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암흑 물질은 아인슈타인의 동등성 원리를 만나다 :두 입자의 이야기

암흑 물질은 오늘날의 물리학에서 가장 수수께끼의 도전 중 하나입니다. 중력 상호 작용을 통해서만 제시하는 신비한 실체이며 현재 우주의 에너지 함량의 약 27%에 해당합니다. 그러나 그 존재는 1933 년 이래로 알려져 있지만, 그 본질과 기원은 아직 이해되지 않았습니다.

암흑 물질은 은하의 회전 곡선을 통해 관찰되며, 이는 주변 별의 속도가 중심에서 상당히 일정 해져 은하의 클러스터의 구성 요소로서 은하의 응집력을 통해 상당히 일정해진다는 것을 보여줍니다. 은하 디스크의 안정성은 암흑 물질이 디스크와 은하 팽창을 둘러싼 구형 후광으로 퍼져 있음을 시사합니다. 관찰에 따르면 은하수의 역학은 또한 암흑 물질에 의해 지배된다는 것을 보여줍니다. N-Body 시뮬레이션을 사용하여 후광에서 암흑 물질의 분포를 수학적으로 설명하려는 시도가 다릅니다. 가장 논의 된 설명 중 하나는 소위 Navarro-Frenk-White 프로파일이며, Halo의 암흑 물질의 밀도는 본질적으로 후광의 중심으로부터 거리의 큐브에 반비례 적으로 비례합니다 (Newton의 대학의 중력 법칙은 힘이 거리의 제곱에 반비례한다는 것을 확신합니다.

우리의 작업에서, 우리는 Halo에서 암흑 물질의 분포를 사용함으로써 일반 상대성 이론 (GR)의 기본 기본 원리 중 하나 인 약한 동등성 원리 (WEP)에 대해 상당히 엄격한 한계를 얻을 수 있음을 보여주었습니다. WEP는 중력장에서 점 질량 입자의 궤적이 초기 위치와 속도에만 의존하며 조성 및 구조와 무관하다고 진술한다. 다시 말해, WEP는 Newtonian 역학의 중력 및 관성 질량의 평등을 재조정합니다.

GR은 중력 상호 작용을 설명하기 위해 지금까지 최고의 이론이며, 1915 년 아인슈타인 필드 방정식의 최종 버전이 나타난 지 몇 년이 지난 후에 여러 반복 실험과 관찰을 통해 테스트되었습니다. 그러나 태양계 수준에서의 성공과 정확성은 더 큰 중력적 페네 메나에 대한 포괄적 인 이해를 제공하기위한 몇 가지 중력적 페네마에 대한 포괄적 인 이해를 제공하기 위해서는 다수의 강의를 제공해야합니다. 천체 물리학 및 우주 척도에서 Gr에서.

GR을 다른 중력의 다른 대안 이론과 비교하기위한 상당히 일반적인 프레임 워크는 소위 매개 변수화 된 뉴턴 포스트 형식주의이며, 이는 두 개의 다른 입자 (광자와 중성미자 등) 또는 다른 에너지를 가진 하나의 입자를 고려하고 동일한 중력 장을 통해 궤적을 비교합니다. 이 프레임 워크에서 각 입자는 매개 변수 "γ"(γ 1 로 표지됩니다. 입자 1 및 γ 2 의 경우 입자 2)의 경우) 따라서 WEP는 γ 1 를 예측합니다. =γ 2 두 입자가 동일한 속도, 빛의 속도, 동일한 거리를 이동하며 궤적이 내부 구조 및 기타 특징과 무관해야한다는 점을 감안할 때

이 추론 라인은 Gamma-ray 버스트 또는 빠른 무선 버스트와 같은 천체 물리적 현상으로 인해 발생하는 두 개의 다른 입자 (예 :광자 및 중성미자와 같은 두 개의 광자)의 시간 지연을 측정함으로써 WEP에 대한 제약을 얻는 실험 절차를 제공합니다. 이러한 현상은 천체 물리적 물체 나 시스템에서 방출되는 다른 주파수 (및 다른 에너지)를 갖는 광자의 파열로 구성되며, 예를 들어, 이진성 중성자 별과 같은 이진성 중성자 별과 같이 WEP가 존중되지 않으면 지구에서 관찰 될 때 도착시 시간 지연이 나타납니다. 각 입자의 이동 시간이 γ에 비례한다는 점을 감안할 때, WEP의 추정 위반은 γ 1 사이의 차이를 통해 스스로를 나타냅니다. 및 γ 2 . GR의 성공을 감안할 때이 차이는 매우 작을 것으로 예상됩니다.

차이 γ 1 - γ 2 또한 입자가 이동하는 물질 밀도에 반비례합니다. 따라서 지구에서 측정 된 입자는 주로 은하수의 중력 잠재력에 의해 영향을 받고 있으며, 우리 은하는 암흑 물질에 의해 지배되기 때문에, 후자의 존재가 위에서 논의 된 WEP의 경계에 어떻게 영향을 미치는지 묻는 것이 당연하다. 이 효과는 우리 작업에서 처음으로 고려되었습니다. 암흑 물질의 기여가 은하의 질량을 더 크게 만들므로 차이에 대한 더 엄격한 한계를 허용한다 <서브> 1 - γ 2 .

따라서, 우리 은하에서 암흑 물질의 존재를 고려하여, 파라미터 γ의 차이에 대해보다 엄격한 제약을 얻을 수있다. Navarro-Frenk-White 프로파일과 편광 Gamma-ray 버스트의 시간 지연 측정을 고려할 때, 우리는 현재까지 가장 엄격한 한계 인 γ 1 를 얻었습니다. - γ 2 <10, WEP가 매우 근본적인 기본 원칙이며 암흑 물질 이이 토론에서 중요한 역할을한다는 것을 나타냅니다.


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