Отсортированно по тегу "голографическая тёмная энергия", найдено 43 записей
С точки зрения физики частиц, не сложно выполнить ограничения, обсужденные в предыдущем разделе. Но есть еще два неявных важных требования:
- частица-кандидат должна иметь время жизни, много больше хаббловского времени ~ 10 млд. лет и
- космологическая плотность должна быть совместима с наблюдаемой плотностью темной материи.
Этот обзор является продолжением:
- Темная материя. Введение
- Наблюдательные доказательства существования темной материи
- Феноменологические свойства темной материи
Разделим методы детектирования темной материи на две части: методы, использующие космологические наблюдения, и эксперименты по поиску частиц-кандидатов темной материи на ускорителях. Начнем с обсуждения попыток обнаружить частицы-кандидаты в космологических наблюдениях.
Если нейтралино или, в более широком контексте, WIMPs представляют собой темную материю, они не только будут образовывать фоновую плотность Вселенной, но также будут кластеризоваться вместе с обычными звездами в галактических гало. В частности, они будут представлены в нашей собственной галактике, Млечном пути. Это порождает надежду детектирования реликтовых WIMPs непосредственно на Земле. Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате столкновения энергию через ионизацию или тепловые (фононные) процессы. Энергетические потери нейтралино с массами $10\,GeV < m < 100\,GeV$ в таких детекторах не более $100\,keV$.
Современные методы регистрации энергии ядер отдачи такого масштаба основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых низкотемпературных детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель.
Так как детектирование будет происходить на Земле, нам необходимо знать некоторые характеристики нашей галактики, для того чтобы быть уверенным в реальности такого эксперимента. Заметим, что изучение возможности детектирования темной материи началось с 1982 года [48]. Разделим методы детектирования темной материи на две части: методы, использующие космологические наблюдения, и эксперименты по поиску частиц-кандидатов темной материи на ускорителях. Начнем с обсуждения попыток обнаружить частицы-кандидаты в космологических наблюдениях.
Этот обзор является продолжением:
Темная материя - не только загадка, но и ключ к решению некоторых проблем. Несмотря на то что астрономы довольно долго шли к пониманию важной роли темной материи во Вселенной, лично я осознал это весьма быстро. В 1978 г. в Калифорнийском университете в Беркли, в ходе своего первого проекта после защиты диссертации, я определял скорости орбитального движения звездообразующих гигантских молекулярных облаков во внешней части диска нашей Галактики. Разработав наиболее точный метод измерения этих скоростей, я стал наносить полученные результаты (рукой на миллиметровку!) в общей комнате астрономического факультета. В тот момент в помещении находились еще два специалиста по Галактике - Фрэнк Шу (Frank Shu) и Айвэн Кинг (Ivan King). Они наблюдали, как я строил график скоростей внешних облаков, и полученная в результате картина показала нам, что Галактика очень богата темной материей, особенно во внешних областях. Мы сидели и размышляли над природой темного вещества, но все идеи, пришедшие нам тогда в голову, оказались ошибочными.
читать
