الفلك

ما هي أكبر كتلة يحتمل أن تتشكل؟

ما هي أكبر كتلة يحتمل أن تتشكل؟

إذا رسمنا رسمًا بيانيًا بين تراكم كتلة التكوين (المحور الصادي) والكتلة (المحور السيني) ، فأين الحد الأقصى؟

هناك قصة كيف أحصل على هذا السؤال. تبدأ عندما أفكر في السؤال "هل شمسنا كبيرة أم صغيرة؟".

https://www.quora.com/What-is-the-average-mass-of-a-star

متوسط ​​الكتلة ينتهي بحوالي 0.5 كتلة شمسية.

لكن النجوم ذات الكتلة العالية جدًا لها عمر قصير جدًا ، لذلك يوجد المزيد من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O أكثر من نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O التي نراها اليوم.

أعتقد أنه سيكون من الأفضل قياس شمسنا باستخدام متوسط ​​كتلة النجوم المتكونة من متوسط ​​كتلة النجوم التي نراها.

إذن ، ما هو متوسط ​​كتلة النجوم المتكونة؟

ثم أعتقد قليلا أكثر. لا يوجد حد دقيق بين القزم البني الكبير والنجوم القزمة الحمراء الصغيرة. لذا ، إذا قمنا بتضمينها أيضًا ، فما هي أكبر كتلة يحتمل أن تتشكل؟

إذا كان قانون التربيع العكسي ، فإن الرسم البياني بين الكتلة المتراكمة (المحور y) والكتلة (المحور x) سيكون y = c / x حيث c ثابت.

وجعل الحد الأقصى هو صفر أو يعني أن معظم المادة ليست من النجوم. في هذه المرحلة ، أعتقد أنني يجب أن أحدد الحد الأدنى من كتلة تكوين الجسم في مرحلة ما. ولكن هل هو قانون التربيع العكسي لجميع أنواع الأجسام المكونة؟

إذا لم تكن معظم المادة نجمًا ، فستكون سحابة غاز. لذلك لا نحسبها (كلا الغاز الجزيئي والغاز أحادي الذرة لكن الغبار لا يزال محسوبًا لأنه صلب وليس جسمًا جزيئيًا أو أحادي الذرة) ، ما هي الكتلة التي يحتمل أن تتشكل المادة؟

الرجاء مساعدتي أو إخباري بما يجب قراءته للإجابة أو إعطاء كلمة رئيسية لي.


ما هي أكبر كتلة يحتمل أن تتشكل؟ - الفلك


بادئ ذي بدء ، يعد Machos ببساطة اختصارًا لـ Massice Compact Halo Objects. في الجوهر ، هذا هو بالضبط ما هو Machos. تمكن علماء الفلك من اكتشاف بعض الأمثلة على ذلك في مجرتنا ، لكن بالتأكيد لا توجد أدلة كافية لتفسير كل المادة المظلمة الموجودة هناك. المادة المظلمة التي يُفترض أنها موجودة في مجرتنا هائلة جدًا ، لكن MACHOs لديها القدرة على شرح بعض هذه المادة. يبدو أن علماء الفلك يجدون المزيد والمزيد من MACHOs كل عام ، وبالتحديد في هذه السنوات القليلة الماضية. يمكن أن يكون أحد أنواع MACHO هو النجوم القزمة البنية الشهيرة ، ذات الحجم بين الكواكب والنجوم العادية. تتمتع الأقزام البنية بنفس عملية تكوين النجوم ولكن ليس لديها كتلة كافية لبدء تفاعلات الاندماج النووي التي تسبب التوهج الذي تنبعث منه النجوم. الكواكب هي أيضًا مرشحة محتملة لـ MACHOs. تم اكتشاف حوالي اثني عشر أو نحو ذلك خارج نظامنا الشمسي. تم اكتشاف مواد الهالة مؤخرًا التي يمكن أن تكون أيضًا MACHOs محتملة ، حيث إنها تكبر وتشوه الضوء الصادر من النجوم في المجرات الأخرى.

في مقال في موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية ، تم وصف MACHOs من حيث طريقة اكتشافها. تعد العدسة الدقيقة إحدى الطرق القوية لاكتشاف المادة المظلمة. استخدام بعض نظريات أينشتاين حول & quotEinstein ring & quot (الفكرة القائلة بأن كائنًا ما بينك وبين نجم سينعكس ويشكل حلقة حول العدسة). ومع ذلك ، يجب ملاحظة ملايين النجوم حتى يعمل عدد قليل من العدسات الدقيقة. من العدسة الدقيقة ، اكتشف علماء الفلك أن MACHOs يمكن أن تكون نجوم قزمة بيضاء أو نجوم نيوترونية - بقايا جيل سابق من النجوم. الاحتمال الآخر هو أن MACHOs أقل من حد القزم البني أو الثقوب السوداء البدائية. من خلال هذه الملاحظات والتجارب والنظريات ، لا يزال من الصعب تحديد ماهية MACHOs بالضبط. ما يحتمل أن نستنتج هو أن المادة المظلمة ليست بالكامل MACHO بل يمكن أن تكون على الأكثر 20٪ MACHOs. من المرجح أن تكون WIMPs هي المادة المهيمنة في الكون.



شكل آخر من أشكال MACHOS الموجودة في الفضاء هو الثقوب السوداء. على الرغم من أننا لا نستطيع رؤية هذه الثقوب السوداء في الفضاء ، يمكننا اكتشاف وجود هذه الثقوب السوداء بسبب تأثيرات الجاذبية. عندما تتحرك النجوم الدائرية حول جسم لا يستطيع الفلكيون رؤيته ، فإنهم يفترضون أن الأجسام التي تتحرك حولها هذه النجوم هي ثقوب سوداء.


مجرات عملاقة ذات سطوع منخفض

المجرة العملاقة ذات السطح المنخفض السطوع Malin 1 كما صورتها أداة Megacam على تلسكوب Magellan / Clay 6.5 متر. لقد حير علماء الفلك من كيفية تشكل هذه الأنظمة العملاقة ، وقد أكملوا دراسة جديدة تؤكد احتمال وجود عدة طرق مقترحة. الائتمان: مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية

قبل أربعين عامًا ، اكتشف علماء الفلك الذين يستخدمون تقنيات تصوير جديدة حساسة فئة من المجرات الكبيرة الخافتة التي أطلقوا عليها اسم المجرات ذات السطوع المنخفض. المجرات العملاقة ذات السطوع المنخفض للسطح (gLSBGs) هي مجموعة فرعية تتشابه كتلتها مع مجرة ​​درب التبانة ولكن نصف قطرها أكبر بعشر مرات ، أي ما يصل إلى أربعمائة ألف سنة ضوئية. تثير هذه gLSBGs مشكلة لعلماء الفلك: على الرغم من كونها ضخمة ، إلا أن أقراص المجرة (بالحركة الحركية) غير نشطة نسبيًا. يتصور نموذج التكوين المعتاد للمجرات عالية الكتلة أنها تتطور من اندماجات المجرات ، وهي عملية تثير القرص ويجب أن تجعله نشطًا بشكل حركي. علاوة على ذلك ، تم العثور على معظم gLSBGs مع عدم وجود مجرات أخرى في المناطق المجاورة لها مما يشير إلى أن الاصطدامات ربما لم تكن مهمة في تكوينها.

