fritz Zwicky em 1933 para ter em conta as provas de "massa em falta" nas velocidades orbitais de galáxias em clusters. Posteriormente, outras observações indicaram a presença de matéria escura no universo, incluindo a velocidades de rotação de galáxias, lente gravitacional de objetos de fundo por aglomerados de galáxias, como a Cluster bala, e a distribuição de temperatura do gás quente em galáxias e aglomerados de galáxias. De acordo com o consenso entre os cosmólogos, a matéria escura é composta principalmente de um tipo ainda não definido de partícula subatômica. A busca dessa partícula, por uma variedade de meios, é um dos principais esforços em física de partículas hoje.
Embora a existência de matéria escura é geralmente aceito pela comunidade científica dominante, não há nenhuma evidência direta para isso. Outras teorias, como a gravidade quântica, erros de interpretação das medições; interações hiper-dimensional na supra distâncias galácticas, super-hiper-cordas são algumas das várias teorias alternativas têm sido propostas para tentar explicar as anomalias para que a matéria escura se destina a prestar contas.
Visão global
A existência de matéria escura é inferida a partir gravitacionais efeitos na matéria visível e lente gravitacional da radiação de fundo, e foi originalmente hipótese para explicar discrepâncias entre cálculos da massa das galáxias , aglomerados de galáxias eo universo inteiro feito através dinâmicos e relativistas gerais meios e cálculos com base na massa do visível "luminosa" importa estes objetos contêm: estrelas e do gás e da poeira do interestelar e meio intergaláctico.
A explicação mais aceita para esses fenômenos é que a matéria escura existe e que ele é provavelmente composto por fracamente interagindo partículas massivas (WIMPs) que interagem apenas através da gravidade e da força fraca; no entanto, têm sido propostos explicações alternativas, e ainda não existe evidência experimental suficiente para determinar que está correcta. Muitas experiências para detectar proposta partículas de matéria escura através de meios não-gravitacionais estão em andamento.
De acordo com observações de estruturas maiores do que sistemas solares, bem como Big Bang cosmologia interpretados sob a Equações eo Friedmann FLRW métrica, a matéria escura representa 23% do conteúdo massa-energia do Universo observável . Em comparação, a matéria comum responde por apenas 4,6% do teor de massa-energia do universo observável, sendo o restante atribuível à energia escura. A partir desses números, a matéria escura constitui 83%, (23 / (23 + 4.6)), da matéria no universo, enquanto a matéria comum represente apenas 17%.
A matéria escura tem um papel central na modelagem state-of-the-art de formação de estrutura e evolução da galáxia, e tem efeitos mensuráveis sobre a anisotropias observadas na radiação cósmica de fundo . Todas essas linhas de evidência sugerem que as galáxias, aglomerados de galáxias, eo universo como um todo contêm muito mais matéria do que aquela que interage com a radiação eletromagnética.
Matéria escura como importante é pensado para ser no cosmos, evidências diretas de sua existência e uma compreensão concreta da sua natureza permaneceram indescritíveis. Embora a teoria da matéria escura continua a ser a teoria mais aceita para explicar as anomalias na rotação galáctica observado, algumas abordagens teóricas alternativas têm sido desenvolvidos, que amplamente se enquadram nas categorias de leis gravitacionais modificados e leis gravitacionais quânticos.
Bariônica e matéria escura nonbaryonic
Uma pequena proporção da matéria escura pode ser bariônica matéria escura: corpos celestes, tais como maciças objetos de halogéneo compactas, que são compostos de ordinário assunto , mas que emitem radiação eletromagnética pouca ou nenhuma. Estudo da nucleossíntese no Big Bang produz um limite superior na quantidade de matéria bariônica do Universo, o que indica que a grande maioria da matéria escura no universo não pode ser bariones, e assim não forma átomos . Ele também não pode interagir com a matéria comum através de forças eletromagnéticas ; em particular, partículas de matéria escura não carregam qualquer carga elétrica . A matéria escura nonbaryonic inclui neutrinos, e, possivelmente, entidades hipotéticas como axions, ou partículas supersimétricas. Ao contrário de matéria escura bariônica, matéria escura nonbaryonic não contribui para a formação dos elementos no Universo primitivo (" Nucleossíntese do Big Bang ") e por isso a sua presença só é revelada através de sua atração gravitacional. Além disso, se as partículas de que a compõem são supersymmetric, eles podem sofrer aniquilação interações com eles mesmos, resultando em observável subprodutos, tais como fótons e neutrinos ("detecção indireta").
Matéria escura Nonbaryonic é classificada em termos da massa da partícula (s) que é assumido para torná-lo, e / ou a dispersão típico dessas partículas velocidade (uma vez que as partículas mais maciças mova mais lentamente). Há três hipóteses de destaque em matéria escura nonbaryonic, chamados Hot Dark Matter (HDM), Quente Dark Matter (WDM), e Matéria Escura Fria (MDL); alguma combinação destes, também é possível. Os modelos mais amplamente discutidas para a matéria escura nonbaryonic baseiam-se na hipótese da Matéria Escura Fria, ea partícula correspondente é mais comumente assumido como sendo um fracamente interagindo partícula massiva (WIMP). Matéria escura quente pode consistir de (enorme) neutrinos. Matéria escura fria levaria a um "bottom-up" formação de estruturas no universo, enquanto a matéria escura quente resultaria em um cenário de formação "top-down".
Evidência observacional
A primeira pessoa a interpretar provas e inferir a presença de matéria escura era astrônomo holandês Jan Oort, pioneiro em radioastronomia, em 1932. Oort estava estudando movimentos estelares na vizinhança galáctica local e descobriram que a massa no plano galáctico deve ser mais do que o material que poderia ser visto, mas esta medida foi mais tarde determinado a ser essencialmente errada. Em 1933, o astrofísico suíço Fritz Zwicky, que estudou aglomerados de galáxias, enquanto trabalhava no California Institute of Technology, fez uma inferência similar. Zwicky aplicado a teorema virial ao Aglomerado de galáxias Coma e provas obtidas de massa invisível. Zwicky estimou a massa total do aglomerado com base nos movimentos das galáxias próximas de sua borda e comparou essa estimativa para uma baseada no número de galáxias e brilho total do cluster. Ele descobriu que havia cerca de 400 vezes mais massa do que foi estimado visualmente observável. A gravidade das galáxias visíveis no cluster seria demasiado pequeno para tais órbitas rápidos, por isso foi necessário algo extra. Isto é conhecido como o "problema da massa em falta". Com base nestas conclusões, Zwicky inferir que tem de haver alguma forma não-visíveis de matéria que proporcionam suficiente da massa e da gravidade para manter o aglomerado em conjunto.
