«Экспериментальнае свидетельства существования темной материи» - Курсовая работа

Содержание

1 ВВЕДЕНИЕ 1

2 КАК МЫ УЗНАЛИ О СУЩЕСТВОВАНИЕ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ 3

3 ИЗ ЧЕГО СОСТОИТ ТЕМНАЯ МАТЕРИЯ И КАК ОБНАРУЖИВАЮТ СОСТАВЛЯЮЩИЕ НЕВИДИМОЙ МАТЕРИИ 7

4 НЕЙТРИНО 8

5 ПОИСК ЧАСТИЦ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ В ЭКСПЕРИМЕНТАХ НА КОЛЛАЙДЕРАХ 12

6 ПОИСКА ЧАСТИЦ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ КОСВЕННЫМИ (НЕПРЯМЫМИ) МЕТОДАМИ: РЕГИСТРАЦИЯ ПРОДУКТОВ АННИГИЛЯЦИИ ВИМПОВ 15

7 ЗАКЛЮЧЕНИЕ 25

8 СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 27

Введение

Темная материя (ТМ) не излучает свет и поэтому ее невозможно обнаружить с помощью оптического телескопа. Исследования показали, что Вселенная на ~95% состоит из ТМ и ее природа неизвестна. Казалось бы, что известный мир это все или почти, что мы видим и знаем. В действительности это лишь малая часть Вселенной. Таким образом, Вселенная как максимум познана лишь на 5%. В различных странах мира осуществляют поиск частиц Темной материи Вселенной. Перечислим экспериментальные установки и устройства, на которых ведется сегодня поиск темных частиц.

Выдержка из текста работы

КАК МЫ УЗНАЛИ О СУЩЕСТВОВАНИЕ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

В 1933 г. астроном Ф. Цвике на основании исследования галактических кластеров [1] измерил дисперсии скоростей отдельных галактик в кластере Coma, и высказал предположение, что для удержания галактик в составе кластера силами гравитации необходимо большое количество матери и на основании этого Ф. Цвике сделал заключение о существовании невидимой материи т.е. темной материи. С этих пор на основе широкого круга самосогласованных астрофизических и космологических данных было получено, множество разнообразных и неоспоримых свидетельств существования невидимой материи на различных масштабах Вселенной [2].

Наиболее убедительное и прямое свидетельство существования ТМ на галактической шкале получено из наблюдения галактических ротационных кривых – графиков, круговых скоростей звезд и газа как функций их расстояния от галактического центра. Звезды и газ вращаются вокруг центра галактики. Так, например, наша Солнечная система вращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км с-1. Согласно закону Кеплера полная масса M(r) внутри области радиусом r и скорость вращения v(r) на расстоянии r от центра Галактики связаны соотношением

Если галактический диск наблюдать со стороны (из вне галактики), то скорость вращения отдельных удаленных звезд должна уменьшаться с воз-растанием r как v(r) ~ r^(-1/2). Однако астрономические наблюдения за галактиками не подтверждают такой зависимости. Вместо этого наблюдаются \"плоские\" ротационные кривые, v(r) ~ const, подобные показанные на рис. 2а [3].

Кроме того во внешней области галактик, где уже нет звезд, имеется холодный нейтральный водород, скорость вращения которого также может быть измерена. Такое измерение осуществимо для галактик, которые наблюдаются \"сбоку\", т.е. вдоль их плоскости. При этом с помощью радиотелескопов проводятся наблюдения эмиссии на длине волны 21 см, соответствующей сверх-тонкому расщеплению, которое обусловлено взаимодействием спинов протона и электрона в водороде. Вращение галактики приводит к доплеровскому сдвигу линии 21 см, величина которого позволяет оценить скорость вращения газа во внешней области галактики. Как и в случае звезд, оказывается, что скорости вращения газа остаются постоянными далеко за пределами видимой галактики.