مسألة كيفية تشكل gLSBGs هي مسألة نقاش نشط. تم اقتراح نموذجين شائعين. في السيناريو الأول ، السيناريو غير الكارثي ، يؤدي التراكم البطيء للغاز في المجرة إلى نموها. في البديل ، السيناريو الكارثي ، حدث اندماج حدث في الماضي ، والميزة الرئيسية لهذا النموذج هي أنه يتناسب مع إطار تكوين المجرة الحالي. أكمل عالم الفلك CfA Igor Chilingarian وزملاؤه ملاحظات بصرية حساسة لسبعة gLSBGs ، مع أخذ الأطياف عبر الأقطار الكاملة لهذه الأنظمة العملاقة الخافتة ، والجمع بين نتائجها مع القياس البصري والراديوي الأرشيفي لانبعاثات الهيدروجين الذري. ورقتهم الجديدة هي الأحدث في سلسلة من النتائج على gLSBGs.

استخدم علماء الفلك مجموعة البيانات الكبيرة لاختبار هذين السيناريوهين ، كما اعتبروا خيارًا ثالثًا تتشكل فيه المجرات داخل هالة مادة مظلمة ضحلة بشكل غير عادي وتأثيرها الثقالي. (يُعتقد أن جميع المجرات تحتوي على هالات من المادة المظلمة ، حيث تحتوي هالة مجرة ​​درب التبانة على كتلة أكبر بعشر مرات من الكتلة الموجودة في النجوم). وخلصوا إلى أن السيناريوهات الثلاثة تبدو وكأنها تعمل ولكن في مواقف مختلفة. بالنسبة لمعظم عيناتهم ، كانت العملية الأكثر احتمالية هي التكوين عن طريق النمو من خلال التراكم التدريجي بعد التكوين الأولي للمجرة. بالنسبة لـ gLSBGs المتبقية ، أوضح سيناريو الاندماج الرئيسي الملاحظات بشكل أفضل ، على الرغم من أنهم وجدوا في حالات قليلة أن هالة المادة المظلمة المتناثرة يمكن أن تلعب دورًا أيضًا. اكتشف العلماء أيضًا أن ما لا يقل عن ستة من gLSBGs السبعة تستضيف نوى مجرة ​​نشطة (AGN) ، ومع ذلك فإن نوى الثقوب السوداء الفائقة الكتلة أقل بكثير من تلك الموجودة في المجرات العادية ذات الكتلة المماثلة ، مما يعني ضمناً أن عمليات الاندماج ، حتى لو كانت متورطة في التكوين يجب أن تكون gLSBGs متواضعة نسبيًا.


جسم فلكي غامض في "فجوة الكتلة": نجم نيوتروني؟ الثقب الأسود؟

عندما تموت النجوم الأكثر ضخامة ، فإنها تنهار تحت جاذبيتها وتترك وراءها ثقوبًا سوداء عندما تموت النجوم الأقل كتلة قليلاً ، فإنها تنفجر في مستعرات عظمى وتترك وراءها بقايا كثيفة ميتة من النجوم تسمى النجوم النيوترونية. لعقود من الزمان ، كان علماء الفلك في حيرة من وجود فجوة تقع بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء: أثقل نجم نيوتروني معروف لا يزيد عن 2.5 مرة كتلة شمسنا ، أو 2.5 كتلة شمسية ، وأخف ثقب أسود معروف هو حوالي 5 الكتل الشمسية. بقي السؤال: هل يكمن أي شيء في ما يسمى بالفجوة الجماعية؟

الآن ، في دراسة جديدة من مرصد موجات الجاذبية بالليزر التابع لمؤسسة العلوم الوطنية (LIGO) وكاشف العذراء في أوروبا ، أعلن العلماء عن اكتشاف جسم كتلته 2.6 كتلة شمسية ، مما يضعه بقوة في فجوة الكتلة. تم العثور على الجسم في 14 أغسطس 2019 ، حيث اندمج مع ثقب أسود من 23 كتلة شمسية ، مما أدى إلى ظهور موجة من موجات الجاذبية التي تم اكتشافها مرة أخرى على الأرض بواسطة LIGO و Virgo. يتم نشر ورقة حول الاكتشاف اليوم 23 يونيو في رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.

تقول المؤلفة المشاركة فيكي كالوجيرا ، الأستاذة في جامعة نورث وسترن: "لقد انتظرنا عقودًا لحل هذا اللغز". "لا نعرف ما إذا كان هذا الجسم هو أثقل نجم نيوتروني معروف ، أو أخف ثقب أسود معروف ، ولكن في كلتا الحالتين يحطم الرقم القياسي."

يقول المؤلف المشارك باتريك برادي ، الأستاذ في جامعة ويسكونسن ، ميلووكي ، والمتحدث باسم LIGO Scientific Collaboration: "سيغير هذا الطريقة التي يتحدث بها العلماء عن النجوم النيوترونية والثقوب السوداء". "قد لا توجد فجوة الكتلة في الواقع على الإطلاق ولكن ربما كانت بسبب قيود في قدرات المراقبة. الوقت والمزيد من الملاحظات سيخبرنا بذلك."

نتج عن الاندماج الكوني الموصوف في الدراسة ، وهو حدث أُطلق عليه اسم GW190814 ، ثقب أسود نهائي تبلغ كتلته حوالي 25 ضعف كتلة الشمس (تم تحويل بعض الكتلة المدمجة إلى انفجار للطاقة على شكل موجات ثقالية). يقع الثقب الأسود المشكل حديثًا على بعد 800 مليون سنة ضوئية من الأرض.

قبل أن يندمج الجسمان ، اختلفت كتلتهما بمعامل 9 ، مما يجعل هذه النسبة القصوى للكتلة المعروفة لحدث موجة الجاذبية. حدث LIGO-Virgo آخر تم الإبلاغ عنه مؤخرًا ، يسمى GW190412 ، وقع بين ثقبين أسودين بنسبة كتلة تبلغ حوالي 4: 1.

"إنه تحدٍ للنماذج النظرية الحالية لتكوين أزواج مدمجة من الأجسام المضغوطة مع نسبة كتلة كبيرة حيث يقيم الشريك ذو الكتلة المنخفضة في فجوة الكتلة. يشير هذا الاكتشاف إلى أن هذه الأحداث تحدث كثيرًا أكثر مما توقعنا ، مما يجعل هذا يشرح كالوجيرا: كائن منخفض الكتلة مثير للاهتمام حقًا. "قد يكون الجسم الغامض نجمًا نيوترونيًا يندمج مع ثقب أسود ، وهو احتمال مثير متوقع نظريًا ولكن لم يتم تأكيده بعد من خلال الملاحظة. ومع ذلك ، فإن الكتلة التي تبلغ 2.6 ضعف كتلة شمسنا ، تتجاوز التوقعات الحديثة للحد الأقصى لكتلة النجوم النيوترونية ، و قد يكون بدلاً من ذلك أخف ثقب أسود تم اكتشافه على الإطلاق ".

عندما اكتشف علماء LIGO و Virgo هذا الاندماج ، أرسلوا على الفور تنبيهًا إلى المجتمع الفلكي. وتابعت العشرات من التلسكوبات الأرضية والفضائية بحثًا عن موجات الضوء المتولدة في الحدث ، لكن لم يلتقط أي منها أي إشارات. حتى الآن ، شوهدت مثل هذه النظائر الخفيفة لإشارات موجات الجاذبية مرة واحدة فقط ، في حدث يسمى GW170817. هذا الحدث ، الذي اكتشفته شبكة LIGO-Virgo في أغسطس 2017 ، تضمن تصادمًا ناريًا بين نجمين نيوترونيين شوهد لاحقًا بواسطة عشرات التلسكوبات على الأرض وفي الفضاء. تصادمات النجوم النيوترونية هي أمور فوضوية حيث تتدفق المادة إلى الخارج في جميع الاتجاهات ، وبالتالي يُتوقع أن تتألق بالضوء. على العكس من ذلك ، يُعتقد أن عمليات اندماج الثقوب السوداء ، في معظم الظروف ، لا تنتج الضوء.

