暗物质天体存在的可能性及其观测解读.docx
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暗物质天体存在的可能性及其观测解读
东北师范大学
硕士学位论文
暗物质天体存在的可能性及其观测
姓名:
郭萌
申请学位级别:
硕士
专业:
理论物理
指导教师:
陈世浩
20080501
摘要
本文在回顾宇宙学发展的基础之上,介绍了现代宇宙学的热点问题——暗物质,指
出了暗物质在宇宙中的重要地位。
接着阐述了几种常见的暗物质模型,并重点说明了
F.W暗物质模型和镜像暗物质模型。
F-、Ⅳ暗物质模型与国际上称之为镜像暗物质的模型几乎同时提出。
二者差别有两点:
其一是,F.-W暗物质模型是作为无发散量子场论的
推论提出,而镜像暗物质模型是为解释暗物质现象提出;其二是,两者中暗物质和可见
物质的比例不同。
近期实验观测结果:
“室女座12l”和银河系周围存在的“侏儒星系”的发现,是天
文学家发现宇宙暗星系存在的直接证据。
本论文的主要工作是,在F-、Ⅳ暗物质模型和镜像暗物质模型的基础上,指出W二
物质可以形成暗天体;并解释了涡旋星系的旋转曲线不走低和高温气体辐射X射线的现象;明确说明了可以通过观测涡旋星系的旋转曲线、观测高温气体辐射X射线、测定质光比和观测引力透镜效应的方法来探测暗物质天体;最后做了关于空洞不空,而是由
、n物质组成的星系或星系团的预言。
我们期望在将来的研究中可以用F-W暗物质模型解释更多现象,并期待有更多的
观测暗物质天体的方法被提出来。
关键词:
暗物质;暗天体;X射线
Abstralct
Inthjspaper,weiIl仃0ducedtllehotspotproblem…-嘶kmatter,ont11efoun胁ion
ofcosmolog),deVelopment,a11dp0血edout廿1edarkma仕erisin廿1eiIIlponantpositioniIlthecosmos.Thenweelaboratedafewf砌1iarCla】出InatterInodels,andtllen丘xed
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researCh.Keywords:
darkmatter;med习Ⅱ.km种【ercelestialbody;X-I.ays
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耋晕萄
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东
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己l吉J-口
自从远古以来,我们头顶的那片神秘而美丽的星空就一直从内心深处激发人类去认识和了解这个宇宙的愿望。
直到19世纪20年代以来,人们才逐渐认识到构成我们这个宇宙的基石并不是构成人眼所见星空中的无数恒星。
今天的哈勃太空望远镜,更是将人类的观测能力提高到前所未有的高度。
图1所示的就是著名的哈勃望远镜在深度曝光中拍摄到的宇宙深处的图片。
.图表1哈勃望远镜拍到得迄今宇宙最深处照片
宇宙的组成是什么?
在宇宙中,除了人们常见的各种可以发光的星球、星系、星系团、类星体…等等发光的天体,是否还存在着不发光的天体,或者不发光的物质?
在宇宙中是否还存在不发光物质、不发光的天体,这似乎是不成问题的问题。
例如,在太阳周围的九大行星,还有诸如月亮此类的卫星,这些行星或者卫星自身并不会发光,它们仅能反射光。
‘既然在太阳系里存在着这种仅能反射光但不发光的物质,理所当然地也希望这种形态的物质也能在其他星系中存在。
更受到广泛关注的或更为重要的问题是,宇宙中是否除质子、中子、电子等“会’’发光的物质以外,还存在着在原则上就不会发光的物质,或者说,它们自身不仅不能发光,而且也不会反射、折射或散射光,亦即对各种波长的光,它们都是百分之百的透明体!
