Mati??re noire
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 Simul?? Hadron Collider CMS donn??es ?? grande d??tecteur de particules repr??sentant un Boson de Higgs produit par protons en collision se d??sint??grant en jets de hadrons et ??lectrons |
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Preuve
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La gravit?? quantique
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Exp??riences
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Dans l'astronomie et de la cosmologie , la mati??re noire est un type de question hypoth??se pour expliquer une grande partie du total de masse dans le univers . La mati??re noire ne peut pas ??tre vu directement avec t??lescopes; ??videmment elle ne ??met ni absorbe la lumi??re ou un autre rayonnement ??lectromagn??tique ?? un niveau significatif. Au lieu de cela, son existence et les propri??t??s sont d??duites de ses effets gravitationnels sur la mati??re visible, le rayonnement et la structure ?? grande ??chelle de l'univers. La mati??re noire est estim?? ?? constituer 84% de la mati??re dans l'univers et 23% du total densit?? d'??nergie (avec presque tout le reste ??tant ??nergie sombre).
La mati??re noire est venu ?? l'attention des astrophysiciens en raison de divergences entre la masse de gros objets astronomiques d??termin??es ?? partir de leurs effets gravitationnels, et la masse calcul??e ?? partir de la ??mati??re lumineuse" qu'ils contiennent; comme les ??toiles, de gaz et de poussi??re. Il a ??t?? postul?? premi??re par Jan Oort en 1932 pour tenir compte des vitesses orbitales des ??toiles dans la Voie Lact??e et Fritz Zwicky en 1933 pour tenir compte de la preuve de "masse manquante" dans les vitesses orbitales de galaxies dans grappes. Par la suite, d'autres observations ont indiqu?? la pr??sence de la mati??re noire dans l'univers, y compris le vitesses de rotation des galaxies, lentille gravitationnelle d'objets de fond par les amas de galaxies comme la Cluster de Bullet et la distribution de temp??rature de gaz chaud dans les galaxies et amas de galaxies. Selon un consensus entre les cosmologistes, la mati??re noire se compose principalement d'un type pas encore caract??ris?? de particule subatomique. La recherche de cette particule, par une vari??t?? de moyens, est l'un des principaux efforts dans la physique des particules aujourd'hui.
Bien que l'existence de la mati??re noire est g??n??ralement accept??e par la communaut?? scientifique dominante, il n'y a pas de preuve directe pour elle. D'autres th??ories, y compris la gravit?? quantique, erreurs d'interpr??tation dans les mesures; interactions hyper-dimensionnelle ?? supra distances galactiques, super-hyper-cordes sont quelques-uns de plusieurs th??ories alternatives ont ??t?? propos??es pour tenter d'expliquer les anomalies pour lesquelles la mati??re noire est destin?? ?? tenir compte.
Vue d'ensemble
L'existence de la mati??re noire est d??duite de gravitationnelles effets sur la mati??re visible et lentille gravitationnelle du rayonnement de fond, et a ??t?? initialement ??mis l'hypoth??se pour expliquer les ??carts entre les calculs de la masse des galaxies , amas de galaxies et l'univers entier faites par dynamiques et la relativit?? g??n??rale , des moyens et des calculs bas??s sur la masse du visible "lumineux" d'importance ces objets contiennent: ??toiles et le gaz et la poussi??re de la interstellaire et milieu intergalactique.
L'explication la plus largement accept??e pour ces ph??nom??nes est que la mati??re noire existe et qu'il est probablement compos?? de interagissant faiblement particules massives (WIMPs) qui interagissent uniquement par gravit?? et de la force faible; Toutefois, d'autres explications ont ??t?? propos??es, et il n'y a pas encore de preuves exp??rimentales suffisantes pour d??terminer ce qui est correct. De nombreuses exp??riences propos??es pour d??tecter des particules de mati??re noire par des moyens non-gravitationnelles sont en cours.
Selon les observations de structures de plus de syst??mes solaires, ainsi que Big Bang cosmologie interpr??t??es sous la ??quations de Friedmann et le FLRW m??trique, la mati??re noire repr??sente 23% de la contenu masse-??nergie de l' univers observable . En comparaison, la mati??re ordinaire ne compte que pour 4,6% de la teneur masse-??nergie de l'univers observable, le reste ??tant attribuable ?? l'??nergie sombre. A partir de ces chiffres, la mati??re noire constitue 83%, (23 / (23 + 4,6)), de la mati??re dans l'univers, alors que la mati??re ordinaire ne repr??sente que 17%.
La mati??re noire joue un r??le central dans la mod??lisation de l'??tat-of-the-art formation de la structure et l'??volution des galaxies, et a des effets mesurables sur le anisotropies observ??s dans le fond diffus cosmologique . Tous ces ??l??ments de preuve sugg??rent que les galaxies, amas de galaxies, et l'univers dans son ensemble contiennent beaucoup plus de mati??re que ce qui interagit avec un rayonnement ??lectromagn??tique.
Important mati??re noire est pens?? pour ??tre dans le cosmos, la preuve directe de son existence et une compr??hension concr??te de sa nature ont rest?? inaccessible. Bien que la th??orie de la mati??re noire reste la th??orie la plus largement accept??e pour expliquer les anomalies observ??es rotation galactique, certaines approches th??oriques alternatifs ont ??t?? d??velopp??s qui rel??vent globalement dans les cat??gories de lois gravitationnelles modifi??s et les lois gravitationnelles quantique.
Baryonique et la mati??re noire non baryonique
Une petite proportion de la mati??re noire peut ??tre mati??re noire baryonique: corps astronomiques, comme halo objets massifs compacts, qui sont compos??s d'ordinaire mati??re mais qui ??mettent peu ou pas de rayonnement ??lectromagn??tique. Etude de la nucl??osynth??se dans le Big Bang produit une limite sup??rieure de la quantit?? de mati??re baryonique dans l'univers, ce qui indique que la grande majorit?? de la mati??re noire dans l'univers ne peut pas ??tre baryons, et donc ne font pas des atomes . Il peut aussi ne pas interagir avec la mati??re ordinaire via les forces ??lectromagn??tiques ; en particulier, des particules de mati??re noire ne portent pas de charge ??lectrique . La mati??re noire non baryonique comprend neutrinos, et les entit??s ??ventuellement hypoth??tiques comme axions ou particules supersym??triques. Contrairement ?? la mati??re noire baryonique, la mati??re noire non baryonique ne contribue pas ?? la formation des ??l??ments dans l'univers pr??coce (" Big Bang nucl??osynth??se ") et ainsi sa pr??sence ne se r??v??le que par son attraction gravitationnelle. En outre, si les particules qui le composent sont supersym??trique, ils peuvent subir d'annihilation interactions avec eux-m??mes r??sultant observable dans les sous-produits tels que les photons et les neutrinos ("d??tection indirecte").
Mati??re noire non baryonique est class?? en fonction de la masse de la particule (s) qui est suppos?? faire, et / ou la dispersion typique de vitesse de ces particules (depuis plus de particules massives se d??placent plus lentement). Il ya trois hypoth??ses importants sur la mati??re noire non baryonique, appel??s Hot Dark Matter (HDM), Chaud Dark Matter (de WDM), et Froide Dark Matter (MDP); une combinaison de ceux-ci est ??galement possible. Les mod??les les plus largement d??battues mati??re noire non baryonique pour se fondent sur l'hypoth??se mati??re noire froide, et la particule correspondante est le plus souvent consid??r??es comme faisant interagissant faiblement particule massive (WIMP). Mati??re noire chaude pourrait consister (massive) neutrinos. Mati??re sombre froide conduirait ?? une "bottom-up" formation de la structure dans l'univers tandis que la mati??re noire chaude se traduirait par un "top-down" sc??nario de formation.
