Η σκοτεινή ύλη στο σύμπαν. Σκοτεινή ύλη

Είναι γνωστό ότι η σκοτεινή ύλη αλληλεπιδρά με ένα «φωτεινό» (βαρυόνιο), τουλάχιστον με βαρυτικό τρόπο, και είναι ένα μέσο με μέση κοσμολογική πυκνότητα αρκετές φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα των βαρυονίων. Τα τελευταία συλλαμβάνονται στα βαρυτικά πηγάδια των συγκεντρώσεων της σκοτεινής ύλης. Επομένως, αν και τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης δεν αλληλεπιδρούν με το φως, το φως εκπέμπεται από εκεί που υπάρχει σκοτεινή ύλη. Αυτή η αξιοσημείωτη ιδιότητα της βαρυτικής αστάθειας κατέστησε δυνατή τη μελέτη της ποσότητας, της κατάστασης και της κατανομής της σκοτεινής ύλης από δεδομένα παρατήρησης από το εύρος του ραδιοφώνου έως τις ακτίνες Χ.

Η άμεση μελέτη της κατανομής της σκοτεινής ύλης στα σμήνη γαλαξιών κατέστη δυνατή μετά τη λήψη των εξαιρετικά λεπτομερών εικόνων τους τη δεκαετία του 1990. Σε αυτή την περίπτωση, οι εικόνες από πιο μακρινούς γαλαξίες που προβάλλονται στο σμήνος αποδεικνύονται παραμορφωμένες ή ακόμη και χωρισμένες λόγω της επίδρασης του βαρυτικού φακού. Από τη φύση αυτών των παραμορφώσεων, καθίσταται δυνατή η ανακατασκευή της κατανομής και του μεγέθους της μάζας μέσα στο σμήνος, ανεξάρτητα από τις παρατηρήσεις των γαλαξιών του ίδιου του σμήνος. Έτσι, η παρουσία μιας κρυμμένης μάζας και σκοτεινής ύλης σε γαλαξιακά σμήνη επιβεβαιώνεται με μια άμεση μέθοδο.

Δημοσιεύτηκε το 2012, μια μελέτη για τις κινήσεις περισσότερων από 400 αστεριών που βρίσκονται σε απόσταση έως και 13.000 ετών φωτός από τον Ήλιο δεν βρήκε στοιχεία σκοτεινής ύλης σε μεγάλο όγκο διαστήματος γύρω από τον Ήλιο. Σύμφωνα με τις προβλέψεις των θεωριών, η μέση ποσότητα σκοτεινής ύλης στην περιοχή του Ήλιου θα έπρεπε να ήταν περίπου 0,5 kg στον όγκο της υδρογείου. Ωστόσο, οι μετρήσεις έδωσαν μια τιμή 0,00±0,06 kg σκοτεινής ύλης σε αυτόν τον όγκο. Αυτό σημαίνει ότι οι προσπάθειες καταγραφής της σκοτεινής ύλης στη Γη, για παράδειγμα, με σπάνιες αλληλεπιδράσεις σωματιδίων σκοτεινής ύλης με «συνηθισμένη» ύλη, δύσκολα μπορούν να είναι επιτυχείς.

Υποψήφιοι της Σκοτεινής Ύλης

βαρυονική σκοτεινή ύλη

Η πιο φυσική υπόθεση φαίνεται να είναι ότι η σκοτεινή ύλη αποτελείται από συνηθισμένη, βαρυονική ύλη, η οποία για κάποιο λόγο αλληλεπιδρά ασθενώς με ηλεκτρομαγνητικό τρόπο και ως εκ τούτου δεν είναι ανιχνεύσιμη κατά τη μελέτη, για παράδειγμα, των γραμμών εκπομπής και απορρόφησης. Η σύνθεση της σκοτεινής ύλης μπορεί να περιλαμβάνει πολλά ήδη ανακαλυφθέντα διαστημικά αντικείμενα, όπως: σκοτεινά γαλαξιακά φωτοστέφανα, καφέ νάνους και τεράστιους πλανήτες, συμπαγή αντικείμενα στα τελικά στάδια της εξέλιξης: λευκοί νάνοι, αστέρια νετρονίων, μαύρες τρύπες. Επιπλέον, υποθετικά αντικείμενα όπως τα αστέρια κουάρκ, τα αστέρια Q και τα αστέρια preon μπορούν επίσης να αποτελούν μέρος της βαρυονικής σκοτεινής ύλης.

Τα προβλήματα αυτής της προσέγγισης εκδηλώνονται στην κοσμολογία του Big Bang: εάν όλη η σκοτεινή ύλη αντιπροσωπεύεται από βαρυόνια, τότε η αναλογία των συγκεντρώσεων των ελαφρών στοιχείων μετά την πρωτογενή πυρηνοσύνθεση, που παρατηρήθηκε στα παλαιότερα αστρονομικά αντικείμενα, θα πρέπει να είναι διαφορετική, έντονα διαφορετική από την παρατηρούμενη ένας. Επιπλέον, πειράματα για την αναζήτηση βαρυτικού φακού φωτός από αστέρια στον Γαλαξία μας δείχνουν ότι δεν υπάρχει επαρκής συγκέντρωση μεγάλων βαρυτικών αντικειμένων όπως πλανήτες ή μαύρες τρύπες για να εξηγηθεί η μάζα του φωτοστέφανου του Γαλαξία μας και μικροαντικειμεναεπαρκής συγκέντρωση θα πρέπει να απορροφά υπερβολικά το φως των αστεριών.

μη βαρυονική σκοτεινή ύλη

Τα θεωρητικά μοντέλα παρέχουν μια μεγάλη επιλογή πιθανών υποψηφίων για το ρόλο της μη βαρυονικής αόρατης ύλης. Ας απαριθμήσουμε μερικά από αυτά.

ελαφρά νετρίνα

Σε αντίθεση με άλλους υποψήφιους, τα νετρίνα έχουν ένα ξεχωριστό πλεονέκτημα: είναι γνωστό ότι υπάρχουν. Δεδομένου ότι ο αριθμός των νετρίνων στο Σύμπαν είναι συγκρίσιμος με τον αριθμό των φωτονίων, ακόμη και με μικρή μάζα, τα νετρίνα μπορούν να καθορίσουν αρκετά τη δυναμική του Σύμπαντος. Για να επιτευχθεί , όπου είναι η λεγόμενη κρίσιμη πυκνότητα , χρειάζονται μάζες νετρίνων της τάξης του eV, όπου δηλώνει τον αριθμό των τύπων ελαφρών νετρίνων. Τα πειράματα που πραγματοποιήθηκαν μέχρι σήμερα δίνουν εκτιμήσεις μαζών νετρίνων της τάξης του eV. Έτσι, τα ελαφρά νετρίνα πρακτικά αποκλείονται ως υποψήφιοι για το κυρίαρχο κλάσμα της σκοτεινής ύλης.

Βαριά νετρίνα

Από τα δεδομένα του πλάτους διάσπασης του μποζονίου Ζ προκύπτει ότι ο αριθμός των γενεών ασθενώς αλληλεπιδρώντων σωματιδίων (συμπεριλαμβανομένων των νετρίνων) είναι 3. Έτσι, τα βαριά νετρίνα (τουλάχιστον με μάζα μικρότερη από 45 GeV) είναι απαραίτητα τα λεγόμενα. «στείρα», δηλαδή σωματίδια που δεν αλληλεπιδρούν με αδύναμο τρόπο. Τα θεωρητικά μοντέλα προβλέπουν τη μάζα σε ένα πολύ ευρύ φάσμα τιμών (ανάλογα με τη φύση αυτού του νετρίνου). Από τη φαινομενολογία ακολουθεί ένα εύρος μάζας περίπου eV, επομένως, τα στείρα νετρίνα μπορεί κάλλιστα να αποτελούν ουσιαστικό μέρος της σκοτεινής ύλης.

Υπερσυμμετρικά σωματίδια

Στο πλαίσιο των υπερσυμμετρικών (SUSY) θεωριών, υπάρχει τουλάχιστον ένα σταθερό σωματίδιο, το οποίο είναι νέος υποψήφιος για το ρόλο της σκοτεινής ύλης. Υποτίθεται ότι αυτό το σωματίδιο (LSP) δεν συμμετέχει στις ηλεκτρομαγνητικές και ισχυρές αλληλεπιδράσεις. Το Photino, το gravitino, το higgsino (υπερσυνεργάτες του φωτονίου, του graviton και του μποζονίου Higgs, αντίστοιχα), καθώς και το sneutrino, το κρασί και το zino μπορούν να δράσουν ως σωματίδια LSP. Στις περισσότερες θεωρίες, ένα σωματίδιο LSP είναι ένας συνδυασμός των σωματιδίων SUSY που αναφέρονται παραπάνω με μάζα της τάξης των 10 GeV.

Cosmions

Τα Cosmions εισήχθησαν στη φυσική για να λύσουν το πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων, το οποίο συνίσταται σε μια σημαντική διαφορά μεταξύ της ροής νετρίνων που ανιχνεύεται στη Γη και της τιμής που προβλέπεται από το τυπικό μοντέλο του Ήλιου. Ωστόσο, αυτό το πρόβλημα έχει βρει λύση στο πλαίσιο της θεωρίας των ταλαντώσεων νετρίνων και του φαινομένου Mikheev-Smirnov-Wolfenstein, έτσι ώστε τα κοσμήματα, προφανώς, να αποκλείονται από τους υποψηφίους για το ρόλο της σκοτεινής ύλης.

Τοπολογικά ελαττώματα του χωροχρόνου

Σύμφωνα με τις σύγχρονες κοσμολογικές αντιλήψεις, η ενέργεια του κενού καθορίζεται από κάποιο τοπικά ομοιογενές και ισότροπο βαθμωτό πεδίο. Αυτό το πεδίο είναι απαραίτητο για να περιγράψει τις λεγόμενες μεταβάσεις φάσης του κενού κατά τη διάρκεια της διαστολής του Σύμπαντος, κατά την οποία υπήρξε μια συνεχής παραβίαση της συμμετρίας, που οδηγεί στον διαχωρισμό των θεμελιωδών αλληλεπιδράσεων. Μια μετάβαση φάσης είναι ένα άλμα στην ενέργεια ενός πεδίου κενού που τείνει στη βασική του κατάσταση (την κατάσταση με την ελάχιστη ενέργεια σε μια δεδομένη θερμοκρασία). Διαφορετικές περιοχές του χώρου θα μπορούσαν να βιώσουν μια τέτοια μετάβαση ανεξάρτητα, με αποτέλεσμα να σχηματιστούν περιοχές με μια ορισμένη «ευθυγράμμιση» του βαθμωτού πεδίου, οι οποίες, επεκτείνοντας, θα μπορούσαν να έρθουν σε επαφή μεταξύ τους. Στα σημεία συνάντησης περιοχών με διαφορετικούς προσανατολισμούς, θα μπορούσαν να σχηματιστούν σταθερά τοπολογικά ελαττώματα διαφόρων διαμορφώσεων: σημειακά σωματίδια (ιδιαίτερα, μαγνητικά μονόπολα), γραμμικά εκτεταμένα αντικείμενα (κοσμικές χορδές), δισδιάστατες μεμβράνες (τοίχοι τομέα), τρισ ελαττώματα διαστάσεων (υφές). Όλα αυτά τα αντικείμενα έχουν, κατά κανόνα, μια κολοσσιαία μάζα και θα μπορούσαν να έχουν κυρίαρχη συμβολή στη σκοτεινή ύλη. Μέχρι σήμερα (2012), τέτοια αντικείμενα δεν έχουν βρεθεί στο Σύμπαν.