在宇宙中是否存在占95%以上的暗物质和暗能量,亦即透明物质的问题,是当前宇宙学研究中一个重大的热剧¨]。
宇宙学在很大程度上是以观测数据为导引的一门学科,历史上宇宙学观测的进展,特别是哈勃发现宇宙的膨胀以及彭其亚斯和威尔逊发现宇宙微波背景辐射【5匍,使得宇1
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宙学在理论方面广为研究,成为真正的科学。
标准大爆炸宇宙学【_7’9】建立在爱因斯坦广义相对论和宇宙学原理的基础之上,并取得了辉煌的成就。
特别是2003年开始公布数据的威尔金森微波各向异性探测器(WilkjIlsonMicrowave碰so订opyProbe,简写为wMAP)和斯隆数字巡天(SloanDi舀talSkySurvey,简写为SDSS)等观测到前所未有的精度,把人们推进到“精确宇宙学’’时代。
在此基础上,一个和谐的宇宙学模型已经建立起来了。
该模型给我们提供了这样一个图像:
我们的可观测宇宙是非常平坦的,目前宇宙在加速膨胀,其物质成分包括约三分之二的暗能量和约三分之一的冷暗物质,而由粒子物理的标准模型所描述的普通物质只占了约百分之四左右。
当代宇宙学研究的中心问题之一,就是如何去理解什么是暗能量和暗物质,它们具有什么物理性质。
目前,这一领域正处于令人激动的黄金时期。
暗物质存在的证据以及它的性质可以从大量先进的天文学观测中获得。
通过大爆炸核合成(BBN)理论我们可以推出暗物质并不是普通的重子物质。
为了能形成从小尺度结构长到大尺度结构【1o】的宇宙星系结构,我们可以推断暗物质应该是冷暗物质【11021。
还有高能的宇宙线,也给我们提供了许多关于暗物质质量,相互作用截面等性质的推断的证据。
当然宇宙微波背景辐射(Cos商cMicrowaveBack酏und)同样提供了强有力的工具去限制暗物质的性质。
在认识宇宙结构及演化的特殊时期,暗物质模型的出现是非常必需的。
其中包括重子暗物质模型,非重子暗物质模型,热暗物质模型,冷暗物质模型,以及其他一些类型的暗物质模型。
F.W暗物质模型和镜像暗物质模型就是在这个时期提出来的。
他们解决了标准模型所不能解决的问题,认为暗物质可以以组成物质的稳定形式存在,或者说是可以长时间的存在。
综上,本篇论文内容安排如下:
第一章介绍了暗物质提出的背景,意义及其在宇宙中的地位。
第二章中主要阐述现在理论界存在的几种常见的暗物质模型及未解决的问题。
在第三章中重点引入卜W暗物质模型和镜像暗物质模型,并说明两者之间的异同,F.w暗物质模型与国际上称之为镜像暗物质的模型同时提出,二者差别有两点。
其一是,F-W暗物质模型是作为无发散量子场论的推论提出,而镜像暗物质模型是为解释暗物质现象提出;其二是,两者中暗物质和可见物质的比例不同。
第四章介绍了近期实验观测结果:
“室女座121"和银河系周围存在的“侏儒星系"的发现,是天文学家发现宇宙暗星系存在的直接证据。
第五章是本文的主要内容。
在F.W暗物质模型和镜像暗物质模型的基础上,指出W二物质可以形成暗物质天体;并解释了涡旋星系的旋转曲线不走低和高温气体辐射X射线的现象;明确说明了可以通过观测涡旋星系的旋转曲线、观测高温气体辐射X射线、测定质光比和观测引力透镜效应的方法来探测暗物质天体;最后做了关于空洞不空,而是由W二物质组成的星系或星系团的预言。
第六章给出了结论和展望。
2
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第一章暗物质的提出
1917年,爱因斯坦建立了广义相对论【51,他把时间、空间、物质三者紧密地联系起来。
宇宙论只有在广义相对论诞生之后才真正算得上一门科学。
随着广义相对论的不断完善,宇宙学在此基础上蓬勃的发展起来了。
按目前科学界普遍接受的观点,认为最原初的宇宙是一个奇点,现在的宇宙时空正是从这个奇点爆炸出来的,这个模型我们称之为标准宇宙模型或大爆炸模型旧。
从这个模型出发,很好地解释了宇宙的膨胀(即哈勃膨胀,1929年哈勃对河外星系的视向速度与距离关系进行研究。
)、微波背景辐射的存在及其谱线(即3K背景辐射,1964年彭齐亚斯和威尔逊发现的。
)、宇宙中轻元素的丰度(即核合成理论,1964年Hoyle和Tayler根据大爆炸宇宙的热演化史做的详细计算。