Les donn??es d'observation
La premi??re personne ?? interpr??ter les preuves et en d??duire la pr??sence de la mati??re noire ??tait astronome hollandais Jan Oort, un pionnier dans la radioastronomie, en 1932. Oort ??tudiait mouvements stellaires dans le quartier galactique locale et a constat?? que la masse dans le plan galactique doit ??tre plus que le mat??riau qui pourrait ??tre vu, mais cette mesure a ??t?? d??termin?? par la suite ??tre essentiellement erron??e. En 1933, l'astrophysicien suisse Fritz Zwicky, qui a ??tudi?? amas de galaxies tout en travaillant ?? la California Institute of Technology, a fait une inf??rence similaire. Zwicky a appliqu?? le au th??or??me du viriel amas de Coma de galaxies et la preuve obtenue de la masse invisible. Zwicky a estim?? la masse totale de la grappe repose sur les mouvements des galaxies proches de son bord et compar?? cette estimation ?? un syst??me bas?? sur le nombre de galaxies et la luminosit?? totale de l'amas. Il a constat?? qu'il y avait environ 400 fois la masse de plus que ce qui ??tait estim?? observable visuellement. La gravit?? des galaxies visibles dans le cluster serait beaucoup trop petit pour ces orbites rapides, donc quelque chose suppl??mentaire a ??t?? n??cessaire. Ceci est connu comme le ??probl??me masse manquante". Sur la base de ces conclusions, Zwicky d??duit qu'il doit y avoir une certaine forme non visible de la mati??re qui fournirait assez de la masse et de la gravit?? de tenir la grappe ensemble.
Une grande partie de la preuve de la mati??re noire provient de l'??tude des mouvements des galaxies. Beaucoup d'entre eux semblent ??tre assez uniforme, par le th??or??me du viriel, le total de l'??nergie cin??tique devrait ??tre la moiti?? du total l'??nergie de liaison gravitationnelle des galaxies. Exp??rimentalement, cependant, l'??nergie cin??tique totale se av??re beaucoup plus grande: en particulier, en supposant que la masse gravitationnelle est due uniquement ?? la mati??re visible de la galaxie, les ??toiles loin du centre des galaxies ont des vitesses beaucoup plus ??lev??es que pr??vu par le th??or??me du viriel . Courbes de rotation galactique, qui illustrent la vitesse de rotation en fonction de la distance du centre galactique, ne peuvent se expliquer uniquement par la mati??re visible. En supposant que la mati??re visible ne repr??sente qu'une petite partie de la grappe est la fa??on la plus simple de rendre compte de cela. Galaxies montrent des signes d'??tre compos??e en grande partie d'une plus ou moins ?? sym??trie sph??rique, concentr??e au centre halo de mati??re sombre avec la mati??re visible concentr??e dans un disque au centre. Faible luminosit?? de surface galaxies naines sont importantes sources d'information pour l'??tude de la mati??re noire, car ils ont un rapport inhabituellement faible de la mati??re visible pour la mati??re noire, et ont quelques ??toiles brillantes au centre qui serait autrement nuire observations de la courbe de rotation des ??toiles ??loign??es.
Observations de lentille gravitationnelle d'amas de galaxies permettent des estimations directes de la masse gravitationnelle en fonction de son effet sur la lumi??re provenant de galaxies d'arri??re-plan, car les grandes collections de la mati??re (fonc?? ou autrement) seront gravitationnellement d??vier la lumi??re. Dans les clusters tels que Abell 1689, les observations Lensing confirmer la pr??sence de beaucoup plus massive que ce qui est indiqu?? par le t??moin des grappes seul. Dans le Cluster Bullet, Lensing observations montrent que la majeure partie de la masse de lentille est s??par??e de la masse baryonique X-ray ??lectroluminescentes. En Juillet 2012, Lensing observations ont ??t?? utilis??s pour identifier un "filament" de la mati??re noire entre deux amas de galaxies, que des simulations cosmologiques ont pr??dit.
courbes de rotation de Galaxy
Apr??s les premi??res observations de Zwicky, la premi??re indication que le ratio masse lumi??re ??tait autre que l'unit?? chose venait de mesures effectu??es par Horace W. Babcock. En 1939, Babcock a rapport?? dans ses mesures de th??ses de la courbe de rotation pour la n??buleuse d'Androm??de, qui a sugg??r?? que le rapport augmente la masse-??-luminosit?? radialement. Il, cependant, a attribu?? ?? l'absorption de la lumi??re, soit au sein de la galaxie ou de la dynamique modifi??s dans les parties ext??rieures de la spirale et non ?? toute forme de mati??re manquante. ?? la fin des ann??es 1960 et au d??but des ann??es 1970, Vera Rubin, un jeune astronome au minist??re de magn??tisme terrestre ?? la Carnegie Institution de Washington, a travaill?? avec un nouveau sensibles spectrographe qui pourraient mesurer la courbe de vitesse de bord sur galaxies spirales ?? un plus grand degr?? de pr??cision que ce qui avait jamais ??t?? r??alis??. Ensemble avec son compagnon personnel membre Kent Ford, Rubin a annonc?? lors d'une r??union de 1975 de la American Astronomical Society la d??couverte que la plupart des ??toiles dans galaxies spirales orbite ?? peu pr??s la m??me vitesse, ce qui impliquait que les densit??s de masse des galaxies ??taient bien au-del?? des r??gions uniforme contenant la plupart des ??toiles (la bulbe galactique), un r??sultat trouv?? ind??pendamment en 1978. Un document influente pr??sent?? les r??sultats de Rubin en 1980. observations et les calculs de Rubin ont montr?? que la plupart des galaxies doivent contenir environ six fois plus de masse "sombre" que peuvent ??tre pris en compte par les ??toiles visibles. Finalement, d'autres astronomes ont commenc?? ?? corroborer son travail et il est vite devenu bien ??tabli que la plupart des galaxies ont ??t?? domin??es par ??mati??re noire??:
- Faible luminosit?? de surface (LSB) galaxies. LSB sont probablement partout domin??e par la mati??re, avec les populations stellaires observ??s faisant seulement une petite contribution ?? courbes de rotation sombre. Une telle propri??t?? est extr??mement importante car elle permet d'??viter une les difficult??s li??es ?? la d??-projection et d??senchev??trement des contributions sombres et visibles aux courbes de rotation.
- Galaxies spirales. Les courbes de rotation des deux galaxies basse et haute luminosit?? de surface semblent indiquer un profil universel de densit??, qui peut ??tre exprim??e comme la somme d'un mince disque stellaire exponentielle, et une mati??re noire halo sph??rique avec un noyau fixe de rayon r 0 et de la densit?? ρ 0 = 4,5 ?? 10 -2 (r 0 / kpc) -2/3 M ⊙ -3 pc (ici, M ⊙ d??signe une masse solaire, 2 ?? 10 30 kg).