Ταξινόμηση της σκοτεινής ύλης

Ανάλογα με τις ταχύτητες των σωματιδίων από τα οποία πιθανώς αποτελείται η σκοτεινή ύλη, μπορεί να χωριστεί σε διάφορες κατηγορίες.

καυτή σκοτεινή ύλη

Αποτελείται από σωματίδια που κινούνται με ταχύτητα κοντά στην ταχύτητα του φωτός - πιθανώς νετρίνα. Αυτά τα σωματίδια έχουν πολύ μικρή μάζα, αλλά και πάλι όχι μηδενική, και δεδομένου του τεράστιου αριθμού νετρίνων στο σύμπαν (300 σωματίδια ανά 1 cm³), αυτό δίνει μια τεράστια μάζα. Σε ορισμένα μοντέλα, τα νετρίνα αντιπροσωπεύουν το 10% της σκοτεινής ύλης.

Αυτή η ύλη, λόγω της τεράστιας ταχύτητάς της, δεν μπορεί να σχηματίσει σταθερές δομές, αλλά μπορεί να επηρεάσει τη συνηθισμένη ύλη και άλλους τύπους σκοτεινής ύλης.

θερμή σκοτεινή ύλη

Η ύλη που κινείται με σχετικιστικές ταχύτητες, αλλά πιο αργά από την καυτή σκοτεινή ύλη, ονομάζεται «θερμή». Οι ταχύτητες των σωματιδίων του μπορεί να κυμαίνονται από 0,1c έως 0,95c. Ορισμένα δεδομένα, ιδίως οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας της ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου, δίνουν λόγους να πιστεύουμε ότι μια τέτοια μορφή ύλης μπορεί να υπάρχει.

Μέχρι στιγμής, δεν υπάρχουν υποψήφιοι για το ρόλο των συστατικών της θερμής σκοτεινής ύλης, αλλά είναι πιθανό τα στείρα νετρίνα, τα οποία θα πρέπει να κινούνται πιο αργά από τις τρεις συνήθεις γεύσεις των νετρίνων, να γίνουν ένα από αυτά.

ψυχρή σκοτεινή ύλη

Η σκοτεινή ύλη που κινείται με κλασικές ταχύτητες ονομάζεται «ψυχρή». Αυτός ο τύπος ύλης έχει το μεγαλύτερο ενδιαφέρον, καθώς, σε αντίθεση με τη ζεστή και καυτή σκοτεινή ύλη, η ψυχρή ύλη μπορεί να σχηματίσει σταθερούς σχηματισμούς, ακόμη και ολόκληρους σκοτεινούς γαλαξίες.

Ενώ σωματίδια κατάλληλα για το ρόλο συστατικά μέρηψυχρή σκοτεινή ύλη δεν έχουν ανιχνευθεί. Ως υποψήφιοι για το ρόλο της ψυχρής σκοτεινής ύλης, υπάρχουν ασθενώς αλληλεπιδρώντα μαζικά σωματίδια - WIMP, όπως αξιόνια και υπερσυμμετρικά φερμιόνια εταίροι ελαφρών μποζονίων - φωτίνο, γραβιτίνο και άλλα.

μικτή σκοτεινή ύλη

Στη λαϊκή κουλτούρα

• Στη σειρά παιχνιδιών Mass Effect, η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια με τη μορφή του λεγόμενου «Στοιχείου Μηδέν» είναι απαραίτητες για κίνηση σε υπερφωτεινές ταχύτητες. Μερικοί άνθρωποι, βιοτικά, χρησιμοποιώντας σκοτεινή ενέργεια, μπορούν να ελέγξουν τα πεδία μαζικής επίδρασης.
• Στη σειρά κινουμένων σχεδίων Futurama, η σκοτεινή ύλη χρησιμοποιείται ως καύσιμο για το διαστημόπλοιο Planet Express. Η ύλη γεννιέται στον κόσμο με τη μορφή περιττωμάτων της εξωγήινης φυλής «Zubastillons» και είναι εξαιρετικά υψηλή σε πυκνότητα.

δείτε επίσης

Σημειώσεις

Βιβλιογραφία

• Ιστοσελίδα Modern Cosmology, που περιέχει, μεταξύ άλλων, μια επιλογή υλικών για τη σκοτεινή ύλη.
• G. W. Klapdor-Kleingrothaus, A. StaudtΜη επιταχυντική φυσική στοιχειωδών σωματιδίων. Μόσχα: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Συνδέσεις

• S. M. Bilenky, Μάζες, ανάμειξη και ταλαντώσεις νετρίνων, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, Σκοτεινή ύλη: από τις αρχικές συνθήκες έως τον σχηματισμό της δομής του Σύμπαντος, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Dark Matter", από μια σειρά διαλέξεων στο έργο PostNauka (βίντεο)
• Ανατόλι Τσερεπαστσούκ. "Νέες μορφές ύλης στο Σύμπαν, μέρος 1" - Σκοτεινή μάζα και σκοτεινή ενέργεια, από τον κύκλο διαλέξεων "ACADEMIA" (βίντεο)

Ίδρυμα Wikimedia. 2010 .

Δείτε τι είναι το "Dark Matter" σε άλλα λεξικά:

ΣΚΟΤΕΙΝΗ ΥΛΗ- (TM) ασυνήθιστη ύλη του Σύμπαντος μας, που δεν αποτελείται από (βλ.), δηλ. όχι από πρωτόνια, νετρόνια, μεσόνια, κ.λπ., και ανακαλύφθηκε με την ισχυρότερη βαρυτική επίδραση σε κοσμικά αντικείμενα συνηθισμένης βαρυονικής φύσης (αστέρια, γαλαξίες, μαύρος ……

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Είδος φαντασίας ... Wikipedia

Αυτός ο όρος έχει άλλες έννοιες, βλέπε Dark Star. Ένα σκοτεινό αστέρι είναι ένας θεωρητικά προβλεπόμενος τύπος αστεριού που θα μπορούσε να υπήρχε σε πρώιμο στάδιο στο σχηματισμό του Σύμπαντος, ακόμη και πριν μπορέσουν να ... ... Wikipedia

ΥΛΗ- μια αντικειμενική πραγματικότητα που υπάρχει έξω και ανεξάρτητα από την ανθρώπινη συνείδηση ​​και αντανακλάται από αυτήν (για παράδειγμα, ζωντανή και μη Μ.). Η ενότητα του κόσμου στην υλικότητά του. Στη φυσική του Μ., όλοι οι τύποι ύπαρξης (βλ.), οι οποίοι μπορούν να είναι σε διαφορετικά ... ... Μεγάλη Πολυτεχνική Εγκυκλοπαίδεια

Ο πρώτος επιστήμονας που τεκμηρίωσε και υπολόγισε θεωρητικά την πιθανότητα ύπαρξης κρυμμένης άγνωστης ύλης ήταν ο βουλγαρικής καταγωγής Ελβετός αστρονόμος Fritz Zwicky. Χρησιμοποιώντας μεθόδους Doppler, ο επιστήμονας υπολόγισε τις ταχύτητες οκτώ γαλαξιών που βρίσκονται στον αστερισμό της Βερόνικα. Στην επιστημονική βιβλιογραφία, μερικές φορές βρίσκεται ένα άλλο ρομαντικό όνομα - Veronica's Hair.

Σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια

Ιστορία της ανακάλυψης μιας άγνωστης μάζας

Η λογική πίσω από τους υπολογισμούς του Zwicky ήταν η εξής. Το βαρυτικό πεδίο θα πρέπει να κρατά τους γαλαξίες μέσα στο σμήνος τους. Με βάση αυτή τη θέση, υπολογίζεται η απαιτούμενη μάζα. Οι γαλαξίες εκπέμπουν φως, επομένως μπορεί να υπολογιστεί μια ακόμη τιμή για τη γαλαξιακή μάζα. Αυτές οι δύο τιμές έπρεπε να συμπίπτουν, αλλά αυτό δεν συνέβη. Οι τιμές διέφεραν πολύ. Χρειάστηκε πολύ μεγαλύτερη αξίαμάζα έτσι ώστε το βαρυτικό πεδίο να μην επιτρέπει στους γαλαξίες να απομακρυνθούν.

Είναι αυτό το μέρος που λείπει που ο Zwicky έδωσε το όνομα "σκοτεινή ύλη"

Όπως έδειξαν οι υπολογισμοί του επιστήμονα, υπάρχει πολύ λιγότερη συνηθισμένη ύλη στον αστερισμό από τη σκοτεινή ύλη. Ο Zwicky δημοσίευσε τα αποτελέσματά του σε ένα όχι πολύ διάσημο περιοδικό. Helvetica Phisica Acta .

Ωστόσο, για τα επόμενα 40 χρόνια, οι αστροφυσικοί προσπάθησαν να αγνοήσουν ένα τόσο ανησυχητικό και εξαιρετικό αποτέλεσμα.

Το 1970, η Vera Rubin και ο W.C. Ford μελέτησαν για πρώτη φορά τις περιστροφικές κινήσεις του μυστηριώδους νεφελώματος της Ανδρομέδας. Λίγο αργότερα μελετήθηκε η κίνηση περισσότερων από 60 γαλαξιών. Μελέτες έχουν δείξει ότι η ταχύτητα περιστροφής των γαλαξιών είναι πολύ μεγαλύτερη από την ταχύτητα που παρέχει η φαινομενική παρατηρήσιμη μάζα τους. Το προκύπτον σύμπλεγμα αδιαμφισβήτητων παρατηρούμενων γεγονότων είναι απόδειξη της ύπαρξης κρυμμένης άγνωστης ύλης.

Σκοτεινή ύλη. Ανατόλι Βλαντιμίροβιτς

Γενικές ιδέες για άγνωστα σωματίδια άγνωστης ύλης

Στην έρευνά τους, οι φυσικοί χρησιμοποιούν μερικές φορές μεθόδους που είναι δύσκολο για τους απλούς ανθρώπους να αναγνωρίσουν άγνωστα αντικείμενα στο σύμπαν. Οριοθετούν άγνωστα φαινόμενα με σταθερά καθιερωμένα και πειραματικά επαληθευμένα μοντέλα και αρχίζουν να «στριμώχνουν» σιγά σιγά το επίμονο φαινόμενο, περιμένοντας υπομονετικά τις απαραίτητες πληροφορίες από αυτό.

Ωστόσο, η σκοτεινή ύλη δείχνει αληθινό βαρυτικό θάρρος στην επιστημονική περιέργεια των φυσικών.