وفقًا لعلماء LIGO و Virgo ، لم تتم مشاهدة حدث أغسطس 2019 بواسطة التلسكوبات الضوئية لعدة أسباب محتملة. أولاً ، كان هذا الحدث بعيدًا بست مرات عن الاندماج الذي لوحظ في عام 2017 ، مما يجعل من الصعب التقاط أي إشارات ضوئية. ثانيًا ، إذا اشتمل الاصطدام على ثقبين أسودين ، فمن المحتمل ألا يتألق بأي ضوء. ثالثًا ، إذا كان الجسم في الواقع نجمًا نيوترونيًا ، فقد يكون شريكه في الثقب الأسود الأكثر ضخامة والذي يبلغ 9 أضعاف قد ابتلعه بالكامل نجمًا نيوترونيًا استهلكه ثقب أسود بالكامل لن يعطي أي ضوء.

يقول كالوجيرا: "أفكر في باك مان يأكل نقطة صغيرة". "عندما تكون الكتل غير متماثلة بدرجة كبيرة ، يمكن أن يؤكل النجم النيوتروني الأصغر في قضمة واحدة."

كيف سيعرف الباحثون ما إذا كان الجسم الغامض نجمًا نيوترونيًا أم ثقبًا أسود؟ قد تكتشف الملاحظات المستقبلية باستخدام LIGO و Virgo وربما التلسكوبات الأخرى أحداثًا مماثلة من شأنها أن تساعد في الكشف عن وجود أجسام إضافية في فجوة الكتلة.

يقول تشارلي هوي ، عضو LIGO Scientific Collaboration وطالب دراسات عليا في جامعة كارديف: "هذه هي أول لمحة عما يمكن أن يكون مجموعة جديدة تمامًا من الكائنات الثنائية المدمجة". "الأمر المثير حقًا هو أن هذه مجرد البداية. مع زيادة حساسية أجهزة الكشف ، سنراقب المزيد من هذه الإشارات ، وسنكون قادرين على تحديد مجموعات النجوم النيوترونية والثقوب السوداء في الكون. "

يقول بيدرو مارونيتي ، مدير برنامج فيزياء الجاذبية في المؤسسة الوطنية للعلوم (NSF): "كانت فجوة الكتلة لغزًا مثيرًا للاهتمام لعقود من الزمن ، والآن اكتشفنا جسمًا يناسبها تمامًا". "لا يمكن تفسير ذلك دون تحدي فهمنا للمادة شديدة الكثافة أو ما نعرفه عن تطور النجوم. هذه الملاحظة هي مثال آخر على الإمكانات التحويلية لمجال علم فلك الموجات الثقالية ، والتي تجلب رؤى جديدة مع كل اكتشاف جديد . "


محتويات

يتم توقع الجسيمات الشبيهة بـ WIMP من خلال التناظر الفائق للمحافظة على التكافؤ R ، وهو نوع شائع من الامتدادات للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ، على الرغم من عدم ملاحظة أي عدد كبير من الجسيمات الجديدة في التناظر الفائق. [6] الجسيمات الشبيهة بـ WIMP يتم التنبؤ بها أيضًا من خلال الأبعاد الإضافية الشاملة ونظريات هيغز الصغيرة.

نموذج التكافؤ مرشح
سوزي R- التكافؤ أخف جسيم فائق التناظر (LSP)
UED تماثل KK أخف جسيم كلوزا كلاين (LKP)
هيجز الصغير T- التكافؤ أخف جسيم T-odd (LTP)

الخصائص النظرية الرئيسية لـ WIMP هي:

  • التفاعلات فقط من خلال القوة النووية الضعيفة والجاذبية ، أو ربما تفاعلات أخرى مع مقاطع عرضية لا تزيد عن المستوى الضعيف [7]
  • كتلة كبيرة مقارنة بالجسيمات القياسية (يمكن اعتبار WIMPs ذات كتل GeV الفرعية مادة مظلمة فاتحة).

بسبب افتقارها للتفاعل الكهرومغناطيسي مع المادة العادية ، ستكون WIMPs غير مرئية من خلال الملاحظات الكهرومغناطيسية العادية. بسبب كتلتها الكبيرة ، ستكون بطيئة نسبيًا في الحركة ، وبالتالي فهي "باردة". [8] سرعاتها المنخفضة نسبيًا لن تكون كافية للتغلب على الجاذبية المتبادلة ، ونتيجة لذلك ، تميل WIMPs إلى التجمع معًا. [9] تعتبر WIMPs واحدة من المواد المرشحة الرئيسية للمادة المظلمة الباردة ، والأخرى هي أجسام هالة مضغوطة ضخمة (MACHOs) وأكسيونات. (تم اختيار هذه الأسماء عمدًا للتباين ، مع تسمية MACHOs لاحقًا عن WIMPs. [10]) أيضًا ، على عكس MACHOs ، لا توجد جسيمات مستقرة معروفة ضمن النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات التي لها جميع خصائص WIMPs. الجسيمات التي لها تفاعل ضئيل مع المادة العادية ، مثل النيوترينوات ، كلها خفيفة جدًا ، وبالتالي ستكون سريعة الحركة ، أو "ساخنة".

بعد عقد من ظهور مشكلة المادة المظلمة في السبعينيات ، تم اقتراح WIMPs كحل محتمل لهذه المشكلة. [11] على الرغم من أن وجود WIMPs في الطبيعة لا يزال افتراضيًا ، إلا أنه سيحل عددًا من المشاكل الفيزيائية الفلكية والكونية المتعلقة بالمادة المظلمة. هناك إجماع اليوم بين علماء الفلك على أن معظم الكتلة في الكون مظلمة بالفعل. تنتج محاكاة الكون المليء بالمادة المظلمة الباردة توزيعات المجرات التي تشبه تقريبًا ما يتم ملاحظته. [12] [13] على النقيض من ذلك ، فإن المادة المظلمة الحارة سوف تلطخ البنية واسعة النطاق للمجرات ، وبالتالي لا تعتبر نموذجًا كونيًا قابلاً للتطبيق.