Заключение

Во всех подземных лабораториях мира проводятся эксперименты по прямому поиску вимпов в течении третьего тысячелетия. В них работают и создаются новые установки, в которых различными методами регистрируется малое энерговыделение от процесса рассеяния вимпов на ядрах детектора-мишени, которые достигли уровня чувствительности, необходимого для проверки предсказаний наиболее реалистичных суперсимметричных моделей в физике элементарных частиц. Технологический прогресс в создании криогенной техники, малошумящей электроники и использование комбинированных методов подавления фоновых событий определили направление в создании детекторов ближайшего будущего. Сегодня уже не стоит вопрос о том, как регистрировать вимпы. В новых детекторах будут использованы методы обнаружения ядер отдачи, основанные на регистрации той или иной комбинации светового, ионизационного, теплового и акустического сигналов. В случае регистрации в этих детекторах полезного сигнала можно будет не только установить массу вимпа, но в некоторых случаях также определить природу слабовзаимодействующей частицы и сценарий ее образования среди многочисленных возможных вариантов, предлагаемых теоретическими моделями.

Создание детекторов все большего и большего размеров объясняется малостью вимп-нуклонного сечения, которое определяет счет событий в детекторе

R≈∑_I▒N_I n_χ 〈σ_iχ 〉 .

Прямая регистрация вимпов при рассеянии на скалярной мишени предполагает спин-независимое взаимодействие вимпа с ядерной мишенью. Спин-зависимое взаимодействие может быть зарегистрировано в случае мишени, содержащей ядра с определенным значением спина. Ограничения на спин-зависимое и спин-независимое сечения, полученные в рисунка, в экспериментах с использованием скалярных мишеней ограничения на вимп-нуклонное сечение на несколько порядков величины ниже, чем в экспериментах, нацеленных на регистрацию спин-зависимых взаимодействий. Однако при проведении экспериментов этих двух типов с использованием различных ядерных мишеней появляется дополнительная возможность идентификации природы ТМ.

Информацию о существовании вимпов планируется получить в экспериментах на вступающем в строй рр- коллайдере LHC, а в более отдаленной перспективе — на проектируемом е^+ е^--коллайдере ILC. Однако в коллай- дерных экспериментах при сверхвысоких энергиях ввиду большой множественности конечного состояния идентификация вимпов представляет собой нетривиальную задачу. Даже если в экспериментах на новых коллайдерах новые частицы будут обнаружены, то величина их вкладов в полную массу ТМ Вселенной останется неопределенной.

Наконец, различные сигнатуры вимпов планируется исследовать непрямыми методами с помощью нейтринных телескопов, гамма-обсерваторий наземного и космического базирования и специализированных детекторов, находящихся на баллонах и спутниках, в которых измеряются спектры космических позитронов и антипротонов. По результатам непрямых экспериментов можно изучать локальную плотность ТМ в гало нашей Галактики.

Реализация совокупности экспериментов различного типа, предполагаемая в ближайшее время, открывает перспективы обнаружения частиц, составляющих ТМ Вселенной. В любом случае результаты этих экспериментов определят направления развития нового поколения детекторов для поиска темной материи.

Список литературы

1. Zwicky F Не/v. Phys. Ас1а 6 110 (1933)

2. Горбунов Д С, Рубаков В А Введение в теорию ранней Вселенной. Теория горячего Большого взрыва (М.: Изд-во ИЯИ РАН, 2007) (М.: УРСС, 2008)

