1 / 34

DONKERE MATERIE

DONKERE MATERIE. Peter Hoyng SRON UTRECHT. Waaruit bestaat het heelal ?. - van de ‘atomen’ is slechts 1/10 zichtbaar (0.5%). rest is donker (d.w.z. optisch donker). - donkere materie  donkere atomen !. - hoe weten we dit en wat betekent het?. Gewone materie. electron (een

belva
Télécharger la présentation

DONKERE MATERIE

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. DONKERE MATERIE Peter Hoyng SRON UTRECHT

  2. Waaruit bestaat het heelal ? - van de ‘atomen’ is slechts 1/10 zichtbaar (0.5%) rest is donker (d.w.z. optisch donker) - donkere materie donkere atomen ! - hoe weten we dit en wat betekent het?

  3. Gewone materie electron (een van de 6 leptonen) p + n (1 tot 250) proton, neutron 6 quarks

  4. 4 natuurkrachten6 leptonen 6 quarks wimps(?) (e,, ..) - zwaartekracht + + + - electromagnetisme + + ? - zwakke kernkracht + + + (radioactief verval) - sterke kernkracht - + - (houdt p,n & kern bijeen) gewone materiedonkere (‘atomen of baryonen’) materie donkere energie:eigenschap van vacuum (kosmologische constanteΛ)

  5. Inhoud college afstanden, helderheden en spectra van sterren en stelsels massa die we zien (ML) snelheden, baanbereke- keningen, grav. lenzen,.. massa die zwaarte- kracht uitoefent (MG) kosmologie - uitdijing - kernreacties - stelselvorming - 3K achtergrond er is donkere energie (Λ) hoeveel gewone materie er is donkere materie hoeveel gewone materie, donkere materie en energie + zoekpogingen naar DM

  6. 1. massabepaling: een stukje klassieke sterrenkunde 30 000 K zon 6000 K 3000 K Hertzsprung-Russel diagram

  7. nabije sterren: - parallax → afstand D - spectrum → temperatuur T M1 - dubbelsterren → M2 massa’s M - flux = lichtkracht L / (4πD2) uit gemeten helderheid + kleurcorrectie - verificatie o.a. door simulaties - veronderstel HR diagram overal geldig

  8. parallax α = 1 boogsec (1/ 3600 graad) “parallax van 1 boogsec” dan D = 1 parsec (pc) (1 pc = 3.3 lichtjaar) * * * * * * α * D bruikbaar tot 30 pc, paar 100 geschikte sterren Hipparcos: 106 sterren

  9. verre sterren: redenering omdraaien gegeven helderheidsklasse en T: L, M, D bekend tot 104 pc (ons melkwegstelsel) nu kan je zichtbare M van ander stelsel schatten (ML) p.m. afstanden stelsels: - standaard lichtbronnen (cepheiden; tot 15 Mpc) - Tully-Fisher methode (tot 200 Mpc) - redshift z

  10. 2. verdeling v┴ van naburige sterren (Oort 1932) d ↨ • meet • - ρL (ongeveer 25 M☼per pc2), • dikte d en f(v┴) voor gegeven f(v┴) wordt d kleiner als ρG toeneemt  ρG50 M☼ per pc2 NGC 4565 in 1989 (gevoeliger apparatuur): ρL↑ 50 M☼ per pc2

  11. . M(r) 3. rotatiecurven spiraalstelsels - sinds 1970 ook radio: veel gevoeliger ! G M(r) m / r2 = m vrot2 / r zwaartekracht = centrifug. kracht vrot = const → M(r) r →ρ 1 / r2 mogelijk 10 - 100 x de zichtbare straal ! - ons stelsel: MG 10 x ML • wat kan het zijn? Halo met gas, bruine dwergen, • oude witte dwergen, iets onbekends?

  12. rotatiecurven

  13. NGC 6946 • wit: sterren (optisch licht) • blauw: waterstofgas (radio straling)

  14. 4. de staaf-instabiliteit numerieke simulaties tonen aan dat - schijfstelsel → staafinstabiliteit - een min of meer sferische halo kan dit verhinderen NGC 1300 M74 spiralen algemeen → dus (DM) halo’s ook ?

  15. 5. donkere materie in clusters (Zwicky 1933) ☺ als cluster gebonden is dan: 2R (Δv)2 = G MG / R breedte snelheidsverdeling cluster massa - MG  400 x som ML stelsels !