تتوافق WIMPs مع نموذج جسيم المادة المظلمة من بدايات الكون ، عندما كانت جميع الجسيمات في حالة توازن حراري. بالنسبة لدرجات الحرارة المرتفعة بما فيه الكفاية ، مثل تلك الموجودة في الكون المبكر ، فإن جسيم المادة المظلمة والجسيم المضاد لها كانا يتشكلان من جسيمات أخف ويقضي عليها. مع توسع الكون وتبريده ، انخفض متوسط ​​الطاقة الحرارية لهذه الجسيمات الأخف وزنا وأصبح في النهاية غير كافٍ لتكوين زوج من الجسيمات والجسيمات المضادة للمادة المظلمة. ومع ذلك ، كان من الممكن أن يستمر إبادة أزواج المادة المظلمة من الجسيمات والجسيمات المضادة ، وستبدأ كثافة عدد جسيمات المادة المظلمة في الانخفاض بشكل كبير. [7] في النهاية ، ومع ذلك ، ستصبح كثافة العدد منخفضة جدًا بحيث يتوقف تفاعل جسيم المادة المظلمة مع الجسيم المضاد ، وسيظل عدد جسيمات المادة المظلمة ثابتًا (تقريبًا) مع استمرار الكون في التوسع. [9] الجسيمات ذات المقطع العرضي الأكبر للتفاعل ستستمر في الفناء لفترة أطول من الوقت ، وبالتالي سيكون لها كثافة عدد أقل عندما يتوقف تفاعل الإبادة. استنادًا إلى الوفرة المقدرة الحالية للمادة المظلمة في الكون ، إذا كان جسيم المادة المظلمة عبارة عن جسيم بقايا ، فإن المقطع العرضي للتفاعل الذي يحكم إبادة الجسيمات المضادة للجسيمات لا يمكن أن يكون أكبر من المقطع العرضي للتفاعل الضعيف. [7] إذا كان هذا النموذج صحيحًا ، فسيكون لجسيم المادة المظلمة خصائص WIMP.

نظرًا لأن WIMPs قد تتفاعل فقط من خلال قوى الجاذبية والضعف ، فمن الصعب للغاية اكتشافها. ومع ذلك ، هناك العديد من التجارب جارية لمحاولة اكتشاف WIMPs بشكل مباشر وغير مباشر. الكشف غير المباشر يشير إلى مراقبة إبادة أو تحلل منتجات WIMPs بعيدًا عن الأرض. تركز جهود الكشف غير المباشر عادةً على المواقع التي يُعتقد أن المادة المظلمة WIMP تتراكم فيها أكثر من غيرها: في مراكز المجرات وعناقيد المجرات ، وكذلك في مجرات الأقمار الصناعية الأصغر في مجرة ​​درب التبانة. هذه مفيدة بشكل خاص لأنها تميل إلى احتواء القليل جدًا من المادة الباريونية ، مما يقلل من الخلفية المتوقعة من العمليات الفيزيائية الفلكية القياسية. تبحث عمليات البحث غير المباشرة النموذجية عن أشعة جاما الزائدة ، والتي يُتنبأ بها على أنها منتجات نهائية للإبادة ، أو يتم إنتاجها عندما تتفاعل الجسيمات المشحونة مع الإشعاع المحيط عبر تشتت كومبتون العكسي. يعتمد طيف وشدة إشارة أشعة جاما على نواتج الإبادة ، ويجب حسابها على أساس نموذج تلو الآخر. تشمل التجارب التي وضعت حدودًا على إبادة WIMP ، من خلال عدم مراقبة إشارة الفناء ، تلسكوب أشعة جاما Fermi-LAT [14] ومرصد أشعة جاما الأرضية VERITAS. [15] على الرغم من أن إبادة WIMPs في جزيئات النموذج القياسي يتنبأ أيضًا بإنتاج نيوترينوات عالية الطاقة ، فإن معدل تفاعلها منخفض جدًا بحيث لا يمكن اكتشاف إشارة المادة المظلمة بشكل موثوق في الوقت الحالي. قد تكون الملاحظات المستقبلية من مرصد IceCube في القارة القطبية الجنوبية قادرة على التمييز بين النيوترينوات المنتجة WIMP والنيوترينوات الفيزيائية الفلكية القياسية ، ومع ذلك ، بحلول عام 2014 ، تمت ملاحظة 37 نيوترينوات كونية فقط ، [16] مما يجعل مثل هذا التمييز مستحيلًا.

يمكن أن يأتي نوع آخر من إشارات WIMP غير المباشرة من الشمس. قد تتفاعل Halo WIMPs ، أثناء مرورها عبر الشمس ، مع البروتونات الشمسية ونواة الهيليوم وكذلك العناصر الثقيلة. إذا فقد WIMP طاقة كافية في مثل هذا التفاعل لينخفض ​​إلى ما دون سرعة الهروب المحلية ، فلن يكون لديه طاقة كافية للهروب من جاذبية الشمس وسيظل مرتبطًا بالجاذبية. [9] مع زيادة درجة حرارة المزيد والمزيد من WIMPs داخل الشمس ، فإنها تبدأ في الفناء مع بعضها البعض ، وتشكيل مجموعة متنوعة من الجسيمات ، بما في ذلك النيوترينوات عالية الطاقة. [17] قد تنتقل هذه النيوترينوات بعد ذلك إلى الأرض ليتم اكتشافها في أحد تلسكوبات النيوترينو العديدة ، مثل كاشف سوبر كاميوكاندي في اليابان. يعتمد عدد أحداث النيوترينو المكتشفة يوميًا في هذه الكواشف على خصائص WIMP ، وكذلك على كتلة بوزون هيغز. تجارب مماثلة جارية لاكتشاف النيوترينوات من فناء WIMP داخل الأرض [18] ومن داخل مركز المجرة. [19] [20]

الكشف المباشر يشير إلى مراقبة آثار اصطدام نواة WIMP أثناء مرور المادة المظلمة عبر كاشف في مختبر أرضي. بينما تشير معظم نماذج WIMP إلى أنه يجب التقاط عدد كبير بما يكفي من WIMPs في الأجرام السماوية الكبيرة حتى تنجح تجارب الكشف غير المباشر ، يظل من الممكن أن تكون هذه النماذج إما غير صحيحة أو تشرح جزءًا فقط من ظاهرة المادة المظلمة. وهكذا ، حتى مع التجارب المتعددة المخصصة لتقديم دليل غير مباشر على وجود المادة المظلمة الباردة ، فإن قياسات الكشف المباشر ضرورية أيضًا لترسيخ نظرية WIMPs.

على الرغم من أنه من المتوقع أن تمر معظم WIMPs التي تواجه الشمس أو الأرض دون أي تأثير ، فمن المأمول أن يتفاعل عدد كبير من المادة المظلمة WIMPs التي تعبر كاشفًا كبيرًا بدرجة كافية بما يكفي لرؤيتها - على الأقل عدد قليل من الأحداث في السنة. تتمثل الإستراتيجية العامة للمحاولات الحالية لاكتشاف WIMPs في العثور على أنظمة حساسة للغاية يمكن توسيع نطاقها إلى أحجام كبيرة. يأتي هذا بعد الدروس المستفادة من تاريخ الاكتشاف والكشف الروتيني (حتى الآن) عن النيوترينو.

تحرير التقنيات التجريبية

كاشفات الكريستال المبردة - تعتمد تقنية يستخدمها كاشف البحث عن المواد المظلمة المبردة (CDMS) في منجم السودان على العديد من بلورات الجرمانيوم والسيليكون شديدة البرودة. يتم تبريد البلورات (كل منها بحجم قرص الهوكي) إلى حوالي 50 ملي كلفن. يتم استخدام طبقة من المعدن (الألمنيوم والتنغستن) على الأسطح للكشف عن مرور WIMP عبر البلورة. يأمل هذا التصميم في اكتشاف الاهتزازات في المصفوفة البلورية الناتجة عن ذرة يتم "ركلها" بواسطة WIMP. يتم تثبيت مستشعرات حافة الانتقال التنغستن (TES) في درجة الحرارة الحرجة بحيث تكون في حالة التوصيل الفائق. ستولد الاهتزازات الكريستالية الكبيرة حرارة في المعدن ويمكن اكتشافها بسبب التغيير في المقاومة. تقوم CRESST و CoGeNT و EDELWEISS بتشغيل إعدادات مماثلة.

