Διάλεξη 14 Σκοτεινή Ύλη Βοηθητικό Υλικό: Liddle Κεφ Προβλήματα: Liddle 9.1, 9.2, 10.1, 10.2

Σύνοψη Διάλεξης 13 Φωτεινή βαρυονική ύλη παρέχει λιγότερο από 1% της ολικής πυκνότητας του Σύμπαντος  Σκοτεινή βαρυονική ύλη σε μορφή θερμών και ψυχρών αερίων είναι η κυρίαρχη μορφή βαρυονικής ύλης παρέχοντας άλλο ένα ~3% της συνολικής πυκνότητας  Υπάρχει περίπου δέκα φορές περισσότερη μη βαρυονική σκοτεινή ύλη από ότι βαρυονική ύλη.  Στην κοσμολογική σταθερά αναλογούν περίπου τα 3/4 της ολικής πυκνότητας ενέργειας. Προσθέτοντας όλες τις συνεισφορές καταλήγουμε σε πυκνότητα που είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη (k=0).

Επιπλέον ενδείξεις από παρατηρήσεις του Υποβάθρου Ακτινοβολίας Μικροκυμάτων (CMB) Υπερκαινοφανείς, δομές σε μεγάλες κλίμακες, CMB Οι παρατηρήσεις του CMB από τον δορυφόρο WMAP παρέχουν τις πιο δραματικές πληροφορίες για το είδος του Σύμπαντος που ζούμε. (περισσότερα θα δούμε αργότερα).

Τι μπορεί να είναι η σκοτεινή ύλη; A. Στοιχειώδη Σωμάτια 1. Σωμάτια που γνωρίζουμε: Νετρίνα, άμαζα, και παρόμοιας αριθμητικής πυκνότητας όπως τα φωτόνια του CMB σύμφωνα με το Καθιερωμένο Πρότυπο των στοιχειωδών σωματίων. Αν το Καθιερωμένο Πρότυπο επεκταθεί ώστε να επιτρέψει μικρή μάζα για τα νετρίνα (μερικές δεκάδες eV), η μεν αριθμητική τους πυκνότητα θα έμενε ανεπηρέαστη, η δε πυκνότητα μάζας τους θα ήτα αρκετη για να δώσει επίπεδο Σύμπαν. Πειραματικοί περιορισμοί στην μάζα του νετρίνου του ηλεκτρονίου (~1 eV) περιορίζουν αυτή την πιθανότητα, αλλά υπάρχουν άλλα δύο είδη νετρίνων (νετρίνο μιονίου και νετρίνο τ) που δεν υφίστανται σημαντικούς πειραματικούς περιορισμους. Νετρίνα μικρής μάζας θα είχαν σχετικιστικές ταχύτητες για μεγάλος μέρος της ηλικίας του Σύμπαντος. Τέτοια ‘θερμή’ σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελεί μόνο μικρό μέρος της συνολικής σκοτεινής ύλης αλλιώς θα εμπόδιζε την δημιουργία δομών. Γι αυτό, ελαφρά νετρίνα και μοντέλλα θερμής σκοτεινής ύλης δεν ευνοούνται σαν βασικές συνιστώσες της σκοτεινής ύλης.

Νετρίνα μεγάλης μάζας (~μάζα πρωτονίου) με μικρότερη αριθμητική πυκνότητα.Αποτελούν παράδειγμα ‘ψυχρής σκοτεινής ύλης’ και παραμένουν μη σχετικιστικά σε όλη τη διάρκεια της κοσμικής ιστορίας. Αυτή η πιθανότητα είναι συμβατή με παρατηρήσεις κοσμικών δομών (σμήνη, γαλαξίες κλπ). Ψυχρή σκοτεινή ύλη χρειάζεται για την δημιουργία δομών στο Σύμπαν. Βαριά νετρίνα είναι δύσκολο να ενσωματωθούν, στην παρούσα κατανόηση που έχουμε για στοιχειώδη σωμάτια και έχουν αποκλεισθεί πειραματικά. 2. Σωμάτια που μπορεί να υπάρχουν:  “Ελαφρά Υπερσυμμετρικά Σωμάτια”, υποψήφια για ψυχρή σκοτεινή ύλη. Αλληλεπιδρούν μόνο μέσω των ασθενών αλληλεπιδράσεων (και βαρυτικά), και έχουν ονομασθεί WIMPs (weakly interacting massive particles).  Άλλα: αξιόνια (πολύ ελαφρά σωμάτια). Πολύ βαριά σωμάτια που δημιουργούνται μετά την πληθωριστική φάση (θα συζητηθεί αργότερα). Τι μπορεί να είναι η σκοτεινή ύλη; A. Στοιχειώδη Σωμάτια

