Explorer les fonds de la matière noire
Actuellement, on ne connaît que 5% des composants qui composent l'univers, ce qui est connu comme matière commune. 27% des composants mystérieux de l'univers sont matière et 68% énergie, appelés matières sombres et énergies obscures. Connaissant la nature des composants obscurs, nous serions capables d'expliquer toute l'évolution de l'univers depuis sa naissance jusqu'à nos jours. En conséquence, qu'est-ce que la matière noire? De quoi est-il composé ?
Le modèle du Big Bang Calor1 décrit très bien la création et l'évolution de l'univers dans lequel nous vivons. Cependant, ce modèle a subi tout au long de l'histoire une série d'améliorations qui ont permis d'atteindre le succès démontré aujourd'hui pour expliquer l'évolution de l'univers. Une des améliorations les plus importantes s'est produite en obtenant une observation approfondie de plusieurs grands objets astronomiques. En fait, le mouvement de ces objets ne pouvait pas être expliqué uniquement avec la matière commune. Sur le chemin de la solution de ce problème, une matière hypothétique appelée matière noire a été ajoutée au modèle. Aujourd'hui, la matière noire est devenue un élément indispensable dans le modèle standard des particules et englobe la majeure partie de la matière non relativiste qui se trouve dans l'univers, qui se déplace à des vitesses beaucoup moins élevées que celle de la lumière.
L'un des objectifs les plus importants de la science fondamentale actuelle est de connaître la nature fondamentale de la matière obscure (ce qui est, quelle est son origine cosmologique, de quoi elle est composée, quelles interactions elle a…). Et c'est que comprendre la matière obscure serait une étape importante dans la recherche des lois fondamentales de la nature, et trouver les particules qui forment la matière obscure, en outre, trouver une solution au plus grand mystère au moment de décrire l'évolution de l'univers.
Au cours des dernières années, plusieurs candidats ont été proposés, pour la présence possible de matière noire 3,4,5. Par exemple, une particule lourde avec une interaction faible (WIMP, de l'anglais weakly interacting massive particle) qui, comparée à la matière que nous connaissons aujourd'hui, serait très différente et n'aurait qu'une interaction gravitationnelle ; un objet astrospécifique de halo compact lourd (MACHO, massive ophysical, totalement neutre), peu ou pas délicat, de la lumière rouge nuque.
Actuellement, les expériences qui analysent les axions attirent une attention énorme, car, selon les études théoriques les plus pointues, elles sont les candidats les plus viables à la matière obscure.
Cependant, cela ne signifie pas que l'axio est totalement connu et que le problème de la matière noire est résolu. Dans les lignes suivantes, nous allons essayer d'expliquer les dernières découvertes sur l'axio.
Axion
Le modèle Peccei-Quinn6 a été proposé pour résoudre le problème du Comité permanent fort. Le problème du CP fort apparaît dans la chromodynamique quantique (QCD, en anglais), où l'interaction forte ne casse pas la symétrie de la parité de charge (CP, de l'anglais charge-parity). Les axios6 sont la conséquence incontournable de ce modèle, puisque la zone de résolution du problème du CP fort émet ces particules à mesure que l'énergie est perdue. Cependant, l'étude des axions ne nous décrira pas seulement la nature de la matière obscure, mais résoudra seulement le problème de la CP forte, mais la recherche de ces particules et l'étude du Fond Cosmique de Micro-ondes (CMB) peuvent répondre à une série de questions sur l'évolution de l'univers. Entre autres choses, l'échelle énergétique de l'erreur cosmique ou le problème de la hiérarchie électrofaible. Par conséquent, le plus grand mystère de la norme moderne aidera à résoudre l'étude de l'axio.
La masse des candidats ultrarapide de la matière noire qui a émergé pendant les transitions de phase dans l'univers primitif ou dans le cosmétique Incompréhension peut être comprise entre 10-22 eV et 1 keV. Il y a quelques années, il semblait impossible de détecter les particules de ces masses. Aujourd'hui, cependant, il est possible grâce à de nouvelles méthodologies expérimentales. Sur le chemin de la découverte de l'axio, une série d'expériences ont été proposées en utilisant ces nouvelles méthodologies. Cependant, ces expériences ne peuvent être utilisées que pour détecter un axio avec une masse déterminée, car elles sont basées sur des oscillations d'une fréquence déterminée et la fréquence est déterminée par la masse d'axio. Autrement dit, une expérience doit être créée pour chaque valeur de masse. Comme indiqué, l'échelle de masse que peut avoir l'axio est très large, il est donc impossible de prendre expérimentalement toute l'échelle. Il est donc plus difficile d'expérimenter d'analyser toute l'échelle de masse, de sorte que la détermination théorique de la masse de l'axio entraînerait une avancée significative dans la détection de l'axio.
Les particules axioniques peuvent être formées de deux façons. Une de ces hypothèses est expliquée par le mécanisme appelé non-alignement 7. Dans ce cas, les axions se produiraient à la suite des effets non perturbateurs pendant la transition de phase QCD. Pour que ce mécanisme ait une importance, il faudrait que les axioiak soient générés par l'erreur cosmique, mais à partir des dernières recherches, il est possible qu'ils aient été créés après l'imitation. Dans ce cas, des cordes topologiques seraient produites après la rupture spontanée de la symétrie prédite par le modèle Peccei-Quinn. Ces cordes, alors qu'elles perdent de l'énergie, émettront des axions. Et une fois la transition de phase QCD produite, les cordes topologiques disparaîtront.