وميض الغازات النبيلة - هناك طريقة أخرى لاكتشاف الذرات "التي أصابتها" WIMP وهي استخدام مادة متلألئة ، بحيث يتم توليد نبضات ضوئية بواسطة الذرة المتحركة ويتم اكتشافها ، غالبًا باستخدام PMTs. تجارب مثل DEAP في SNOLAB و DarkSide في أداة LNGS ، كتلة مستهدفة كبيرة جدًا من الأرجون السائل لعمليات بحث WIMP الحساسة. استخدم ZEPLIN و XENON الزينون لاستبعاد WIMPs عند حساسية أعلى ، مع أكثر الحدود صرامة حتى الآن التي يوفرها كاشف XENON1T ، باستخدام 3.5 طن من الزينون السائل. [21] تمت الموافقة على أجهزة الكشف عن الزينون السائل الأكبر حجمًا بعدة أطنان للبناء من تعاونات XENON و LUX-ZEPLIN و PandaX.

وميض الكريستال - بدلاً من الغازات النبيلة السائلة ، تتمثل الطريقة الأبسط من حيث المبدأ في استخدام بلورة متلألئة مثل NaI (Tl). يتم اتباع هذا النهج بواسطة DAMA / LIBRA ، وهي تجربة لاحظت تعديلًا حلقيًا للإشارة بما يتوافق مع اكتشاف WIMP (انظر § الحدود الأخيرة). تحاول العديد من التجارب تكرار هذه النتائج ، بما في ذلك ANAIS و DM-Ice ، والتي تقوم بنشر بلورات NaI باستخدام كاشف IceCube في القطب الجنوبي. يقترب KIMS من نفس المشكلة باستخدام CsI (Tl) كمومض. نشر تعاون COSINE-100 (دمج مجموعات KIMS و DM-Ice) نتائجهم حول تكرار إشارة DAMA / LIBRA في ديسمبر 2018 في مجلة Nature ، وكان استنتاجهم أن "هذه النتيجة تستبعد تفاعلات WIMP-nucleon كسبب لـ تعديل سنوي لاحظه تعاون DAMA ". [22]

غرف الفقاعات - تجربة PICASSO (مشروع في كندا للبحث عن كائنات فائقة التماثل) هي تجربة بحث مباشر عن المادة المظلمة تقع في SNOLAB في كندا. يستخدم كاشفات الفقاعات مع الفريون كالكتلة النشطة. PICASSO حساس في الغالب للتفاعلات المعتمدة على الدوران لـ WIMPs مع ذرات الفلور في الفريون. COUPP ، تجربة مماثلة باستخدام ثلاثي فلورو اليود ميثان (CF3I) ، تم نشر حدود للكتلة أعلى من 20 GeV في عام 2011. [23] اندمجت التجربتان في تعاون PICO في عام 2012.

كاشف الفقاعات هو جهاز حساس للإشعاع يستخدم قطرات صغيرة من سائل شديد السخونة يتم تعليقه في مصفوفة هلامية. [24] يستخدم مبدأ غرفة الفقاعة ، ولكن نظرًا لأن القطرات الصغيرة فقط هي التي يمكن أن تمر بمرحلة انتقالية في كل مرة ، يمكن للكاشف أن يظل نشطًا لفترات أطول. [ التوضيح المطلوب ] عندما يتم ترسيب طاقة كافية في قطيرة بواسطة الإشعاع المؤين ، تصبح القطرة فائقة السخونة فقاعة غاز. يترافق تطور الفقاعة مع موجة صدمة صوتية تلتقطها مستشعرات كهربائية بيزو. الميزة الرئيسية لتقنية كاشف الفقاعات هي أن الكاشف يكاد يكون غير حساس لإشعاع الخلفية. يمكن ضبط حساسية الكاشف عن طريق تغيير درجة الحرارة ، وعادة ما تعمل بين 15 درجة مئوية و 55 درجة مئوية. هناك تجربة أخرى مماثلة تستخدم هذه التقنية في أوروبا تسمى SIMPLE.

أبلغت PICASSO عن نتائج (نوفمبر 2009) لتفاعلات WIMP المعتمدة على الدوران على 19 فهرنهايت ، للكتل من 24 Gev تم الحصول على حدود صارمة جديدة على المقطع العرضي المعتمد على الدوران البالغ 13.9 pb (90 ٪ CL). تقيد الحدود التي تم الحصول عليها التفسيرات الحديثة لتأثير التعديل السنوي لـ DAMA / LIBRA من حيث التفاعلات المعتمدة على الدوران. [25]

PICO هو توسيع للمفهوم المخطط له في عام 2015. [26]

أنواع أخرى من الكاشفات - يتم دراسة غرف الإسقاط الزمني (TPCs) المملوءة بغازات الضغط المنخفض للكشف عن WIMP. يحاول تعاون تحديد الارتداد الاتجاهي من المسارات (DRIFT) الاستفادة من الاتجاه المتوقع لإشارة WIMP. يستخدم DRIFT هدف ثاني كبريتيد الكربون ، والذي يسمح للارتداد WIMP بالسفر عدة ملليمترات ، تاركًا مسارًا للجسيمات المشحونة. ينجرف هذا المسار المشحون إلى مستوى قراءة MWPC الذي يسمح بإعادة بنائه في ثلاثة أبعاد وتحديد اتجاه الأصل. DMTPC هي تجربة مماثلة مع CF4 غاز.

تعديل الحدود الأخيرة

لا توجد حاليًا اكتشافات مؤكدة للمادة المظلمة من تجارب الكشف المباشر ، حيث تأتي أقوى حدود الاستبعاد من تجارب LUX و SuperCDMS ، كما هو موضح في الشكل 2. مع 370 كيلوغرامًا من Xenon LUX يكون أكثر حساسية من XENON أو CDMS. [27] تشير النتائج الأولى من أكتوبر 2013 إلى عدم رؤية أي إشارات ، ويبدو أنها تدحض النتائج التي تم الحصول عليها من أدوات أقل حساسية. [28] وتم تأكيد ذلك بعد انتهاء تشغيل البيانات النهائية في مايو 2016. [29]

تاريخياً ، كانت هناك أربع مجموعات شاذة من البيانات من تجارب مختلفة للكشف المباشر ، تم شرح اثنتين منها الآن بخلفيات (CoGeNT و CRESST-II) ، واثنتان لم يتم تفسيرهما (DAMA / LIBRA و CDMS-Si). [30] [31] في فبراير 2010 ، أعلن الباحثون في CDMS أنهم لاحظوا حدثين يمكن أن يكونا ناجمين عن اصطدام نواة WIMP. [32] [33] [34]

قام CoGeNT ، وهو كاشف أصغر يستخدم قرصًا من الجرمانيوم ، مصممًا لاستشعار WIMPs ذات الكتل الأصغر ، بالإبلاغ عن مئات من أحداث الكشف في 56 يومًا. [35] [36] لاحظوا تعديلًا سنويًا في معدل الحدث الذي يمكن أن يشير إلى المادة المظلمة الفاتحة. [37] ومع ذلك فقد تم دحض أصل المادة المظلمة لأحداث CoGeNT من خلال التحليلات الحديثة ، لصالح تفسير من حيث الخلفية من الأحداث السطحية. [38]

يعد التعديل السنوي أحد التوقيعات المتوقعة لإشارة WIMP ، [39] [40] وعلى هذا الأساس ادعى تعاون DAMA اكتشافًا إيجابيًا. مجموعات أخرى ، ومع ذلك ، لم تؤكد هذه النتيجة. استبعدت بيانات CDMS التي تم نشرها في مايو 2004 منطقة إشارة DAMA بأكملها نظرًا لافتراضات معيارية معينة حول خصائص WIMPs وهالة المادة المظلمة ، وقد أعقب ذلك العديد من التجارب الأخرى (انظر الشكل 2 ، على اليمين).