),它们被称为现代宇宙学的三大基石。
但遗憾的是,这个模型留下了许多问题,如:
视界疑难、平直性疑难或熵疑难等。
为了解决这些问题,1981年Gutll提出了暴胀模型,他认为在宇宙的早期,强作用破缺,发生真空相变,随后放出巨大的真空态潜能,使得宇宙有一个指数膨胀的阶段。
暴胀模型的加入不但解释了上述疑难,更为重要的是由它出发产生了形成星系的种子一一密度涨落,从而很好地解释了星系结构的形成问题。
为了定量地研究宇宙的演化,把宇宙学原理(即R.W度规)应用到爱因斯坦场方程,得到了宇宙演化的动力学方程,即弗里德曼方程(Friedmannequation)。
对于宇宙的演化,不但要依靠动力学方程,还要通过大量观测积累数据,通过构造模型来解释观测结果、推断过去和预言未来。
在上世纪末的二十多年里,以天文观测和物理规律为基础的宇宙学理论已可靠地确立了,它被学术界认为是20世纪最重要的科学成就之一。
尤其近十年来宇宙学己成为国际上最前沿的热点研究领域。
这主要归功于20世纪90年代初LOBE卫星对宇宙微波背景的观测,1998年以来对高红移超新星的精确观测,特别是2003年美国WMAP卫星对宇宙微波背景辐射测量数据的公布,这些天文观测都极大地推动了理论的发展。
随着越来越多、越来越精确的天文观测,宇宙学进入了“精确”时代,人们迎来了宇宙学的黄金时期。
理解宇宙的起源、演化和最终的命运不再是人类遥不可及的梦想,人们已到了精确构造一个宇宙演化模型的时候了。
70年代,通过对旋涡星系的白矮星M33旋转曲线的分析,人们认识到了宇宙中绝大部分物质是不发光的,即我们通常所说的暗物质(darkma仕er)【13J51。
近年大量的天文观测支持暴胀模型(iIlnation)+暗物质(darkmatter)+暗能量(darkene咧)这样一个宇宙模型,宇宙中普通物质(主要是重子物质),即发光物质约占4%,暗物质约占23%,暗能量约占73%。
当人们感叹于这些精确数据的获得,这些激动人心的发现(如宇宙的加速膨胀)的时候,对于理论物理学家而言,面临的是极大的机遇和挑战。
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1.1什么是暗物质
最早发现暗物质是从观测银河系的旋转开始的。
银河系中观测到的天体质量与根据动力学计算出来的质量不符,前者显著不足。
这些没有观测到的便称之为暗物质或不可视物质,有时也称为短缺质量。
分析星系集团成员星系的红移,可得速度弥散度,再根据维里定理算出星系集团的总质量,这就是所谓的维里质量。
而按照星系的质光比也可估计星系集团的总质量,这样测定的质量称为光度质量。
星系的维里质量一般总是大于光度质量,也就是说根据质光比的计算质量有所短缺,也叫做质量不相符(麟sdiscr印aIlcy)【51。
1933年兹威基首先发现,后发星系团的质量不相符因子为400。
史密斯在1936年指出,室女星系团的不相符因子是200。
此后的一系列研究表明,质量不相符是星系群和星系团的普遍现象,只是不相符因子没有那么大而已。
随着观测技术的进展,离星系中心较远的暗弱天体陆续被发现,光度质量值也相应提高了。
目前认为,一般富星系团的质量不相符因子可能为10左右。
人们对此进行了大量的研究,然而,这个问题迄今还未得到令人满意的解决。
此外,在宇宙学中,根据某些理论,宇宙间的物质密度比观测值大。
例如要求宇宙常数为零,宇宙的密度就应为现在观测值的40倍,这样就缺少大量的物质。
这就是宇宙学中的短缺质量问题。
暗物质概念的提出,,首先是因为在天文观测中发现一系列和引力相关的物理效应,只能用引入存在着绝对透明的物质的观念才能加以解释。
其实,在宇宙学的领域,直到现在也还没有解决。
“何谓暗物质’’【6】,暗物质有两种形式:
一是热暗物质,二是冷暗物质。
热暗物质的最佳候选者是电荷中性的中微子,但中微子构成暗物质的前提是三种中微子之中,至少有某一种中微子具有静止质量。
近多年来,有许多直接测量或间接测量中微子质量的实验,实验表明中微子可能有不等于零的微小质量,这部分地解释了热暗物质的存在【91。