Η κρυφή ύλη συσπειρώνεται με τον ίδιο ακριβώς τρόπο όπως η συνηθισμένη ύλη, σχηματίζοντας γαλαξίες και τα σμήνη τους. Αυτή, ίσως, είναι η μόνη ομοιότητα μεταξύ της γνωστής ορατής ύλης και της άγνωστης μάζας, της οποίας το μερίδιο είναι 25% στην ενεργειακή «τράπεζα» του Σύμπαντος.

Αυτός ο άγνωστος μέτοχος του Σύμπαντος μας έχει απλές ιδιότητες. Η επαρκώς ψυχρή κρυμμένη ύλη αλληλεπιδρά πρόθυμα με τον ορατό γείτονά της (ιδίως με τα βαρυόνια) αποκλειστικά στη βαρυτική γλώσσα. Πρέπει να σημειωθεί ότι η κοσμική πυκνότητα των βαρυονίων είναι αρκετές φορές μικρότερη από την πυκνότητα της κρυμμένης ύλης. Μια τέτοια υπεροχή σε πυκνότητα του επιτρέπει να «ηγείται» στην πραγματικότητα του βαρυτικού δυναμικού του Σύμπαντος.

Οι επιστήμονες προτείνουν ότι η υλική σύνθεση της ύληςείναι νέα άγνωστα σωματίδια. Αλλά μέχρι στιγμής δεν έχουν βρεθεί. Είναι γνωστό μόνο ότι δεν διασπώνται σε ακόμη μικρότερα στοιχεία της Φύσης. Διαφορετικά, στο χρονικό διάστημα της ζωής του Σύμπαντος, θα είχαν ήδη περάσει τη διαδικασία της φθοράς. Κατά συνέπεια, το γεγονός αυτό μιλά εύγλωττα υπέρ του γεγονότος ότι υπάρχει ένας νέος νόμος διατήρησης που απαγορεύει τη διάσπαση των σωματιδίων. Ωστόσο, δεν έχει ανοίξει ακόμη.

Επιπλέον, η ουσία της σκοτεινής ύλης «δεν αρέσει» να αλληλεπιδρά με γνωστά σωματίδια. Λόγω αυτής της περίστασης, η σύνθεση της κρυμμένης μάζας δεν μπορεί να προσδιοριστεί με επίγεια πειράματα. Η φύση των σωματιδίων παραμένει άγνωστη.

Frequency Keepers - Inhomogeneous Universe

Ποιοι είναι οι τρόποι αναζήτησης σωματιδίων σκοτεινής ύλης;

Ας παραθέσουμε μερικούς τρόπους.

1. Υπάρχει μια υπόθεση ότι τα πρωτόνια είναι ελαφρύτερα από άγνωστα σωματίδια κατά 2-3 τάξεις μεγέθους. Σε αυτή την περίπτωση, μπορούν να δημιουργηθούν σε συγκρούσεις με ορατά σωματίδια εάν επιταχυνθούν σε πολύ υψηλές ενέργειες σε έναν επιταχυντή.
2. Έχω την εντύπωση ότι άγνωστα σωματίδια βρίσκονται κάπου εκεί έξω, σε μακρινούς γαλαξίες. Όχι, όχι μόνο εκεί, αλλά και δίπλα μας. Υποτίθεται ότι σε ένα κυβικό μέτρο ο αριθμός τους μπορεί να φτάσει τα 1000 τεμάχια. Ωστόσο, προτιμούν να αποφεύγουν τις συγκρούσεις με τους ατομικούς πυρήνες μιας γνωστής ουσίας. Αν και τέτοιες περιπτώσεις συμβαίνουν, και οι επιστήμονες ελπίζουν να τις καταγράψουν.
3. άγνωστα σωματίδια κρυμμένη μάζα εξολοθρεύονται μεταξύ τους. Δεδομένου ότι η συνηθισμένη ύλη είναι απολύτως διαφανής γι 'αυτούς, μπορούν να πέσουν σε και. Ένα από τα προϊόντα της διαδικασίας εκμηδένισης είναι ένα νετρίνο, το οποίο έχει την ικανότητα να διεισδύει ελεύθερα σε όλο το πάχος του Ήλιου και της Γης. Η καταχώρηση τέτοιων νετρίνων μπορεί να δώσει άγνωστα σωματίδια.

Ποια είναι η φύση της κρυμμένης μάζας;

Οι επιστήμονες έχουν περιγράψει τρεις κατευθύνσεις στη μελέτη της φύσης της σκοτεινής ύλης.

1. βαρυονική σκοτεινή ύλη.

Σύμφωνα με αυτή την υπόθεση, όλα τα σωματίδια είναι καλά γνωστά. Όμως η ακτινοβολία τους εκδηλώνεται με τέτοιο τρόπο που δεν μπορεί να ανιχνευθεί.

• συνηθισμένη ύλη, έντονα διασκορπισμένη στο διάστημα μεταξύ των γαλαξιών.
• μαζικά αστροφυσικά αντικείμενα φωτοστέφανου (MACHO).

Αυτά τα αντικείμενα, που περιβάλλουν τους γαλαξίες, είναι σχετικά μικρά σε μέγεθος. Έχουν πολύ ασθενή ακτινοβολία. Αυτές οι ιδιότητες καθιστούν αδύνατη τον εντοπισμό τους.

Τα σώματα μπορούν να περιλαμβάνουν τα ακόλουθα αντικείμενα:

• καφέ νάνοι?
• λευκοί νάνοι?
• μαύρες τρύπες;
• αστέρια νετρονίων.

Η αναζήτηση των παραπάνω αντικειμένων πραγματοποιείται με τη χρήση βαρυτικών φακών.

1. Μη βαρυονική σκοτεινή ύλη.

Η σύνθεση της ουσίας είναι άγνωστη. Υπάρχουν δύο επιλογές:

• μια ψυχρή μάζα που θα μπορούσε να περιλαμβάνει φωτινούς, αξιόνια και εξογκώματα κουάρκ.
• θερμή μάζα (νετρίνο).

1. Μια νέα ματιά στη βαρύτητα.

Αλήθεια της θεωρίας

Είναι πιθανό ότι οι διαγαλαξιακές αποστάσεις θα μας αναγκάσουν να εξετάσουμε τη θεωρία της βαρύτητας από μια νέα γωνία γαλαξιακής όρασης.

Οι ανακαλύψεις των ιδιοτήτων της μυστικής ύλης δεν έχουν ακόμη έρθει. Είτε δίνεται σε ένα άτομο να γνωρίζει και τι θα κάνει με τέτοιο πλούτο - μόνο το μέλλον θα απαντήσει σε αυτές τις ερωτήσεις.

>

Τι σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργειαΣύμπαν: δομή του χώρου με φωτογραφία, όγκος σε ποσοστό, επιρροή σε αντικείμενα, έρευνα, διαστολή του Σύμπαντος.

Περίπου το 80% του χώρου αντιπροσωπεύεται από υλικό που είναι κρυμμένο από την άμεση παρατήρηση. Αυτό είναι περίπου σκοτεινή ύλη- μια ουσία που δεν παράγει ενέργεια και φως. Πώς κατάλαβαν οι ερευνητές ότι κυριαρχεί;

Στη δεκαετία του 1950, οι επιστήμονες άρχισαν να μελετούν ενεργά άλλους γαλαξίες. Στην πορεία των αναλύσεων παρατήρησαν ότι το Σύμπαν είναι γεμάτο μεγάλη ποσότηταυλικό από ό,τι μπορεί να συλληφθεί" ορατό μάτι". Οι υποστηρικτές της σκοτεινής ύλης εμφανίζονταν κάθε μέρα. Αν και δεν υπήρχαν άμεσες αποδείξεις για την ύπαρξή του, οι θεωρίες αυξήθηκαν, όπως και οι παρακάμψεις της παρατήρησης.

Το υλικό που βλέπουμε ονομάζεται βαρυονική ύλη. Αντιπροσωπεύεται από πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια. Πιστεύεται ότι η σκοτεινή ύλη είναι ικανή να συνδυάζει βαρυονική και μη βαρυονική ύλη. Για να παραμείνει το Σύμπαν στη συνηθισμένη του ακεραιότητα, η σκοτεινή ύλη πρέπει να είναι στο 80%.

Η άπιαστη ύλη μπορεί να είναι απίστευτα δύσκολο να βρεθεί εάν περιέχει βαρυονική ύλη. Μεταξύ των αιτούντων ονομάζονται καφέ και λευκοί νάνοι, καθώς και αστέρια νετρονίων. Οι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες μπορούν επίσης να προσθέσουν τη διαφορά. Αλλά θα έπρεπε να είχαν περισσότερο αντίκτυπο από αυτό που είδαν οι επιστήμονες. Υπάρχουν εκείνοι που πιστεύουν ότι η σκοτεινή ύλη πρέπει να αποτελείται από κάτι πιο ασυνήθιστο και σπάνιο.

Σύνθετη εικόνα Hubble που δείχνει τον φανταστικό δακτύλιο της σκοτεινής ύλης στο σμήνος γαλαξιών Cl 0024+17

Το μεγαλύτερο μέρος του επιστημονικού κόσμου πιστεύει ότι η άγνωστη ύλη αντιπροσωπεύεται κυρίως από μη βαρυονική ύλη. Ο πιο δημοφιλής υποψήφιος είναι το WIMPS (ασθενής επαφή με μαζικά σωματίδια), του οποίου η μάζα είναι 10-100 φορές μεγαλύτερη από αυτή ενός πρωτονίου. Αλλά η αλληλεπίδρασή τους με τη συνηθισμένη ύλη είναι πολύ αδύναμη, γεγονός που καθιστά πιο δύσκολη την εύρεση.

Τα νετρίνα εξετάζονται τώρα προσεκτικά - τεράστια υποθετικά σωματίδια που είναι μεγαλύτερα από τα νετρίνα σε μάζα, αλλά διακρίνονται από τη βραδύτητα τους. Δεν έχουν βρεθεί ακόμα. Το λιγότερο ουδέτερο αξίωμα και τα παρθένα φωτόνια λαμβάνονται επίσης υπόψη ως επιλογές.

Μια άλλη επιλογή είναι η ξεπερασμένη γνώση της βαρύτητας που πρέπει να ενημερωθεί.

Αόρατη σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια

Αλλά, αν δεν δούμε κάτι, πώς μπορούμε να αποδείξουμε ότι υπάρχει; Και γιατί αποφασίσαμε ότι η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια είναι κάτι αληθινό;

Η μάζα των μεγάλων αντικειμένων υπολογίζεται από τη χωρική τους μετατόπιση. Στη δεκαετία του 1950, οι ερευνητές που κοιτούσαν σπειροειδείς γαλαξίες υπέθεσαν ότι υλικό κοντά στο κέντρο θα κινούνταν πολύ πιο γρήγορα από το μακρινό υλικό. Αλλά αποδείχθηκε ότι τα αστέρια κινούνταν με την ίδια ταχύτητα, πράγμα που σημαίνει ότι υπήρχε πολύ μεγαλύτερη μάζα από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως. Το αέριο που μελετήθηκε σε ελλειπτικούς τύπους έδειξε τα ίδια αποτελέσματα. Το ίδιο συμπέρασμα υποδηλώθηκε: αν εστιάσουμε μόνο στην ορατή μάζα, τότε τα γαλαξιακά σμήνη θα είχαν καταρρεύσει εδώ και πολύ καιρό.