نشر تعاون COSINE-100 (دمج مجموعات KIMS و DM-Ice) نتائجهم حول تكرار إشارة DAMA / LIBRA في ديسمبر 2018 في مجلة Nature ، وكان استنتاجهم أن "هذه النتيجة تستبعد تفاعلات WIMP-nucleon كسبب لـ تعديل سنوي لاحظه تعاون DAMA ". [41]

تحرير مستقبل الكشف المباشر

من المفترض أن يشهد العقد 2020 ظهور العديد من تجارب الكشف المباشر الجماعي التي يبلغ وزنها عدة أطنان ، والتي ستبحث في ترتيب المقاطع العرضية لنواة WIMP بحجم أصغر من الحساسية الحالية. أمثلة على تجارب الجيل التالي هذه هي LUX-ZEPLIN (LZ) و XENONnT ، وهي تجارب متعددة الأطنان من الزينون السائل ، تليها DARWIN ، وهي تجربة أخرى مقترحة للكشف المباشر عن الزينون السائل تتراوح من 50 إلى 100 طن. [42] [43]

ستواجه مثل هذه التجارب متعددة الأطنان أيضًا خلفية جديدة في شكل نيوترينوات ، والتي ستحد من قدرتها على سبر فضاء معامل WIMP إلى ما بعد نقطة معينة ، تُعرف باسم أرضية النيوترينو. ومع ذلك ، على الرغم من أن اسمها قد يشير إلى حد صارم ، فإن أرضية النيوترينو تمثل منطقة مساحة المعلمة التي لا يمكن بعدها أن تتحسن الحساسية التجريبية إلا في أحسن الأحوال مثل الجذر التربيعي للتعرض (ناتج كتلة الكاشف ووقت التشغيل). [44] [45] بالنسبة لكتل ​​WIMP التي تقل عن 10 GeV ، يكون المصدر المهيمن لخلفية النيوترينو من الشمس ، بينما تحتوي الخلفية بالنسبة للكتل الأعلى على مساهمات من نيوترينوات الغلاف الجوي وخلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشر.


ملخص

عندما ننظر إلى المجرات البعيدة ، فإننا ننظر إلى الوراء في الزمن. لقد رأينا الآن المجرات كما كانت عندما كان عمر الكون حوالي 500 مليون سنة - حوالي أربعة بالمائة فقط من عمرها الآن. عمر الكون الآن 13.8 مليار سنة. لون المجرة هو مؤشر على عمر النجوم التي تسكنها. يجب أن تحتوي المجرات الزرقاء على الكثير من النجوم الشابة الساخنة الضخمة. تميل المجرات التي تحتوي على نجوم قديمة فقط إلى اللون الأحمر المصفر. تشكل الجيل الأول من النجوم عندما كان عمر الكون بضع مئات الملايين من السنين فقط. تميل المجرات التي لوحظت عندما كان عمر الكون لبضعة مليارات من السنين فقط إلى أن تكون أصغر من مجرات اليوم ، ولأن تكون ذات أشكال غير منتظمة أكثر ، ولأن يكون لها تكوين نجمي أسرع من المجرات التي نراها في مكان قريب في كون اليوم. هذا يدل على أن شظايا المجرات الأصغر تجمعت في المجرات الأكبر التي نراها اليوم.

28.2 دمج المجرات ونواة المجرة النشطة

عندما تتصادم المجرات ذات الحجم المماثل وتتحد ، نسميها اندماجًا ، ولكن عندما تبتلع مجرة ​​صغيرة مجرة ​​أكبر بكثير ، فإننا نستخدم مصطلح أكل لحوم البشر في المجرات. تلعب التصادمات دورًا مهمًا في تطور المجرات. إذا اشتمل الاصطدام على مجرة ​​واحدة على الأقل غنية بالمواد البينجمية ، فإن الانضغاط الناتج للغاز سيؤدي إلى انفجار نجمي ، مما يؤدي إلى مجرة ​​نجمية. كانت عمليات الاندماج أكثر شيوعًا عندما كان الكون صغيرًا ، والعديد من المجرات البعيدة التي نراها هي مجرات انفجار نجمي تشارك في الاصطدامات. يمكن أن يكون للنواة المجرية النشطة المدعومة من الثقوب السوداء الهائلة في مراكز معظم المجرات تأثيرات كبيرة على المجرة المضيفة ، بما في ذلك إيقاف تشكل النجوم.

28.3 توزيع المجرات في الفضاء

تؤكد أعداد المجرات في اتجاهات مختلفة أن الكون على نطاق واسع متجانس وخواص (نفس الشيء في كل مكان ونفس في جميع الاتجاهات ، بصرف النظر عن التغيرات التطورية مع مرور الوقت). يشار إلى تشابه الكون في كل مكان بالمبدأ الكوني. يتم تجميع المجرات معًا في مجموعات. مجرة درب التبانة هي عضو في المجموعة المحلية ، التي تحتوي على ما لا يقل عن 54 مجرة ​​عضو. تحتوي العناقيد الغنية (مثل العذراء والغيبوبة) على آلاف أو عشرات الآلاف من المجرات. Galaxy clusters often group together with other clusters to form large-scale structures called superclusters, which can extend over distances of several hundred million light-years. Clusters and superclusters are found in filamentary structures that are huge but fill only a small fraction of space. Most of space consists of large voids between superclusters, with nearly all galaxies confined to less than 10% of the total volume.

28.4 The Challenge of Dark Matter

Stars move much faster in their orbits around the centers of galaxies, and galaxies around centers of galaxy clusters, than they should according to the gravity of all the luminous matter (stars, gas, and dust) astronomers can detect. This discrepancy implies that galaxies and galaxy clusters are dominated by dark matter rather than normal luminous matter. Gravitational lensing and X-ray radiation from massive galaxy clusters confirm the presence of dark matter. Galaxies and clusters of galaxies contain about 10 times more dark matter than luminous matter. While some of the dark matter may be made up of ordinary matter (protons, neutrons, and electrons), perhaps in the form of very faint stars or black holes, most of it probably consists of some totally new type of particle not yet detected on Earth. Observations of gravitational lensing effects on distant objects have been used to look in the outer region of our Galaxy for any dark matter in the form of compact, dim stars or star remnants, but not enough such objects have been found to account for all the dark matter.

28.5 The Formation and Evolution of Galaxies and Structure in the Universe

Initially, luminous and dark matter in the universe was distributed almost—but not quite—uniformly. The challenge for galaxy formation theories is to show how this “not quite” smooth distribution of matter developed the structures—galaxies and galaxy clusters—that we see today. It is likely that the filamentary distribution of galaxies and voids was built in near the beginning, before stars and galaxies began to form. The first condensations of matter were about the mass of a large star cluster or a small galaxy. These smaller structures then merged over cosmic time to form large galaxies, clusters of galaxies, and superclusters of galaxies. Superclusters today are still gathering up more galaxies, gas, and dark matter. And spiral galaxies like the Milky Way are still acquiring material by capturing small galaxies near them.