Réseaux de cordes topologiques
Le modèle de chaleur Big Bang mentionné ci-dessus explique comment l'univers s'est étendu d'une situation très dense et chaleureuse à une autre plus diluée et froide. Autrement dit, l'univers s'étend et se refroidit. Dans ce refroidissement l'univers a subi plusieurs transitions de phase, tout comme les transitions de phase que subit l'eau dans son processus de refroidissement. Dans ces transitions de phase on peut produire des fractures de symétrie, c'est-à-dire une symétrie existante dans la phase ancienne n'apparaît plus dans la phase nouvelle. Les différences topologiques sont la conséquence directe de ces fractures de symétrie. Selon les caractéristiques de la rupture de symétrie, les régions qui conservent l'ancienne symétrie peuvent rester dans la nouvelle phase, et les régions qui conservent l'ancienne symétrie sont les défections topologiques.
Le caractère des régions qui conservent l'ancienne symétrie dépend aussi des caractéristiques de la fracture de symétrie : en fonction de la fracture de symétrie, ces régions peuvent avoir une forme sphérique, à corde ou à étoile. Lorsque la symétrie proposée par le modèle Peccei-Quinn est rompue, des défauts en forme de corde apparaissent et sont donc appelés cordes topologiques. En outre, il faut noter que la rupture de symétrie produit plusieurs cordes formant un réseau tridimensionnel (voir figure 2). Ces réseaux de corde, en évolution, doivent émettre de l'énergie. Cette énergie est émise dans les axions.
Comme mentionné précédemment, l'obtention théorique de la masse d'axions représente une avancée significative dans la détection des particules. The values théoriques of mass can be determined by analysis of topologic soka. La seule façon d'effectuer cette analyse est par simulation numérique.
Simulation numérique
Les simulations numériques peuvent reproduire l'évolution de l'univers et, en outre, évoluer en lui les motifs topologiques. Dans le cas de simulations numériques de défections topologiques, on utilise des réseaux de points en 3 dimensions que nous appellerons lattice (voir figure 3) pour imiter l'évolution de l'univers. Chaque point du latticket évolue en utilisant les équations de mouvement correspondant au modèle que nous voulons analyser. Autrement dit, le latticket décrit l'espace en trois dimensions et à travers des équations de mouvement on avance dans le temps. L'utilisation des équations de mouvement décrites dans le modèle Peccei-Quinn permet d'analyser par des simulations numériques les cordes cosmiques émettant des axions. Cette analyse permet de déterminer théoriquement la masse d'axions émise par les cordes.
Dans une récente recherche8, des simulations numériques ont été utilisées pour analyser les cordes cosmiques créées dans le modèle Peccei-Quinn. Cette étude a été utilisée en latin avec 4.963 points. Pour réaliser ces simulations, il a été nécessaire de travailler ensemble 1.024 cpus. Dans ce travail, la densité des cordes topologiques a été analysée. En fait, connaître l'évolution de la densité de cordes tout au long de l'évolution est très important pour vérifier la validité des résultats. Si la densité des cordes est constante, les résultats issus des simulations peuvent être extraits directement à des échelles cosmologiques; sinon, les résultats des simulations ne sont pas suffisants pour confirmer les effets cosmologiques.
Des études publiées avant l'ouvrage cité prévoyaient que la densité des cordes topologiques produites dans le modèle Peccei-Quinn augmentait au fil du temps. Ce travail montre que la densité est constante. Cette démonstration est très importante pour déterminer théoriquement la masse de l'axio, car la validité cosmologique des données obtenues par des simulations numériques est restée évidente.
Cette recherche a montré que les simulations numériques auront un grand poids en réponse à la question de la matière noire. Compte tenu de la capacité de calcul actuellement disponible, il ne sera pas surprenant que dans un proche avenir la valeur théorique exacte de la masse d'axions soit. Et comme déjà commenté, ce résultat ouvre les portes à la découverte de l'axio.
Références
- S. Dodelson, Modern Cosmology. Amsterdam: Academic Press, 2003.
- G. Bertone, D. Hooper, and J. Silk, “Particle dark matter: Evidence, candidates and constraints, Phys. Rept., vol. 405 pp. 279– 390, 2005.
- C. Griest. The Search for dark matter: • 1993. [Annals N. Et. Acad. Sci. 688,390(1993)].
- M. Kamionkowski. WIMP and axion dark matter. Dans High-energy physics and cosmology. Proceedings, Summer School, Trieste, Italy, June 2-July 4, 1997, pages 394–411, 1997. URL http://alice.cern.ch/format/showfull?sysnb=0260730.
- V. Zac. Dark Matter. Au Proceedings, 22nd Lake Louise Winter Institute: Fondamental Interactions (LLWI 2007): Lac Louise, Alberta, Canada, Février 19-24, 2007, 2007. URL http://inspirehep.net/record/754834//arXiv:0707.0472.pdf.
- R. D. Peccei and H. R. Quinn, “CP Conservation in the Presence of Instantons,” Phys. Rev. Lett., vol. 38 pp. 1440–1443, 1977.
- M. Hindmarsh, J. Lizarraga, A. Lopez-Eiguren, J. Urrestilla, “The scaling density of axion strings”, Phys. Rev. Lett. 124 (2020) no.2, 021301.
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