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大质量弱相互作用粒子

指数 大质量弱相互作用粒子

大质量弱相互作用粒子(Weakly interacting massive particles,简称WIMP),是一种仍然停留在理论阶段的粒子,是暗物质最有希望的候选者。理论预言这种粒子应该有以下两个特点:.

目录

  1. 21 关系: ArDM各向同性大质量重子天体强关联星团天体物理学宇宙線中子希格斯玻色子微型黑洞CDMSCDMS 低溫暗物質搜尋計畫粒子物理學DAMA/LIBRADAMA/NaI马约拉纳费米子超中性子XENON暗物質計畫暗物质惰性中微子

ArDM

ArDM(Argon Dark Matter)是一個偵測暗物質的實驗,利用液態氬偵測大質量弱交互作用粒子(Weakly Interacting Massive Particles,簡稱:WIMP)的實驗,WIMP是暗物質的可能組成之一,在2006年在CERN實行,公用掉了一頓的液態氬,原理是當它與氬原子,氬原子會離子化,而產生可以被儀器增測到的電子。有時WIMP會撞上氬原子核,而把它的能量傳給原子核,一般應該是介於1keV到100keV之間。雖然不知道弱交互作用質量粒子與氬原子撞擊的機率是多少,但根據超對稱理論應該每天會有100到0.01個撞擊事件發生。這個實驗最困難的地方就是,液態氬裡可能有氬-39,他是一種半衰期269年的同位素,可能會經由β衰变釋放出能量565 keV的電子,因此儀器必須設計分變的出才行。.

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各向同性

各向同性(isotropy),是指物体的物理、化学性质不因方向而有所变化的特性,即在不同方向所测得的性能数值是相同的。如所有的气体、液体以及非晶体都显示各向同性,多晶体(如一块金属)表现的各向同性称为“准各向同性”。各向同性的物体称为均质体。 各向同性与各向异性相反。确切的定义,取决于其使用的领域。各向同性的辐射在各向上有等同的强度,并且一个各向同性的场对测试粒子有同样的作用,无论其初始方向。以波动的传播为例,波源于此种介质中,发出的振动,于各个方向,速度一致。也即,波的传播速度与方向无关。于此种介质中,波面与波线正交。.

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大质量重子天体强关联星团

大质量重子天体强关联星团(英文:Robust Associations of Massive Baryonic Objects,縮寫:RAMBOs)在天文学上指的是由褐矮星或白矮星组成的暗的大规模的重子天体的稳定集群。是一种暗物质的候选者之一。.

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天体物理学

天體物理學,又稱「天文物理學」,是研究宇宙的物理學,這包括星體的物理性質(光度,密度,溫度,化學成分等等)和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法,天體物理學探討恆星結構、恆星演化、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問,天文物理學家通常應用很多不同的學術領域,包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展,與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合,天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支,成為物理學當中最前沿的龐大領導學科,是引領近代科學及科技重大發展的前導科學,同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。 天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體,像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後,經過紅移,遺留下來的微波,稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。 太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾,科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗,以獲得更佳的觀測結果。 光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質,故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統,或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測,才能得到最優良的影像。在這頻域裏,恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜,可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。 理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙;計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。 大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實,科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近,學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化,這模型涵蓋了宇宙暴胀(cosmic inflation)、暗能量、暗物質等等概念。 理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者,兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者,理論不斷推陳出新,對於數據的驗證關心程度較低,假設程度太高時,經常會演變成偽科學,一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理,在相當程度上來說也有能力自行發展理論,扮演小心求證的研究者,通常是物理實證主義的奉行者,只相信觀測數據,經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動,一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。.