至于冷暗物质【8’9,11,121,一般公认为带有超对称性质的中性重粒子,Neu仃aLlino是最佳候选者,但这只是理论上的猜测,实验上尚未证实它的存在,仅有若干间接的证据,表明这很可能是很合理的假说。
在中国,中国科学院高能物理所正和丁肇中实验组合作搜寻Ne硼同iIlo的带电的伙伴Char鲷10,如果能够找到,这当然是高能粒子物理的重大事件,对于人们用“超对称’’中性粒子解释冷暗物质的假说,是一个有力的支持。
但是我们还需要更加完善的模型来解释暗物质问题。
1.2暗物质在宇宙中的地位
关于暗物质的发现与研究,虽然已有二十年以上的历史,甚至在上世纪30年代就出现了暗物质这个概念,但对于它的物理性质至今尚不清楚。
宇宙中的暗物质是现代天4
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体物理学与理论物理学的核心问题之一,是笼罩在20世纪末和21世纪初现代科学的最大的一片乌云,它将预示着物理学的又一次重大革命,而天文学特别是宇宙学是暗物质存在的唯一见证者。
大量不可视物质的存在是2撕cl(y于1973年首先从星系团(cluster)中发现的,后来对于天狼星旋转曲线的测量把星系(gala)【y)包括我们的银河系置于一个巨大的暗物质晕(Mo)之中,特别是结合宇宙动力学测量与大爆炸宇宙学核合成理论,人们推知宇宙中有90%以上的物质可能是不发光的暗物质【16】。
大爆炸核形成、宇宙微波背景辐射和结构形成的研究证据表明了:
宇宙中的总能量,73%是暗能量,23%是暗物质,4%是普通物质。
宇宙物质中,发光物质不是主体,暗物质才是其中的主要部分。
故而,暗物质决定了宇宙大尺度结构、星系团以及星系的形成、演化和命运。
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第二章几种常见的暗物质模型
2.1重子暗物质
一些星体演化到一定阶段,温度降得很低,已经不能再输出任何可以观测的电磁信号,不可能被直接观测到,这样的星体就会表现为暗物质。
这类暗物质可以称为重子物质的暗物质【8】。
重子暗物质是指不可见的由重子组成的暗物质。
重子暗物质包括中子星、黑洞、红矮星、褐矮星、重质量致密晕体(MACHO)、星际空间的分子和分子团、反物质j宇宙线等。
质子、中子这些重子组成原子核,核与电子构成原子,进而是分子,这就是通常所说的由重子组成的物质。
它既包括可见物质也包括暗物质部分,如MACHO。
那么重子物质在宇宙中占多少份额?
基于大爆炸的核合成理论,可计算出宇宙中由重子组成的轻元素丰度,但要解释近些年来对远河星系(红移Z;3.3)轻元素2日,2胁,4胁,7£f等丰度的观测结果,必须要求重子物质密度Q。
<O.1。
中子星、黑洞等一般可以通过空间X或7射线望远镜所观测。
如果银晕存在MACHO,那么在银河系内,例如在地球上用光学望远镜观测银河的河外星系,例如大麦哲伦星系的恒星,该恒星的图象将由点状变成环状,称爱因斯坦光环【151,这是由于MACHO对星光的引力透镜效应所致的。
同时此光环的亮度随时间变化呈周期性,而且与光的波长无关,这有别于非引力透镜情况下的变星现象,因而可把其从变星的背景中区分开。
对银河外星系的上百万颗恒星的观测,经统计分析,即可确认银晕中MACHO是否存在。
自1990年以来,MACHO,EROS和OGLE等合作组分别对MACHO进行了观测,确认了银晕中MACH0的存在,其质量在0.卜1.2倍的太阳质量之间,占银晕总质量的30—50%【17五11。
2.2非重子暗物质
另一类暗物质,它的构成成分是一些带中性的有静止质量的稳定粒子。
这类粒子组成的星体或星际物质,不会放出或吸收电磁信号。
这类暗物质可以称为非重子物质的暗物质。
非重子暗物质是指宇宙早期或在宇宙演化过程中遗留下来的弱作用粒子【引。
低温无碰撞暗物质【16】(CCDM)是非重子暗物质,其模型中基本粒子的特点是:
寿命长,寿命应与宇宙年龄相近;温度低。
暗物质粒子在退耦时,都是非相对论粒子,这样6
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它们才能在引力作用下很快成团;无碰撞暗物质粒子的相互作用截面在暗物质晕中可忽略不计。
这种暗物质对大尺度结构的预言与观测相符合。
