Trócsányi Zoltán

Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban

52. Országos Középiskolai Fizikatanári Ankét

Kaposvár, 2009. április 15-18.

Trócsányi Zoltán: habilitációs tantermi előadás

1998.02.05. azóta…

…köztudatba került

…köztudatba került

sötét anyag

Honnan tudjuk, hogy létezik?

fénylő anyag

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, 2Em = -Ep)

A sötét anyag létezésének bizonyítékai

• tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel, 2Em = -Ep)

– Fritz Zwicky (1933-): galaxisok sebessége a Szűz és Kóma halmazokban is ~tízszer nagyobb a látható anyag tömege alapján várt értéknél

A sötét anyag létezésének bizonyítékai

• tömegvonzó hatásuk alapján – HST: gravtációs lencsehatás

Galaxishalmaz gravitációs lencsehatása

Galaxishalmaz gravitációs lencsehatása

Sötét anyag létezésének bizonyítéka

• A Chandra képe két galaxishalmaz ütközéséről:

• Rózsaszín: forró gáz galaxishalmazok körül• Kék: gravitációs fényelhajlásból következtetett SA

A sötét anyag létezésének bizonyítékai

minél messzebb nézünk annál nagyobb a gravitáló anyag és a fénylő anyag tömegének hányadosa, szuperhalmazok esetén ~30

A sötét anyag létezésének bizonyítékai

• tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel)• Vera Rubin: galaxisok forgási görbéje alapján

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

2

2t

rmM

Grv

m r

πr34

ρGv

3

2t

2r1

ρ rL eρ

Sötét anyag a galaxisban

A sötét anyag létezésének bizonyítékai

• tömegvonzó hatásuk alapján (viriáltétel)• galaxisok forgási görbéje alapján• a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (a

379ezer éves VE fényképe) spektruma alapján

?

Az energiaegyenlet

ρ3

π4RM

3

3πρm4R

GR

MmGE

2

p

HRdtdR

v,mv21

E 2m

R sugarú gömb tömege

A gömb felszínén található m tömegű galaxispotenciális energiája

mozgási energiája

A teljes mechanikai energia állandó:

Emρ3

π4RG

dtdR

m21

EE22

pm

A kritikus tömeg

cΩρρ

E előjele határozza meg a VE sorsát:E > 0: a VE örökké tágulE < 0: a VE tágul, majd összeomlikE = 0: a VE kritikus állapotban van,az ehhez tartozó tömegsűrűség: ρc

A tömegsűrűséget ρc egységben szokás mérni: Ω = Ωx + Ωy + … pl. ΩL = 3‰

c

2

c

22 ρ

G 8π3H

mρ3

π4RGHRm

21

0

Ω < 1: a VE örökké tágulΩ > 1: a VE tágul, majd összeomlikΩ = 0: a VE kritikus állapotban van

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°

?

A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

Az első csúcs helye Ω-tól függ

A magasságΩB függvénye

m

mmm

YaTam

,,2

A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

További bizonyíték: VE nagyléptékű szerkezete

Szimuláció sötét anyaggal

A VE összetétele részletesebben

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: ΩB~0,04 < ΩDM~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?

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

Bolygók: közvetve

Bolygók: közvetlenül

Bolygók: közvetlenül

Fehér törpék

Kevés

MACHO-k

• Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak

MACHO-k

• Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak• Közvetve: gravitációs mikrolencsehatás

MACHO: tű a szénakazalban

Egy fókuszáló MACHO hatása

A MACHO-k fényesedési görbéi

Röntgencsillagászat: gázfelhők léteznek

Chandra képe galaxisok közötti gázfelhőről:

HSA (CDM) részecskejelöltek (WIMPek)

• Szükséges egy kétértékű megmaradó mennyiség (D-szimmetria):– D = +1 SM részecskék esetén– D = -1 újfajta részecskék eseténA legkönnyebb D = -1 részecske stabil

Ha elektromosan semleges, tömege > GeV/c2 akkor lehetséges SA jelölt, pl.:

jelölt spin nyugalmi energiainert Higgs 0 50 GeVLSP (neutralínó) ½ 10 GeV-10TeVKaluza-Klein részecske ½ TeV

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

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!