Πρωτογενείς μάυρες τρύπες (δημιουργούνται απ’ ευθείας και όχι με τον θάνατο άστρων). Θα μπορούσαν να είναι ψυχρή σκοτεινή ύλη. Αν είναι βαρυονικές, θα πρέπει να είχαν δημιουργηθεί πριν από την εποχή της πυρηνοσύνθεσης, ώστε τα βαρυόνιά του να μην είναι διαθέσιμα για την δημιουργεία ελαφρών πυρήνων και επομένως να μην προσμετρώνται στο ~4 % της επιτρεπόμενης βαρυονικής ύλης. MACHO’s: Massive Compact Halo Objects (Μαζικά Συμπαγή Διάχυτα Αντικείμενα): ονομασία για αντικείμενα με μάζες αστρικής ή μικρότερης τάξης μεγέθους με ή χωρίς βαρυονικό περιεχόμενο. Καφέ νάνοι (αντικείμενα που μοιάζουν με τον πλανήτη Δία) αποτελούν παραδείγματα βαρυονικών MACHO’s. Τι μπορεί να είναι η σκοτεινή ύλη; Β. Μεγάλα Συμπαγή Αντικείμενα

Αν ο περιγαλαξιακός χώρος αποτείται από ΜACHOs, τότε, όταν ένα από αυτά περάσει πολύ κοντά στην γραμμή όρασης μεταξύ ενός παρατηρητή και ενός μακρινού άστρου υποβάθρου, το βαρυτικό του πεδίο θα καμπύλώσει και θα εστιάσει το φως του άστρου. Έτσι θα αυξηθεί προσωρινά η φωτεινότητά του σε όλα τα μήκη κύματος. Το φαινόμενο αυτό λέγεται βαρυτική μικροεστίαση (gravitational microlensing). An example of microlensing for planetary searches Τι μπορεί να είναι η σκοτεινή ύλη; Β. Μεγάλα Συμπαγή Αντικείμενα

MACHO’s: Υποψήφιοι μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης Απαιτείται παρακολούθηση πολλών άστρων για μεγάλα διαστήματα. Μπορεί να γίνει κατευθύνοντας ένα τηλεσκόπιο με ευρύ πεδίο στο γειτονικό γαλαξία το μεγάλο νέφος του Μαγελάνου.

Αναμενόμενη μορφή γεγονότος μικροεστίασης: Η φωτεινή ένταση αυξάνεται προσωρινά και μετά μειώνεται στην αρχική της ένταση. Η μεταβλητότητα είναι αχρωμάτική (ή ίδια σε όλα τα μήκη κύματος). Η καμπύλη φωτεινότητας θα πρέπει να είναι συμμετρική. Έχουν παρατηρηθεί αρκετά γεγονότα μικροεστίασης, αλλά δεν είναι αρκετά για να εξηγήσουν όλη την ποσότητα της βαρυτικά παρατηρούμενης σκοτεινής ύλης στον περιγαλαξιακό χώρο. MACHO’s: Υποψήφιοι μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης

Έρευνες για στοιχειώδη σωμάτια μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης Χειρότερη περίπτωση: τα στοιχειώδη σωμάτια σκοτεινής ύλης μπορούν να ανιχνευθούν μόνο μέσω των συνολικών βαρυτικών τους αποτελεσμάτων. Τότε εργαστηριακή ανίχνευση δεν μπορεί να γίνει: μεμονωμένα σωμάτια έχουν αμελητέες βαρυτικές αλληλεπιδράσεις. Ελπίδα: αλληλεπιδρούν με την συνήθη ύλη μέσω της ασθενούς πυρηνικής δύναμης. Τέτοιες αλληλεπιδράσεις έχουν πολύ μικρή ενεργό διατομή και οδηγούν σε ρυθμούς αλληλεπιδράσεων ~ 1 γεγονός ανά ημέρα ανά kgr ανιχνευτή. Παρά ταύτα με αρκετά μεγάλους ανιχνευτές και αφού αποκλειστούν γεγονότα λόγω κοσμικών ακτίνων και ραδιενέργειας με υπόγειους ανιχνευτές ίσως γίνει εφικτό να ανιχνευθούν σωμάτια σκοτεινής ύλης.

Υπόγειος ανιχνευτής Σ.Υ.: Boulby Mine, UK Έρευνες για στοιχειώδη σωμάτια μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης

Ακτινοβολία Μέλανος Σώματος Ακτινοβολία σε θερμική ισορροπία σε θερμοκρασία Τ. Η πυκνότητα ενέργειας της ακτινοβολίας είναι: Η ακτινοβολία μεγιστοποιείται για: Η ολική πυκνότητα ενέργειας είναι ανάλογη της Τ 4 :

Το Κοσμικό Υπόβαθρο Ακτινοβολίας (CMB). 1965: Οι Penzias & Wilson των εργαστηρίων Bell χαρτογραφούν το ουρανό στην περιοχή =7.35 cm. Βρίσκουν ένα ισοτροπικό και σταθερό σήμα. Σε άρθρο τους στο περιοδικό Astrophysical Journal αναφέρουν ότι “…στα 4080 MHz βρίσκουμε μια θερμοκρασιακή τιμή ακτινοβολίας 3.5 K μεγαλύτερη από το αναμενόμενο”. Ισχυρίστηκαν ότι η ανακάλυψη των Penzias και Wilson ήταν μέρος ισοτροπικής ακτινοβολίας μέλανος σώματος θερμοκρασίας T~3 K. Ένα τέτοιο μέλαν σώμα θα είχε μέγιστο εκπομπής σε =c/fc=h/(2.8 kT)~2 mm ~40 φορές μικρότερο από το =7.35 cm που παρατήρησαν οι Penzias & Wilson. Είχαν δει μόνο το όριο μεγάλων μηκών κύματος του Κοσμικού Υποβάθρου Ακτινοβολίας (CMB). Σε συνοδευτική δημοσίευση οι Dicke, Peebles, Roll, & Wilkinson παρατήρησαν ότι αυτή η ακτινοβολία θα μπορούσε να ήταν το κατάλειπο, μιας πρώιμης θέρμης, πυκνής και αδιαφανούς σε ακτινοβολία φάσης του Σύμπαντος.

To 1990 ο δορυφόρος COBE παρατήρησε το CMB και βρήκε ότι πράγματι είναι μέλαν σώμα με T=2.725  K. Το Κοσμικό Υπόβαθρο Ακτινοβολίας (CMB).

Ιδιότητας του CMB. Η πυκνότητα ενέργειας της ακτινοβολίας είναι Διαιρόντας με την κρίσιμη πυκνότητα: Βρίσκουμε την παράμετρο πυκνότητας του CMB Δεδομένου ότι  T 4, και  a -4  T  1/a Στο παρελθόν η ακτινοβολία ήταν θερμότερη και είχε μεγαλύτερη πυκνότητα ενέργειας. Αλλά είχε πάντα την κατανομή μέλανος σώματος;

Σύνοψη Η σκοτεινή ύλη μπορεί να αποτελείται είτε από στοιχειώδη σωμάτια είτε από συμπαγή αντικείμενα (MACHO’s). Παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι δεν μπορεί να αποτελείται αποκλειστικά από MACHO’s Το Κοσμικό Υπόβαθρο Ακτινοβολίας έχει κοσμολογική προέλευση και είναι ένα ισοτροπικό υπόβαθρο ακτινοβολίας μέλανος σώματος με T~3K που ανακαλύφθηκε τυχαία από τους Penzias kai Wilson. Στο παρελθόν η ακτινοβολία ήταν θερμότερη και είχε μεγαλύτερη πυκνότητα ενέργειας.