Grande parte das evidências da matéria escura vem do estudo dos movimentos das galáxias. Muitas delas parecem ser bastante uniforme, por isso, a teorema virial, o total de energia cinética deve ser a metade do total energia de ligação gravitacional das galáxias. Experimentalmente, no entanto, a energia cinética total é encontrado para ser muito maior: em particular, assumindo que a massa gravitacional é devido a apenas a matéria visível do Galaxy, estrelas longe do centro de galáxias têm velocidades muito mais elevadas do que o previsto pelo teorema virial . Curvas de rotação Galácticos, que ilustram a velocidade de rotação em função da distância do centro da galáctico, não pode ser explicada apenas pela matéria visível. Assumindo que o material visível torna-se apenas uma pequena parte do cluster é a maneira mais simples de contabilização para isso. Galáxias mostrar sinais de ser composto em grande parte de uma cerca esfericamente simétrica, concentrada centralmente halo de matéria escura com a matéria visível concentrada num disco no centro. Baixo brilho superfície galáxias anãs são importantes fontes de informações para estudar a matéria escura, como eles têm uma invulgarmente baixa proporção de matéria visível a matéria escura, e tem poucas estrelas brilhantes no centro que de outra forma prejudicar observações da curva de estrelas distantes rotação.
Observações lente gravitacional de aglomerados de galáxias permitir estimativas diretas da massa gravitacional com base em seu efeito sobre a luz de galáxias de fundo, uma vez que grandes coleções de matéria (escuro ou não) vai gravitacionalmente desviar a luz. Em tais como aglomerados Abell 1689, observações Lensing confirmar a presença de muito mais massa do que é indicado somente pela luz dos clusters. No Bala de cluster, lensing observações mostram que a maior parte da massa de lente é separado a partir da massa bariónica-emissor de raios-X. Em julho de 2012, Lensing observações foram usadas para identificar um "filamento" de matéria escura entre dois aglomerados de galáxias, como simulações cosmológicas ter previsto.
Curvas de rotação da galáxia
Após observações iniciais da Zwicky, a primeira indicação de que o massa à relação de luz era outra coisa senão a unidade veio a partir de medições feitas por Horace W. Babcock. Em 1939, a Babcock relatado em suas medições Tese de doutoramento da curva de rotação para a nebulosa de Andrômeda, que sugeriu que a massa-luminosidade proporção aumenta radialmente. Ele, no entanto, atribuiu a qualquer absorção de luz dentro da galáxia ou dinâmica modificadas nas porções exteriores da espiral e não a qualquer forma de matéria desaparecida. No final dos anos 1960 e início dos anos 1970, Vera Rubin, um jovem astrônomo do Departamento de Magnetismo Terrestre na Carnegie Institution of Washington, trabalhou com um novo sensível espectrógrafo que poderia medir o curva de velocidade de ponta-on galáxias espirais para um maior grau de precisão do que nunca tinha sido antes alcançado. Juntamente com o colega equipe-membro Kent Ford, Rubin anunciou em uma reunião do 1975 Sociedade Astronômica Americana a descoberta de que a maioria das estrelas em Galáxias espirais órbita mais ou menos na mesma velocidade, o que implicava que as densidades de massa das galáxias estavam bem uniforme para além das regiões que contêm a maioria das estrelas (o bojo galáctico), um resultado encontrado de forma independente em 1978. Um papel influente apresentou resultados de Rubin em 1980. observações e cálculos de Rubin mostrou que a maioria das galáxias deve conter cerca de seis vezes mais massa "dark", como pode ser explicada pelas estrelas visíveis. Eventualmente, outros astrônomos começaram a corroborar seu trabalho e logo ficou bem estabelecido que a maioria das galáxias foram dominados pela "matéria escura":
- Baixo brilho de superfície (LSB) galáxias. LSBs são, provavelmente, em toda parte, com as populações estelares observados fazendo apenas uma pequena contribuição para curvas de rotação dominado matéria escura. Essa propriedade é extremamente importante porque permite evitar as dificuldades associadas com a deprojection e disentanglement das contribuições escuras e visíveis para as curvas de rotação.
- Galáxias espirais. Curvas de rotação de ambas as galáxias baixa e alta luminosidade superfície parecem sugerir um perfil de densidade universal, que pode ser expresso como a soma de um disco fino estelar exponencial, e um halo de matéria escura esférica com um núcleo fixo de raio r 0 e densidade ρ 0 = 4,5 x 10 -2 (R 0 / kpc) -2/3 M ⊙ PC -3 (aqui, M ⊙ indica uma massa solar, 2 × 10 30 kg).
- As galáxias elípticas. Algumas galáxias elípticas mostrar evidências de matéria escura através de forte lente gravitacional, a prova de raios-X revela a presença de atmosferas extensas de gás quente que enchem os halos escuros de elípticas isoladas e cuja apoio hidrostático fornece evidência para a matéria escura. Outros elípticas têm baixas velocidades em seus arredores (controladas por exemplo, nebulosas planetárias ) e foram interpretados como não tendo halos de matéria escura. No entanto, as simulações de fusões de galáxias de disco indicam que as estrelas estavam rasgadas por forças de maré de suas galáxias originais durante a primeira passagem estreita e colocar em trajetórias de saída, explicando as velocidades baixas, mesmo com um halo DM. Mais pesquisas são necessárias para esclarecer esta situação.
Simulados halos de matéria escura têm perfis de densidade significativamente mais íngremes (tendo cúspides centrais) que são inferidas a partir de observações, que é um problema para os modelos cosmológicos com a matéria escura na menor escala das galáxias a partir de 2008. Isto só pode haver um problema de resolução: Estrela -forming regiões que podem alterar a distribuição da matéria escura através de saídas de gás ter sido muito pequeno para resolver e modelo simultaneamente com maiores aglomerados de matéria escura. Uma simulação recente de uma galáxia anã resolver essas regiões de formação estelar relataram que fortes saídas de supernovas remover o gás low-angular-momentum, que inibe a formação de um bojo galáctico e diminui a densidade de matéria escura para menos de metade do que teria sido no centro kiloparsec. Estas previsões simulação-bulgeless e com a matéria escura centrais rasas perfis-correspondem ao observações de galáxias anãs reais. Não existem tais discrepâncias nas escalas maiores de aglomerados de galáxias e acima, ou nas regiões externas de halos de galáxias.
As excepções a este quadro geral de halos de matéria escura para as galáxias parecem ser galáxias com massa-luz índices próximos ao de estrelas. Na sequência desta, numerosas observações foram feitas que fazer indicar a presença de matéria escura em várias partes do cosmos, como observações do fundo cósmico de microondas , de supernovas utilizadas como medidas de distância, de lentes gravitacionais em várias escalas, e muitos tipos de levantamento do céu. Juntamente com as descobertas de Rubin para galáxias espirais e trabalho de Zwicky em aglomerados de galáxias, a evidência observacional para a matéria escura tem vindo a recolher ao longo das décadas até o ponto que na década de 1980 a maioria dos astrofísicos aceitou a sua existência. Como um conceito unificador, a matéria escura é uma das características dominantes considerados na análise das estruturas da ordem de escala galáctica e maior.
