暗物质与暗能量

1. 暗物质与暗能量 李学潜 南开大学物理科学学院

2. LHC已经开始运行 • 设计对撞能量为14TeV • 目前的对撞能量为7TeV，将运行18-24个月，积分亮度为1 fb-1 • 其他加速器，对撞机实验 • 在天文学上有气球，卫星以及地面（我国的西藏羊八井观测站，云南高山站） • 地下的暗物质，中微子探测 … … … …

3. 牛顿（1642—1727，85） 经典力学体系→近代自然科学的形成 伽利略（1564—1642，78） 近代科学之父→实验科学 什么是物理 爱因斯坦（1879—1955，76） ——相对论 普朗克（1858—1947，89） ——量子论

4. 物理学归根结底是实验科学，一切物理规律，理论都是来源于观察，实验，如要回归到实验物理学归根结底是实验科学，一切物理规律，理论都是来源于观察，实验，如要回归到实验 物理的基本规律是不变的，但物理学是在不断前进的。

5. 物理分为基础物理和应用物理 我们仅涉及基础物理研究。 20世纪是创新的世纪，20世纪末随着计算机的高速发展，和互联网的使用，人类的知识积累和认识世界的手段达到了前所未有的水平！

6. 1. 天文-宇宙学 宇宙学以成为一门可以验证的精确科学！ 宇宙的历史，起源于130亿年前的大爆炸， 演化到今天，宇宙是有边界的。

7. Hubble 膨胀 V=H0R 这说明了宇宙的不稳定 和牛顿，爱因斯坦开始设想的稳定宇宙不同。 哈伯定理开辟了现代宇宙学的时代。

8. 几个简单公式 • 3。几个简单公式 • 爱因斯坦广义相对论 空间,时间和物质,真空能的关系λ为宇宙常数 RW度规

9. Planck 分布 Planck 分布中的高能光子数

10. 一个故事 那么今天的Teff 大约为2.3-2.7K 发现和证实： Princeton 大学的 Dicke 和 Peebles 认识到背景辐射对热大爆炸宇宙学的重要，准备寻找， Penzias 和 Wilson在调试频率为4080MHz的角形天线，在没有信号时测定了本底，拟合温度为 T(θ)=(4.4+2.3secθ)K 发现它是无法排除的来自远处的噪声。 从而得到诺贝尔奖。 但它仅是一个频率上的，由于实验很困难，大气影响很难排除，不能在地球上完成

11. 新的Nobel 奖 这是COBE 测量的最后结果。在星系形成后的宇宙中，不同部分有了不同温度，宇宙介质已没有了统一的热平衡。例如太阳的热辐射谱合黑体辐射谱相差很大。 只有在早期，宇宙才能是整体达到高度热平衡的系统。背景辐射谱与黑体辐射谱的高度一致指出它是来自早期宇宙，支持了热大爆炸理论。

12. 星体起源 • COBE的另一个结果 多极各向异性（偶极各向异性主要是由于银河系运动产生的红移改变）预示宇宙介质不能完全均匀。 早期宇宙各处温度和密度有微小起伏，它是后来结构形成的种子。 正是因为这种小起伏，由引力构成今天的星体。

13. 宇宙中元素 • 大爆炸核合成BBN 这是一个比较复杂的核反应链，但大爆炸理论预言中子数与质子数之比为1:7， 这个比例是由于中子与质子的质量差为1.29 MeV，转化停止的冻结温度为0.8 MeV。这结果意味今天He丰度为质子的1/4。测量之为大约0.23-0.25。

14. 正反物质不对称性 7。宇宙中正反物质的不对称性 观测宇宙中只有质子，中子和带负电的电子，而不存在它们的反粒子。从热大爆炸理论它们应该存在。 Sakharov 提出三个必须的条件 1 存在破坏重子数（轻子数)守恒的相互作用 2 CP破坏 3 宇宙对热平衡的偏离（至少在演化某一阶段）

20. What is the dark matter? Particles? We only consider particle dark matter, but of course there are many other models with non-particle dark matter. 1. The most favorable WIMP (weakly interacting massive particle) is the LSP (the lightest super-symmetric particle) i.e. a neutralono

21. R-parity

22. For SM particles R=+1, and for SUSY particles • R=-1, if R-parity is conserved, the LSP does not decay, so it is the most favorable DM candidate.