- Les galaxies elliptiques. Certaines galaxies elliptiques montrent des signes de la mati??re noire via forte lentille gravitationnelle, la preuve rayons X r??v??le la pr??sence d'atmosph??res ??tendues de gaz chaud qui remplissent les halos sombres de v??los elliptiques isol??s et dont la soutien hydrostatique fournit la preuve de la mati??re noire. Autres elliptiques ont de faibles vitesses dans leur p??riph??rie (suivis par exemple par les n??buleuses plan??taires ) et ont ??t?? interpr??t??es comme ne ayant halos de mati??re noire. Cependant, les simulations de fusions disque galaxies indiquent que les ??toiles ont ??t?? arrach??s par les forces de mar??e de leurs galaxies d'origine lors du premier passage ?? proximit?? et mis sur les trajectoires sortants, expliquant les faibles vitesses, m??me avec un halo de DM. Plus de recherche est n??cessaire pour clarifier cette situation.
Simul??es halos de mati??re noire ont des profils de densit?? significativement plus raides (ayant cuspides centrales) que sont d??duites des observations, qui est un probl??me pour les mod??les cosmologiques avec la mati??re sombre ?? la plus petite ??chelle des galaxies ?? partir de 2008. Ce ne est peut-??tre un probl??me de r??solution: ??toiles r??gions formant du susceptibles d'alt??rer la distribution de la mati??re noire via les sorties de gaz ont ??t?? trop petite pour r??soudre et le mod??le simultan??ment avec de grandes touffes de mati??re noire. Une simulation r??cente d'une galaxie naine r??soudre ces r??gions de formation d'??toiles a signal?? que d'importantes sorties de supernovae supprimer gaz ?? basse moment cin??tique, qui inhibe la formation d'un bulbe galactique et diminue la densit?? de mati??re noire ?? moins de la moiti?? de ce qu'il aurait ??t?? dans le central kiloparsec. Ces pr??dictions simulation-bulgeless et centrales peu profondes mati??re noire profils-correspondent ??troitement aux observations de galaxies naines r??els. Il n'y a pas de tels ??carts aux plus grandes ??chelles de amas de galaxies et au-dessus, ou dans les r??gions externes de halos de galaxies.
Les exceptions ?? ce tableau g??n??ral des halos de mati??re noire pour les galaxies semblent ??tre galaxies avec des rapports masse-lumi??re ?? proximit?? de celle des ??toiles. Par la suite, de nombreuses observations ont ??t?? faites qui ne indiquent la pr??sence de mati??re noire dans diverses parties du cosmos, telles que les observations du fond diffus cosmologique , de supernovae utilis??s comme mesures de distance, de lentille gravitationnelle ?? diff??rentes ??chelles, et de nombreux types d'enqu??te de ciel. Ensemble, avec les conclusions de Rubin pour les galaxies spirales et le travail de Zwicky sur les amas de galaxies, la preuve d'observation de la mati??re noire a recueilli au fil des d??cennies, au point que dans les ann??es 1980 la plupart des astrophysiciens accept?? son existence. Comme un concept unificateur, la mati??re noire est l'un des traits dominants consid??r??s dans l'analyse des structures de l'ordre de l'??chelle galactique et plus grande.
dispersions de vitesse des galaxies
En astronomie, le la vitesse de dispersion σ, est la gamme de vitesses sur la vitesse moyenne pour un groupe d'objets, comme un amas d'??toiles sur une galaxie.
Travail de pionnier de Rubin a r??sist?? ?? l'??preuve du temps. Les mesures de courbes de v??locit?? dans les galaxies spirales furent bient??t suivis avec dispersions de vitesse de galaxies elliptiques. Tout en paraissant parfois inf??rieure de masse ?? la lumi??re des rapports, des mesures de v??los elliptiques indiquent encore une teneur de mati??re noire relativement ??lev??. De m??me, des mesures de la diffus gaz interstellaire trouv?? au bord de galaxies indique pas seulement les distributions de mati??re noire qui se ??tendent au-del?? de la limite visible des galaxies, mais aussi que les galaxies sont virialized (c.-??-gravitationnellement li?? ?? des vitesses correspondant ?? des vitesses orbitales pr??vues de la relativit?? g??n??rale ) jusqu'?? dix fois leur rayon visible. Ceci a pour effet de faire monter la mati??re noire en tant que fraction de la quantit?? totale de mati??re gravitant de 50% mesur??e par la valeur de Rubin maintenant accept?? de pr??s de 95%.
Il ya des endroits o?? la mati??re noire semble ??tre un petit composant ou totalement absente. Les amas globulaires montrent peu de signes qu'ils contiennent la mati??re noire, bien que leurs interactions orbitales avec galaxies ne montrent des signes de la mati??re noire galactique. Depuis quelque temps, les mesures du profil de vitesse de ??toiles semblaient indiquer la concentration de la mati??re noire dans le disque de la Voie Lact??e galaxie, cependant, maintenant il semble que la forte concentration de mati??re baryonique dans le disque de la galaxie (en particulier dans le milieu interstellaire) peut rendre compte de cette motion. Profils de masse Galaxy sont pens??s pour ??tre tr??s diff??rent des profils de lumi??re. Le mod??le typique pour les galaxies de mati??re noire est, une distribution lisse sph??rique virialized halos. Cette faudrait le cas pour ??viter ?? petite ??chelle (stellaires) effets dynamiques. Des recherches r??centes ont d??clar?? en Janvier 2006 de la Universit?? du Massachusetts Amherst expliquerait la cha??ne pr??c??demment myst??rieuse dans le disque de la Voie Lact??e par l'interaction de la Grand et Petit Nuages de Magellan et de la multiplication pr??vue 20 de la masse de la Voie Lact??e en tenant compte de la mati??re noire.
En 2005, les astronomes du Universit?? de Cardiff pr??tendu avoir d??couvert une galaxie faite presque enti??rement de mati??re noire, 50 millions d'ann??es-lumi??re dans la Amas de la Vierge, qui a ??t?? nomm?? VIRGOHI21. Exceptionnellement, VIRGOHI21 ne semble pas contenir de ??toiles visibles: on l'a vu avec les observations de fr??quences radio de l'hydrog??ne. Bas?? sur les profils de rotation, les scientifiques estiment que cet objet contient environ 1000 fois plus de mati??re noire que l'hydrog??ne et a une masse totale d'environ un dixi??me celle de la Voie Lact??e nous vivons. A titre de comparaison, la Voie Lact??e est estim??e ?? environ 10 fois autant d'importance sombre que la mati??re ordinaire. Les mod??les de la Big Bang et la formation de la structure ont sugg??r?? qu'une telle galaxies sombres devraient ??tre tr??s commune dans l'univers, mais aucun ne avait ??t?? d??tect??. Si l'existence de cette galaxie sombre est confirm??, il fournit des preuves solides pour la th??orie de la formation des galaxies et pose des probl??mes pour d'autres explications de la mati??re noire.
Il ya quelques galaxies dont le profil de vitesse indique une absence de mati??re noire, comme NGC 3379. Il existe des preuves qu'il ya de 10 ?? 100 fois moins de petites galaxies que permis par ce que la th??orie de la mati??re noire de la formation des galaxies pr??dit. Ceci est connu comme la probl??me de galaxie naine.