  16. Hercules cluster

  17. ☺ 6. gravitatielenzen CL 0024+1654 Clusters: MG = paar 100 x Σ ML

  18. Abell 2218

  19. 7. microlenzen LMC melkweg LMC ☺ ster in LMC MACHO = massive compact halo object MACHO monitor veld van 106 sterren →15 microlenzen in 7 jaar → helft van DM halo bestaat uit 0.5 M☼ macho’s

  20. herkennen: - eenmalig en kleuronafhankelijk - karakteristiek symmetrisch profiel

  21. 8. grootschalige snelheidsvelden v = H0D + vp • vp ontstaat door inhomogeniteiten • analyse bevestigt eerder gevonden MG clusters

  22. Tussenbalans 1. ρL / ρcrit0.005 is (onderdeel van) gewone materie 2. ρG / ρcrit 0.3 - 1 alle materie (gewone + donkere) (ρcrit komt nog ter sprake)

  23. λ0 → λ → 9. uitdijing heelal v = H0D ρcrit = 3H02 / 8πG Ω* = ρ* / ρcrit roodverschuiving z = (λ0 – λ) / λ hoeveelheid (donkere) materie (ΩG) en donkere energie (ΩΛ) beinvloedt verloop expansie in de tijd.

  24. gegeven z → verlopen tijd → afstand ; vergelijk deze afstand met de gemeten afstand van standaard lichtbronnen, i.e. bronnen met bekende L (bijv. cepheiden, SN 1a, helderste lid cluster): flux = lichtkracht L / (4πD2)→D Hieruit: H0 = 72 ± 8 km/s/Mpc ΩΛ > 0

  25. 10. kernreacties tijdens oerknal - in den beginne iets meer materie dan antimaterie; na an- nihilatie bestaat het heelal uit p, n, e + straling (+ DM,DE) - als T < 109 K begint kernfusie, en is n / (n + p)  0.13 14 p op 2 n = 12 p op 1 He (want 1 He = 2p+2n) deze voorspelde He abon-dantie klopt goed met de waarnemingen

  26. dichtheid straling dichtheid straling dichtheid n + p dichtheid n + p toen nu de (kleine) hoeveelheid D, 3He en 7Li hangt af van ( ( ( ( = hieruit Ωn+p = ρn+p / ρcrit = 0.03 ± 0.015 atomen terwijl ΩL=ρL / ρcrit0.005 • - conclusie: er zijn bijna 10 x zoveel atomen in het • heelal als we zien ! • wat is het?? bruine dwergen, oude witte dwergen, • koud gas, zwarte gaten, .. ??

  27. 11. vorming van stelsels - kies ΩG (0.3, voorn. CDM) ΩΛ (0.7, kosm. const.) • kies δρ van atomen en CDM • δρ / ρ = (δT / T)CMB 10-5 • CDM → atomen: stelsel- • vorming komt niet op gang; • CDM is onmisbaar • CDM → HDM: te weinig • kleine structuren kubus met L = 340 Mpc CDM in plak van L / 10 , nú

  28. 12. de hoekcorrelaties in de CMB gemiddeldeaftrekken: δT = T - ‹T› dan de ‘voorgronden’ ‹δT(1) δT(2)› middelen over alle richtingen 1,2 die hoek θ insluiten

  29. v p+e+straling (snelle golven) koudeDM (langzame golven) d recombinatie na 400.000 jaar, als T = 3000 K δT = - + - straling vertrekt in alle richtingen; T-modulatie maximaal als d = vx 400.000 jaar = λ / 2 piek bij θ0.60; uithoogten en posities pieken volgen Ω’s

  30. Huidige situatie p, n , e (atomen) hiervan zien we 0.005 (ΩL) rest: zoeken! (ijl gas, macho’s, ..) 0.04 ΩG (Ωm) onbekende materievorm ‘koud’ (WIMPs, ..) DM 0.23 ΩΛ DE 0.73 kosmologische constante (quantum-zwaartekracht) n.b. gevolgen voor de kosmologie

  31. 12. zoeken naar gewone donkere materie NGC 6946 CDM simulatie + macho’s RDCS 1252.9-2927

  32. wimp terugstoot (warmte, licht, lading) 13. zoeken naar wimps • stel melkweghalo bestaat uit neutralino’s, het lichtste • supersymmetrische deeltje, massa 50 mp (?) - 5000 wimps per m3; snelheid tussen 250 en 600 km/s - neutralino voelt alleen zwakke kernkracht (+ zwaartekr.) • ongeveer 1 – 10-5 events per kg per dag; jaarlijkse en • dagelijkse modulatie - nodig: zeer lage achtergrond en grote detectormassa

  33. - zo’n 20 groepen aktief; bijv. CRESST in Gran Sasso

More Related