Dispersões de velocidade de galáxias
Na astronomia, o velocidade de dispersão σ, é a gama de velocidades sobre a velocidade média para um grupo de objetos, como um aglomerado de estrelas sobre uma galáxia.
O trabalho pioneiro de Rubin tem resistido ao teste do tempo. As medições de curvas de velocidade em galáxias espirais foram logo seguidos com dispersões de velocidade de galáxias elípticas. Embora, por vezes, aparecendo com menor massa-luz proporções, medidas de elípticas ainda indicam um teor relativamente elevado de matéria escura. Da mesma forma, as medições da difuso gás interestelar encontrado na beira de galáxias indicam não apenas distribuição de matéria escura que se estendem para além do limite visíveis das galáxias, mas também que as galáxias são virialized (ou seja, ligadas gravitacionalmente com velocidades correspondentes a velocidades orbitais previstos da relatividade geral ) até dez vezes o seu raio visível. Isso tem o efeito de empurrar a matéria escura como uma fração da quantidade total de matéria gravitando de 50% medido pelo Rubin ao valor agora aceite de quase 95%.
Há lugares onde a matéria escura parece ser um pequeno componente ou totalmente ausente. Aglomerados globulares mostram pouca evidência de que eles contêm matéria escura, apesar de suas interações com as galáxias orbitais mostram evidências de matéria escura galáctica. Durante algum tempo, as medidas do perfil de velocidade de estrelas parecia indicar a concentração da matéria no escuro disco da Via Láctea galáxia, no entanto, agora parece que a alta concentração de matéria bariônica no disco da galáxia (especialmente no meio interestelar) podem ser responsáveis por este movimento. Perfis em massa da galáxia são pensados para olhar muito diferente dos perfis leves. O modelo típico de galáxias de matéria escura é uma distribuição suave, esférico em virialized halos. Essa teria que ser o caso para evitar pequena escala (estelares) efeitos dinâmicos. Uma pesquisa recente relatado em janeiro de 2006, do University of Massachusetts Amherst explicaria a urdidura anteriormente misteriosa no disco da Via Láctea pela interação do Grande e Pequena Nuvem de Magalhães e as vezes de aumento previsto de 20 em massa da Via Láctea tendo em conta a matéria escura.
Em 2005, os astrônomos de Universidade de Cardiff afirmou ter descoberto uma galáxia feita quase inteiramente de matéria escura, 50 milhões de anos-luz de distância na Aglomerado de Virgem, que foi nomeado Virgohi21. Excepcionalmente, virgohi21 não parece conter nenhum estrelas visíveis: ele foi visto com observações de hidrogénio de freqüência de rádio. Com base em perfis de rotação, os cientistas estimam que esse objeto contém mais matéria escura aproximadamente 1000 vezes do que o hidrogênio e tem uma massa total de cerca de 1/10 a da Via Láctea em que vivemos. Para efeito de comparação, a Via Láctea é estimado para ter cerca de 10 vezes importa tanto escuro como a matéria comum. Modelos do Big Bang e formação de estruturas têm sugerido que tal galáxias escuras devem ser muito comum no universo, mas nenhuma havia sido detectado anteriormente. Se a existência desta galáxia escura for confirmada, ele fornece forte evidência para a teoria da formação de galáxias e coloca problemas para explicações alternativas de matéria escura.
Há algumas galáxias cujo perfil de velocidade indica uma ausência de matéria escura, como NGC 3379. Há evidências de que existem 10 a 100 vezes menos pequenas galáxias do que o permitido por aquilo que a teoria da matéria escura de formação de galáxias prevê. Isto é conhecido como o problema galáxia anã.
Aglomerados de galáxias e lentes gravitacionais
Uma lente gravitacional é formado quando a luz a partir de uma muito distante, a fonte luminosa (tal como um Quasar) é "dobrado" em torno de um objecto de massa (tal como um aglomerado de galáxias) entre o objeto de origem e do observador. O processo é conhecido como lente gravitacional.
A matéria escura afeta aglomerados de galáxias bem. Medições de raios-X de hot gás intracluster correspondem estreitamente às observações da Zwicky de massa-luz rácios de grandes aglomerados de quase 10 para 1. Muitos dos experimentos do Chandra X-ray Observatory usar esta técnica para determinar de forma independente a massa de clusters.
O aglomerado de galáxias Abell 2029 é composto por milhares de galáxias envolto em uma nuvem de gás quente, e uma quantidade de matéria escura equivalente a mais de 10 14 Suns. No centro deste cluster é uma enorme galáxia de forma elíptica, que é pensado para ter sido formado a partir das fusões de muitas galáxias menores. As velocidades orbitais medidos de galáxias dentro de aglomerados galácticos foram encontrados para ser consistente com observações de matéria escura.
Outra ferramenta importante para observações futuras matéria escura é lente gravitacional. Lensing conta com os efeitos da relatividade geral para prever massas sem depender de dinâmica, e por isso é um meio completamente independente de medição da matéria escura. Forte lente, a distorção observada de fundo galáxias em arcos quando a luz passa através de uma lente gravitacional, tem sido observada em torno de alguns conjuntos distantes incluindo Abell 1689 (foto à direita). Ao medir a geometria distorção, a massa do aglomerado causando o fenómeno pode ser obtido. Em dezenas de casos em que isso foi feito, as relações de massa-luz obtidos correspondem às medições dinâmicas de matéria escura de clusters.
A técnica tem sido desenvolvido ao longo dos últimos 10 anos chamados fraco efeito de lente gravitacional, que olha para as distorções de galáxias minutos observados em grande levantamentos de galáxias, devido a objetos em primeiro plano através de análises estatísticas. Ao examinar a deformação de corte aparente dos adjacentes galáxias de fundo, os astrofísicos pode caracterizar a distribuição média de matéria escura por meios estatísticos e encontraram massa-luz proporções que correspondem a densidade de matéria escura previstos por outras medições estrutura de grande escala. A correspondência das duas técnicas de lentes gravitacionais para outras medições de matéria escura convenceu quase todos os astrofísicos que a matéria escura realmente existe como um componente importante da composição do universo.