Ο Άλμπερτ Αϊνστάιν μπόρεσε να αποδείξει ότι τα μεγάλα αντικείμενα στο σύμπαν είναι ικανά να λυγίζουν και να παραμορφώνουν τις ακτίνες φωτός. Αυτό τους επέτρεψε να χρησιμοποιηθούν ως φυσικός μεγεθυντικός φακός. Διερευνώντας αυτή τη διαδικασία, οι επιστήμονες μπόρεσαν να δημιουργήσουν έναν χάρτη της σκοτεινής ύλης.

Αποδεικνύεται ότι το μεγαλύτερο μέρος του κόσμου μας αντιπροσωπεύεται από μια ακόμα άπιαστη ουσία. Θα μάθετε περισσότερα ενδιαφέροντα πράγματα για τη σκοτεινή ύλη αν παρακολουθήσετε το βίντεο.

Σκοτεινή ύλη

Ο φυσικός Ντμίτρι Καζάκοφ σχετικά με το συνολικό ενεργειακό ισοζύγιο του Σύμπαντος, τη θεωρία της κρυμμένης μάζας και των σωματιδίων της σκοτεινής ύλης:

Αν μιλάμε για ύλη, τότε σίγουρα η σκοτεινή προηγείται σε ποσοστό. Αλλά γενικά, χρειάζεται μόνο το ένα τέταρτο από όλα. Το σύμπαν αφθονεί σκοτεινή ενέργεια.

Από τη Μεγάλη Έκρηξη, το διάστημα ξεκίνησε μια διαδικασία επέκτασης που συνεχίζεται σήμερα. Οι ερευνητές πίστευαν ότι τελικά η αρχική ενέργεια θα τελείωνε και θα επιβραδύνει. Αλλά οι μακρινοί σουπερνόβα αποδεικνύουν ότι το διάστημα δεν σταματά, αλλά ανεβάζει ταχύτητα. Όλα αυτά είναι δυνατά μόνο εάν η ποσότητα της ενέργειας είναι τόσο τεράστια ώστε να υπερνικήσει τη βαρυτική επίδραση.

Σκοτεινή ύλη και σκοτεινή ενέργεια: αποσαφήνιση του γρίφου

Γνωρίζουμε ότι το Σύμπαν, ως επί το πλείστον, αντιπροσωπεύεται από σκοτεινή ενέργεια. Αυτή είναι μια μυστηριώδης δύναμη που προκαλεί το διάστημα να αυξήσει τον ρυθμό διαστολής του σύμπαντος. Ένα άλλο μυστηριώδες συστατικό είναι η σκοτεινή ύλη, η οποία διατηρεί επαφή με αντικείμενα μόνο με τη βοήθεια της βαρύτητας.

Οι επιστήμονες δεν μπορούν να δουν απευθείας τη σκοτεινή ύλη, αλλά τα αποτελέσματα είναι διαθέσιμα για μελέτη. Καταφέρνουν να συλλάβουν φως που κάμπτεται από τη βαρυτική δύναμη αόρατων αντικειμένων (βαρυτικό φακό). Παρατηρήστε επίσης τις στιγμές που το αστέρι κάνει περιστροφές γύρω από τον γαλαξία πολύ πιο γρήγορα από όσο θα έπρεπε.

Όλα αυτά οφείλονται στην παρουσία μιας τεράστιας ποσότητας άπιαστης ουσίας που επηρεάζει τη μάζα και την ταχύτητα. Στην πραγματικότητα, αυτή η ουσία καλύπτεται από μυστικά. Αποδεικνύεται ότι οι ερευνητές είναι πιο πιθανό να πουν όχι τι είναι μπροστά τους, αλλά τι «δεν είναι».

Αυτό το κολάζ δείχνει εικόνες έξι διαφορετικών σμήνων γαλαξιών που έχουν ληφθεί με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble της NASA. Τα σμήνη ανακαλύφθηκαν κατά τη διάρκεια προσπαθειών μελέτης της συμπεριφοράς της σκοτεινής ύλης σε σμήνη γαλαξιών όταν συγκρούονται.

Σκοτεινή ύλη... σκοτεινή. Δεν παράγει φως και δεν παρατηρείται σε άμεση θέα. Επομένως, αποκλείουμε αστέρια και πλανήτες.

Δεν δρα ως σύννεφο συνηθισμένης ύλης (τέτοια σωματίδια ονομάζονται βαρυόνια). Εάν τα βαρυόνια υπήρχαν στη σκοτεινή ύλη, τότε θα εκδηλωνόταν με άμεση παρατήρηση.

Εξαιρούμε επίσης τις μαύρες τρύπες, επειδή λειτουργούν ως βαρυτικοί φακοί που εκπέμπουν φως. Οι επιστήμονες δεν παρατηρούν αρκετά γεγονότα φακού για να υπολογίσουν την ποσότητα της σκοτεινής ύλης που θα έπρεπε να υπάρχει.

Αν και το Σύμπαν είναι ένα τεράστιο μέρος, όλα ξεκίνησαν με τις μικρότερες δομές. Πιστεύεται ότι η σκοτεινή ύλη άρχισε να συμπυκνώνεται για να δημιουργήσει «δομικά στοιχεία» με την κανονική ύλη, παράγοντας τους πρώτους γαλαξίες και σμήνη.

Για να βρουν τη σκοτεινή ύλη, οι επιστήμονες χρησιμοποιούν διάφορες μεθόδους:

• Ο Μεγάλος Επιταχυντής Αδρονίων.
• όργανα όπως το WNAP και το διαστημικό παρατηρητήριο Planck.
• πειράματα άμεσης αναθεώρησης: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP και ArDM.
• έμμεση ανίχνευση: ανιχνευτές ακτίνων γάμμα (Fermi), τηλεσκόπια νετρίνων (IceCube), ανιχνευτές αντιύλης (PAMELA), αισθητήρες ακτίνων Χ και ραδιοφώνου.

Μέθοδοι αναζήτησης της σκοτεινής ύλης

Ο φυσικός Anton Baushev σχετικά με τις αδύναμες αλληλεπιδράσεις μεταξύ των σωματιδίων, τη ραδιενέργεια και την αναζήτηση ιχνών αφανισμού:

Ανατρέξτε βαθύτερα στο μυστήριο της σκοτεινής ύλης και της σκοτεινής ενέργειας

Περισσότερες από μία φορές, οι επιστήμονες δεν μπόρεσαν να δουν κυριολεκτικά τη σκοτεινή ύλη, επειδή δεν έρχεται σε επαφή με τη βαρυονική ύλη, πράγμα που σημαίνει ότι παραμένει άπιαστο στο φως και σε άλλες ποικιλίες. ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Αλλά οι ερευνητές είναι σίγουροι για την παρουσία του, καθώς παρατηρούν την επίδραση σε γαλαξίες και σμήνη.

Η τυπική φυσική λέει ότι τα αστέρια που βρίσκονται στις άκρες ενός σπειροειδούς γαλαξία θα πρέπει να επιβραδύνουν. Αλλά αποδεικνύεται ότι εμφανίζονται αστέρια των οποίων η ταχύτητα δεν υπακούει στην αρχή της θέσης σε σχέση με το κέντρο. Αυτό μπορεί να εξηγηθεί μόνο από το γεγονός ότι τα αστέρια αισθάνονται την επιρροή της αόρατης σκοτεινής ύλης στο φωτοστέφανο γύρω από τον γαλαξία.

Η παρουσία της σκοτεινής ύλης είναι επίσης ικανή να αποκρυπτογραφήσει μερικές από τις ψευδαισθήσεις που παρατηρούνται στα παγκόσμια βάθη. Για παράδειγμα, η παρουσία παράξενων δακτυλίων και φωτεινών τόξων στους γαλαξίες. Δηλαδή, το φως από μακρινούς γαλαξίες διέρχεται από την παραμόρφωση και ενισχύεται από ένα αόρατο στρώμα σκοτεινής ύλης (βαρυτικό φακό).

Μέχρι στιγμής, έχουμε μερικές ιδέες για το τι είναι η σκοτεινή ύλη. Η κύρια ιδέα είναι τα εξωτικά σωματίδια που δεν βρίσκονται σε επαφή με τη συνηθισμένη ύλη και το φως, αλλά έχουν δύναμη με τη βαρυτική έννοια. Τώρα αρκετές ομάδες (μερικές που χρησιμοποιούν τον Μεγάλο Επιταχυντή Αδρονίων) εργάζονται για τη δημιουργία σωματιδίων σκοτεινής ύλης προκειμένου να τα μελετήσουν στο εργαστήριο.

Άλλοι πιστεύουν ότι η επιρροή μπορεί να εξηγηθεί με μια θεμελιώδη τροποποίηση της θεωρίας της βαρύτητας. Τότε παίρνουμε διάφορες μορφές βαρύτητας, που διαφέρει σημαντικά από τη συνηθισμένη εικόνα και τους νόμους που θεσπίζει η φυσική.

Το διαστελλόμενο σύμπαν και η σκοτεινή ενέργεια

Η κατάσταση με τη σκοτεινή ενέργεια είναι ακόμη πιο περίπλοκη και η ίδια η ανακάλυψη στη δεκαετία του 1990 έγινε απρόβλεπτη. Οι φυσικοί πάντα πίστευαν ότι η δύναμη της βαρύτητας λειτουργεί για να επιβραδύνει και μια μέρα μπορεί να σταματήσει τη διαδικασία της καθολικής διαστολής. Δύο ομάδες έκαναν τη μέτρηση της ταχύτητας ταυτόχρονα, και οι δύο, προς έκπληξή τους, αποκάλυψαν την επιτάχυνση. Είναι σαν να πετάτε ένα μήλο στον αέρα και να ξέρετε ότι είναι βέβαιο ότι θα πέσει κάτω και απομακρύνεται όλο και περισσότερο από εσάς.

Έγινε σαφές ότι μια συγκεκριμένη δύναμη επηρεάζει την επιτάχυνση. Επιπλέον, φαίνεται ότι όσο ευρύτερο είναι το Σύμπαν, τόσο περισσότερη «δύναμη» λαμβάνει αυτή η δύναμη. Οι επιστήμονες αποφάσισαν να το χαρακτηρίσουν ως σκοτεινή ενέργεια.

Βρισκόμαστε στο κατώφλι μιας ανακάλυψης που μπορεί να αλλάξει την ουσία των ιδεών μας για τον Κόσμο. Μιλάμε για τη φύση της σκοτεινής ύλης. Τα τελευταία χρόνια, η αστρονομία έχει κάνει σημαντικά βήματα στην παρατηρητική αιτιολόγηση της σκοτεινής ύλης, και σήμερα η ύπαρξη μιας τέτοιας ύλης στο Σύμπαν μπορεί να θεωρηθεί σταθερά δεδομένο. Η ιδιαιτερότητα της κατάστασης είναι ότι οι αστρονόμοι παρατηρούν δομές που αποτελούνται από μια ουσία άγνωστη στους φυσικούς. Έτσι, προέκυψε το πρόβλημα της αναγνώρισης της φυσικής φύσης αυτού του θέματος.