其中的一类,弱相互作用大质量粒子(WmIP),还可以很好地解释其在宇宙中的丰度。
但这种暗物质(CCDM)也存在一些问题,主要是理论上暗物质晕的密度分布应该在核区出现陡增。
这与观测到的许多自引力系统的中心区的暗物质密度不是很明显不符,如低表面亮度星系具有与理论结果形成鲜明对比的均匀密度中心。
此外,CCDM预言应能观测到许多的由小暗物质晕造成的引力透镜效应,但是目前的观测结果并没有证实这一点。
这些意味着暗物质可能不是简单的CCDM。
2.3热暗物质
热暗物质的静质量很小,它退耦时粒子的热运动速度仍很接近光速。
热暗物质的侯选者为中微子。
热暗物质的共性是粒子数密度很大。
其特点是静质量较小,以致m<乃,乃是它的退耦温度。
但有人认为中微子是费米子,应服从泡利不相容原理,它们不可能过多的聚集在一起构成热暗物质【9】。
热暗物质的最佳候选者是中微子【8】。
但中微子构成暗物质的前提是三种中微子之中,至少有某一种中微子具有静止质量。
近20多年来,有许多直接测量或间接测量中微子质量的方案。
在直接测量的方案中,最常用的方案是测量氘核的∥衰变谱形。
由于氘很难处在纯“核"状态,必定和电子或其它原子组成原子体系或分子体系,而纯原子状态又极易结合成氘分子。
利用氘的口谱形直接测量中微子质量的困难,在于和中微子质量相关的尾端部分的谱形要强烈地受到原子结构或分子结构的干扰。
理论上可以算出原子结构或分子结构对于谱形的修正,但只有氘原子可以从理论上给出精确的修正的算式,一切复杂的分子,甚至最简单的氘的气体(即为瓦),都不能给出精确的修正公式。
对于分子状态的氘分子,曾经有世界上算氢分子体系算得最精确的I幻10s等人做了高精度的计算,并且有许多实验工作者利用他们给出的高精度的计算来分析由氘分子衰变出的∥谱形来定出中微子质量,但这样的结果,仍不够精确。
和中微子质量问题有关的另一类实验是找寻不放中微子的双∥衰变。
理论分析表明:
如果实验上发现了这种“不放中微子”的双∥衰变,那么,立即可做出下列两个结论:
一是中微子是Majo啪a中微子;二是中微子质量将不等于O。
所以,这也是具有原则性意义的一类实验。
现在有迹象表明在公斤级GP76的核上,观测到不放中微子的双∥衰变,但这一实验是否可靠,还需要进一步进行更大规模的实验,才能得出可靠的结论。
7
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2.4冷暗物质
冷暗物质的静质量很大,以致退耦温度T<n1,退耦的热速度远低于光速。
暗物质中大多数是非重子暗物质,而非重子暗物质中主要是冷暗物质粒子。
冷暗物质的可能侯选者是轴子,也可能是宇宙早期遗留下来的稳定的、弱作用的重粒子(Wm但),还有人认为它是一种强作用的重粒子田-24J。
最具说服力的就是宇宙冷暗物质模型13。
41。
在宇宙大爆炸后,随着宇宙的膨胀,宇宙物质的温度会很快的降低。
在红移大概1000左右,宇宙背景光子的温度己经降到大约1ev左右,这么低的温度不足以阻止自由电子和质子的复合,所以那些大量的背景光子就退耦下来,一直遗留到今天。
由于大量电子和质子的复合,宇宙中自由电子的数密度越来越少,使宇宙变得对光子透明。
所以现在我们观测到的光子的各向异性基本保持了最后散射时的性质。
电子和质子的复合是宇宙的黑暗时代的开始,一直延续到红移z~20,到那时由于引力的不稳定性,重子物质会坍塌形成第一代恒星,然后逐渐合并形成星系。
到大约z~10,大量的星系发出的光可以把整个宇宙电离。
如果我们考虑暗物质粒子非常的活跃,那么宇宙整个的黑暗时期历史将会非常的不同。
很多暗物质的候选者都是不稳定的,能够放出高能光子,电子和强子,这些次级产物可以电离和加热周围的重子气体。
例如,超对称粒子己经被广泛的研究。
很多天文观测结果也给出间接的证据,特别是最近观侧到511kev高能光子从银河系中心被释放。
如果暗物质粒子可以湮灭或者衰变,他们将产生额外的能量去电离和加热周围的重子气体,也就会推迟复合时期的开始,或者使宇宙再电离发生的早些。
这些效果,可以被现在高精度的CMB实验数据观测到。
在2003年,宇宙微波辐射探测仪(wiU【insonMicro
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