A evidência observacional mais direta de data para a matéria escura é em um sistema conhecido como o Cluster bala. Na maioria das regiões do universo, a matéria escura ea matéria visível são encontrados juntos, como esperado por causa de sua atração gravitacional mútua. No conjunto da bala, uma colisão entre dois aglomerados de galáxias parece ter causado uma separação da matéria escura e da matéria bariônica. Observações de raios-X mostram que a maior parte da matéria bariônica (sob a forma de 10 7 a 10 8 Kelvin gás, ou plasma) em que o sistema é concentrada no centro do sistema. electromagnéticas interacções entre as partículas do gás que passa os levou a abrandar e fixar-se perto do ponto de impacto. No entanto, observações lentes gravitacionais fracas do mesmo sistema mostram que grande parte da massa reside fora da região central de gás bariônica. Como matéria escura não interage por forças electromagnéticas, não teria sido abrandado da mesma forma como o gás visível de raios-X, de modo que os componentes de matéria escura dos dois agrupamentos passados através de um ao outro, sem retardar substancialmente. Isso explica a separação. Ao contrário das curvas de rotação galáctica, essa evidência para a matéria escura é independente dos detalhes Gravidade newtoniana, por isso é reivindicada a ser evidência direta da existência de matéria escura. Outro aglomerado de galáxias, conhecido como o Wreck Train Cluster / Abell 520, parece ter um núcleo invulgarmente grande e escuro contendo algumas das galáxias do aglomerado, que apresenta problemas para os modelos padrão de matéria escura.
Isso pode ser explicado pelo núcleo escuro, na verdade, ser uma baixa densidade de filamentos longos, a matéria escura (contendo poucas galáxias) ao longo da linha de visão, projetado sobre o núcleo cluster.
O comportamento observado de matéria escura em aglomerados constrange se e quanto a matéria escura espalha fora outras partículas de matéria escura, quantificados como a sua auto-interação corte transversal. Mais simplesmente, a questão é saber se a matéria escura tem pressão, e, assim, pode ser descrito como um fluido perfeito. A distribuição da massa (e, portanto, matéria escura) em aglomerados de galáxias tem sido usado para argumentar a favor e contra a existência de auto-interação significativa em matéria escura. Especificamente, a distribuição da matéria escura em fundir aglomerados, tais como o conjunto da bala mostra que a matéria escura se espalha fora outras partículas de matéria escura só é muito fracamente se em tudo.
Radiação cósmica de fundo
A descoberta e confirmação da radiação cósmica de fundo (CMB) ocorreu em 1964. Desde então, muitas outras medições da CMB também têm apoiado e constrangido esta teoria, talvez a mais famosa sendo a NASA Cosmic Background Explorer ( COBE). COBE encontrou uma temperatura residual de 2,726 K e em 1992 detectado pela primeira vez as flutuações (anisotropies) na CMB, a um nível de cerca de uma parte em 10 5. Na década seguinte, anisotropies CMB foram investigados por um grande número de experimentos baseados em terra e de balão. O objectivo primário destas experiências foi o de avaliar a amplitude angular do primeiro pico acústico do espectro de potência das anisotropias, para os quais COBE não têm resolução suficiente. Em 2000-2001, vários experimentos, mais notavelmente Boomerang encontrou o Universo ser quase espacialmente plano medindo o tamanho angular típica (o tamanho no céu) das anisotropias. Durante a década de 1990, o primeiro pico foi medida com o aumento da sensibilidade e em 2000 o experimento Boomerang informou que as maiores flutuações de energia ocorrem em escalas de cerca de um grau. Estas medições foram capazes de governar para fora cordas cósmicas como a principal teoria da cósmica formação de estrutura, e sugeriu inflação cósmica era a teoria certa.
Uma série de solo com base em interferômetros fornecida medições das flutuações com maior precisão ao longo dos próximos três anos, incluindo o Very Small Array, Interferometer Degree Angular Scale (DASI) eo Cosmic Background Imager (CBI). DASI fez a primeira detecção de a polarização do CMB e da CBI desde o primeiro espectro de polarização E-mode com evidências convincentes de que ele está fora de fase com o espectro T-mode. O sucessor de COBE, a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) forneceu as medições mais detalhadas da (grande escala) anisotropias na RCFM a partir de 2009. medições do WMAP desempenhou o papel chave no estabelecimento da atual Modelo Padrão da Cosmologia, ou seja, a Modelo Lambda-CDM, um universo plano dominado pela energia escura, completada por matéria escura e átomos com flutuações de densidade semeado por um Gaussian, adiabática, quase dimensionar processo invariável. As propriedades fundamentais deste universo são determinados por cinco números: a densidade da matéria, a densidade de átomos, a idade do universo (ou equivalentemente, a constante de Hubble hoje), a amplitude das oscilações iniciais, e a sua dependência escala. Este modelo também requer um período de inflação cósmica. Os dados do WMAP, de facto, excluir vários modelos de inflação cósmicos mais complexos, embora apoiando a um em Lambda-CDM entre outros.
Em resumo, uma teoria do Big Bang cosmologia bem sucedido deve se encaixar com todas as observações astronômicas disponíveis (conhecido como o modelo de concordância), em particular a CMB. Na cosmologia, a CMB é explicado como a radiação relíquia do Big Bang, originalmente em milhares de graus kelvin, mas mudou vermelho para baixo para micro-ondas pela expansão do universo ao longo dos últimos treze bilhões de anos. As anisotropias na RCFM são explicados como oscilações acústicas no plasma fóton-baryon (antes da emissão da CMB após os fótons dissociar dos bárions em 379 mil anos após o Big Bang), cuja força de restauração é a gravidade. Simples ( bariônica) matéria interage fortemente com a radiação que, por definição, a matéria escura não-embora ambos afetam as oscilações pela sua gravidade, de modo que as duas formas de matéria terá efeitos diferentes. O espectro das anisotropias da RCF poder mostra um grande primeiro pico e sucessivos picos menores, com três picos resolvidos a partir de 2009. O primeiro pico diz principalmente sobre a densidade da matéria bariônica eo terceiro pico principalmente sobre a densidade de matéria escura (veja Cosmic microondas radiação de fundo # Primárias anisotropia ).
Estudos do céu e oscilações acústicas Baryon
As oscilações acústicas no início do universo (veja a seção anterior) deixar a sua marca na matéria visível por Baryon Oscillation Acústico (BAO) clustering, de uma forma que pode ser medido com estudos do céu, como a Sloan Digital Sky Survey e da 2dF Galaxy Inquérito Redshift. Estas medições são consistentes com os da CMB derivado da sonda WMAP e ainda restringir o modelo Lambda CDM e matéria escura. Note-se que os dados CMB e os dados BAO medir as oscilações acústicas no muito diferente escalas de distância.
