Реферат на тему

Вид материалаРеферат
3 Темная Материя
Рисунок 3.1 – Схематическое изображение Темной Материи
Рисунок 3.2 – Схематическое изображение
3.1 Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии
Рисунок 3.3 - Состав Вселенной по данным WMAP
Рисунок 4.1 – Компьютерное изображение бариона
Рисунок 4.2 - Декуплет барионов со спином 3/2
Подобный материал:
1   2   3   4   5   6

3 Темная Материя


Скрытая масса (англ. Dark matter) (в космологии и астрофизике также тёмная материя, тёмное вещество, тёмная энергия) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающие электромагнитного излучения достаточной для наблюдений интенсивности), но наблюдаемым косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на наблюдаемые объекты. По современным представлениям, только около 4,4 % массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии. Она наблюдается только в гравитационных эффектах. В зависимости от скорости частиц различают горячую и холодную тёмную материю.

Рисунок 3.1 – Схематическое изображение Темной Материи

Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино. Горячей тёмной материи недостаточно, по современным представлениям, для формирования галактик. Исследование структуры реликтового излучения показало, что существовали очень мелкие флуктуации плотности вещества. Быстро движущаяся горячая тёмная материя не могла бы сформировать такую тонкую структуру.

Рисунок 3.2 – Схематическое изображение

Холодная тёмная материя должна состоять из массивных медленно движущихся (и в этом смысле «холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы не обнаружены.В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP), такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и др. Впервые предположение о существовании материи, взаимодействующей с обычным веществом только через гравитацию, было высказано в начале XX века в связи с аномальным движением Меркурия. Однако эта проблема была решена благодаря теории относительности.

3.1 Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии


Одной из основных проблем космологии является вопрос о средней кривизне пространства и темпе расширения Вселенной. Если кривизна пространства нулевая или отрицательная, то расширение Вселенной происходит неограниченно (плоская и открытая модели Вселенной); если кривизна положительна, то расширение Вселенной должно смениться сжатием (закрытая модель Вселенной). В свою очередь, в рамках общей теории относительности (ОТО), средняя кривизна пространства Вселенной зависит от её средней плотности, нулевой кривизне соответствует критическая плотность Ωcrit ~ 10-29 г/см³, что эквивалентно примерно 5 атомов водорода на м³. Однако, несмотря на то, что наблюдаемое значение средней плотности светящейся материи Ωvis составляет порядка 1 % от критической, данные наблюдений свидетельствуют о том, что кривизна Вселенной близка к нулю, т. е. Ω довольно близко к Ωcrit В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную Λ, действующую в больших масштабах как силу отталкивания, однако в 1922 г. Фридман опубликовал работу по космологической модели нестационарной расширяющейся Вселенной, в которой космологическая постоянная была равна нулю. После открытия Хабблом красного смещения, т. е. космологического расширения, основания для введения космологической постоянной отпали, и сам Эйнштейн в разговоре с Гамовым назвал идею космологической постоянной своим самым большим промахом (biggest blunder) в науке. Вместе с тем, наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что её поведение можно объяснить соответствующим подбором величины космологической постоянной Λ, вносящей вклад ΩΛ в среднюю плотность Ω. Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (dark energy).

Рисунок 3.3 - Состав Вселенной по данным WMAP

Интерпретация данных по анизотропии реликтового излучения, полученных в ходе работы WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2003 г.) дала следующие результаты. Наблюдаемая плотность Ω близка к Ωcrit и распределение Ω = ΩΛ + Ωvis + Ωdark по компонентам: барионная материя Ωvis — 4,4 %, тёмная холодная материя (WIMP) Ωdark — 23 %, «тёмная энергия» ΩΛ — 72,6 %

4 Барион


Барионы (от греч. βαρύς — тяжёлый) — семейство элементарных частиц, сильно взаимодействующие фермионы, состоящие из трёх кварков (предполагается, но не доказано существование барионов из 5 и большего числа кварков, см. Пентакварк). Барионы вместе с мезонами (последние состоят из двух кварков) составляют группу элементарных частиц, участвующих в сильном взаимодействии и называемых адронами. К основным барионам относятся (по мере возрастания массы): протон, нейтрон, ламбда-гиперон, сигма-гиперон, кси-гиперон, омега-гиперон. Масса омега-гиперона (3278 масс электрона), почти в 1,8 раз больше массы протона.

Рисунок 4.1 – Компьютерное изображение бариона

Наиболее стабильными барионами являются протон и нейтрон (вместе они составляют группу нуклонов). Первый из них, насколько это сегодня известно, абсолютно стабилен, второй испытывает бета-распад с временем жизни, близким к 1000 с. Более тяжёлые барионы распадаются за время от 10−23 до 10−10 с. Нуклоны имеют кварковый состав uud (протон) и udd (нейтрон). Их спин равен 1/2, странность нулевая. Масса близка к 940 МэВ. Вместе со своими короткоживущими возбуждёнными состояниями нуклоны относятся к группе N-барионов. Барионы, содержащие как минимум один странный кварк (но не содержащие более тяжелых кварков), называются гиперонами. В семействе барионов, кроме нуклонов, выделяют группы Δ-, Λ-, Σ-, Ξ- и Ω-барионов.