3. Corbelli E, Salucci P, astro-ph/9909252

4. Clowe D et al. Аstrophys. J. Lett. 648 Г109 (2006); astro-ph/0608407

5. Allen S W et al. Mon. Not. R. Аstron. Soc. 353 457 (2004); astro-ph/ 0405340

6. Spergel D N et al. Аstrophys. J. Suppl. 148 175 (2003); astro-ph/ 0302209

7. Tegmark M et al. Phys. Rev. D 69 103501 (2004); astro-ph/0310723

8. Straumann N Mod. Phys. Lett. А 21 1083 (2006); hep-ph/0604231

9. Spergel D N et al. Аstrophys. J. Suppl. 170 377 (2007); astro-ph/ 0603449

10. Cole S, Sanchez A G, Wilkins S АSP Conf. Ser. 379 57 (2007); astro- ph/0611178

11. Tegmark M et al. Phys. Rev. D 74 123507 (2006); astro-ph/0608632

12. Percival W J et al. Аstrophys. J. 657 645 (2007); astro-ph/0608636

13. Sanders R H, McGaugh S S Аппи. Rev. Аstron. Аstrophys. 40 263 (2002); as-tro-ph/0204521

14. Fukuda S et al. (Super-Kamiokande Collab.) Phys. Rev. Lett. 86 5656 (2001); hep-ex/0103033

15. Aharmim B et al. Phys. Rev. C 72 055502 (2005); nucl-ex/0502021

16. Fukuda S et al. (Super-Kamiokande Collab.) Phys. Rev. Lett. 85 3999 (2000); hep-ex/0009001

17. Adamson P et al. (MINOS Collab.) Phys. Rev. D 73 072002 (2006); hep-ex/0512036

18. Adamson P et al. (MINOS Collab.) Phys. Rev. D 75 092003 (2007); hep-ex/0701045

19. Aliu E et al. (K2K Collab.) Phys. Rev. Lett. 94 081802 (2005); hep- ex/0411038

20. Ahn M N et al. (K2K Collab.) Phys. Rev. D 74 072003 (2006); hep- ex/0606032

21. Michael D G et al. (MINOS Collab.) Phys. Rev. Lett. 97 191801 (2006); hep-ex/0607088

.

22. Adamson P et al. (MINOS Collab.) Phys. Rev. D 77 072002 (2008); arXiv:0711.0769

23. Dolgov A D Phys. Rep. 370 333 (2002); hep-ph/0202122

24. Lobashev V M Nucl. Phys. А 719 С153 (2003)

25. Kraus Ch et al. Еиг. Phys. J. C 40 447 (2005); hep-ex/0412056

26. Cleveland B T et al. Аstrophys. J. 496 505 (1998)

27. Hampel W et al. Phys. Lett. В 447 127 (1999)

28. Абдурашитов Д Н и др. ЖЭТФ 122 211 (2002) [Abdurashitov J N et al. JЕТP 95 211 (2002)]; astro-ph/0204245