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宇宙線

宇宙線亦稱為宇宙射线,是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線(來自深太空與大氣層撞擊的粒子)成分在地球上一般都是穩定的粒子,像是質子、原子核、或電子。但是,有非常少的比例是穩定的反物質粒子,像是正電子或反質子,這剩餘的小部分是研究的活躍領域。 大約89%的宇宙線是單純的質子,10%是氦原子核(即α粒子),還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子(像是β粒子,雖然來源仍不清楚),構成其餘1%的絕大部分;γ射線和超高能微中子只佔極小的一部分。 粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽(或其它恆星)或來自遙遠的可見宇宙,由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過1020 eV,遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV,使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究。 經由宇宙線核合成的過程,宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生,扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素,像是碳-14。在粒子物理的歷史上,從宇宙线中發現了正電子、緲子和π介子。宇宙線也造成地球上很大部份的背景輻射,由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的,因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全,在設計有重大的影響。.

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中子

| magnetic_moment.

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希格斯玻色子

希格斯玻色子(Higgs boson)是標準模型裏的一種基本粒子,是一種玻色子,自旋為零,宇稱為正值,不帶電荷、色荷,極不穩定,生成後會立刻衰變。希格斯玻色子是希格斯場的量子激發。根據希格斯機制,基本粒子因與希格斯場耦合而獲得質量。假若希格斯玻色子被證實存在,則希格斯場應該也存在,而希格斯機制也可被確認為基本無誤。 物理學者用了四十多年時間尋找希格斯玻色子的蹤跡。大型強子對撞機(LHC)是全世界至今為止最昂貴、最複雜的實驗設施之一,其建成的一個主要任務就是尋找與觀察希格斯玻色子與其它種粒子。2012年7月4日,歐洲核子研究組織(CERN)宣布,LHC的緊湊渺子線圈(CMS)探测到质量为125.3±0.6GeV的新玻色子(超過背景期望值4.9个标准差),超環面儀器(ATLAS)测量到质量为126.5GeV的新玻色子(5个标准差),这两種粒子极像希格斯玻色子。2013年3月14日,歐洲核子研究組織發表新聞稿正式宣布,先前探測到的新粒子暫時被確認是希格斯玻色子,具有零自旋與偶宇稱,這是希格斯玻色子應該具有的兩種基本性質,但有一部分實驗結果不盡符合理論預測,更多數據仍在等待處理與分析。 希格斯玻色子是因物理學者彼得·希格斯而命名。術語「玻色子」是為了紀念印度物理學者薩特延德拉·玻色而命名。玻色子的自旋为整数,其物理行為可以用玻色-愛因斯坦統計描述,不遵守泡利不相容原理,即處於單獨一個量子態上的粒子數目不受限制。他是於1964年提出希格斯機制的六位物理學者中的一位。2013年10月8日,因為“次原子粒子質量的生成機制理論,促進了人類對這方面的理解,並且最近由歐洲核子研究組織屬下大型強子對撞機的超環面儀器及緊湊緲子線圈探測器發現的基本粒子證實”,弗朗索瓦·恩格勒、彼得·希格斯榮獲2013年諾貝爾物理學獎。.

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微型黑洞

微型黑洞,又稱作量子黑洞(quantum mechanical black holes)或者迷你黑洞,是很小的黑洞。被稱作量子力學黑洞是因為在這個尺度之下,量子力學的效應扮演了非常重要的角色。B.J. Carr and S.B. Giddings, "Quantum black holes," 有可能這些量子層級的原生黑洞是在早期的宇宙(或者大爆炸時期)裡面高密度的環境,或者是在隨後的相變裡面被產生出來。透過因霍金輻射效應所預計散射出的粒子,在不遠的未來,說不定天文物理學家可以觀測到這些黑洞。 有些涉及到多次元的理論,預測存在一些微型黑洞的質量可以小到電子伏特的範圍,這種程度的能量可以在像是LHC(大型強子對撞機,Large Hadron Collider)這種粒子對撞機裡面產生出來。因此有一些大眾擔心這會導致世界末日(參見)。然而,這種量子黑洞會很快的蒸發(evaporate)掉,僅僅留下很小的交互作用或者全部消失。而且除了這些理論之外,我們注意到射向地球的宇宙線並沒有對地球產生任何傷害,即使這些宇宙線的質心帶有的能量也高達了數百TeV。.