Les amas de galaxies et lentille gravitationnelle
Une lentille gravitationnelle est form?? lorsque la lumi??re provenant d'une tr??s ??loign??, la source lumineuse (par exemple un quasar) est "pli??" autour d'un objet massif (comme un amas de galaxies) entre l'objet source et l'observateur. Le processus est connu comme effet de lentille gravitationnelle.
La mati??re noire affecte amas de galaxies ainsi. Mesures X-ray de chaud gaz intra-amas correspondent ??troitement aux observations de Zwicky de masse ?? la lumi??re des ratios pour les grands groupes de pr??s de 10 ?? 1. La plupart des exp??riences de la Chandra X-ray Observatory utiliser cette technique pour d??terminer ind??pendamment la masse de grappes.
L'amas de galaxies Abell 2029 est compos?? de milliers de galaxies envelopp??s dans un nuage de gaz chaud, et une quantit?? de mati??re noire ??quivaut ?? plus de 10 14 Suns. Au centre de cet amas est un ??norme, galaxie elliptique que l'on pense avoir ??t?? form?? ?? partir de la fusion de nombreuses petites galaxies. Les vitesses orbitales mesur??es de galaxies au sein amas galactiques ont ??t?? trouv??s pour ??tre coh??rent avec les observations de la mati??re noire.
Un autre outil important pour les futures observations de mati??re noire est lentille gravitationnelle. Lensing se appuie sur les effets de la relativit?? g??n??rale pour pr??dire masses sans compter sur la dynamique, et ainsi est un moyen compl??tement ind??pendant de mesure de la mati??re noire. Forte lentille, la distorsion observ??e de fond galaxies en arcs lorsque la lumi??re passe ?? travers une lentille gravitationnelle, a ??t?? observ??e autour de quelques amas lointains y compris Abell 1689 (photo de droite). En mesurant la d??formation de la g??om??trie, la masse de l'amas provoquant le ph??nom??ne peut ??tre obtenu. Dans des dizaines de cas o?? cela a ??t?? fait, les rapports masse-lumi??re obtenues correspondent aux dynamiques sombres mesures en la mati??re de clusters.
Une technique a ??t?? d??velopp??e au cours des 10 derni??res ann??es appel??s faible effet de lentille gravitationnelle, qui se penche sur les distorsions minutes de galaxies observ??es dans le vaste enqu??tes dues ?? des objets de premier plan au moyen d'analyses statistiques de galaxies. En examinant la d??formation de cisaillement apparente des galaxies d'arri??re-plan adjacents, les astrophysiciens peuvent caract??riser la distribution moyenne de la mati??re noire par des moyens statistiques et ont trouv?? de masse ?? la lumi??re des rapports qui correspondent ?? des densit??s de mati??re noire pr??dites par d'autres mesures de la structure ?? grande ??chelle. La correspondance des deux techniques de lentilles gravitationnelles ?? d'autres mesures de mati??re noire a convaincu presque tous les astrophysiciens que la mati??re noire existe effectivement comme une composante majeure de la composition de l'univers.
La preuve d'observation la plus directe ?? ce jour pour la mati??re noire est dans un syst??me connu sous le nom Cluster de Bullet. Dans la plupart des r??gions de l'univers, la mati??re noire et la mati??re visible se retrouvent ensemble, comme pr??vu en raison de leur attraction gravitationnelle mutuelle. Dans le cluster de Bullet, une collision entre deux amas de galaxies semble avoir provoqu?? une s??paration de la mati??re noire et de la mati??re baryonique. Observations aux rayons X montrent qu'une grande partie de la mati??re baryonique (sous la forme de 10 7 -10 8 Kelvin gaz, ou plasma) dans le syst??me est concentr??e dans le centre du syst??me. ??lectromagn??tiques interactions entre particules de gaz passant les a fait ralentir et se installent pr??s du point d'impact. Toutefois, la faiblesse des observations de lentille gravitationnelle du m??me syst??me montrent que beaucoup de la masse r??side ?? l'ext??rieur de la r??gion centrale de gaz baryonique. Parce que la mati??re noire ne interagit pas par des forces ??lectromagn??tiques, il ne aurait pas ??t?? ralenti dans la m??me mani??re que le gaz visible aux rayons X, de sorte que les composants de la mati??re noire des deux groupes sont pass??s par l'autre sans ralentir sensiblement. Ceci explique la s??paration. Contrairement aux courbes de rotation galactique, cette preuve de la mati??re noire est ind??pendant des d??tails de Gravitation newtonienne, il est pr??tendu ??tre une preuve directe de l'existence de la mati??re noire. Un autre amas de galaxies, connu sous le nom Train Cluster Wreck / Abell 520, semble avoir un noyau anormalement massif et sombre contenant quelques-uns des galaxies de l'amas, qui pr??sente des probl??mes pour les mod??les de mati??re noire standard.
Cela peut se expliquer par le noyau sombre ??tant en fait un long, faible densit?? de mati??re noire filament (contenant quelques galaxies) le long de la ligne de mire, projet??e sur le noyau de cluster.
Le comportement observ?? de la mati??re noire dans les amas limite si et combien de mati??re noire disperse hors autres particules de mati??re noire, quantifi??s que son auto-interaction la coupe transversale. Plus simplement, la question est de savoir si la mati??re noire a pression, et peut donc ??tre d??crit comme une fluide parfait. La r??partition des masses (et la mati??re ainsi fonc??) dans les amas de galaxies a ??t?? utilis?? pour soutenir ?? la fois pour et contre l'existence de l'auto-interaction significative en la mati??re noire. Plus pr??cis??ment, la distribution de la mati??re noire dans la fusion des clusters comme le Cluster de Bullet montre que la mati??re noire se r??pand hors autres particules de mati??re noire que tr??s faiblement voire pas du tout.
Fond diffus cosmologique
La d??couverte et la confirmation du fond diffus cosmologique (CMB) rayonnement ont eu lieu en 1964. Depuis, de nombreuses autres mesures de la CMB ont ??galement soutenu et contraints cette th??orie, peut-??tre le plus c??l??bre ??tant le NASA Cosmic Background Explorer ( COBE). COBE trouv?? une temp??rature r??siduelle de 2,726 K et en 1992 d??tect?? pour la premi??re fois les fluctuations (anisotropies) dans le CMB, ?? un niveau d'environ une partie en 10 5. Au cours de la d??cennie suivante, anisotropies du CMB ont encore ??t?? ??tudi??s par un grand nombre des exp??riences au sol et de ballons. L'objectif principal de ces exp??riences ??tait de mesurer l'??chelle angulaire du premier pic acoustique de la spectre de puissance des anisotropies, pour lesquels COBE ne avait pas une r??solution suffisante. En 2000-2001, plusieurs exp??riences, notamment BOOMERanG trouv?? l'Univers soit presque spatialement plat en mesurant la taille angulaire typique (de la taille sur le ciel) des anisotropies. Durant les ann??es 1990, le premier pic a ??t?? mesur??e avec sensibilit?? croissante et en 2000, le BOOMERanG rapport?? que les fluctuations de puissance plus ??lev??s se produisent ?? des ??chelles d'environ un degr??. Ces mesures ont pu exclure cordes cosmiques comme la principale th??orie cosmique formation de la structure, et a sugg??r?? l'inflation cosmique ??tait la bonne th??orie.