Escreva medições de distância supernovas Ia
Supernovas do Tipo Ia pode ser utilizado como " velas padrão "para medir distâncias extragalácticas, e conjuntos de dados extensos estas supernovas podem ser usados para restringir modelos cosmológicos. Eles restringir a densidade da energia escura Ω Λ = ~ 0,713 para um apartamento, Lambda CDM Universo eo parâmetro w para uma modelo quintessência. Mais uma vez, os valores obtidos são aproximadamente consistentes com aqueles derivados a partir das observações e WMAP restringir ainda mais o modelo Lambda MDL e (indirectamente) a matéria escura.
Lyman-alfa floresta
Em espectroscopia astronômica, a floresta Lyman-alfa é a soma de linhas de absorção provenientes do Transição Lyman-alfa do neutro hidrogénio nos espectros de distantes galáxias e quasares. Observações da floresta Lyman-alfa também pode ser usado para restringir modelos cosmológicos. Estas restrições são novamente em concordância com aqueles obtidos a partir de dados do WMAP.
Formação Estrutura
A matéria escura é crucial para o Big Bang modelo da cosmologia como um componente que corresponde diretamente a medições da Os parâmetros associados com Soluções cosmologia Friedmann a relatividade geral. Em particular, as medidas das cósmica de fundo anisotropies correspondem a uma cosmologia onde grande parte da matéria interage com fótons de forma mais fraca do que a conhecida obriga que as interações par de luz para matéria bariônica. Do mesmo modo, uma quantidade significativa de não- matéria bariônica, o frio é necessário explicar a estrutura em larga escala do universo .
Observações sugerem que a formação de estruturas no universo procede de forma hierárquica, com as menores estruturas em colapso primeiro e seguido de galáxias e, em seguida, aglomerados de galáxias. À medida que o colapso das estruturas do universo em evolução, eles começam a "iluminar", como a matéria bariônica aquece através de contração gravitacional e as abordagens de objetos equilíbrio de pressão hidrostática. Matéria bariônica normal tinha uma temperatura muito alta, e muita pressão sobraram do Big Bang ao colapso e formar estruturas menores, como estrelas, através do Instabilidade Jeans. A matéria escura actua como um compactador de estrutura. Este modelo não só corresponde ao levantamento estatístico da estrutura visível no universo, mas também corresponde precisamente às previsões de matéria escura da radiação cósmica de fundo. No entanto, em detalhe, algumas questões ainda continuam por resolver, incluindo uma ausência de galáxias satélites de simulações e núcleos de halos de matéria escura que aparecem mais suave do que o previsto.
Este bottom up modelo de formação de estrutura exige algo como a matéria escura fria para ter sucesso. Simulações de computador grandes de bilhões de partículas de matéria escura foram usados para confirmar que o modelo de matéria escura fria de formação da estrutura é consistente com as estruturas observadas no universo através de inquéritos de galáxias, como o Sloan Digital Sky Survey e 2dF Galaxy Redshift Survey, como bem como observações da floresta Lyman-alfa. Estes estudos têm sido cruciais na construção do modelo Lambda-CDM, que mede os parâmetros cosmológicos, incluindo a fracção do universo composto por bárions e matéria escura.
Histórico da busca de sua composição
| O que é matéria escura? Como é que é gerado? Está relacionado com a supersimetria? |
Embora a matéria escura historicamente tinha sido inferida por muitas observações astronômicas, a sua composição permaneceu por muito tempo especulativo. As primeiras teorias de matéria escura se concentrou em objetos normais pesados escondidos, como buracos negros, estrelas de nêutrons, anãs brancas ténues velhos, anãs marrons, como os possíveis candidatos a matéria escura, conhecidos coletivamente como MACHOs. Pesquisas astronômicas não conseguiu encontrar o suficiente destes MACHOs escondidos. Alguns difíceis de detectar matéria bariônica, como MACHOs e algumas formas de gás, foram adicionalmente especulado para fazer uma contribuição para o conteúdo global de matéria escura, mas as evidências indicam tal constituiria apenas uma pequena parte.
Além disso, os dados de uma série de linhas de outros elementos de prova, incluindo curvas de galáxias rotação, efeito de lente gravitacional, a formação da estrutura, e a fração de bárions em aglomerados ea abundância de cluster combinada com evidência independente para a densidade bariônica, indicou que 85-90% dos a massa do universo não interage com a força eletromagnética . Este "matéria escura nonbaryonic" é evidente através de seu efeito gravitacional. Consequentemente, a vista mais comumente realizada foi a de que a matéria escura é principalmente não-bariônica, feito de um ou mais outros do que o habitual partículas elementares elétrons , prótons , nêutrons , e conhecido neutrinos. As partículas mais comumente propostos, em seguida, tornou-se WIMPs (interação fraca Partículas maciças, incluindo neutralinos), ou axions, ou neutrinos estéreis, embora muitos outros possíveis candidatos foram propostos.
O componente de matéria escura tem muito mais massa do que o componente "visível" do universo . Apenas cerca de 4,6% da massa-energia do Universo é matéria comum. Cerca de 23% é pensado para ser composta por matéria escura. O 72% restante é pensado para consistir de energia escura, um componente ainda mais estranho, quase uniformemente distribuídos no espaço e com densidade de energia não-evolução ou lentamente evoluindo com o tempo Determinar a natureza dessa matéria escura é um dos problemas mais importantes da moderna cosmologia e física de partículas . Tem-se observado que os nomes "matéria escura" e "energia escura" servem principalmente como expressões da ignorância humana, bem como a marcação dos primeiros mapas com " terra incógnita ".
Historicamente, três categorias de candidatos matéria escura tinha sido postulado. As categorias frias , quentes e quentes referem-se a quão longe as partículas podem se mover devido a movimentos aleatórios no universo primordial, antes que abrandou devido à expansão do universo - isso é chamado de "comprimento de streaming gratuito". Flutuações de densidade primordiais menores do que este comprimento livre de streaming de se lavar como partículas se movem de overdense para underdense regiões, enquanto as flutuações maiores do que o comprimento livre-streaming não são afetados; Por conseguinte, este comprimento livre-streaming define uma escala mínima para a formação da estrutura.
- Matéria escura fria - objectos com um comprimento livre de streaming de muito menor do que umprotogaláxia.
- Matéria escura quente - as partículas com um comprimento livre-streaming similar a uma protogaláxia.
- Matéria escura quente - as partículas com um comprimento livre-streaming muito maior do que um protogaláxia.
Apesar de uma quarta categoria tinha sido considerado no início, chamadomatéria escura mista, foi rapidamente eliminado (a partir de 1990) desde a descoberta da energia escura.