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CDMS

#重定向 低溫暗物質搜尋計畫.

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CDMS 低溫暗物質搜尋計畫

#重定向 低溫暗物質搜尋計畫.

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粒子物理學

粒子物理学是研究组成物质和射线的基本粒子以及它们之间相互作用的一個物理学分支。由于许多基本粒子在大自然的一般条件下不存在或不单独出现,物理学家只有使用粒子加速器在高能相撞的条件下才能生产和研究它们,因此粒子物理学也被称为高能物理学。.

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DAMA/LIBRA

DAMA/LIBRA(全称为Dark Matter/Large Sodium Iodide Bulk for Rare Processes)是一個通過使用一個閃爍體探測器設計成使用直接探測方法來尋找大质量弱相互作用粒子的實驗,位在義大利中部位於地底的大薩索國家實驗室(Gran Sasso National Laboratory),以總重約兩百五十公斤的二十五個超純碘化鈉(NaI(Tl))晶體進行實驗。它是DAMA/NaI实验的升级实验。.

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DAMA/NaI

DAMA/NaI是一個偵測暗物質的實驗,目前已經沒有在運作,是利用九個鉈激活的碘化鈉結晶的闪烁体探测器進行實驗,每個為9.7公斤。它位在義大利國立核物理研究所,從1996年到2002年不停的蒐集相關資訊,目前已經被新的偵測器取代,名為DAMA/LIBRA,跟之前的DAMA/NaI的原理一樣,但是規模大的多。.

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马约拉纳费米子

约拉纳费米子(Majorana fermion)是一种费米子,它的反粒子就是它本身,1937年,埃托雷·马约拉纳發表論文假想這種粒子存在,因此而命名。與之相異,狄拉克费米子,指的是反粒子与自身不同的费米子。 除了中微子以外,所有標準模型的費米子的物理行為在低能量狀況與狄拉克費米子雷同(在電弱對稱性破壞後),但是中微子的本質尚未確定,中微子可能是狄拉克費米子或马约拉纳费米子。在凝聚體物理學裏,马约拉纳费米子以準粒子激發的形式存在於超導體裏,它可以用來形成具有的马约拉纳束縛態。.

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超中性子

超中性子(Neutralino),又譯中性微子,是一種由超對稱所預測的假想粒子。超中性子是費米子,且電荷為零,共有四種,最輕的超中性子一般是穩定的。它們的典型標記為\tilde^0_1(最輕的)、\tilde^0_2、\tilde^0_3及\tilde^0_4(最重的),但當超規範子的標記為 \tilde_i^\pm時,就會改用 \tilde_1^0, \ldots, \tilde_4^0。這四個態是超B子、中性超W子(即中性的電弱超規範子)與中性超希格斯粒子的混合態。由於超中性子為馬約拉納費米子,所以它們與其對應的反粒子完全相同。因為這些粒子只會與向量玻色子產生弱相互作用,所以強子對撞機不能大量生產超中性子。它們主要出現在重粒子的衰變瀑布(即擁有多個步驟的衰變過程)中,一般由含色的超對稱粒子所產生,例如超夸克及超膠子。 在R宇稱守恆的模型中,最輕的超中性子是穩定的,而且所有超對稱粒子瀑布衰變最後都只會剩下這種粒子,最後它們就會在未被偵測的情況下離開了偵測器,因此它們的存在只能由偵測器的不平衡動量中得知。 較重的超中性子一般會衰變成一個中性的Z玻色子,及一個較輕的超中性子;或衰變成一個帶電荷的W玻色子及一個輕的超範子: 各種超中性子的質譜分裂會決定甚麼衰變模式是可行的。.