?? partir du sol Un certain nombre de interf??rom??tres fournis mesures des fluctuations avec une pr??cision plus ??lev??e au cours des trois prochaines ann??es, y compris le Very Small Array, DASI (DASI) et le Cosmic Background Imager (CBI). DASI fait la premi??re d??tection de la polarisation du CMB et le CBI ?? condition que le premier spectre de polarisation E-mode avec des preuves convaincantes que ce est en opposition de phase avec le spectre T-mode. Le successeur de COBE, le Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) a fourni les mesures les plus d??taill??es de (grande ??chelle) anisotropies du CMB ?? partir de 2009. mesures de WMAP jou?? le r??le cl?? dans l'??tablissement du mod??le standard de la cosmologie actuelle, ?? savoir la Mod??le Lambda-CDM, un univers plat domin?? par l'??nergie noire, compl??t??e par la mati??re noire et des atomes avec des fluctuations de densit?? ensemenc??e par un Gaussienne, adiabatique, quasi ??chelle processus invariant. Les propri??t??s de base de cet univers sont d??termin??s par cinq num??ros: la densit?? de la mati??re, la densit?? des atomes, l'??ge de l'univers (ou ??quivalente, la constante de Hubble aujourd'hui), l'amplitude des fluctuations initiales, et leur d??pendance d'??chelle. Ce mod??le exige ??galement une p??riode d'inflation cosmique. Les donn??es de WMAP en fait exclure plusieurs des mod??les plus complexes d'inflation cosmiques, bien soutenir celui de Lambda-CDM entre autres.
En r??sum??, une th??orie succ??s de la cosmologie du Big Bang doit se adapter ?? toutes les observations astronomiques disponibles (connues sous le mod??le de concordance), en particulier la CMB. Dans la cosmologie, la CMB est expliqu??e comme rayonnement fossile du Big Bang, ?? l'origine ?? des milliers de degr??s kelvin, mais rouge d??cal?? vers le bas pour micro-ondes par l'expansion de l'univers au cours des treize derniers milliards d'ann??es. Les anisotropies du CMB sont expliqu??es comme oscillations acoustiques dans le plasma photons-baryons (avant l'??mission du CMB apr??s les photons d??couplent des baryons ?? 379000 ann??es apr??s le Big Bang) dont la force de rappel est la gravit??. Ordinaire ( baryonique) la mati??re interagit fortement avec le rayonnement que, par d??finition, la mati??re noire ne est pas-si les deux affectent les oscillations par leur gravit?? de sorte que les deux formes de la mati??re aura des effets diff??rents. Le spectre des anisotropies du CMB de puissance montre un grand premier pic et petits pics successifs, avec trois pics r??solus ?? partir de 2009. Le premier pic dit surtout de la densit?? de mati??re baryonique et le troisi??me pic surtout de la densit?? de mati??re sombre (voir Cosmic micro-ondes rayonnement de fond # d'anisotropie de primaire ).
enqu??tes Sky et oscillations acoustiques baryons
Les oscillations acoustiques dans l'univers primitif (voir la section pr??c??dente) laissent leur empreinte dans la mati??re visible par Baryon acoustique Oscillation (BAO) clustering, d'une mani??re qui peut ??tre mesur??e par des enqu??tes du ciel comme la Sloan num??rique Sky Survey et de la Enqu??te Redshift Galaxy 2dF. Ces mesures sont conformes ?? celles de la CMB d??riv?? de la sonde WMAP et contraindre le mod??le Lambda CDM et la mati??re noire plus loin. Notez que les donn??es du CMB et les donn??es BAO mesurent les oscillations acoustiques ?? tr??s diff??rent ??chelles de distance.
Type IA mesures de distance de supernovae
Supernovae de type Ia peut ??tre utilis?? comme " chandelles standard "pour mesurer les distances extragalactiques, et de vastes ensembles de donn??es de ces supernovae peuvent ??tre utilis??s pour contraindre les mod??les cosmologiques. Ils limitent la densit?? de l'??nergie sombre Ω Λ = ~ 0,713 pour un plat, Lambda CDM Univers et le param??tre w pour un mod??le de quintessence. Une fois de plus, les valeurs obtenues sont ?? peu pr??s conformes ?? celles provenant des observations de WMAP et limitent davantage le mod??le Lambda CDM et (indirectement) la mati??re noire.
For??t Lyman-alpha
En spectroscopie astronomique, la for??t Lyman-alpha est la somme de raies d'absorption r??sultant de la Transition Lyman-alpha du neutre hydrog??ne dans les spectres des lointaines galaxies et quasars. Observations de la for??t Lyman-alpha peuvent ??galement ??tre utilis??s pour contraindre les mod??les cosmologiques. Ces contraintes sont ?? nouveau en accord avec ceux obtenus ?? partir des donn??es de WMAP.
Structure de formation
La mati??re noire est crucial pour le Big Bang mod??le de la cosmologie comme un ??l??ment qui correspond directement ?? des mesures de la des param??tres associ??s ?? Solutions de cosmologie Friedmann ?? la relativit?? g??n??rale. En particulier, les mesures des micro-ondes cosmiques fond anisotropies correspondent ?? une cosmologie o?? une grande partie de la mati??re interagit avec photons plus faiblement que le connu forces qui quelques l??g??res interactions ?? la mati??re baryonique. De m??me, une quantit?? importante de non- baryonique, mati??re froide est n??cessaire pour expliquer la structure ?? grande ??chelle de l'univers .
Les observations sugg??rent que formation des structures dans l'univers proc??de hi??rarchiquement, les plus petites structures se effondrer d'abord et suivie par les galaxies et amas de galaxies puis. Comme l'effondrement des structures dans l'univers en ??volution, ils commencent ?? "se allument" comme mati??re baryonique se r??chauffe par contraction gravitationnelle et les approches de l'objet l'??quilibre de la pression hydrostatique. Mati??re baryonique ordinaire avait une temp??rature trop ??lev??e et trop de pression laiss?? par le Big Bang se effondrer et former des structures plus petites, comme les ??toiles, par l'interm??diaire du Instabilit?? gravitationnelle. La mati??re noire agit comme un compacteur de la structure. Ce modèle ne correspond pas seulement à l'arpentage statistique de la structure visible dans l'univers, mais correspond aussi précisément aux sombres prédictions de question de fond diffus cosmologique. Toutefois, dans le détail, certaines questions restent encore à régler, y compris l'absence de galaxies satellites de simulations et de noyaux de halos de matière noire qui apparaissent plus lisse que prévu.
Ce bas en haut modèle de formation de la structure nécessite quelque chose comme la matière noire froide pour réussir. Les grandes simulations informatiques de milliards de particules de matière noire ont été utilisés pour confirmer que le modèle de matière noire froide de la formation de la structure est compatible avec les structures observées dans l'univers à travers des enquêtes de galaxies, comme le Sloan Digital Sky Survey et 2dF Enquête Redshift Galaxy, comme ainsi que des observations de la forêt Lyman-alpha. Ces études ont joué un rôle crucial dans la construction du modèle Lambda-CDM qui mesure les paramètres cosmologiques, y compris la fraction de l'univers constitué de baryons et matière noire.