1. "Φέρε κάτι, δεν ξέρω τι"

Η σύγχρονη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων δεν γνωρίζει σωματίδια που έχουν τις ιδιότητες της σκοτεινής ύλης. Απαιτεί επέκταση του τυπικού μοντέλου. Πώς, όμως, προς ποια κατεύθυνση να κινηθείτε, τι και πού να αναζητήσετε; Οι λέξεις από το γνωστό ρωσικό παραμύθι, που τίθενται στον τίτλο αυτής της ενότητας, αντικατοπτρίζουν την τρέχουσα κατάσταση με τον καλύτερο δυνατό τρόπο.

Οι φυσικοί αναζητούν άγνωστα σωματίδια, έχοντας μόνο γενικές ιδέες για τις ιδιότητες της παρατηρούμενης ύλης. Ποιες είναι αυτές οι ιδιότητες;

Γνωρίζουμε μόνο ότι η σκοτεινή ύλη αλληλεπιδρά με τη φωτεινή ύλη (βαρυόνια) με βαρυτικό τρόπο και είναι ένα ψυχρό μέσο με κοσμολογική πυκνότητα αρκετές φορές υψηλότερη από αυτή των βαρυονίων. Λόγω τέτοιων απλών ιδιοτήτων, η σκοτεινή ύλη επηρεάζει άμεσα την ανάπτυξη του βαρυτικού δυναμικού του Σύμπαντος. Η αντίθεση της πυκνότητάς του αυξανόταν με το χρόνο, οδηγώντας στο σχηματισμό βαρυτικά δεσμευμένων συστημάτων του φωτοστέφανου της σκοτεινής ύλης.

Θα πρέπει να τονιστεί ότι αυτή η διαδικασία βαρυτικής αστάθειας θα μπορούσε να πυροδοτηθεί στο Σύμπαν Friedmann μόνο με την παρουσία διαταραχών της πυκνότητας των σπόρων, η ίδια η ύπαρξη των οποίων δεν σχετίζεται σε καμία περίπτωση με τη σκοτεινή ύλη, αλλά οφείλεται στη φυσική του Big Bang. . Άρα σηκώνεται άλλος το πιο σημαντικό ερώτημασχετικά με την εμφάνιση διαταραχών σπόρων, από τις οποίες αναπτύχθηκε η δομή της σκοτεινής ύλης.

Το ζήτημα της δημιουργίας αρχικών κοσμολογικών διαταραχών θα εξεταστεί λίγο αργότερα. Τώρα ας επιστρέψουμε στη σκοτεινή ύλη.

Τα βαρυόνια παγιδεύονται στα βαρυτικά πηγάδια των συγκεντρώσεων της σκοτεινής ύλης. Επομένως, αν και τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης δεν αλληλεπιδρούν με το φως, υπάρχει φως όπου υπάρχει σκοτεινή ύλη. Αυτή η αξιοσημείωτη ιδιότητα της βαρυτικής αστάθειας κατέστησε δυνατή τη μελέτη της ποσότητας, της κατάστασης και της κατανομής της σκοτεινής ύλης από δεδομένα παρατήρησης από το εύρος του ραδιοφώνου έως το εύρος των ακτίνων Χ.

Μια ανεξάρτητη επιβεβαίωση των συμπερασμάτων μας για τις ιδιότητες της σκοτεινής ύλης και για άλλες παραμέτρους του Σύμπαντος είναι τα δεδομένα για την ανισοτροπία και την πόλωση της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων, για την αφθονία των φωτεινών στοιχείων στο Σύμπαν και για την κατανομή της απορρόφησης γραμμές ύλης στα φάσματα μακρινών κβάζαρ. Όλο και πιο σημαντικό ρόλο παίζει η αριθμητική προσομοίωση, η οποία έχει αντικαταστήσει το πείραμα στις κοσμολογικές μελέτες. Οι πιο πολύτιμες πληροφορίες σχετικά με την κατανομή της σκοτεινής ύλης περιέχονται σε πολυάριθμα δεδομένα παρατήρησης σχετικά με τον βαρυτικό φακό μακρινών πηγών από κοντινές συστάδες ύλης.

Ρύζι. 1. Φωτογραφία του ουρανού προς την κατεύθυνση του σμήνους γαλαξιών 0024 + 1654, τραβηγμένη με το τηλεσκόπιο Hubble.

Το σχήμα 1 δείχνει ένα τμήμα του ουρανού προς την κατεύθυνση μιας από αυτές τις σκοτεινές μάζες ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Βλέπουμε ένα σμήνος γαλαξιών που έχει συλληφθεί από το βαρυτικό πεδίο αυτής της δέσμης, ζεστό αέριο ακτίνων Χ που βρίσκεται στο κάτω μέρος του φρεατίου βαρυτικού δυναμικού και μια πολλαπλή εικόνα ενός από τους γαλαξίες του φόντου που εμφανίστηκε στη γραμμή όρασης του σκότους φωτοστέφανο και παραμορφώθηκε από το βαρυτικό του πεδίο.

Πίνακας 1. Βασικές κοσμολογικές παράμετροι

Ο Πίνακας 1 δείχνει τις μέσες τιμές των κοσμολογικών παραμέτρων που λαμβάνονται από αστρονομικές παρατηρήσεις (ακρίβεια 10%). Προφανώς, η συνολική ενεργειακή πυκνότητα όλων των τύπων σωματιδίων στο Σύμπαν δεν υπερβαίνει το 30% της συνολικής κρίσιμης πυκνότητας (η συνεισφορά των νετρίνων δεν είναι μεγαλύτερη από λίγα τοις εκατό). Το υπόλοιπο 70% είναι σε μορφή που δεν συμμετείχε στη βαρυτική συσσώρευση της ύλης. Μόνο η κοσμολογική σταθερά ή η γενίκευσή της, ένα μέσο με αρνητική πίεση ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), που ονομάζεται "σκοτεινή ενέργεια", έχει αυτήν την ιδιότητα. Ο προσδιορισμός της φύσης του τελευταίου είναι μια μακροπρόθεσμη προοπτική για την ανάπτυξη της φυσικής.

Αυτή η έκθεση είναι αφιερωμένη στα ζητήματα της φυσικής κοσμολογίας, η λύση των οποίων αναμένεται τα επόμενα χρόνια. Πρώτα απ 'όλα, αυτό αφορά τον καθορισμό των αρχικών συνθηκών για το σχηματισμό δομών σκοτεινής ύλης και την αναζήτηση των ίδιων των άγνωστων σωματιδίων.

2. Πρώιμο Σύμπαν και Ύστερο Σύμπαν

Η παρατηρούμενη δομή του Σύμπαντος είναι το αποτέλεσμα της κοινής δράσης των αρχικών συνθηκών και της εξέλιξης του πεδίου διαταραχής της πυκνότητας. Τα σύγχρονα δεδομένα παρατήρησης κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό των χαρακτηριστικών του πεδίου διαταραχής πυκνότητας σε διαφορετικές εποχές της ανάπτυξής του. Έτσι, κατέστη δυνατός ο διαχωρισμός πληροφοριών σχετικά με τις αρχικές συνθήκες και τις συνθήκες ανάπτυξης, που σηματοδότησε την αρχή μιας ανεξάρτητης μελέτης της φυσικής του πρώιμου και του όψιμου Σύμπαντος.

Ο όρος «πρώιμο Σύμπαν» στη σύγχρονη κοσμολογία σημαίνει το τελικό στάδιο της επιταχυνόμενης διαστολής που ακολουθείται από μια μετάβαση στην καυτή φάση της εξέλιξης. Δεν γνωρίζουμε τις παραμέτρους του Big Bang, υπάρχουν μόνο ανώτερα όρια (βλ. Ενότητα 3, σχέσεις (12)). Ωστόσο, υπάρχει μια καλά ανεπτυγμένη θεωρία για τη δημιουργία κοσμολογικών διαταραχών, σύμφωνα με την οποία μπορούμε να υπολογίσουμε τα φάσματα των αρχικών διαταραχών της πυκνότητας της ύλης και των πρωτογενών βαρυτικών κυμάτων ανάλογα με τις τιμές των κοσμολογικών παραμέτρων.
Οι λόγοι για την έλλειψη ενός γενικά αποδεκτού μοντέλου του πρώιμου Σύμπαντος έγκεινται στη σταθερότητα των προβλέψεων του πληθωριστικού παραδείγματος του Big Bang - η εγγύτητα των παραγόμενων φασμάτων σε μια επίπεδη μορφή, η σχετική μικρότητα του εύρους των κοσμολογικών βαρυτικών κυμάτων. η τρισδιάστατη Ευκλείδεια φύση του ορατού Σύμπαντος κ.λπ. - η οποία μπορεί να ληφθεί σε μια ευρεία κατηγορία παραμέτρων μοντέλου. Η στιγμή της αλήθειας για την κατασκευή ενός μοντέλου του πρώιμου Σύμπαντος θα μπορούσε να είναι η ανακάλυψη κοσμολογικών βαρυτικών κυμάτων, κάτι που φαίνεται πιθανό σε περίπτωση ενός επιτυχημένου διεθνούς διαστημικού πειράματος "Planck", το οποίο θα ξεκινήσει το 2008.

Η γνώση μας για το ύστερο σύμπαν είναι εκ διαμέτρου αντίθετη. Έχουμε αρκετά ακριβές μοντέλο- γνωρίζουμε τη σύνθεση της ύλης, τους νόμους ανάπτυξης της δομής, τις τιμές των κοσμολογικών παραμέτρων (βλ. Πίνακα 1), αλλά ταυτόχρονα δεν έχουμε μια γενικά αποδεκτή θεωρία για την προέλευση των συστατικών της ύλης.

Οι γνωστές ιδιότητες του ορατού Σύμπαντος μας επιτρέπουν να περιγράψουμε τη γεωμετρία του με όρους θεωρίας διαταραχών. Η μικρή παράμετρος ($10^(-5)$) είναι το πλάτος των κοσμολογικών διαταραχών.

Με τη σειρά μηδέν, το Σύμπαν είναι Friedmannian και περιγράφεται από μια μοναδική συνάρτηση του χρόνου - τον παράγοντα κλίμακας $a(t)$. Η πρώτη σειρά είναι κάπως πιο περίπλοκη. Οι διαταραχές της μέτρησης είναι το άθροισμα τριών ανεξάρτητων τρόπων - βαθμωτών $S(k)$, διανυσματικών $V(k)$ και τανυστών $T(k)$, καθένας από τους οποίους χαρακτηρίζεται από τη δική του φασματική συνάρτηση του κύματος αριθμός $k$. Ο βαθμωτός τρόπος περιγράφει διαταραχές κοσμολογικής πυκνότητας, ο διανυσματικός τρόπος είναι υπεύθυνος για τις κινήσεις στροβιλισμού της ύλης και ο τανυστής είναι τα βαρυτικά κύματα. Έτσι, ολόκληρη η γεωμετρία περιγράφεται χρησιμοποιώντας τέσσερις συναρτήσεις: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ και $T(k)$, από τις οποίες μόνο οι δύο πρώτες είναι γνωστές σε εμάς σήμερα (στο ορισμένοι τομείς ορισμού).

