Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban 52. Országos Középiskolai Fizikatanári Ankét Kaposvár, 2009. április 15-18.

Az előadások a következő témára: "Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban 52. Országos Középiskolai Fizikatanári Ankét Kaposvár, 2009. április 15-18."— Előadás másolata:

1 Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban 52. Országos Középiskolai Fizikatanári Ankét Kaposvár, 2009. április 15-18.

2 Trócsányi Zoltán: habilitációs tantermi előadás 1998.02.05. azóta…

3 …köztudatba került

4

5 sötét anyag Honnan tudjuk, hogy létezik? fénylő anyag

6 A sötét anyag létezésének bizonyítékai tömegvonzó hatásuk alapján –Jan Oort (1930-): csillagok sebessége a közelünkben nagyobb, mint amekkora sebességű testeket a galaxis látható tömege meg tud kötni => ha a galaxis stabil, akkor a valódi tömeg a fénylőnek ~háromszorosa (viriáltétel, 2E m = -E p )

7 A sötét anyag létezésének bizonyítékai tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel, 2E m = -E p ) –Fritz Zwicky (1933-): galaxisok sebessége a Szűz és Kóma halmazokban is ~tízszer nagyobb a látható anyag tömege alapján várt értéknél

8 A sötét anyag létezésének bizonyítékai tömegvonzó hatásuk alapján –HST: gravtációs lencsehatás

9 Galaxishalmaz gravitációs lencsehatása

10

11 Sötét anyag létezésének bizonyítéka A Chandra képe két galaxishalmaz ütközéséről: Rózsaszín: forró gáz galaxishalmazok körül Kék: gravitációs fényelhajlásból következtetett SA

12 A sötét anyag létezésének bizonyítékai minél messzebb nézünk annál nagyobb a gravitáló anyag és a fénylő anyag tömegének hányadosa, szuperhalmazok esetén ~30

13 A sötét anyag létezésének bizonyítékai tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel) Vera Rubin: galaxisok forgási görbéje alapján

14 A forgási görbe következménye –a galaxisoknak udvara (halo) van, pl. az M51 udvara 50kpc távolságra terjed –a galaxisban a sötét anyag tömege legalább tízszerese a fénylő anyag tömegének

15 Sötét anyag a galaxisban

16 A sötét anyag létezésének bizonyítékai tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel) galaxisok forgási görbéje alapján a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (a 379ezer éves VE fényképe) spektruma alapján ?

17 Az energiaegyenlet R sugarú gömb tömege A gömb felszínén található m tömegű galaxis potenciális energiája mozgási energiája A teljes mechanikai energia állandó:

18 A kritikus tömeg E előjele határozza meg a VE sorsát: E > 0: a VE örökké tágul E < 0: a VE tágul, majd összeomlik E = 0: a VE kritikus állapotban van, az ehhez tartozó tömegsűrűség: ρ c A tömegsűrűséget ρ c egységben szokás mérni: Ω = Ω x + Ω y + … pl. Ω L = 3‰ Ω < 1: a VE örökké tágul Ω > 1: a VE tágul, majd összeomlik Ω = 0: a VE kritikus állapotban van

19 A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (Nobel-díj 1965 és 2006) tökéletes hőmérsékleti sugárzás (T = 2.726K) sötétkék-narancssárga hőmérséklet-különbsége 10μK a foltok leggyakoribb mérete 1° ?

20 A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma) Az első csúcs helye Ω-tól függ A magasság Ω B függvénye

21 A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

22 További bizonyíték: VE nagyléptékű szerkezete

23 Szimuláció sötét anyaggal

24 A VE összetétele részletesebben

25 Mi lehet a sötét anyag? VE-ben keressük: Barionikus –bolygók –fehér törpék – MACHO-k (Massive Compact Halo Object): barna, fekete törpék, neutroncsillagok, fekete lyukak –gázfelhők atommagszintézis, CMB: Ω B ~0,04 < Ω DM ~0,22 Laboratóriumban keressük: Nem barionikus (ismeretlen), gyengén hat kölcsön a barionikus anyaggal –„forró” (közel fénysebességű, HDM): neutrínók (kevés) –„hideg” (lassú, CDM): Weakly Interacting Massive Particle (WIMP) Részecskefizikusok kedvence, de egyelőre nem sikerült találni Netalán a gravitáció módosul nagy skálán?

26 Bolygók Több mint 300-t ismerünk a Naprendszeren kívül Észlelésük: csökkentik a csillag fényességét, ha elhaladnak előttük Általában nem jelentős a tömegük a „napuk” tömegéhez képest

27 Bolygók: közvetve

28 Bolygók: közvetlenül

29

30 Fehér törpék Kevés

31 MACHO-k Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak

32 MACHO-k Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak Közvetve: gravitációs mikrolencsehatás

33 MACHO: tű a szénakazalban

34 Egy fókuszáló MACHO hatása

35 A MACHO-k fényesedési görbéi

36 Röntgencsillagászat: gázfelhők léteznek Chandra képe galaxisok közötti gázfelhőről:

37 HSA (CDM) részecskejelöltek (WIMPek) Szükséges egy kétértékű megmaradó mennyiség (D-szimmetria): –D = +1 SM részecskék esetén –D = -1 újfajta részecskék esetén  A legkönnyebb D = -1 részecske stabil  Ha elektromosan semleges, tömege > GeV/c 2 akkor lehetséges SA jelölt, pl.: jelöltspinnyugalmi energia inert Higgs050 GeV LSP (neutralínó)½10 GeV-10TeV Kaluza-Klein részecske½TeV

38 Legnépszerűbb WIMP: LSP D = R = (-1) 3(B-L)+2S R-paritás –R = +1 SM részecskékre –R = -1 s-részecskékre Ha a legkönnyebb s-részecske semleges (neutralínó), akkor SA jelölt Az ilyen s-részecske felfedezhető az LHC-n (hiányzó energia a jele) Egy minimális lehetőség: inert Higgs A SM Higgs-mechanizmus minimális kiterjesztése feltételezett D-szimmetriával A D = -1-es Higgs-részecske az SA jelölt

39 Összefoglalás A SA létezéséhez nem fér kétség A SA sokféle összetevőből áll, de többsége a bennünket felépítő anyagtól különbözik LHC remények: SA-ra utaló jelet lehet találni Köszönöm a figyelmet!