Como um exemplo, Daviset al., em 1985, escreveu:
Partículas candidatos podem ser agrupados em três categorias com base no seu efeito sobre o espectro de flutuação (bond et al. 1983). Se a matéria escura é composta por partículas de luz abundante que permanecem relativista pouco antes da recombinação, então ele pode ser chamado de "hot". O melhor candidato para a matéria escura quente é um neutrino ... Uma segunda possibilidade é para as partículas de matéria escura para interagir de forma mais fraca do que os neutrinos, a ser menos abundante, e para ter uma massa de ordem 1 keV. . Tais partículas são chamadas de "matéria escura quente", porque eles têm velocidades inferiores térmicas do que neutrinos maciças ... existem actualmente poucas partículas candidatos que se encaixam nessa descrição Gravitinos e fotinos foram sugeridas (Pagels e Primack 1982; Bond, e Szalay Turner 1982) ... Todas as partículas que se tornaram não-relativística muito cedo, e assim foram capazes de difundir uma distância insignificante, são denominados matéria escura "fria" (MDL). Há muitos candidatos para o MDL, incluindo partículas supersimétricas.
Os cálculos completos são bastante técnico, mas uma linha divisória aproximada é que "quentes" partículas de matéria escura tornou-se não-relativista quando o Universo tinha cerca de 1 ano de idade e 1 milionésimo de seu tamanho atual; quente padrão do big bang teoria implica o universo estava então na era dominado por radiação (fótons e neutrinos), com uma temperatura de fótons 2,7 milhões K. Padrão cosmologia física dá a partícula horizonte tamanho como 2ct na era dominado por radiação, assim 2 Luz -years, e uma região deste tamanho iria expandir-se para 2 milhões de anos luz hoje (se não houvesse formação da estrutura). O comprimento real livre de streaming é cerca de cinco vezes maior do que o comprimento de cima, uma vez que o comprimento livre de fluxo contínuo continua a crescer lentamente à medida que as velocidades das partículas diminui inversamente com o factor de escala, depois tornam-se não-relativística; portanto, neste exemplo, o comprimento livre de fluxo contínuo que corresponderia a 10 milhões de anos-luz ou 3 Mpc hoje, que é de cerca do tamanho contendo, em média, a massa de um grande Galaxy.
A temperatura acima de 2,7 milhões de K que dá uma energia fóton típico de 250 elétron-volts, de modo que este define uma escala de massa típica para a matéria escura "quente": partículas muito mais maciça do que isso, como GeV - TeV massa WIMPs, se tornaria não -relativistic muito mais cedo do que um ano após o Big Bang, assim, ter um comprimento livre-streaming que é muito menor do que um proto-galáxia e efetivamente desprezível (matéria escura, assim, a frio). Por outro lado, as partículas mais leves (por exemplo, neutrinos de massa ~ poucos eV) ter um comprimento livre-streaming muito maior do que um proto-galáxia (a matéria escura, assim, quente).
Matéria escura fria
Hoje, a matéria escura fria é a explicação mais simples para a maioria das observações cosmológicas. Matéria escura "fria" é a matéria escura composta por constituintes com um comprimento livre de streaming de muito menor do que o antepassado de uma perturbação galáxia escala. Esta é atualmente a área de maior interesse para a investigação matéria escura, a matéria escura tão quente não parece ser viável para a formação de galáxias e aglomerado de galáxias, a maioria dos candidatos e partículas tornam-se não-relativista em tempos muito antigos, portanto, são classificados como frio.
A composição dos constituintes da matéria escura fria é actualmente desconhecida. As possibilidades vão desde grandes objetos como MACHOs (tais como buracos negros) ou Rambos, a novas partículas como WIMPs e axions. Possibilidades que envolvem matéria bariônica normal de incluir anãs marrons ou talvez pedaços pequenos, densos de elementos pesados.
Estudos de nucleossíntese primordial e lentes gravitacionais ter convencido a maioria dos cientistas que MACHOs de qualquer tipo não pode ter mais do que uma pequena fração do total de matéria escura. Os buracos negros de quase qualquer massa são descartadas como matéria escura principal constituinte por uma variedade de pesquisas e restrições. De acordo com A. Pedro: "... a única realmente plausíveis candidatos de matéria escura são novas partículas. "
O DAMA / experimento Nal e seu sucessorDAMA / LIBRA têm reclamado de detectar diretamente partículas de matéria escura que passam pela Terra, mas muitos cientistas permanecem céticos, como os resultados negativos dos experimentos semelhantes parecem incompatíveis com os resultados da DAMA.
Muitos modelos supersimétricas naturalmente dar origem a matéria estável candidatos escuras sob a forma de o mais leve Supersymmetric partículas (LSP). Separadamente, os neutrinos estéreis pesados existem em extensões não-supersimétricas do modelo padrão que explicam a pequena massa do neutrino através do mecanismo de gangorra.
Matéria escura quente
Matéria escura quente refere-se a partículas com um comprimento livre de fluxo contínuo comparável ao tamanho de uma região que subsequentemente evoluiu para um Galaxy anão. Isto leva a predições que são muito semelhantes a matéria escura fria em grandes escalas, incluindo a CMB, o agrupamento galáxia e grandes curvas de rotação da galáxia, mas com menos perturbações de densidade pequena escala. Isso reduz a abundância previsto de galáxias anãs e pode levar a menor densidade de matéria escura nas partes centrais de grandes galáxias; alguns pesquisadores consideram este pode ser um melhor ajuste para observações. Um desafio para este modelo é que não há muito bem motivados candidatos Física de Partículas com a necessária massa ~ 300 eV a 3000 eV.
Não houve partículas descobertos até agora que podem ser categorizados como a matéria escura quente. Há um candidato postulado para a categoria a matéria escura quente, que é o neutrino estéril: a forma mais pesado, mais lento do neutrino, que nem sequer interagem através da força fraca ao contrário de neutrinos regulares. Curiosamente, algumas teorias de gravidade modificadas, como escalar-tensor-vetor de gravidade, também exigem que a matéria escura quente existem para tornar suas equações trabalhar fora.
Matéria escura quente
Matéria escura quente são partículas que têm um comprimento livre-streaming muito maior do que um tamanho de proto-galáxia.
Um exemplo de matéria escura quente já é conhecido: os neutrino. neutrinos foram descobertos bastante separadamente da busca de matéria escura, e muito antes de ele começou a sério: eles foram postulada pela primeira vez em 1930, e detectado pela primeira vez em 1956. Os neutrinos têm uma pequena massa: pelo menos 100.000 vezes menos massa que um elétron. Diferente de gravidade, neutrinos só interagem com a matéria normal através da força fraca tornando-os muito difíceis de detectar (a força fraca só funciona sobre uma pequena distância, assim, um neutrino só irá desencadear um evento de força fraca se ela atinge um núcleo diretamente de frente ). Este seria classificá-los como partículas de interação fraca Luz, ou WILPs, em oposição aos candidatos teóricos de matéria escura fria, as WIMPs.