Η Μεγάλη Έκρηξη ήταν μια καταστροφική διαδικασία ταχείας επέκτασης που συνοδεύτηκε από ένα έντονο, ταχέως μεταβαλλόμενο βαρυτικό πεδίο. Κατά τη διάρκεια της κοσμολογικής επέκτασης, οι μετρικές διαταραχές γεννήθηκαν αυθόρμητα παραμετρικά από τις διακυμάνσεις του κενού, όπως ακριβώς γεννιούνται οποιοιδήποτε βαθμοί ελευθερίας χωρίς μάζα κάτω από τη δράση ενός εξωτερικού μεταβλητού πεδίου. Μια ανάλυση των δεδομένων παρατήρησης δείχνει έναν κβαντικό-βαρυτικό μηχανισμό για τη δημιουργία γυμνών διαταραχών. Έτσι, η μεγάλης κλίμακας δομή του Σύμπαντος είναι ένα παράδειγμα λύσης του προβλήματος της μετρητότητας στην κβαντική θεωρία πεδίου.

Ας σημειώσουμε τις κύριες ιδιότητες των παραγόμενων πεδίων διαταραχών: στατιστική Gaussian (τυχαίες κατανομές στο χώρο), μια διακεκριμένη χρονική φάση (ο «αναπτυσσόμενος» κλάδος των διαταραχών), η απουσία διακριτής κλίμακας σε ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος και μη μηδενικό πλάτος βαρυτικών κυμάτων. Το τελευταίο έχει κρίσιμοςγια την κατασκευή ενός μοντέλου του πρώιμου Σύμπαντος, αφού, έχοντας την απλούστερη σύνδεση με τη μετρική του φόντου, τα βαρυτικά κύματα μεταφέρουν άμεσες πληροφορίες για την ενεργειακή κλίμακα του Big Bang.

Ως αποτέλεσμα της ανάπτυξης του βαθμωτού τρόπου των διαταραχών, σχηματίστηκαν γαλαξίες και άλλα αστρονομικά αντικείμενα. Ένα σημαντικό επίτευγμα των τελευταίων ετών (το πείραμα WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) ήταν μια σοβαρή βελτίωση των γνώσεών μας για την ανισοτροπία και την πόλωση του CMB, που προέκυψε πολύ πριν από την εμφάνιση των γαλαξιών ως αποτέλεσμα της επίδρασης στο κατανομή φωτονίων και των τριών τρόπων κοσμολογικών διαταραχών.

Μια κοινή ανάλυση δεδομένων παρατήρησης σχετικά με την κατανομή των γαλαξιών και την ανισοτροπία της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων κατέστησε δυνατό τον διαχωρισμό των συνθηκών εκκίνησης και της εξέλιξης. Χρησιμοποιώντας την συνθήκη ότι το άθροισμα $S+V+T\περίπου 10^(-10)$ καθορίζεται από την ανισοτροπία CMB, μπορούμε να λάβουμε ένα ανώτερο όριο στο άθροισμα των τρόπων δίνης και τανυστή των διαταραχών στο Σύμπαν (τους Η ανίχνευση είναι δυνατή μόνο με αύξηση της ακρίβειας των παρατηρήσεων):
$$\frac(V+T)(S) Εάν παραβιαζόταν η ανισότητα (1), το μέγεθος των διαταραχών πυκνότητας θα ήταν ανεπαρκές για να σχηματιστεί η παρατηρούμενη δομή.

3. Στην αρχή ακούστηκε ένας ήχος...

Η επίδραση της κβαντικής-βαρυτικής παραγωγής πεδίων χωρίς μάζα έχει μελετηθεί καλά. Έτσι μπορούν να γεννηθούν τα σωματίδια της ύλης (βλ., για παράδειγμα, ) (αν και, συγκεκριμένα, τα λείψανα φωτόνια προέκυψαν ως αποτέλεσμα της αποσύνθεσης της πρωτούλης στο πρώιμο Σύμπαν). Με τον ίδιο τρόπο δημιουργούνται βαρυτικά κύματα και διαταραχές πυκνότητας, αφού και αυτά τα πεδία είναι χωρίς μάζα και η παραγωγή τους δεν απαγορεύεται από την ενεργειακή συνθήκη κατωφλίου. Το πρόβλημα της δημιουργίας διαταραχών δίνης περιμένει ακόμη τους ερευνητές του.

Η θεωρία των $S$- και $T$-τρόπων διαταραχών στο Σύμπαν του Friedmann ανάγεται στο κβαντομηχανικό πρόβλημα των ανεξάρτητων ταλαντωτών $q_k(\eta)$ που βρίσκονται σε ένα εξωτερικό παραμετρικό πεδίο ($\alpha(\eta )$) στον κόσμο Minkowski με χρονική συντεταγμένη $\eta=\int dt/a$. Η δράση και το Lagrangian των στοιχειωδών ταλαντωτών εξαρτώνται από τη χωρική τους συχνότητα $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
όπου ο πρώτος υποδηλώνει τη χρονική παράγωγο $\eta$, $\omega=\beta$ είναι η συχνότητα του ταλαντωτή, $\beta$ είναι η ταχύτητα διάδοσης της διαταραχής σε μονάδες της ταχύτητας του φωτός στο κενό (στο εξής $c=\ hbar =1$, ο δείκτης $k$ παραλείπεται από το πεδίο $q$); στην περίπτωση του τρόπου λειτουργίας $T$, το $q = q_T$ είναι η εγκάρσια άνευ ίχνης συνιστώσα του μετρικού τανυστή,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
και στην περίπτωση του $S$-mode $q = q_s$ - γραμμική υπέρθεση του διαμήκους βαρυτικού δυναμικού (διατάραξη του παράγοντα κλίμακας) και του δυναμικού 3 ταχυτήτων του μέσου, πολλαπλασιαζόμενο με την παράμετρο Hubble ,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
η τελεία σημαίνει τη χρονική παράγωγο $t$.

Όπως φαίνεται από το (3), το πεδίο $q_T$ είναι θεμελιώδες, καθώς σχετίζεται ελάχιστα με τη μετρική του υποβάθρου και δεν εξαρτάται από τις ιδιότητες της ύλης (στη γενική θεωρία της σχετικότητας, η ταχύτητα διάδοσης των βαρυτικών κυμάτων είναι ίση με την ταχύτητα του φωτός). Όσο για το $q_S$, η σύνδεσή του με το εξωτερικό πεδίο (4) είναι πιο περίπλοκη: περιλαμβάνει και τα παράγωγα του συντελεστή κλίμακας και ορισμένα χαρακτηριστικά της ουσίας (για παράδειγμα, την ταχύτητα διάδοσης των διαταραχών στο μέσο). Δεν γνωρίζουμε τίποτα για την πρωτούλη στο πρώιμο Σύμπαν - υπάρχουν μόνο γενικές προσεγγίσεις σε αυτό το ζήτημα.
Συνήθως, ένα ιδανικό μέσο θεωρείται με τον τανυστή ενέργειας-ορμής ανάλογα με την ενεργειακή πυκνότητα $\epsilon$, την πίεση $p$ και την 4-ταχύτητα της ύλης $u^\mu$. Για τη λειτουργία $S$, η 4-ταχύτητα είναι δυναμική και μπορεί να αναπαρασταθεί ως μια διαβάθμιση του 4-βαθμωτού $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
όπου $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ είναι η συνάρτηση κανονικοποίησης, το κόμμα δείκτη σημαίνει την παράγωγο σε σχέση με τη συντεταγμένη. Η ταχύτητα του ήχου δίνεται χρησιμοποιώντας την «εξίσωση κατάστασης» ως παράγοντα αναλογικότητας μεταξύ των συνοδευτικών διαταραχών της πίεσης και της ενεργειακής πυκνότητας της ύλης:
$$\δέλτα p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
όπου $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ είναι το δυναμικό 3 ταχυτήτων του μέσου.

Στη γραμμική σειρά της θεωρίας των διαταραχών, η έννοια του ιδανικού μέσου είναι ισοδύναμη με την έννοια του πεδίου, σύμφωνα με την οποία στο υλικό πεδίο $\phi$ εκχωρείται μια πυκνότητα Λαγκρανγκ, $L=L(w,\phi)$. Στην προσέγγιση πεδίου, η ταχύτητα διάδοσης των διεγέρσεων βρίσκεται από την εξίσωση
$$\beta^(-2)=\frac(\μερική\ln|\μερική L/\μερική w|)(\μερική\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
που αντιστοιχεί και στη σχέση (6). Τα περισσότερα μοντέλα του πρώιμου Σύμπαντος υποθέτουν ότι $\beta\sim 1$ (ιδίως, στο στάδιο που κυριαρχεί η ακτινοβολία $\beta=1/\sqrt(3)$).

Η εξέλιξη των στοιχειωδών ταλαντωτών περιγράφεται από την εξίσωση Klein-Gordon
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
όπου
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Η λύση της εξίσωσης (8) έχει δύο ασυμπτωτικούς κλάδους συμπεριφοράς: αδιαβατικό ($\omega^2>U$), όταν ο ταλαντωτής βρίσκεται σε λειτουργία ελεύθερης ταλάντωσης και το πλάτος διέγερσής του μειώνεται ($|q|\sim(\alpha\ sqrt(\beta ))^(-1)$), και παραμετρική ($\omega^2

Ποσοτικά, τα φάσματα των παραγόμενων διαταραχών εξαρτώνται από την αρχική κατάσταση των ταλαντωτών:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
ο συντελεστής 2 στην έκφραση για τη λειτουργία τανυστή λαμβάνει υπόψη δύο πολώσεις βαρυτικών κυμάτων. Η κατάσταση $\langle\rangle$ θεωρείται η κύρια κατάσταση, δηλ. που αντιστοιχεί στο ελάχιστο επίπεδο αρχικής διέγερσης των ταλαντωτών. Αυτή είναι η κύρια υπόθεση της θεωρίας του Big Bang. Με την παρουσία μιας αδιαβατικής ζώνης, η κατάσταση εδάφους (κενού) των στοιχειωδών ταλαντωτών είναι η μόνη.
Έτσι, υποθέτοντας ότι η συνάρτηση U αυξάνεται με το χρόνο και $\beta\sim 1$, λαμβάνουμε ένα γενικό γενικό αποτέλεσμα για τα φάσματα $T(k)$ και $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
όπου $k=\sqrt(U)\περίπου aH$ και $M_p\equiv G^(-1/2)$ είναι η μάζα Planck. Όπως φαίνεται από το (11), στη θεωρία, ο τρόπος λειτουργίας $T$ δεν διακρίνεται με κανέναν τρόπο σε σχέση με τον τρόπο λειτουργίας $S$. Είναι όλα σχετικά με την αξία του παράγοντα $\gamma$ στην εποχή της δημιουργίας διαταραχών.
Από το παρατηρούμενο γεγονός ότι ο τρόπος λειτουργίας $T$ είναι μικρός στο Σύμπαν μας (βλ. Ενότητα 2, σχέση (1)), λαμβάνουμε ένα ανώτερο όριο στην ενεργειακή κλίμακα του Big Bang και στην παράμετρο $\gamma$ στο πρώιμο Σύμπαν:
$$H Η τελευταία συνθήκη σημαίνει ότι η Μεγάλη Έκρηξη είχε πληθωριστικό χαρακτήρα ($\γάμα) $ στο αρχικό (αδιαβατικό) και στο τελικό (κυριαρχούμενο από την ακτινοβολία, $a\propto n$) στάδια εξέλιξης (βλ. Εικ. 2) .