Histoire de la recherche de sa composition
| Quelle est la matière noire? Comment est-il généré? Est-elle liée à la supersymétrie? |
Bien que la mati??re noire avait historiquement ??t?? d??duit par de nombreuses observations astronomiques, sa composition est longtemps rest?? sp??culative. Les premières théories de la matière noire concentrée sur les objets cachés normales lourds, tels que les trous noirs, les étoiles à neutrons, vieilles naines blanches faibles, les naines brunes, que les candidats possibles pour la matière noire, collectivement connus comme MACHOs. Enquêtes astronomiques pas réussi à trouver assez de ces MACHOs cachés. Certains difficiles à détecter matière baryonique, comme MACHOs et certaines formes de gaz, ont été en outre émis l'hypothèse de faire une contribution à l'ensemble du contenu de la matière noire, mais la preuve a indiqué tels constituerait seulement une petite partie.
En outre, les données d'un certain nombre de lignes d'autres éléments de preuve, y compris les courbes de galaxies de rotation, effet de lentille gravitationnelle, la formation de la structure, et la fraction de baryons en grappes et l'abondance de cluster combiné avec une preuve indépendante de la densité baryonique, ont indiqué que 85-90% de la masse dans l'univers n'a pas d'interaction avec le force électromagnétique . Cette «matière noire non baryonique" est évidente à travers son effet gravitationnel. Par conséquent, l'opinion la plus répandue était que la matière noire est principalement non-baryonique, faite d'un ou plusieurs autres particules élémentaires que l'habituel électrons , protons , neutrons , et connu neutrinos. Les particules les plus couramment proposées ensuite devenu WIMP (interagissant faiblement Massive Particles, y compris neutralinos), ou les axions, neutrinos stériles ou, si de nombreux autres candidats possibles ont été proposées.
La composante de matière noire a beaucoup plus de masse que la composante «visible» de l' univers . Seulement environ 4,6% de la masse-énergie de l'Univers est la matière ordinaire. Environ 23% est pensé pour être composé de matière noire. Le 72% restant est pensé pour se composent de l'énergie sombre, une composante encore plus étrange, réparties presque uniformément dans l'espace et à la densité de l'énergie non-évolution ou évoluant lentement avec le temps déterminer la nature de cette matière noire est l'un des problèmes les plus importants dans moderne cosmologie et la physique des particules . Il a été noté que les noms "matière noire" et "énergie sombre" servent principalement comme des expressions de l'ignorance humaine, un peu comme le marquage des premières cartes avec " terra incognita ".
Les calculs complets sont assez technique, mais une ligne de démarcation approximative est que les particules de matière sombre "chaudes" sont devenus non-relativiste lorsque l'univers était d'environ 1 an et à 1 millionième de sa taille actuelle; norme chaude big bang théorie implique l'univers était alors dans l' ère de rayonnement dominé (photons et neutrinos), avec une température de photons de 2,7 millions de K. standard de la cosmologie physique donne l' horizon de particules taille que 2ct dans l'ère de rayonnement dominé, donc 2 la lumière dire plusieurs années, et une région de cette taille serait étendre à 2 millions d'années-lumière aujourd'hui (si il y avait pas de formation de la structure). La réelle longueur libre-streaming est environ 5 fois plus grande que la longueur ci-dessus, puisque la longueur libre streaming continue de croître lentement que la vitesse des particules diminuent inversement avec le facteur d'échelle après qu'ils deviennent non-relativiste; donc, dans cet exemple, la longueur libre streaming correspondrait à 10 millions d'années-lumière ou 3 Mpc aujourd'hui, ce qui est autour de la taille contenant en moyenne la masse d'une grande galaxie.
La température au-dessus de 2,7 millions de K qui donne une énergie de photons typique de 250 électrons-volts, donc cela définit une échelle de masse typique de la matière noire "chaud": particules beaucoup plus massive que cela, comme GeV - TeV masse WIMP, deviendrait non -relativistic beaucoup plus tôt de 1 an après le Big Bang, ont donc une longueur libre streaming qui est beaucoup plus petit qu'un proto-galaxie et efficacement négligeable (matière noire ainsi froid). Inversement, les particules plus légères (par exemple, les neutrinos de masse ~ quelques eV) ont une longueur libre streaming beaucoup plus grand qu'un proto-galaxies (de matière noire chaude ainsi).
Matière sombre froide
Aujourd'hui, la matière noire froide est l'explication la plus simple pour la plupart des observations cosmologiques. "Cold" matière noire est composée de matière noire constituants avec une longueur libre streaming beaucoup plus petite que l'ancêtre d'une perturbation galaxie échelle. Ceci est actuellement le domaine de grand intérêt pour la recherche de la matière noire, matière noire aussi chaud ne semble pas être viable pour galaxie et amas de galaxies formation, et la plupart des candidats de particules deviennent non-relativiste à des temps très anciens, sont donc classés comme froid.
La composition des constituants de la matière noire froide est actuellement inconnu. Les possibilités vont des gros objets comme MACHO (tels que les trous noirs) ou Rambo, à de nouvelles particules comme les WIMP et axions. Possibilités impliquant matière baryonique normale comprennent naines brunes ou peut-être de petits morceaux denses d'éléments lourds.
Études de nucléosynthèse primordiale et lentille gravitationnelle ont convaincu la plupart des scientifiques qui MACHOs de tout type ne peut pas être plus qu'une petite fraction de la matière noire totale. Les trous noirs de masse presque tous sont exclues comme une matière noire primaire constituante par une variété de recherches et des contraintes. Selon A. Peter: "... la seule vraiment plausibles candidats de matière noire sont de nouvelles particules. "
Le Exp??rience DAMA / Nal et son successeur DAMA / LIBRA ont revendiqué pour détecter directement des particules de matière noire en passant par la Terre, mais de nombreux scientifiques restent sceptiques, que les résultats négatifs des expériences similaires semblent incompatibles avec les résultats de la DAMA.
Beaucoup modèles supersymétriques donnent naturellement lieu à des candidats de matière noire stables sous la forme de la particule supersymétrique la plus légère (LSP). Séparément, les neutrinos stériles lourds existent dans les extensions non-supersymétriques du modèle standard qui explique la petite masse des neutrinos à travers le mécanisme de bascule.
Matière noire chaude
Matière noire chaude se réfère à des particules avec une longueur libre streaming comparable à la taille d'une région qui a évolué par la suite dans une galaxie naine. Cela conduit à des prédictions qui sont très semblables à la matière noire froide sur de grandes échelles, y compris le CMB, le regroupement des galaxies et les grandes courbes de rotation des galaxies, mais avec moins de perturbations de densité à petite échelle. Cela réduit l'abondance prévue de galaxies naines et peut conduire à plus faible densité de matière noire dans les parties centrales des grandes galaxies; certains chercheurs considèrent que ce peut être un meilleur ajustement aux observations. Un défi pour ce modèle est qu'il n'y a pas très bien motivés candidats de physique des particules avec la masse nécessaire ~ 300 eV à 3000 eV.
Il n'y a pas de particules découverts jusqu'à présent qui peuvent être classés comme une matière noire chaude. Il est un candidat postule pour la catégorie de matière noire chaude, qui est le neutrino stérile: une forme plus lourd plus lent de neutrino qui n'a même pas interagir par la force faible contrairement neutrinos réguliers. Fait intéressant, certaines théories de gravité modifiés, tels que Scalar-tenseur vecteur gravité, exigent également qu'une affaire sombre et chaud existe pour rendre leurs équations fonctionné.
Matière noire chaude
Matière noire chaude sont des particules qui ont une longueur libre-diffusion beaucoup plus grande que la taille proto-galaxie.