-Δ-барионы (Δ++, Δ+, Δ0, Δ−), как и нуклоны, состоят из u- и d-кварков, но, в отличие от нуклонов, их спин равен 3/2. Распадаются они главным образом на нуклон и пион. Время жизни Δ-барионов близко к 10−23 с.

-Λ-барионы (Λ0) — нейтральные (но не истинно нейтральные) частицы со спином 1/2 и странностью −1 (то есть их можно называть Λ-гиперонами), состоящие из u-, d- и s-кварка. В них u- и d-кварки находятся в синглетном по изоспину состоянии (I=0). Масса 1117 МэВ. Распадаются преимущественно на протон и отрицательный пион или на нейтрон и нейтральный пион с временем жизни 2,6×10−10 с. Открыты также тяжёлые Λ-барионы (Λ+c и Λ0b), в которых странный кварк заменён очарованным (c-кварком) или красивым (b-кварком).

-Σ-барионы (Σ+, Σ0, Σ−) имеют спин 1/2, странность −1. Как и Λ-барион, состоят из u-, d- и s-кварка, но триплетны по изоспину (I=1). Нейтральный Σ0-барион имеет тот же кварковый состав, что и Λ0-барион (uds), но тяжелее. В связи с этим он очень быстро распадается в Λ0 с вылетом фотона. Время жизни составляет лишь 6×10−20 с, поскольку распад происходит за счёт электромагнитного взаимодействия). Σ+ (uus) и Σ− (dds) распадаются за примерно 10−10 с на пион и нуклон. Следует отметить, что Σ+ и Σ− не являются частицей и античастицей — это самостоятельные частицы, каждая из них (как, кстати, и Σ0) имеет свою античастицу. Массы Σ-гиперонов составляют около 1200 МэВ. Обнаружены также тяжёлые Σ-барионы, не являющиеся гиперонами (то есть содержащие вместо s-кварка более тяжёлый кварк).

-Ξ-барионы (Ξ0 и Ξ−) имеют спин 1/2, странность −2. Они содержат по два странных кварка; кварковый состав uss (Ξ0) и dss (Ξ−). Их масса близка к 1,3 ГэВ. Распадаются (с временем жизни около 10−10 с) на пион и Λ0-гиперон. Существуют тяжёлые Ξ-барионы, не являющиеся гиперонами (один из странных кварков заменен c- или b-кварком).

-Ω-барионы (существует лишь один тип этих частиц, Ω−гиперон) имеют спин 3/2 и странность −3, состоят из 3 странных кварков (sss). Масса частицы 1,672 ГэВ. Преимущественные моды распада — на Λ0-гиперон и отрицательный каон или на Ξ0 и отрицательный пион (время жизни около 10−10 с). Открыты некоторые тяжёлые Ω-барионы, отличающиеся заменой одного из s-кварков на тяжёлый кварк.

Рисунок 4.2 - Декуплет барионов со спином 3/2

Рисунок 4.3 - Октет барионов со спином 1/2

Существует также широкий спектр короткоживущих возбуждённых состояний этих барионов. Большинство лёгких барионов в основном состоянии распадаются за счёт слабого взаимодействия, поэтому их время жизни относительно велико (исключение составляет, как было отмечено выше, Σ0-гиперон). Лёгкие барионы (гипероны, Δ-барионы и нуклоны) в зависимости от спина входят в состав одного из двух мультиплетов: декуплета со спином 3/2 (Δ-барионы, Ω-гипероны и возбуждённые состояния Σ- и Ξ-гиперонов) и октета со спином 1/2 (нуклоны, Σ-, Λ- и Ξ-гипероны).

Барионы подчиняются эмпирически установленному закону сохранения барионного числа: в замкнутой системе величина, равная разности количества барионов и количества антибарионов, сохраняется. Эта величина называется барионным числом. Причины сохранения барионного числа пока неизвестны (во всяком случае, с ним не связано какое-либо калибровочное поле, как с электрическим зарядом), однако во многих вариантах современных (пока не подтверждённых) теорий, расширяющих Стандартную Модель, этот закон может нарушаться. Если барионное число не сохраняется, то протон (самый лёгкий из барионов) может распадаться; однако пока распад протона не обнаружен — установлено только нижнее ограничение на время жизни протона (от 1029 до 1033 лет, в зависимости от канала распада). Предсказываются и другие процессы, не сохраняющие барионное число, например, нейтрон - антинейтронные осцилляции.