Há três sabores diferentes conhecidas de neutrinos (ou seja, o elétron -, múon - e tau -neutrinos), e as suas massas são ligeiramente diferentes. A resolução para o problema dos neutrinos solares demonstraram que estes três tipos de neutrinos realmente mudar e oscilar de um sabor para os outros e para trás como eles são em voo. É difícil determinar uma exata limite superior para a massa média colectiva dos três neutrinos (e muito menos uma massa de qualquer um dos três individualmente). Por exemplo, se a massa média de neutrinos foram escolhidos para serem mais de 50 eV / c 2 (que ainda é menos do que 1 / 10.000 º da massa de um elétron), apenas pelo grande número deles no universo, o universo entraria em colapso devido a sua massa. Então, outras observações serviram para estimar um limite superior para a massa do neutrino. Usando cósmica de fundo em microondas de dados e outros métodos, a conclusão atual é que a sua massa média provavelmente não exceda 0,3 eV / c 2 Assim, as formas normais de neutrinos não pode ser responsável pela componente de matéria escura medido a partir cosmologia.
Matéria escura quente era popular por um tempo no início de 1980, mas ele sofre de um problema grave: uma vez que todas as flutuações de densidade galáxia-size se lavar por livre de streaming, os primeiros objetos que podem formar são enormes panquecas superaglomerado de tamanho, o que em seguida, foram teorizado de alguma forma a se fragmentar em galáxias. Observações de campo profunda mostram claramente que as galáxias se formaram no início vezes, com aglomerados e superaglomerados de galáxias formando mais tarde, como se aglutinarem, portanto, qualquer modelo dominado pela matéria escura quente é seriamente em conflito com as observações.
Matéria escura Mixed
Matéria escura é um modelo misto agora obsoleto, com uma relação de massa especificamente escolhido de 80% de matéria escura fria e quente conteúdo de 20% de matéria escura (neutrinos). Embora seja presumível que a matéria escura quente coexiste com a matéria escura fria, em qualquer caso, não havia uma razão muito específica para escolher esta razão particular de quente para a matéria escura fria neste modelo. Durante o início da década de 1990, tornou-se progressivamente claro que um Universo com a densidade crítica de matéria escura fria não se encaixava no COBE e em grande escala galáxia agrupamento observações; ou o modelo misto 80/20 matéria escura, ou LambdaCDM, foram capazes de reconciliar estes. Com a descoberta do universo acelerado de supernovas, e medições mais precisas de anisotropia CMB e galáxia clustering, o modelo misto matéria escura foi governado essencialmente para fora, enquanto o modelo de concordância LambdaCDM permaneceu um bom ajuste.
Detecção
Se a matéria escura dentro de nossa galáxia é composta de partículas massivas de interação fraca (WIMPs), em seguida, milhares de WIMPs deve passar por cada centímetro quadrado da Terra a cada segundo. Há muitas experiências em execução, ou previstas, com o objetivo de testar esta hipótese procurando por WIMPs. Embora WIMPs é um candidato a matéria escura mais popular, também há experiências em busca de outros candidatos de partículas, tais como axions. Também é possível que a matéria escura consiste de muito pesadas partículas setor ocultas que só interagem com a matéria comum através de gravidade.
Estas experiências podem ser divididos em duas classes: experiências de detecção directa, que buscam a dispersão de partículas de matéria escura off núcleos atômicos dentro de um detector; e detecção indirecta, que olhar para os produtos de aniquilações WIMP.
Uma abordagem alternativa para a detecção de WIMPs na natureza é para produzi-los no laboratório. Experimentos com o Large Hadron Collider (LHC) pode ser capaz de detectar WIMPs produzidas em colisões do LHC prótons vigas. Porque um WIMP tem interacções insignificantes com a matéria, pode ser detectada indiretamente como (grandes quantidades de) falta de energia e impulso que escapam aos detectores do LHC, desde que todos os outros (não negligenciáveis) produtos de colisão são detectados. Estas experiências mostram que poderia WIMPs podem ser criados, mas ainda exigiria um experimento de detecção direta para mostrar que eles existem em número suficiente na galáxia para explicar a matéria escura.
Em abril de 2012 um grupo de cientistas concluiu um estudo que mostra que é pouco provável que a matéria escura é na forma de um halo em torno de objetos celestes. Isto implica que não irá provavelmente ser encontradas em uma experiência de laboratório em terra.
Experimentos de detecção directa
Experimentos de detecção directa normalmente operam em laboratórios subterrâneos profundos para reduzir o fundo de raios cósmicos. Estes incluem: a mina Soudan; o laboratório subterrâneo SNOLAB em Sudbury, Ontário (Canadá); o Gran Sasso National Laboratory (Itália); o Canfranc Underground Laboratory (Espanha); o Boulby Underground Laboratory (Reino Unido); e o subterrâneo profundo Ciência e Laboratório de Engenharia, Dakota do Sul ( US).
A maioria dos presentes experiências utilizar uma das duas tecnologias: detector detectores criogénicos, operando a temperaturas inferiores a 100mK, detectar o calor produzido quando uma partícula atinge um átomo em um cristal de absorção tais como o germânio . líquidos nobres detectores de detectar o flash de luz de cintilação produzida por uma colisão de partículas em líquido de xénon ou árgon . Experimentos de detectores criogénicos incluem: CDMS, CRESST, Edelweiss, EURECA. Experimentos líquidos nobres incluem ZEPLIN, XENON, DEAP, ARDM, WARP e LUX. Ambas as técnicas de detectores são capazes de distinguir partículas de fundo que dispersam fora elétrons, a partir de partículas de matéria escura que dispersam off núcleos. Outras experiências incluem SIMPLES e Picasso.
O DAMA / Nal, experimentos DAMA / LIBRA ter detectado uma modulação anual na taxa de eventos, o que eles dizem é devido a partículas de matéria escura. (À medida que a Terra gira em torno do Sol, a velocidade do detector em relação ao halo de matéria escura irá variar de acordo com uma pequena quantidade, dependendo da altura do ano). Esta afirmação é, até agora não confirmado e difícil de conciliar com os resultados negativos de outros experimentos assumindo que o cenário WIMP é correto.
Detecção direcional de matéria escura é uma estratégia de pesquisa com base no movimento do sistema solar em torno do centro da galáxia.
Usando uma baixa pressão TPC, é possível acessar informações sobre recuando faixas (reconstrução 3D se possível) e para restringir a cinemática WIMP-núcleo. WIMPs provenientes da direcção em que o sol se desloca (aproximadamente na direcção da constelação Cygnus) pode então ser separado do ruído de fundo, o que deve ser isotrópico. Direcionais experimentos de matéria escura incluem DMTPC, DRIFT, Newage e MIMAC.