Missing Matter And The Workings of The Galactic Ecosystem

Artist conception of gas streams (blue) feeding a galactic disk.

Take a look at any galaxy in the universe through a telescope or in pictures captured by observatories and you might think you have a good idea of its shape.

Think again -- roughly half of a galaxy's matter is invisible. But scientists have since discovered this missing mass in halos of cool gas surrounding galaxies. Understanding their dynamics, however, has remained an open question.

Now a team of astronomers led by UC Santa Barbara Professor Crystal Martin and graduate student Stephanie Ho has released a paper investigating how these halos interact with the rest of their galaxies. The study appears in The Astrophysical Journal.

"When you look at galaxies, you see light and that's what grabs your attention, and you think that's where the stuff is," said Martin. "What's interesting to me is that most of the normal material associated with a galaxy is not luminous at all."

Astronomers can measure the total mass of a galaxy by looking at the galaxy's movement and rotation. But this doesn't separate normal from dark matter. Fortunately, scientists have good measurements of the ratio of these two on the cosmic scale. Around 84% of the universe's mass is dark matter, and 16% is conventional matter -- made up of protons, electrons, neutrons, and their cousins. With this knowledge, researchers figured out that roughly half of galaxies' normal matter was nowhere to be seen.

A lot of prior work focused on finding this missing material, Martin explained. "Our study was about trying to measure how the gas in the halo was moving," she said.

To find the missing matter, astronomers needed something incredibly bright shining through the diffuse clouds. Some galaxies have extremely active black holes in their centers called quasars, which send out beacons of radiation into the universe and are bright enough to help scientists spot the dilute gas halos.

As quasar light travels through these galactic halos, the dust and gas absorb specific wavelengths of light based on its composition. The research team pieced together the distribution and composition of this missing matter by comparing the light spectra from these shrouded quasars to those they can see directly.

"This method gives you a lot of information, but it's all along one sight-line," said Martin. And few galaxies have more than one quasar behind them.

To circumvent this challenge, Martin and her colleagues combined the data from 50 similar galaxies, each with a single quasar behind it. This produced a model of one average galaxy with fifty quasars behind it, plenty of coverage to get an accurate picture of the system.

Now that the researchers knew the size of the halo, and what it was made of, they wanted to investigate how this gas behaved. Fortunately, the motion of the halo gas shifts the spectra in predictable ways: matter moving toward us produces bluer spectra, and receding material is redder. This is the same effect as the change in pitch you hear in an ambulance siren as it passes you on the road.

Martin and Ho discovered that these gaseous halos rotated along with the rest of the galaxy, but not quite fast enough to keep material from slowly falling in. What's more, supernovae within the galaxy had ejected material back out, especially perpendicular to the galactic plane.

This dynamic creates a circulation, where gas falls into the galaxy and nurtures new stars, which fuse light elements into heavier ones. Eventually some of this material, now enriched with heavier elements, is thrown from the galaxy, where it can begin the cycle over again. In fact, astronomers believe that this circulation dictates the composition of material that forms new stars. What's more, stars enriched with heavier elements appear to be more likely to form planetary systems than those made of only light elements, according to Martin.

"This circulation drives the galactic ecosystem," she said.

In addition to shedding light on planetary systems like our own, the study also illuminates the workings of our galaxy. Most of the 50 galaxies in the study were similar to how the Milky Way looked around 250 million years ago, a fairly short amount of time on a cosmic scale. This is also about as much time as our galaxy takes to make a single revolution, Martin explained, which is the minimum timescale for any significant galactic change.

Martin and Ho plan to investigate how the rate of gas falling back into a galaxy compares to the rate of star formation. This will provide a better understanding of the evolution of star-forming galaxies over billion-year timeframes. Martin is interested in whether galaxies with more star formation have more disturbed halo gas above and below the disk plane, as would be expected with more supernovae.


Scientists Narrow Down Dark Matter's Mass

Physicists have set the most precise limit yet on the mass of dark matter, the mysterious and elusive stuff that is thought to make up 98 percent of all matter in the universe and nearly a quarter of its total mass.

The researchers used data from NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope to set parameters on the mass of dark matter particles by calculating the rate at which they appear to collide with their antimatter partners and annihilate each other in galaxies that orbit our own Milky Way.

Savvas Koushiappas, an assistant professor in the department of physics at Brown University, and graduate student Alex Geringer-Sameth found that dark matter particles must have a mass greater than 40 giga-electron volts (GeV) &mdash approximately 42 times the mass of a proton.

"What we find is if a particle's mass is less than 40 GeV, then it cannot be the dark matter particle," Koushiappas said in a statement.

The details of the study will be published in the Dec. 1 issue of the journal Physical Review Letters.

Casting doubt on previous findings

The results throw into question recent findings from underground experiments that reported the potential detection of dark matter, the researchers said.

These experiments claimed to have found dark matter particles with masses ranging from 7 to 12 GeV, which is significantly less than the limit determined by the new study. [Twisted Physics: 7 Mind-Blowing Findings]

Dark matter is invisible, and scientists have long tried in vain to directly detect the mysterious particles. But since dark matter has mass, its presence is inferred based on the gravitational pull it exerts on regular matter.

But it's more complicated than that. In the 1920s, astronomer Edwin Hubble discovered that the universe is not static, but is expanding. More than 70 years later, observations from the Hubble Space Telescope, which was named for the astronomer, found that the universe was expanding at a much more rapid pace than it was earlier.

Cosmologists think a mysterious force called dark energy is behind this puzzling acceleration. Dark energy, like dark matter, has not been directly detected, but it is thought to be the force pulling the cosmos apart at ever-increasing speeds.

"If, for the sake of argument, a dark matter particle's mass is less than 40 GeV, it means the amount of dark matter in the universe today would be so much that the universe would not be expanding at the accelerated rate we observe," Koushiappas said.

Our complicated universe

Dark energy is thought to make up 73 percent of the total mass and energy in the universe. Dark matter accounts for 23 percent, which leaves only 4 percent of the universe composed of the regular matter that can be seen, such as stars, planets, galaxies and people.

But because neither dark matter nor dark energy has been directly detected, they remain unproven concepts.

In at least one respect, dark matter is thought to behave like normal matter: When a dark matter particle meets its matching antimatter partner, they should destroy each other. Antimatter is a sibling to normal matter an antimatter partner particle is thought to exist for each matter particle, with the same mass but opposite charge.

Scientists suspect that dark matter is made of particles called WIMPs ("weakly interacting massive particles"). When a WIMP and its anti-particle collide, they should annihilate one another.

To examine the mass of dark matter, Koushiappas and Geringer-Sameth essentially reversed the process of annihilation. The researchers observed seven dwarf galaxies that are thought to be full of dark matter because the motion of the stars within them cannot be fully explained by their mass alone.

Since these dwarf galaxies also contain much less hydrogen gas and other regular matter, they help paint a clearer picture of dark matter and its effects, Koushiappas said.

The physicists worked backward using data from the last three years that was collected by the Fermi telescope, which observes the universe in high-energy gamma-ray light. By measuring the number of light particles, called photons, in the galaxies, the scientists calculated backward to deduce how often particles called quarks are produced, which are products of the WIMP-anti-WIMP annihilation reaction.

This enabled the physicists to establish limits on the mass of dark matter particles and the rate at which they annihilate.

"This is a very exciting time in the dark matter search, because many experimental tools are finally catching up to long-standing theories about what dark matter actually is," Geringer-Sameth said in a statement. "We are starting to really put these theories to the test."