Un exemple de matière noire chaude est déjà connu: les neutrino. neutrinos ont été découverts tout à fait séparément de la recherche de la matière noire, et bien avant il a commencé sérieusement: ils ont d'abord été postulée en 1930, et premier détecté en 1956. Les neutrinos ont une très petite masse: au moins 100 000 fois moins massives qu'un électron. Autre que la gravité, les neutrinos ne interagir avec la matière normale via le force faible qui les rend très difficiles à détecter (la force faible ne fonctionne que sur une petite distance, donc un neutrino ne déclencher un événement de force faible si elle frappe un noyau directement la tête sur ). Ce serait les classer comme interagissant faiblement Light Particles, ou Wilps, par opposition aux candidats théoriques de la matière noire froide, les WIMP.
Il ya trois différentes saveurs connues de neutrinos (c.-à-la d'électrons -, muon -, et tau -neutrinos), et leurs masses sont légèrement différentes. La résolution au problème des neutrinos solaires démontré que ces trois types de neutrinos changent effectivement et oscillent d'une saveur aux autres et à l'arrière comme ils sont en vol. Il est difficile de déterminer une exacte limite supérieure de la masse moyenne collective des trois neutrinos (et encore moins une messe pour l'un des trois individuellement). Par exemple, si la masse du neutrino moyenne ont été choisis pour être de plus de 50 eV / c 2 (qui est toujours moins de 1 / 10.000 e de la masse d'un électron), juste par le nombre d'entre eux dans l'univers, l'univers serait l'effondrement en raison à leur masse. Ainsi, d'autres observations ont servi à estimer une borne supérieure pour la masse des neutrinos. Utilisation fond diffus cosmologique données et d'autres méthodes, la conclusion actuelle est que leur masse moyenne ne dépasse probablement pas 0,3 eV / c 2 Ainsi, les formes normales de neutrinos ne peut pas être responsable de la composante de matière noire mesurée à partir de la cosmologie.
Matière noire chaude était populaire pendant un certain temps dans les années 1980, mais il souffre d'un grave problème: puisque toutes les fluctuations de densité galaxie de taille se délavées par le libre-streaming, les premiers objets qui peuvent former sont énormes crêpes superamas de taille, qui puis ont été théorisé en quelque sorte à se fragmenter en galaxies. Observations profonde terrain montrent clairement que les galaxies formées à des temps précoces, avec la formation d'amas et superamas de galaxies plus tard comme agglutiner, de sorte que tout modèle dominé par la matière noire chaude est sérieusement en conflit avec les observations.
Matière noire mixte
Matière noire mixte est un modèle obsolète, avec un ratio de masse spécifiquement choisi de 80% de matière noire froide et 20% de matière noire chaude (neutrinos) contenu. Bien qu'il est à présumer que la matière noire chaude coexiste avec la matière noire froide dans tous les cas, il y avait une raison très spécifique pour le choix de ce rapport particulier de chaud pour la matière noire froide dans ce modèle. Au début de 1990, il est devenu clair que régulièrement un univers avec densité critique de la matière noire froide ne correspondait pas au COBE et à grande échelle galaxie regroupement observations; soit le modèle mixte de la matière noire 80/20, ou LambdaCDM, ont réussi à concilier ces. Avec la découverte de l'univers de l'accélération de supernovae, et des mesures plus précises de CMB anisotropie et le regroupement de galaxies, le modèle de la matière noire mixte a été essentiellement écartée tandis que le modèle de concordance LambdaCDM resté un bon ajustement.
D??tection
Si la matière noire au sein de notre galaxie est composée de particules massives interagissant faiblement (de WIMP), puis des milliers de WIMP doivent passer à travers chaque centimètre carré de la Terre chaque seconde. Il existe de nombreuses expériences en cours d'exécution, ou prévues, visant à tester cette hypothèse en cherchant WIMP. Bien que les WIMP sont une question candidat plus populaire sombre, il ya aussi des expériences à la recherche d'autres candidats de particules tels que axions. Il est également possible que la matière noire se compose de très lourdes particules de secteur cachés qui ne interagissent avec la matière ordinaire par gravité.
Ces expériences peuvent être divisés en deux catégories: les expériences de détection directe, qui recherchent la dispersion de particules hors noyaux atomiques dans un détecteur de matière noire; et la détection indirecte, qui recherchent des produits de annihilations WIMP.
Une autre approche pour la détection de WIMP dans la nature est de les produire en laboratoire. Les expériences avec le Grand collisionneur de hadrons (LHC) peuvent être en mesure de détecter les WIMP produites lors des collisions du LHC protons poutres. Parce qu'une WIMP a des interactions avec la matière négligeables, il peut être détecté indirectement (en grande quantité) de disparus énergie et l'élan qui échappent aux détecteurs du LHC, pourvu que toutes les autres (non négligeables) les produits de collision sont détectés. Ces expériences ont pu montrer que les WIMP peuvent être créés, mais il serait encore besoin d'une expérience de détection directe pour montrer qu'ils existent en nombre suffisant dans la galaxie pour tenir compte de la matière noire.
En Avril 2012, un groupe de scientifiques a conclu une étude qui montre qu'il est peu probable que la matière noire est sous la forme d'un halo autour des objets célestes. Cela implique qu'il ne sera pas susceptible de se retrouver dans une expérience de laboratoire sur la Terre.
Expériences de détection directs
Expériences de détection directs fonctionnent généralement dans des laboratoires souterrains profonds pour réduire le fond de rayons cosmiques. Ceux-ci comprennent: la mienne Soudan; la SNOLAB laboratoire souterrain à Sudbury, Ontario (Canada); la Gran Sasso National Laboratory (Italie); la Canfranc Laboratoire Souterrain (Espagne); la Boulby Laboratoire Souterrain (UK); et le souterrain profond des sciences et de Laboratoire de génie, le Dakota du Sud ( US).
La majorité des expériences actuelles utilisent une des deux technologies de détection: détecteurs cryogéniques, fonctionnant à des températures inférieures à 100mK, détecter la chaleur produite quand une particule frappe un atome dans un cristal absorbeur tels que le germanium . liquides Noble détecteurs détectent le flash de lumière de scintillation produite par une collision de particules dans le liquide du xénon ou de l'argon . Expériences de détecteurs cryogéniques comprennent: CDMS, CRESST, Edelweiss, EURECA. Expériences liquides nobles comprennent Zeplin, XENON, DEAP, ARDM, WARP et LUX. Ces deux techniques de détection sont capables de distinguer les particules de base qui diffusent des électrons, à partir de particules de matière noire qui dispersent de noyaux. D'autres expériences sont SIMPLE et PICASSO.
Le DAMA / ICN, expériences DAMA / LIBRA ont détecté une modulation annuelle du taux de l'événement, qui selon eux, est due à des particules de matière noire. (Comme autour de la Terre du Soleil, la vitesse du détecteur par rapport au halo de matière sombre variera d'une petite quantité en fonction de la période de l'année). Cette affirmation est confirmée jusqu'à présent et difficile à concilier avec les résultats négatifs d'autres expériences en supposant que le scénario WIMP est correcte.
Détection directionnelle de la matière noire est une stratégie de recherche basé sur le mouvement du système solaire autour du centre galactique.