Ρύζι. 2. Απεικόνιση της λύσης της εξίσωσης (8) στη διατύπωση του προβλήματος σκέδασης

Για καθένα από τα παραπάνω ασυμπτωτικά, η γενική λύση είναι
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
όπου οι τελεστές $C_(1,2)$ ορίζουν τα πλάτη των κλάδων "αυξανόμενης" και "πτωτικής" της εξέλιξης. Στην κατάσταση κενού, η αρχική χρονική φάση του πεδίου είναι αυθαίρετη: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Ωστόσο, ως αποτέλεσμα της επίλυσης των εξισώσεων εξέλιξης, αποδεικνύεται ότι στο στάδιο που κυριαρχεί η ακτινοβολία, μόνο ο αυξανόμενος κλάδος των ηχητικών διαταραχών απομένει να κερδίσει: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((έξω))| \rangle$. Μέχρι τη στιγμή που η ακτινοβολία αποσπάται από την ύλη στην εποχή του ανασυνδυασμού, το φάσμα ακτινοβολίας διαμορφώνεται με τη φάση $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, όπου το $n$ είναι ένας φυσικός αριθμός .

Ρύζι. 3. Εκδήλωση διαμόρφωσης ήχου στο φάσμα ανισοτροπίας CMB. (Σύμφωνα με πειράματα WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Είναι αυτές οι ακουστικές ταλαντώσεις που παρατηρούνται στα φάσματα ανισοτροπίας CMB (Εικ. 3, η μεγάλη κορυφή αντιστοιχεί σε $n = 1$) και τις διαταραχές πυκνότητας, που επιβεβαιώνουν την κβαντική βαρυτική προέλευση του τρόπου λειτουργίας $S$. Στο φάσμα των διαταραχών πυκνότητας, η ηχητική διαμόρφωση καταστέλλεται από τον παράγοντα της μικρότητας του κλάσματος των βαρυονίων σε σχέση με τη συνολική πυκνότητα της ύλης, γεγονός που καθιστά δυνατή την εύρεση αυτού του κλάσματος ανεξάρτητα από άλλες κοσμολογικές δοκιμές. Η ίδια η κλίμακα της ταλάντωσης χρησιμεύει ως παράδειγμα ενός τυπικού χάρακα με τον οποίο καθορίζονται οι πιο σημαντικές παράμετροι του Σύμπαντος. Από αυτή την άποψη, πρέπει να τονιστεί ότι το οξύ πρόβλημα του εκφυλισμού των κοσμολογικών παραμέτρων στα δεδομένα παρατήρησης, που για πολλά χρόνια εμπόδιζε την κατασκευή ενός πραγματικού μοντέλου του Σύμπαντος, έχει πλέον αφαιρεθεί λόγω της πληθώρας ανεξάρτητων και συμπληρωματικών παρατηρητικών δοκιμές.

Συνοψίζοντας, μπορούμε να πούμε ότι το πρόβλημα του σχηματισμού των αρχικών κοσμολογικών διαταραχών και της μεγάλης κλίμακας δομής του Σύμπαντος έχει λυθεί καταρχήν σήμερα. Η θεωρία της κβαντικής-βαρυτικής προέλευσης των διαταραχών στο πρώιμο Σύμπαν θα επιβεβαιωθεί τελικά μετά την ανακάλυψη του $T$-mode, που μπορεί να συμβεί στο εγγύς μέλλον. Έτσι, το απλούστερο μοντέλο Big Bang (πληθωρισμός νόμου ισχύος σε ένα τεράστιο βαθμωτό πεδίο) προβλέπει την τιμή του πλάτους λειτουργίας $T$ μόνο 5 φορές μικρότερη από το πλάτος λειτουργίας $S$. Τα σύγχρονα εργαλεία και οι τεχνολογίες καθιστούν δυνατή την επίλυση του προβλήματος της καταγραφής τέτοιων μικρών σημάτων από τα δεδομένα των παρατηρήσεων της ανισοτροπίας και της πόλωσης του CMB.

4. Σκοτεινή πλευρά της ύλης

Υπάρχουν αρκετές υποθέσεις για την προέλευση της ύλης, αλλά καμία από αυτές δεν έχει ακόμη επιβεβαιωθεί. Υπάρχουν άμεσες παρατηρητικές ενδείξεις ότι το μυστήριο της σκοτεινής ύλης σχετίζεται στενά με την ασυμμετρία του βαρυονίου του σύμπαντος. Ωστόσο, δεν υπάρχει γενικά αποδεκτή θεωρία για την προέλευση της ασυμμετρίας του βαρυονίου και της σκοτεινής ύλης σήμερα.

Πού βρίσκεται η σκοτεινή ύλη;

Γνωρίζουμε ότι το φωτεινό συστατικό της ύλης παρατηρείται με τη μορφή αστεριών συγκεντρωμένων σε γαλαξίες διαφορετικών μαζών και με τη μορφή του αερίου των ακτίνων Χ των σμηνών. Ωστόσο, το μεγαλύτερο μέρος της συνηθισμένης ύλης (έως και 90%) έχει τη μορφή σπάνιου διαγαλαξιακού αερίου με θερμοκρασία πολλών ηλεκτρονιοβολτ, καθώς και με τη μορφή MACHO (Massive Compact Halo Object) - συμπαγή υπολείμματα της εξέλιξης του αστέρια και αντικείμενα με μικρή μάζα. Δεδομένου ότι αυτές οι δομές έχουν συνήθως χαμηλή φωτεινότητα, το όνομα "σκοτεινά βαρυόνια" τους έχει κολλήσει.

Ρύζι. 4. Ανώτατο όριο στο κλάσμα μάζας του Γαλαξιακού φωτοστέφανου στο MACNO σύμφωνα με το πείραμα EROS (από τα γαλλικά - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Αρκετές ομάδες (MACHO, EROS, κ.λπ.) έχουν μελετήσει τον αριθμό και την κατανομή των συμπαγών σκοτεινών αντικειμένων στο φωτοστέφανο του Γαλαξία μας με βάση τα γεγονότα μικροφακούς. Ως αποτέλεσμα της κοινής ανάλυσης, προέκυψε ένας σημαντικός περιορισμός - όχι περισσότερο από το 20% της συνολικής μάζας του φωτοστέφανου συγκεντρώνεται στο MACNO στην περιοχή τιμών από τη μάζα της σελήνης έως τις μάζες των αστεριών ( Εικ. 4). Η υπόλοιπη σκοτεινή ύλη του φωτοστέφανου αποτελείται από σωματίδια άγνωστης φύσης.

Πού αλλού κρύβεται η μη βαρυονική σκοτεινή ύλη;

Η ανάπτυξη υψηλών τεχνολογιών στην παρατηρησιακή αστρονομία του 20ου αιώνα κατέστησε δυνατή την απόκτηση μιας σαφούς απάντησης σε αυτό το ερώτημα: η μη βαρυονική σκοτεινή ύλη βρίσκεται σε βαρυτικά δεσμευμένα συστήματα (φωτοστέφανα). Τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης είναι μη σχετικιστικά και ασθενώς αλληλεπιδρούν - οι διαδικασίες διασποράς τους δεν είναι ίδιες με αυτές των βαρυονίων. Τα βαρυόνια, από την άλλη, ψύχονται με ακτινοβολία, εγκαθίστανται και συσσωρεύονται στα κέντρα του φωτοστέφανου, φτάνοντας σε περιστροφική ισορροπία. Η σκοτεινή ύλη παραμένει κατανεμημένη γύρω από την ορατή ύλη των γαλαξιών με χαρακτηριστική κλίμακα περίπου 200 kpc. Ναι, μέσα Τοπική Ομάδα, που περιλαμβάνει το νεφέλωμα της Ανδρομέδας και τον Γαλαξία, πάνω από το ήμισυ της σκοτεινής ύλης συγκεντρώνεται σε αυτούς τους δύο μεγάλους γαλαξίες. Δεν υπάρχουν σωματίδια με τις απαιτούμενες ιδιότητες στο Καθιερωμένο μοντέλο της φυσικής των στοιχειωδών σωματιδίων. Μια σημαντική παράμετρος που δεν μπορεί να προσδιοριστεί από παρατηρήσεις λόγω της Αρχής της Ισοδυναμίας είναι η μάζα του σωματιδίου. Στο πλαίσιο πιθανών επεκτάσεων του Καθιερωμένου Μοντέλου, υπάρχουν αρκετοί υποψήφιοι για σωματίδια σκοτεινής ύλης. Τα κυριότερα παρατίθενται στον Πίνακα. 2 κατά αύξουσα σειρά της μάζας ηρεμίας τους.

Πίνακας 2. Υποψήφιοι για μη βαρυονικά σωματίδια σκοτεινής ύλης

Υποψήφιος
Gravitons
«Αποστειρωμένα» νετρίνα
κατοπτρική ουσία
ογκώδη σωματίδια
υπερμεγέθη σωματίδια	$10^(13)$ GeV
Μονόπολα και ελαττώματα	$10^(19)$ GeV
Αρχέγονες μαύρες τρύπες	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Η σημερινή κύρια εκδοχή των ογκωδών σωματιδίων - η υπόθεση του neutralino - συνδέεται με ελάχιστη υπερσυμμετρία. Αυτή η υπόθεση μπορεί να δοκιμαστεί στον Μεγάλο Επιταχυντή Αδρονίων στο CERN, ο οποίος έχει προγραμματιστεί να ξεκινήσει το 2008. Η αναμενόμενη μάζα τέτοιων σωματιδίων είναι $\sim$ 100 GeV και η πυκνότητά τους στον Γαλαξία μας είναι ένα σωματίδιο στον όγκο ενός ποτήρι τσαγιού.

Η αναζήτηση για σωματίδια σκοτεινής ύλης πραγματοποιείται σε πολλές εγκαταστάσεις σε όλο τον κόσμο. Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι η ουδέτερη υπόθεση μπορεί να επαληθευτεί ανεξάρτητα τόσο σε υπόγεια πειράματα σχετικά με την ελαστική σκέδαση όσο και με έμμεσα δεδομένα για την εκμηδένιση του ουδέτερου στο Γαλαξία. Μέχρι στιγμής, θετική απάντηση έχει ληφθεί μόνο σε έναν από τους υπόγειους ανιχνευτές του έργου DAMA (DArk MAtter), όπου παρατηρείται εδώ και αρκετά χρόνια σήμα άγνωστης προέλευσης τύπου «καλοκαίρι-χειμώνα». Ωστόσο, το εύρος των μαζών και των διατομών που σχετίζονται με αυτό το πείραμα δεν έχει ακόμη επιβεβαιωθεί σε άλλες εγκαταστάσεις, γεγονός που θέτει υπό αμφισβήτηση τόσο την αξιοπιστία όσο και τη σημασία του αποτελέσματος.

