Если бы мы захотели узнать, насколько холодно сейчас и было в далеком прошлом, как бы мы это выяснили?
«Наука отбрасывает длинную черную тень на то, кем мы себя считаем, и там, где она падает, вместе с ней падает и температура. Его прикосновение холодное и неумолимое». - Ричард К. Морган
Помнишь ли ты момент, когда ты понял, что мир гораздо более детализирован , что он состоит из чего-то гораздо более сложного , чем ты можешь себе представить? Мне было шесть или семь, и я читал книгу, в которой говорилось, что все состоит из крошечных частиц, называемых молекулами, настолько маленьких, что их даже нельзя увидеть в микроскоп.
Они не только всегда были в движении, но даже если вы не могли этого видеть, они двигались быстрее и с большей энергией, когда вы их нагревали. Они привели пример: когда вы надуваете пляжный мяч перед тем, как выйти на пляж, вы должны оставить немного места для большего количества воздуха внутри, и солнце нагреет воздух внутри, и это надует остальную часть. пути. Так и получилось, а когда вечером снова стало прохладно, пляжный мяч снова немного сдулся.
Так что это согласуется с тем, что вещи состоят из молекул и с тем, что температура связана со скоростью молекул, но я хотел чего-то более прямого. Чуть позже я прочитал о другом эксперименте, который мне просто необходимо было провести: взять стакан ледяной воды и стакан обжигающе горячей воды и капнуть в каждый из них по капле пищевого красителя. Если вода состоит из молекул, которые постоянно движутся, а более горячие молекулы движутся быстрее, то пищевой краситель должен рассеиваться в горячей воде гораздо быстрее, чем в холодной.
www.schooltube.com/video/56bf0d480ca8450e92f2/Пищевой краситель в горячей и холодной воде
И именно это и произошло! Хотя у меня не было термометра и я не мог напрямую измерить температуру, я понял, что можно узнать температуру воздуха в надувном мяче или воды в стакане, просто производя правильные наблюдения.
Ну, это немного менее знакомо, но вы можете задать тот же вопрос о самом загадочном и неуловимом веществе во Вселенной: темная материя!
Когда мы суммируем всю обычную материю, которая, как мы знаем, есть во Вселенной - такие вещи, как протоны, нейтроны, электроны и фотоны (излучение) - , их много: около 10^80 протонов и электронов за штуку, нейтронов немного меньше, а фотонов вдобавок примерно в миллиард раз больше. Но этого недостаточно, чтобы объяснить ту массу, которую мы вообще видим во Вселенной; нам нужно примерно в пять раз больше материи в форме, которая не может электромагнитно взаимодействовать так, как это делает обычная материя.
Вот что такое темная материя. Так как же нам выяснить, какова его температура?
Вы можете подумать о том, чтобы вернуться к самым ранним стадиям Вселенной, которые мы можем наблюдать: к космическому микроволновому фону или излучению, оставшемуся после Большого Взрыва. На самом деле, это неплохое место для начала! Когда Вселенную впервые можно было точно описать с помощью горячих, плотных, расширяющихся, охлаждающихся и почти-но-не совсем однородных условий, которые мы связываем с Большим взрывом, две конкурирующие силы сразу же начинают работать в самых больших масштабах.
С одной стороны, вся материя-и-энергия во Вселенной, примерно равномерно распределенная, расширяется от всей другой присутствующей материи-и-энергии. Метрическое расширение пространства работает на разбавление плотности энергии Вселенной, а направленное наружу давление излучения и других релятивистских (близких к скорости света) частиц работает на то, чтобы сделать ее еще более однородной, преимущественно выталкивая энергию из сверхплотной области. регионы.
Но, с другой стороны, гравитация работает так, чтобы притягивать больше материи в более плотные области. Это неуправляемый процесс: чем больше материи вы соберете в одном пространстве, тем сильнее оно притянет к себе еще больше материи. Таким образом, действуют две конкурирующие силы: расширение пространства и внешнее давление радиации и быстро движущейся материи, замедляющие рост несовершенств во Вселенной, борющиеся с силой притяжения гравитации в малых и больших масштабах.
Это самая точная и всесторонняя «детская картина» гравитационных сверхплотностей во Вселенной: снимок, сделанный всего через 380 000 лет после Большого Взрыва. Места наибольшей избыточной плотности показаны синим цветом, недостаточная плотность - красным, а желтый цвет представляет области со средней плотностью. (И где Вселенная очень-очень скучная.)
Способ распределения этой карты плотности содержит много информации, в том числе:
- Размеры флуктуаций плотности (сколько градусов на небе они занимают),
- Величина колебаний (на сколько долей градуса они выше/ниже среднего), и
- Корреляции флуктуаций (насколько вероятно, что вы найдете горячую/холодную точку определенной величины рядом с другой горячей/холодной точкой данной величины).
Когда мы строим график распределения флуктуаций плотности, когда Вселенной было всего 380 000 лет, в зависимости от масштаба/размера, мы находим вот что.
Этот график невероятно полезен для того, чтобы рассказать нам о таких вещах, как кривизна Вселенной, сколько в ней материи и излучения, сколько материи является нормальной (протоны, нейтроны, электроны, и т.д.) по сравнению с тем, сколько темной материи, и рядом других вещей.