Summary

About 15% of the visible matter in the Galaxy is in the form of gas and dust, serving as the raw material for new stars. About 99% of this interstellar matter is in the form of gas—individual atoms or molecules. The most abundant elements in the interstellar gas are hydrogen and helium. About 1% of the interstellar matter is in the form of solid interstellar dust grains.

20.2 Interstellar Gas

Interstellar gas may be hot or cold. Gas found near hot stars emits light by fluorescence, that is, light is emitted when an electron is captured by an ion and cascades down to lower-energy levels. Glowing clouds (nebulae) of ionized hydrogen are called H II regions and have temperatures of about 10,000 K. Most hydrogen in interstellar space is not ionized and can best be studied by radio measurements of the 21-centimeter line. Some of the gas in interstellar space is at a temperature of a million degrees, even though it is far away in hot stars this ultra-hot gas is probably heated when rapidly moving gas ejected in supernova explosions sweeps through space. In some places, gravity gathers interstellar gas into giant clouds, within which the gas is protected from starlight and can form molecules more than 200 different molecules have been found in space, including the basic building blocks of proteins, which are fundamental to life as we know it here on Earth.

20.3 Cosmic Dust

Interstellar dust can be detected: (1) when it blocks the light of stars behind it, (2) when it scatters the light from nearby stars, and (3) because it makes distant stars look both redder and fainter. These effects are called reddening and interstellar extinction, respectively. Dust can also be detected in the infrared because it emits heat radiation. Dust is found throughout the plane of the Milky Way. The dust particles are about the same size as the wavelength of light and consist of rocky cores that are either sootlike (carbon-rich) or sandlike (silicates) with mantles made of ices such as water, ammonia, and methane.

20.4 Cosmic Rays

Cosmic rays are particles that travel through interstellar space at a typical speed of 90% of the speed of light. The most abundant elements in cosmic rays are the nuclei of hydrogen and helium, but electrons and positrons are also found. It is likely that many cosmic rays are produced in supernova shocks.

20.5 The Life Cycle of Cosmic Material

Interstellar matter is constantly flowing through the Galaxy and changing from one phase to another. At the same time, gas is constantly being added to the Galaxy by accretion from extragalactic space, while mass is removed from the interstellar medium by being locked in stars. Some of the mass in stars is, in turn, returned to the interstellar medium when those stars evolve and die. In particular, the heavy elements in interstellar space were all produced inside stars, while the dust grains are made in the outer regions of stars that have swelled to be giants. These elements and grains, in turn, can then be incorporated into new stars and planetary systems that form out of the interstellar medium.

20.6 Interstellar Matter around the Sun

The Sun is located at the edge of a low-density cloud called the Local Fluff. The Sun and this cloud are located within the Local Bubble, a region extending to at least 300 light-years from the Sun, within which the density of interstellar material is extremely low. Astronomers think this bubble was blown by some nearby stars that experienced a strong wind and some supernova explosions.


Dark matter, apparently, is midichlorians

Dark matter, to re-interpret Obi Wan Kenobi, surrounds us and penetrates us. It binds the galaxy together.

At least that’s what a new scientific study seems to show. Dark matter appears to stretch well beyond the visible limits of galaxies, flowing through and filling even the vast, previously-thought empty space between galaxies. The researchers, led by Shogo Masaki of Nogoya University, used computer simulations to model how dark matter behaves over time as it helps form galaxies, and found that while it’s concentrated in and around galaxies, it doesn’t fade away into nothing with distance. It does get thinner, but still exists to a measurable degree well outside of galaxies. The model structure they found is actually quite lovely:

Remember, this is a model, and not an actual map. It does show concentrations of dark matter along galaxies and clusters of galaxies, but also shows how even “empty” space well outside of galaxies has pervasive dark matter in it.

OK, so what’s the deal then?

Dark matter was discovered a long time ago, when it was found that galaxies that live in clusters were moving way too fast to be held by the cluster gravity. They should just simply shoot away, and clusters would essentially evaporate. This implied that clusters of galaxies were either very young and hadn’t had time to dissolve – which we knew wasn’t true they’re clearly old – or there must be a lot more gravity holding them together. We can add up all the light from the stars in the galaxies and estimate their total mass, but what you get is only about 5-10% of the mass needed to hold clusters together. So most of the matter making up the clusters must be dark. Otherwise we’d see it.

A lot of things are dark. Cold gas. Dust. Rogue planets. Burned out stars. Black holes. It’s hard to see how there could be more mass in any of these things then all the stars put together, let alone ten times as much! Still, over time, better observations started eliminating all the possibilities. Basically, everything made of normal matter was eliminated as a candidate. The Sherlockian conclusion is that something extraordinary makes up dark matter. The most likely possibility now is an exotic form of matter like axions, subatomic particles that have mass and gravity, but don’t emit light and don’t interact with normal matter. An axion could pass right through you, and like a ghost it would leave no trace.

But that doesn’t mean we can’t detect it. Just like we discovered it indirectly through its influence gravitationally, there is another way to “see” dark matter: gravitational lensing. In a nutshell, matter warps space, and light moving through that space follows the warped path. This can distort the shapes of distant galaxies, either strongly, really messing them up and bending them into long arcs and making multiple images of them (like in a recent and pretty Hubble picture of a galaxy), or it can be a weaker effect, gently smearing out the galaxy’s shape. Dark matter has mass, which means it has gravity… so it should create gravitational lensing.

In this illustration, imagine a bunch of background galaxies depicted by the points on the left. Plop a galaxy with dark matter between us and them, and the galaxy’s gravity warps the light from those more distant objects, bending the grid and also magnifying the background galaxies. All of this information can be used to map out the location and density of the dark matter doing the lensing.

Last year, astronomers made an incredibly detailed map of dark matter using an astonishing 24 million galaxies. By carefully measuring the shapes of these galaxies (using automated software) they could tell statistically how much the images were warped, and therefore how much dark matter there is, and where it’s located. Mind you, you can’t really point at any one galaxy and say it’s distorted by such and such an amount. But we know overall how they should be shaped, so by mapping millions of them (millions!) you can show statistically how they deviate from the expected shape. That in turn tells us about the dark matter between us and them, and this information was then used by the Japanese researchers as a test of their computer models of how dark matter behaved. That’s how they made the map above, and showed that dark matter extends well beyond the visible borders of galaxies.

And because dark matter outweighs normal matter in our Universe by so much, the researches involved have actually said that galaxies really don’t لديك boundaries. In a sense, they’re right. What we see is only a fraction of what’s really there. And since the dark matters extends so far past the limits of what we see, galaxies really don’t have borders. They just thin out over huge distances of space, overlapping. I picture it a bit like a mountain range: there are local peaks, but at their bases all the mountains merge together so it’s hard to tell where one ends and another begins. Amazing.

So, did you catch all this? Let me explain… no, there is too much. Let me sum up.

Matter that we can’t see directly but we know exists but can’t be normal matter or even interact with it directly bends space which warps the path of light which can be used if you have millions of galaxies at your disposal to see the subtle distortions of background galaxy light which smears them out and lets you map the location and density of that invisible matter and see that it’s everywhere even well outside the visible boundaries of galaxies which means it fills the Universe in every direction and at all distances.

Got all that? Well, maybe I can be even more succinct:

Credits: Shogo Masaki (Department of Physics Nagoya University) NASA, ESA, J. Rigby (NASA Goddard Space Flight Center), K. Sharon (Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago), and M. Gladders and E. Wuyts (University of Chicago)