Em 17 de Dezembro de 2009, pesquisadores CDMS relataram dois eventos possíveis candidatos WIMP. Eles estimam que a probabilidade de que esses eventos são devido a um fundo conhecido (nêutrons ou eventos beta ou gama identificados incorretamente) é de 23%, e concluem que "esta análise não pode ser interpretado como evidência significativa de interações WIMP, mas não podemos rejeitar qualquer evento como sinal . "
Mais recentemente, em 4 de setembro de 2011, os pesquisadores utilizam os detectores CRESST apresentou provas de 67 colisões que ocorrem em cristais de detectores de partículas sub-atômicas, há um cálculo menos de 1 em 10.000 chance de que todos foram causados por fontes conhecidas de interferência ou de contaminação. É bastante possível, então, que muitas destas colisões foram causados por WIMPs, e / ou outras partículas desconhecidas.
Experimentos detecção indireta
Experimentos de detecção indiretos procurar os produtos de WIMP aniquilação ou decadência. Se WIMPs são partículas de Majorana (WIMPs são a sua própria antipartícula), em seguida, dois WIMPs poderia aniquilar a produzir raios gama ou pares de partículas do Modelo Padrão-antipartícula. Além disso, se o WIMP é instável, WIMPs poderia decair em partículas modelo padrão. Esses processos poderiam ser detectados indiretamente por meio de um excesso de raios gama, antiprótons ou pósitrons que emanam de regiões de alta densidade de matéria escura. A detecção de um sinal, tal não é evidência conclusiva para a matéria escura, como a produção de raios gama a partir de outras fontes que não é totalmente compreendido.
O Telescópio de raios gama EGRET observado mais raios gama do que o esperado da Via Láctea, mas os cientistas concluíram que esta foi provavelmente devido a uma mis-estimativa da sensibilidade do telescópio. O Telescópio Espacial Fermi Gamma-ray, lançado 11 de junho de 2008, está à procura de raios gama de aniquilação da matéria escura e da decadência.
No energias mais elevadas,telescópios de raios gama terrestres estabeleceram limites para a aniquilação de matéria escura em galáxias anãs esferoidais e em aglomerados de galáxias.
O Experimento Pamela (lançado 2006) detectou uma maior quantidade de positrões do que o esperado. Estes pósitrons extras poderiam ser produzidos pela aniquilação de matéria escura, mas também pode vir de pulsares. Não foi observada qualquer excesso de anti-protões.
Algumas das WIMPs que passam através da Sun ou Terra pode espalhar fora átomos e perdem energia. Desta forma, uma grande população de WIMPs pode acumular-se no centro destes corpos, aumentando a chance de que dois vão colidir e aniquilar. Isto pode produzir um sinal distintivo, sob a forma de alta energia de neutrinos provenientes do centro do Sol ou terra. Considera-se geralmente que a detecção de um sinal, tal seria o mais forte prova indirecta da matéria escura FRACO. Telescópios de neutrinos de alta energia, como o AMANDA, IceCube e ANTARES estão procurando por esse sinal.
WIMP aniquilação da Via Láctea como um todo também pode ser detectada na forma de vários produtos de aniquilação. O centro galáctico é um bom lugar para olhar, porque a densidade da matéria escura pode ser muito alto lá.
Teorias alternativas
Embora a matéria escura é a explicação amplamente aceita para as várias observações astronômicas de galáxias e aglomerados de galáxias, inúmeras alternativas têm sido propostas para explicar estas observações sem a necessidade de uma grande quantidade de matéria sem ser detectado. A maioria destes modificar a lei da gravidade, de alguma forma, substituindo as leis estabelecidas por Newton e Einstein.
Leis da gravidade modificados
O modelo mais antigo gravidade modificada a surgir foi de Mordehai Milgrom Modified Newtonian Dynamics (MOND) em 1983, que ajusta as leis de Newton para criar um campo gravitacional forte quando os níveis de aceleração gravitacional se tornar pequena (como perto da borda de uma galáxia). Ele teve algum sucesso explicando características escala galáctica, tais como curvas de velocidade de rotação das galáxias elípticas e as galáxias elípticas anãs, mas não explicou com sucesso aglomerado de galáxias lente gravitacional. No entanto, MOND não era relativista , desde que era apenas um ajuste direto da conta newtoniana mais velho da gravitação, não do mais recente em conta de Einstein da relatividade geral . Logo depois de 1983, foram feitas tentativas para trazer MOND em conformidade com a Relatividade Geral; este é um processo contínuo, e muitas teorias concorrentes surgiram com base em torno da MOND originais teoria incluindo Teves, MOG ou STV gravidade e abordagem fenomenológica covariant, entre outros.
Em 2007, John W. Moffat propôs uma teoria da gravidade modificada com base na teoria da gravitação não simétricos (NGT) que pretende explicar o comportamento de galáxias em colisão. Esta teoria requer a presença de neutrinos não relativísticas, ou outros candidatos a matéria escura (a frio), para o trabalho.
Outra proposta utiliza uma gravitacional backreaction em um campo teórico emergente que busca explicar a gravidade entre objetos como uma ação, uma reação, e, em seguida, um back-reação. Simplesmente, um objeto Um afeta um objeto B, eo objeto B, em seguida, re-afeta objeto A, e assim por diante: a criação de uma espécie de loop de retroalimentação que reforça a gravidade.
Recentemente, um outro grupo propôs uma modificação da gravidade em larga escala em uma teoria chamada " líquido escuro ". Nesta formulação, os efeitos gravitacionais atraentes atribuídas a matéria escura são sim um efeito colateral da energia escura. Líquido escuro combina a matéria escura ea energia escura em um campo único da energia que produz efeitos diferentes em diferentes escalas. Este tratamento é uma abordagem simplificada a um anterior modelo de fluido, chamado o modelo de gás Generalized Chaplygin onde o todo do espaço-tempo é um gás compressível. Fluido escuro pode ser comparado com um sistema atmosférica. Pressão atmosférica faz com que o ar se expandir, mas parte do ar pode entrar em colapso para formar nuvens. Da mesma forma, o fluido escuro pode geralmente expandir, mas também poderia recolher cerca de galáxias para ajudar a mantê-los juntos.
Outro conjunto de propostas baseia-se na possibilidade de um duplo tensor métrico para o espaço-tempo. Tem sido argumentado que as soluções revertida a tempo em relatividade geral exigem tal métrica dupla de coerência, e que tanto a matéria escura e energia escura pode ser entendida em termos de soluções revertida a tempo da relatividade geral.
Cultura popular
A menção de matéria escura é feita em alguns jogos de vídeo e outras obras de ficção. Nesses casos, é usualmente atribuída propriedades físicas ou mágicas extraordinárias. Estas descrições são muitas vezes incompatíveis com as propriedades da matéria escura propostas em física e cosmologia.