Μια σημαντική ιδιότητα των ουδετερινών είναι η δυνατότητα έμμεσης παρατήρησής τους από τη ροή εκμηδένισης στην περιοχή γάμμα. Στη διαδικασία του ιεραρχικού συνωστισμού, τέτοια σωματίδια θα μπορούσαν να σχηματίσουν ένα μίνι φωτοστέφανο με χαρακτηριστικό μέγεθος της τάξης του μεγέθους του ηλιακού συστήματος και μια μάζα της τάξης της μάζας της Γης, τα υπολείμματα του οποίου έχουν επιβιώσει μέχρι σήμερα. ημέρα. Η ίδια η Γη με μεγάλη πιθανότητα μπορεί να βρίσκεται μέσα σε τέτοια minihalos, όπου η πυκνότητα των σωματιδίων αυξάνεται κατά αρκετές δεκάδες φορές. Αυτό αυξάνει την πιθανότητα άμεσης και έμμεσης ανίχνευσης της σκοτεινής ύλης στον Γαλαξία μας. Η ύπαρξη είναι έτσι διαφορετικές μεθόδουςΗ έρευνα εμπνέει αισιοδοξία και μας επιτρέπει να ελπίζουμε σε έναν έγκαιρο προσδιορισμό της φυσικής φύσης της σκοτεινής ύλης.

5. Στο κατώφλι της νέας φυσικής

Στην εποχή μας, κατέστη δυνατός ο ανεξάρτητος προσδιορισμός των ιδιοτήτων του πρώιμου Σύμπαντος και του όψιμου Σύμπαντος από αστρονομικά δεδομένα παρατήρησης. Καταλαβαίνουμε πώς προέκυψαν οι αρχικές διαταραχές της κοσμολογικής πυκνότητας από τις οποίες αναπτύχθηκε η δομή του Σύμπαντος. Γνωρίζουμε τις τιμές των πιο σημαντικών κοσμολογικών παραμέτρων που διέπουν το Καθιερωμένο Μοντέλο του Σύμπαντος, το οποίο σήμερα δεν έχει σοβαρούς ανταγωνιστές. Ωστόσο, τα θεμελιώδη ερωτήματα σχετικά με την προέλευση της Μεγάλης Έκρηξης και τα κύρια συστατικά της ύλης παραμένουν άλυτα.

Ο παρατηρητικός προσδιορισμός του τρόπου τανυστή των κοσμολογικών διαταραχών είναι το κλειδί για την κατασκευή ενός μοντέλου του πρώιμου Σύμπαντος. Εδώ έχουμε να κάνουμε με μια σαφή πρόβλεψη μιας θεωρίας που έχει δοκιμαστεί καλά στην περίπτωση της λειτουργίας $S$ και έχει τη δυνατότητα πειραματικής επαλήθευσης της λειτουργίας $T$ τα επόμενα χρόνια.

Η θεωρητική φυσική, έχοντας παράσχει έναν εκτενή κατάλογο πιθανών κατευθύνσεων και μεθόδων για την αναζήτηση σωματιδίων της σκοτεινής ύλης, έχει εξαντληθεί. Τώρα είναι στο πείραμα. Η σημερινή κατάσταση θυμίζει εκείνη που προηγήθηκε των μεγάλων ανακαλύψεων - την ανακάλυψη κουάρκ, μποζονίων W και Z, ταλαντώσεις νετρίνων, ανισοτροπία και πόλωση της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων.

Τίθεται ένα ερώτημα, το οποίο, ωστόσο, ξεφεύγει από το πεδίο εφαρμογής αυτής της επισκόπησης: γιατί η Φύση είναι τόσο γενναιόδωρη απέναντί ​​μας και μας επιτρέπει να αποκαλύψουμε τα μυστικά της;

Βιβλιογραφία

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Κβαντικά εφέ σε έντονα εξωτερικά πεδία (Μόσχα: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825(1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukash VN, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. περιοδικό 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheev

ΜΟΣΧΑ, 12 Δεκεμβρίου - RIA Novosti.Η ποσότητα της σκοτεινής ύλης στο Σύμπαν έχει μειωθεί κατά περίπου 2-5%, γεγονός που μπορεί να εξηγήσει τις διαφορές στην τιμή ορισμένων σημαντικών κοσμολογικών παραμέτρων την εποχή του Big Bang και σήμερα, λένε Ρώσοι κοσμολόγοι σε άρθρο που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό Φυσική Ανασκόπηση Δ.

"Ας φανταστούμε ότι η σκοτεινή ύλη αποτελείται από πολλά συστατικά, όπως η συνηθισμένη ύλη. Και ένα συστατικό αποτελείται από ασταθή σωματίδια, των οποίων η διάρκεια ζωής είναι αρκετά μεγάλη: στην εποχή του σχηματισμού του υδρογόνου, εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, εξακολουθούν να υπάρχουν στο Σύμπαν και σήμερα έχουν ήδη εξαφανιστεί, έχοντας διασπαστεί σε νετρίνα ή υποθετικά σχετικιστικά σωματίδια. Τότε η ποσότητα της σκοτεινής ύλης στο παρελθόν και σήμερα θα είναι διαφορετική», δήλωσε ο Ντμίτρι Γκορμπούνοφ από το Ινστιτούτο Φυσικής και Τεχνολογίας της Μόσχας. από την υπηρεσία τύπου του πανεπιστημίου.

Η σκοτεινή ύλη είναι μια υποθετική ουσία που εκδηλώνεται αποκλειστικά μέσω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης με τους γαλαξίες, εισάγοντας παραμορφώσεις στην κίνησή τους. Τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης δεν αλληλεπιδρούν με κανένα τύπο ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας και επομένως δεν μπορούν να καταγραφούν κατά τη διάρκεια άμεσων παρατηρήσεων. Η σκοτεινή ύλη αντιπροσωπεύει περίπου το 26% της μάζας του σύμπαντος, ενώ η «συνηθισμένη» ύλη αποτελεί μόνο περίπου το 4,8% της μάζας του - το υπόλοιπο οφείλεται στην εξίσου μυστηριώδη σκοτεινή ενέργεια.

Το Hubble βοήθησε τους επιστήμονες να ανακαλύψουν απροσδόκητα ταχεία εξάπλωσηΣύμπανΑποδείχθηκε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται τώρα ακόμη πιο γρήγορα από ό,τι έδειξαν οι υπολογισμοί που βασίστηκαν σε παρατηρήσεις της «ηχούς» της Μεγάλης Έκρηξης. Αυτό υποδηλώνει την ύπαρξη μιας τρίτης μυστηριώδους «σκοτεινής» ουσίας - της σκοτεινής ακτινοβολίας, ή την ατελή θεωρία της σχετικότητας.

Οι παρατηρήσεις της κατανομής της σκοτεινής ύλης στις πλησιέστερες και πιο απομακρυσμένες γωνίες του σύμπαντος, που πραγματοποιήθηκαν με τη χρήση επίγειων τηλεσκοπίων και του ανιχνευτή Planck, αποκάλυψαν πρόσφατα ένα περίεργο πράγμα - αποδείχθηκε ότι ο ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος και ορισμένες ιδιότητες του η «ηχώ» της Μεγάλης Έκρηξης στο μακρινό παρελθόν και σήμερα αισθητά διαφορετική. Για παράδειγμα, σήμερα οι γαλαξίες πετούν ο ένας από τον άλλο πολύ πιο γρήγορα από ό,τι προκύπτει από τα αποτελέσματα της ανάλυσης της ακτινοβολίας υποβάθρου.

Ο Γκορμπούνοφ και οι συνεργάτες του βρήκαν έναν πιθανό λόγο για αυτό.

Πριν από ένα χρόνο, ένας από τους συγγραφείς του άρθρου, ο ακαδημαϊκός Igor Tkachev από το Ινστιτούτο Πυρηνικής Φυσικής της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών στη Μόσχα, διατύπωσε τη θεωρία της λεγόμενης σκοτεινής ύλης σε διάσπαση (DDM), στην οποία, σε αντίθεση Σύμφωνα με τη γενικά αποδεκτή θεωρία της «ψυχρής σκοτεινής ύλης» (CDM), μέρος ή το σύνολο των σωματιδίων της είναι ασταθή. Αυτά τα σωματίδια, όπως προτείνεται από τον Tkachev και τους συνεργάτες του, θα πρέπει να διασπώνται αρκετά σπάνια, αλλά σε αξιοσημείωτη ποσότητα προκειμένου να δημιουργήσουν αποκλίσεις μεταξύ του νέου και του σύγχρονου Σύμπαντος.

Στη νέα τους δουλειά, ο Tkachev, ο Gorbunov και ο συνάδελφός τους Anton Chudaikin προσπάθησαν να υπολογίσουν πόση σκοτεινή ύλη πρέπει να έχει διασπαστεί χρησιμοποιώντας δεδομένα που συλλέχθηκαν από τον Planck και άλλα παρατηρητήρια που μελετούν το CMB και τους πρώτους γαλαξίες στο σύμπαν.

Όπως έδειξαν οι υπολογισμοί τους, η διάσπαση της σκοτεινής ύλης μπορεί πράγματι να εξηγήσει γιατί τα αποτελέσματα των παρατηρήσεων αυτής της ουσίας με τη βοήθεια του Planck δεν αντιστοιχούν στα δεδομένα των παρατηρήσεων των σμηνών γαλαξιών που βρίσκονται πιο κοντά μας.

Είναι ενδιαφέρον ότι αυτό απαιτεί τη διάσπαση μιας σχετικά μικρής ποσότητας σκοτεινής ύλης - από 2,5 έως 5% της συνολικής της μάζας, η ποσότητα της οποίας είναι σχεδόν ανεξάρτητη από τις θεμελιώδεις ιδιότητες που θα έπρεπε να έχει το Σύμπαν. Τώρα, όπως εξηγούν οι επιστήμονες, όλη αυτή η ύλη έχει αποσυντεθεί και η υπόλοιπη σκοτεινή ύλη, σταθερή στη φύση, συμπεριφέρεται όπως περιγράφεται από τη θεωρία CDM. Από την άλλη, είναι επίσης πιθανό να συνεχίσει να αποσυντίθεται.

«Αυτό σημαίνει ότι στο σημερινό Σύμπαν υπάρχει 5% λιγότερη σκοτεινή ύλη από ό,τι στην εποχή του σχηματισμού των πρώτων μορίων υδρογόνου και ηλίου μετά τη γέννηση του Σύμπαντος. Δεν μπορούμε τώρα να πούμε πόσο γρήγορα αποσυντέθηκε αυτό το ασταθές μέρος. είναι πιθανό η σκοτεινή ύλη να συνεχίζει να αποσυντίθεται και τώρα, αν και αυτό είναι ένα άλλο πολύ πιο περίπλοκο μοντέλο», καταλήγει ο Tkachev.