Но радиация была слишком важна слишком долго, и флуктуации - с точки зрения абсолютной величины - все еще слишком малы, чтобы температура темной материи могла вступить в игру. Итак, если вы хотите узнать что-то о температуре темной материи, взгляд на Космический Микроволновый Фон ничего вам не скажет!Но все это начнет меняться, если вы готовы подождать еще немного.
Потому что теперь, когда Вселенная образует нейтральные атомы, излучение оказывает гораздо меньшее влияние на рост структуры. Гравитация - особенно в сверхплотных областях - начинает побеждать. Если бы темная материя была горячей, то есть если бы частицы, из которых она состоит, в это время двигались бы быстро, она оказывала бы направленное наружу давление и предпочтительно вытекала бы из сверхплотных областей, препятствуя их слишком быстрому росту. Поскольку наименьшие масштабы - это те, которые имеют возможность гравитационного коллапса первыми (поскольку гравитация движется только со скоростью света), Вселенная, состоящая из горячей темной материи, будет иметь меньше структур в малых масштабах, чем Вселенная, состоящая из более холодной темной материи. иметь значение.
Мы могли бы просто взглянуть на карту Вселенной и увидеть ее на глаз, но современная космология - это гораздо более количественная наука, чем это! Вместо этого, как мы сделали для космического микроволнового фона, мы можем сделать что-то очень похожее:
- измерить величину избыточной/недостаточной плотности материи во Вселенной в зависимости от масштаба (используя индикатор, например, галактики),
- измерить вероятность обнаружения другой избыточной/недостаточной плотности данной величины поблизости, на определенном расстоянии, и
- посмотрите, как то, что мы наблюдаем, совпадает с теоретическими предсказаниями/симуляциями Вселенной с/без темной материи заданной температуры.
Вот что говорит нам теория.
Во Вселенной, состоящей на 100% из барионов (т. е. со всей нормальной материей и без темной материи), мы получаем эти массивные асимптоты и колебания, где вероятность корреляции на определенных масштабах падает до минимума до нуля.
С другой стороны, Вселенные, заполненные темной материей (т. е. со 100% темной материей), абсолютно гладкие и не колеблются, но либо имеют отсечку на малых масштабах (для горячей темной материи), либо, количественное уменьшение масштаба (для смеси горячей и холодной темной материи) или полное отсутствие падения (только для холодной темной материи).
На дворе 2014 год, и лучшее измерение этого типа данных - известное как спектр мощности материи или передаточная функция, в зависимости от того, как оно представлено - , получено из Sloan Digital Sky Survey.
Маленькие покачивания, которые мы видим, говорят нам, что Вселенная - с точки зрения материи - около 85% темной материи и 15% нормальной материи, но что отсечения нет или падение на малых масштабах Другими словами, насколько мы можем судить, более 95% темной материи является холодной или все время движется очень медленно.
Это означает, что если эта темная материя когда-либо находилась в тепловом равновесии или когда-либо двигалась быстро, как и другие частицы вскоре после горячего Большого взрыва, она должна быть достаточно массивной, чтобы замедлиться. до чрезвычайно нерелятивистских скоростей, когда Вселенная была очень молода. Есть еще одна вещь, на которую мы можем обратить внимание, чтобы измерить, насколько холодной должна быть эта темная материя: лес Лайман-альфа.
Когда мы смотрим на очень удаленный источник излучения - что-то вроде квазара - он излучает широкий-широкий спектр света. Но по пути этот свет поглощается всеми промежуточными облаками газа по пути.
То, как «схлопнулись» эти газовые облака, говорит нам кое-что о том, как структура сформировалась в мельчайших масштабах; если бы темная материя была теплее, глубина этих линий была бы подавлена на определенную величину, а если бы темная материя была холоднее определенной величины, эти линии поглощения были бы эффективны до 100%. Итак, что мы видим?
Насколько мы можем заглянуть, эти промежуточные ультра-удаленные облака газообразного водорода учат нас тому, что если темная материя существует, она должна иметь очень маленькую кинетическую энергию. Таким образом, это говорит нам о том, что либо темная материя родилась несколько холодной, без очень большой кинетической энергии, либо она очень массивная, так что тепло ранней Вселенной не оказало большого влияния на скорость, с которой она двигалась миллионы лет. позже.
Другими словами, насколько мы можем определить температуру темной материи, если предположить, что она существует, она холодная.
И вот как мы узнаем температуру темной материи: из образования структуры и промежуточных облаков водорода! Так что мне жаль вас, поклонников нейтрино, которые надеялись, что самая легкая и самая неуловимая из всех частиц стандартной модели также может быть темной материей; нейтрино стандартной модели были бы горячими, а темная материя - это не! Это немного сложнее, чем добавление пищевого красителя в воду, но если вы хотите придумать альтернативу темной материи, это вызов, с которым не справилась ни одна альтернатива.
Поиск темной материи - или жизнеспособной альтернативы, которая касается этих точек - , продолжается.
Получил удовольствие от этого? Оставьте свой комментарий на форуме Starts With A Bang в Scienceblogs!