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锗(Germanium,舊譯作鈤)是一种化学元素,它的化学符号是「Ge」,原子序数是32。它是一種灰白色类金属,有光澤,質硬,屬於碳族,化學性質與同族的錫與硅相近。在自然中,鍺共有5種同位素,原子質量數在70至76之間。它能形成許多不同的有機金屬化合物,例如四乙基鍺及異丁基鍺烷等。 即使地球表面上鍺的豐度地殼蘊含量相對较高,但由於礦石中很少含有高濃度的鍺,所以它在化學史上發現得比較晚。門捷列夫在1869年根據元素周期表的位置,預測到鍺的存在與其各項屬性,並把它稱作擬硅。克莱门斯·温克勒於1886年在一種叫硫銀鍺礦的稀有礦物中,除了找到硫和銀之外,還發現了一種新元素。儘管這種新元素的外觀跟砷和銻有點像,但是新元素在化合物中的化合比符合門捷列夫對硅下元素的預測。温克勒以他的國家——德國的拉丁語名來為這種元素命名。 鍺是一種重要的半導體材料,用於製造晶體管及各種電子裝置。主要的終端應用為光纖系統與紅外線光學(infrared optics),也用於聚合反應的催化劑,制造電子器件與太陽能電力等。現在,開採鍺用的主要礦石是閃鋅礦(鋅的主要礦石),也可以在銀、鉛和銅礦中,用商業方式提取鍺。一些鍺化合物,如四氯化鍺(GeCl4)和甲鍺烷,会刺激眼睛、皮膚、肺部與喉嚨。.

查看 大质量弱相互作用粒子和锗

XENON暗物質計畫

XENON暗物質計畫是一個建構新一代暗物質探測器的計畫。 其實驗儀器是利用液態氙作為靶材去探測大質量弱相互作用粒子(英文叫做Weakly Interacting Massive Particle,簡稱WIMP)。 這個合作計畫是由哥倫比亞大學的天文物理的埃琳娜·阿普羅(Elena Aprile)所推動。.

查看 大质量弱相互作用粒子和XENON暗物質計畫

暗物质

在宇宙学中,暗物质(Dark matter),是指無法通過电磁波的觀測進行研究,也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知,而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型,由普朗克卫星探测的数据得到:整个宇宙的构成中,常規物質(即重子物質)占4.9%,而暗物质則占26.8%,还有68.3%是暗能量(质能等价)。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性(inconsistency),对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种(或几种)粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质(和暗能量)的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月,NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧(Gary Prézeau)以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形,發現這會使該暗物質流的密度明顯上升(地球:10^7倍、木星:10^8倍),並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.

查看 大质量弱相互作用粒子和暗物质

氩(Argon)是一种化学元素,在希臘語有「不活潑」的意思,由它的特性而來。Hiebert, E. N. Historical Remarks on the Discovery of Argon: The First Noble Gas.

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氙(注音:ㄒㄧㄢ,漢語拼音:xiān;舊譯作氠、氥、𣱧)是一種化學元素,化學符號為Xe,原子序為54。氙是一種無色、無味的稀有氣體。地球大氣層中含有痕量的氙。 雖然氙的化學活性很低,但是它仍然能夠進行化學反應,例如形成六氟合鉑酸氙──首個被合成的稀有氣體化合物。 自然產生的氙由8種穩定同位素組成。氙還有40多種能夠進行放射性衰變的不穩定同位素。氙同位素的相對比例對研究太陽系早期歷史有重要的作用。具放射性的氙-135是核反應爐中最重要的中子吸收劑,可通過碘-135的核衰变產生。 氙可用在閃光燈和弧燈中,或作全身麻醉藥。最早的准分子激光設計以氙的二聚體分子(Xe2)作為激光介質,而早期激光設計亦用氙閃光燈作激光抽運。氙還可以用來尋找大質量弱相互作用粒子,或作航天器離子推力器的推進劑。.

查看 大质量弱相互作用粒子和氙

惰性中微子

惰性中微子(英語:sterile neutrino)是温暗物质的候选者,不参加除引力以外的任何相互作用。在标准模型中为单态。 2016年8月,IceCube微中子觀測站宣布,未能在預期值域內找到惰性中微子,不清楚它們到底隱藏在何處。.

查看 大质量弱相互作用粒子和惰性中微子

亦称为 弱相互作用重粒子。