29. Altmann M et al. Phys. Lett. В 616 174 (2005); hep-ex/0504037

30. Abe S et al., hep-ex/0801.4589

31. Ambrosio M et al. Еиг. Phys. J. C 36 323 (2004)

32. Sanchez M et al. Phys. Rev. D 68 113004 (2003)

33. Ashie Y et al. Phys. Rev. Lett. 93 101801 (2004); hep-ex/0404034

34. Ashie Y et al. Phys. Rev. D 71 112005 (2005); hep-ex/0501064

35. Desai S et al. Аstropаrt. Phys. 29 42 (2008); arXiv:0711.0053

36. Anchordoqui L, Halzen F Апп. Phys. (New York) 321 2660 (2006); hep-ph/0510389

37. Riess A G et al. Аstrophys. J. 659 98 (2007); astro-ph/0611572

38. Hannestad S et al. JCАP (08) 015 (2007); arXiv:0706.4198

39. Seljak U, Slosar A, McDonald P JCАP (10) 014 (2006); astro-ph/ 0604335

40. FogliGLetal. Phys. Rev. D 75 053001 (2007); hep-ph/0608060

41. Dodelson S, Widrow L M Phys. Rev. Lett. 72 17 (1994); hep-ph/ 9303287

42. Ting S C C Phys. Rep. 279 203 (1997)

43. Asaka T, Blanchet S, Shaposhnikov M Phys. Lett. В 631 151 (2005); hep-ph/0503065

44. Seljak U et al. Phys. Rev. Lett. 97 191303 (2006); astro-ph/0602430

45. Viel M et al. Phys. Rev. Lett. 97 071301 (2006); astro-ph/0605706

46. Berezhiani Z G, Vysotsky M I Phys. Lett. В 199 281 (1987)

47. Britton D I et al. Phys. Rev. D 49 28 (1994)

48. Hill C T, Paschos E A Phys. Lett. В 241 96 (1990)

49. Altarelli G, Mele M, Ruckl R, CERN-ECFA Report 84-10, Vol. 2 (1984) p. 549

50. Babu K S, Pati J C, Stremnitzer H Phys. Lett. В 256 206 (1991)

51. Bjorken J D, Llewellyn Smith C H Phys. Rev. D 7 887 (1973)

52. Abulencia A et al. Phys. Rev. Lett. 97 171802 (2006); hep-ex/ 0605101

53. Abazov V M et al. Phys. Lett. В 638 119 (2006); Phys. Rev. Lett. 97 241801 (2006); hep-ex/0604046

54. Feng J L et al. Phys. Rev. D 52 1418 (1995); hep-ph/9502260

55. Ellis J et al. Phys. Rev. D 62 075010 (2000); hep-ph/0004169

56. Baer H et al. JCAP (09) 007 (2003); hep-ph/0305191

57. Hooper D, Profumo S Phys. Rep. 453 29 (2007); hep-ph/0701197

58. Peskin M E, arXiv.0707.1536

59. Baltz E A et al. Phys. Rev. D 74 103521 (2006); hep-ph/0602187

60. Datta A K, Kong K, Matchev K T Phys. Rev. D 72 096006 (2005); hep-ph/0509246

61. Carena M, Hooper D, Vallinotto A Phys. Rev. D 75 055010 (2007); hep-ph/0611065

62. Balazs C et al. JНEP (06) 066 (2007); hep-ph/0705.0431

63. Abbiendi G et al. (ALEPH, DELPHI, L3, OPAL Collab.) Phys. Lett. В 565 61 (2003); hep-ex/0306033

64. Battaglia M et al. JНEP (07) 033 (2005); hep-ph/0502041

65. BhattacharyyaGetal. Phys. Lett. В 628 141 (2005);hep-ph/0502031

66. Bhattacherjee B, Kundu A Phys. Lett. В 627 137 (2005); hep-ph/ 0508170

67. Jungman G, Kamionkowski M Phys. Rev. D 51 328 (1995); hep-ph/ 9407351

68. Hooper D, Kribs G D Phys. Rev. D 67 055003 (2003); hep-ph/ 0208261

69. Crotty P Phys. Rev. D 66 063504 (2002); hep-ph/0205116

70. Lundberg J, Edsjo J Phys. Rev. D 69 123505 (2004); astro-ph/ 0401113

71. Halzen F, Hooper D Phys. Rev. D 73 123507 (2006); hep-ph/ 0510048

72. Cirelli M et al. Nucl. Phys. В 727 99 (2005); hep-ph/0506298

73. Hooper D, Dingus B L Phys. Rev. D 70 113007 (2004); astro-ph/ 0210617

74. deBoerWetal. Аstron. Аstrophys. 444 51 (2005); astro-ph/0508617

75. deBoerWetal. Phys. Rev. Lett. 95209001 (2005); astro-ph/0602325

76. Strong A W, Moskalenko I V, Reimer O Аstrophys. J. 613 962 (2004); astro-ph/0406254

77. Elsasser D, Mannheim K Phys. Rev. Lett. 94 171302 (2005); astro- ph/0405235

78. Goebel F, in Proc. of the 30th Intern. Cosmic Ray Conf., Merida, Mexico, July 2007; arXiv:0709.2605

79. Elsasser D, Mannheim K New А,ПЮП. Rev. 49 297 (2005); astro-ph/ 0409563

80. Albert J et al. Аstrophys. J. 638 L101 (2006); astro-ph/0512469

81. Aharonian F et al. Phys. Rev. D 75 042004 (2007); astro-ph/0701766

82. Aharonian F et al. Аstron. Аstrophys. 425 L13 (2004); astro-ph/ 0408145

83. Aharonian F et al. Nature 439 695 (2006); astro-ph/0603021

84. Aharonian F et al. Phys. Rev. Lett. 97 221102 (2006); astro-ph/ 0610509

85. Moulin E et al., in Proc. of the 30th Intern. Cosmic Ray Conf., Merida, Mexico, July 2007; arXiv:0711.3682

86. Moulin E et al. Phys. Rev. D 77 055014 (2008); astro-ph/ 0712.3151

87. Bottino A et al. Phys. Rev. D 58 123503 (1998); astro-ph/9804137

88. Bergstrom L et al. Phys. Rev. D 59 043506 (1999); astro-ph/9806072

89. Bergstrom L, Edsjo J, Ullio P Аstrophys. J. 526 215 (1999); astro-ph/ 9902012

90. Barwick S W et al. Phys. Rev. Lett. 75 390 (1995); astro-ph/9505141

91. Barwick S W et al. Аstrophys. J. 482 L191 (1997); astro-ph/9703192

92. Maeno T et al. Аstropart. Phys. 16 121 (2001); astro-ph/0010381

93. Boezio M et al. Аstrophys. J. 561 787 (2001); astro-ph/0103513

94. Casolino M et al. Аdv. Space Res. 42 455 (2008); arXiv:0708.1808