Download
tr cs nyi zolt n s t t anyag a vil gegyetemben s a laborat riumban n.
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban PowerPoint Presentation
Download Presentation
Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban

Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban

116 Views Download Presentation
Download Presentation

Trócsányi Zoltán Sötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

  1. 52. Országos Középiskolai Fizikatanári Ankét Kaposvár, 2009. április 15-18. Trócsányi ZoltánSötét anyag a világegyetemben és a laboratóriumban

  2. Trócsányi Zoltán: habilitációs tantermi előadás 1998.02.05. azóta…

  3. …köztudatba került

  4. …köztudatba került

  5. fénylő anyag sötét anyag Honnan tudjuk, hogy létezik?

  6. 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)

  7. 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

  8. A sötét anyag létezésének bizonyítékai • tömegvonzó hatásuk alapján • HST: gravtációs lencsehatás

  9. Galaxishalmaz gravitációs lencsehatása

  10. Galaxishalmaz gravitációs lencsehatása

  11. Sötét anyag létezésének bizonyítéka • A Chandra képe két galaxishalmaz ütközéséről: • Rózsaszín: forró gáz galaxishalmazok körül • Kék: gravitációs fényelhajlásból következtetett SA

  12. A sötét anyag létezésének bizonyítékai minél messzebb nézünk annál nagyobb a gravitáló anyag és a fénylő anyag tömegének hányadosa, szuperhalmazok esetén ~30

  13. A sötét anyag létezésének bizonyítékai • tömegvonzó hatásuk alapján(viriáltétel) • Vera Rubin: galaxisok forgási görbéje alapján

  14. 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

  15. Sötét anyag a galaxisban

  16. A sötét anyag létezésének bizonyítékai • tömegvonzó hatásuk alapján(viriáltétel) • galaxisok forgási görbéje alapján • a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (a 379ezer éves VE fényképe) spektruma alapján ?

  17. Az energiaegyenlet Rsugarú gömb tömege A gömb felszínén található mtömegű galaxis potenciális energiája mozgási energiája A teljes mechanikai energia állandó:

  18. A kritikus tömeg Eelőjele határozza meg a VE sorsát: E > 0: a VE örökké tágul E < 0: a VE tágul, majd összeomlik E = 0: a VE kritikus állapotban van, az ehhez tartozó tömegsűrűség: ρc A tömegsűrűséget ρc egységben szokás mérni: Ω = Ωx + Ωy + … pl. ΩL = 3‰ Ω < 1: a VE örökké tágul Ω > 1: a VE tágul, majd összeomlik Ω = 0: a VE kritikus állapotban van

  19. 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° ?

  20. A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma) Az első csúcs helye Ω-tól függ A magasság ΩB függvénye

  21. A kozmikus zene „hangszíne” (a háttérsugárzás hatványspektruma)

  22. További bizonyíték: VE nagyléptékű szerkezete

  23. Szimuláció sötét anyaggal

  24. A VE összetétele részletesebben

  25. 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 MassiveParticle (WIMP) Részecskefizikusok kedvence, de egyelőre nem sikerült találni Mi lehet a sötét anyag? Netalán a gravitáció módosul nagy skálán?

  26. 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

  27. Bolygók: közvetve

  28. Bolygók: közvetlenül

  29. Bolygók: közvetlenül

  30. Fehér törpék Kevés

  31. MACHO-k • Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak

  32. MACHO-k • Közvetlen kimutatásuk nehéz, mert nem világítanak • Közvetve: gravitációs mikrolencsehatás

  33. MACHO: tű a szénakazalban

  34. Egy fókuszáló MACHO hatása

  35. A MACHO-k fényesedési görbéi

  36. Röntgencsillagászat: gázfelhők léteznek Chandra képe galaxisok közötti gázfelhőről:

  37. Szükséges egy kétértékű megmaradó mennyiség (D-szimmetria): D = +1 SM részecskék esetén D = -1 újfajta részecskék esetén A legkönnyebb D = -1 részecske stabil Ha elektromosan semleges, tömege > GeV/c2 akkor lehetséges SA jelölt, pl.: jelölt spin nyugalmi energia inert Higgs 0 50 GeV LSP (neutralínó) ½ 10 GeV-10TeV Kaluza-Klein részecske ½ TeV HSA (CDM) részecskejelöltek (WIMPek)

  38. 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 Legnépszerűbb WIMP: LSP

  39. 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!