24. Chen et al.

25. The Darkon model The simplest way is to introduce a SM gauge singlet particle (scalar, fermion or vector) which does not have SM gauge interactions, but can only couple to Higgs. But due to the constraint from LHC, the simple model Darkon+SM does not work. Thus it should be extended into Darkon+SM+BSM BSM is the new physics beyond standard model.

26. This is the so-called Type III two-Higgs-doublet model. There are some other models instead of this one. Dark matter particles may decay and annihilate into SM particles. In the early universe, temperature was rather high, the annihilation processes dominated.

28. Today, there are still possibilities that DM particles decay and annihilate, that is the indirect search for dark matter. The ATTIC, Pamela, Fermi and AMS-2 experiments all report that the excess of positron density at a few GeV to a few tens of GeV, which might be explained as signals of dark matter.

30. Direct detection of dark matter

31. Direct detection of DM The direct detection of DM: the DM particles scatter with nuclei in our earth detector, because the kinetic energy of DM is rather small, the scattering is Purely elastic.

32. The elastic scattering with the nuclei in our detectors is indeed a complicated process because of the nuclear effects. Nucleus is a complex many-body system. The elementary collision occurs between dark matter particle and quark (gluon contribution can be neglected) in proton and neutron. Therefore theoretical estimation of the recoil effects between DM particle with nuclei includes two steps: • From DM-quark scattering to DM-hadron (proton, neutron)

33. 2. To the level of nucleus 3. If, as some experiments measure the thermal effects, the crystal lattice vibration effects must also be taken into account. Before collision with the DM particle, the nuclei and can be treated as motionless in the Lab reference frame. After it collides with DM particle, it recoils and its recoil kinetic energy or electric charge would be recorded as signals of DM.

34. There are two types: Spin-Independent (SI) and Spin-Dependent (SD) detections. Since v and q are small, some operators do not make substantial contributions.

35. The first operator is about scattering between DM scalar with quarks via exchanging Higgs Nowadays, at LHC the Higgs boson has been discovered and it has a mass at 125 GeV. (Even though we cannot be very sure if it is the SM Higgs yet.)

36. For spin independent interaction For light quarks For heavy quarks totally

44. 什么是暗能量？(科学问题， 社会关注） • 到处都有 （不是想象的哪么神秘，但难以理解负压） • 能开发吗？（不是伪科学） • II） 目前知多少？ • 理论：Cosmological constant? • Quintessence? • Phantom? • Quintom? • 数据： 天文观测（SN， SDSS， WMAP。。）对暗能量的限制状况 • III）为什么相信动力学Quintom理论？ • Inflation  Quintessence • Bounce -> Quintom • IV）如何进一步检验？国际上大型望远镜（LSST， WFIRST，Euclid。。） • 中国的计划（LAMOST, 南极KDUST, • 空间站2米望远镜， 。。。。） • 我国暗物质暗能量探测路线图 提纲

45. 暗能量简介 观测证据：1998年，SN发现加速膨胀； 1998年世界十大科技进展 2003年，WMAP，SDSS， 精确宇宙学； 2003年世界十大科技进展 2006年， SN 邵逸夫奖 （Nobel Prize？） 2010年， WMAP 邵逸夫奖（Nobel Prize？） 基本特征：  1. 负压 2. 完全或者几乎不结团 注意：宇宙学框架下物质描述：密度 \rho, 状态方程 w 例如： 辐射 w=1/3； 物质 w=0； 冷暗物质w=0 （《------Hot DM w: 1/30 )； 暗能量：w=? 只知 w < -1/3 太粗略了!!!

46. 宇宙学常数 问题： 粒子物理 的真空不空 Why so small? (questioned before 1998) Anthropics principle !? Why now ?

48. 暗能量 • 暗能量是什么？ 温伯格： 空的空间？是“真空”吗？有能量吗？ Quantum fluctuations in electric，magnetic and gravitational fields 很大的能量 爱因斯坦1917年修改引力方程

49. AMS计划 但也存在其他可能性，反物质存在于我们广阔宇宙的另一部分，它是和我们居住的部分完全分开的。那么就有可能一些暗物质颗粒会脱离它们的世界而飞到我们这儿来。我们的任务是找到它们。 AMS 计划 Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) 由丁肇中领导的庞大的计划在太空中寻找反物质流。

50. 讲一个有趣的问题：虫洞理论