En utilisant une basse pression TPC, il est possible d'accéder aux informations sur les pistes roulantes (reconstruction 3D si possible) et de contraindre la cinématique WIMP-noyau. WIMP venant de la direction dans laquelle le Soleil se déplace (à peu près dans la direction de la constellation du Cygne) peuvent ensuite être séparés du bruit de fond, qui devrait être isotrope. Expériences de direction de matière noire comprennent DMTPC, DRIFT, Newage et MIMAC.
Le 17 Décembre 2009 CDMS chercheurs ont rapporté deux événements candidats WIMP possibles. Ils estiment que la probabilité que ces événements sont dus à un fond connu (neutrons ou bêta ou gamma événements mal identifiés) est de 23%, et concluent que «cette analyse ne peut être interprété comme un indice important pour les interactions WIMP, mais nous ne pouvons pas rejeter les deux cas que le signal ».
Plus récemment, le 4 Septembre 2011, les chercheurs qui utilisent les détecteurs de CRESST présenté des preuves de 67 collisions qui se produisent dans les cristaux de particules sub-atomiques détecteur, calculait il ya un peu moins de 1 sur 10.000 chance que tous ont été causés par les sources connues d'interférence ou de contamination. Il est tout à fait possible, alors que beaucoup de ces collisions ont été causées par les WIMP, et / ou d'autres particules inconnues.
Expériences de détection indirects
Recherche expériences de détection indirecte pour les produits de WIMP anéantissement ou de pourriture. Si WIMP sont des particules de Majorana (WIMP sont leur propre antiparticule), puis deux WIMP pourrait anéantir pour produire des rayons gamma ou du modèle standard paires particule-antiparticule. En outre, si le WIMP est instable, les WIMP pourraient se désintègrent en particules du modèle standard. Ces processus pourraient être détectées indirectement par un excès de rayons gamma, des antiprotons ou positrons émanant de régions de densité de matière noire haute. La détection d'un tel signal est pas une preuve concluante de la matière noire, que la production de rayons gamma provenant d'autres sources ne sont pas entièrement compris.
Le EGRET télescope à rayons gamma observé plus de rayons gamma que prévu de la Voie Lactée, mais les scientifiques a conclu que cela était probablement dû à une mauvaise estimation de la sensibilité du télescope. Le télescope spatial Fermi Gamma-ray, lancé 11 Juin 2008, est la recherche de rayons gamma de l'annihilation de la matière noire et la pourriture.
Aux énergies plus élevées,des télescopes à rayons gamma au sol ont fixé des limites sur l'annihilation de la matière noire dans les galaxies naines sphéroïdales et dans les amas de galaxies.
Le Expérience PAMELA (lancé 2006) a détecté un grand nombre de positrons que prévu. Ces positrons supplémentaires pourraient être produites par l'annihilation de la matière noire, mais peuvent aussi provenir de pulsars. Aucun excès d'anti-protons a été observé.
Quelques-uns des WIMP passant par le Soleil ou la Terre peut disperser hors atomes et perdre de l'énergie. De cette façon, une grande population de WIMP peut s'accumuler au centre de ces organismes, qui augmente les chances que deux entreront en collision et anéantir. Cela pourrait produire un signal distinctif dans la forme de haute énergie des neutrinos provenant du centre du Soleil ou la Terre. Il est généralement considéré que la détection d'un tel signal serait la plus forte preuve indirecte de matière noire WIMP. Télescopes à neutrinos de haute énergie tels que Amanda, IceCube et ANTARES sont à la recherche de ce signal.
WIMP annihilation de la Voie Lactée dans son ensemble peut également être détecté sous la forme de divers produits d'annihilation. Le centre galactique est un très bon endroit pour chercher parce que la densité de la matière noire peut être très élevé il.
Théories alternatives
Bien que la matière noire est l'explication communément acceptée pour les diverses observations astronomiques des galaxies et des amas de galaxies, de nombreuses solutions ont été proposées pour expliquer ces observations sans la nécessité d'une grande quantité de matière inaperçue. La plupart de ces modifier la loi de la gravité d'une certaine façon, en remplaçant les lois établies par Newton et Einstein.
Lois de la gravité modifiés
Le premier modèle de gravité modifiée à émerger était de Mordehai Milgrom modification newtonienne Dynamics (MOND) en 1983, qui ajuste les lois de Newton pour créer un champ gravitationnel fort lorsque les niveaux d'accélération gravitationnelle deviennent minuscule (comme près de la jante d'une galaxie). Il y avait un certain succès expliquant galactiques caractéristiques à grande échelle, tels que les courbes de vitesse de rotation des galaxies elliptiques, et les galaxies elliptiques naines, mais n'a pas réussi à expliquer amas de galaxies lentilles gravitationnelles. Cependant, MOND était pas relativiste , car il était juste un réglage simple du compte âgée newtonienne de la gravitation, pas du compte plus récente dans d'Einstein de la relativité générale . Peu après 1983, des tentatives ont été faites pour apporter MOND en conformité avec la relativité générale; ceci est un processus continu, et de nombreuses théories concurrentes ont émergé autour de la base de la théorie MOND d'origine, y compris Teves, MOG ou STV gravité, et l'approche covariante phénoménologique, entre autres.
En 2007, John W. Moffat a proposé une théorie de la gravité modifié basé sur la théorie de la gravitation non symétrique (NGT) qui prétend expliquer le comportement des galaxies en collision. Cette théorie nécessite la présence de neutrinos non relativistes, ou d'autres candidats pour (froide) de la matière noire, de travailler.
Une autre proposition utilise un gravitationnelle backreaction dans un champ théorique émergente qui cherche à expliquer la gravité entre les objets comme une action, une réaction, puis une réaction en retour. Simplement, un objet A affecte un objet B, et l'objet B puis re-affecte objet A, et ainsi de suite: la création d'une sorte de boucle de rétroaction qui renforce la gravité.
Récemment, un autre groupe a proposé une modification de grande gravité à grande échelle dans une théorie appelée " fluide sombre ". Dans cette formulation, les effets gravitationnels attractifs attribués à la matière noire sont à la place un effet secondaire de l'énergie sombre. Fluide foncé combine la matière noire et l'énergie sombre dans un domaine unique de l'énergie qui produit des effets différents à différentes échelles. Ce traitement est une approche simplifiée à un précédent modèle de type fluide appelé le modèle de gaz généralisé Chaplygin où l'ensemble de l'espace-temps est un gaz compressible. Fluide foncé peut être comparé à un système atmosphérique. La pression atmosphérique provoque l'air à se développer, mais une partie de l'air peut effondrer pour former des nuages. De la même façon, le liquide sombre peut généralement se développer, mais il pourrait également recueillir autour des galaxies pour aider à tenir ensemble.
Une autre série de propositions est fondé sur la possibilité d'une double tenseur métrique de l'espace-temps. Il a fait valoir que les solutions en temps inversé en relativité générale exigent une telle double mesure de la cohérence, et que les deux Dark Matter et Dark Energy peuvent être compris en termes de solutions de temps inversé de la relativité générale.
La culture populaire
Mention de la matière noire est faite dans certains jeux vidéo et autres ??uvres de fiction. Dans de tels cas, il est généralement attribuée propriétés physiques ou magiques extraordinaires. Ces descriptions sont souvent incompatibles avec les propriétés de la matière sombre proposées dans la physique et de la cosmologie.
