Materia oscura en el universo. materia oscura

Se sabe que la materia oscura interactúa con la materia "luminosa" (bariónica), al menos de forma gravitacional, y representa un medio con una densidad cosmológica media varias veces superior a la densidad de los bariones. Estos últimos quedan atrapados en los agujeros gravitacionales de las concentraciones de materia oscura. Por tanto, aunque las partículas de materia oscura no interactúan con la luz, la luz se emite desde donde está la materia oscura. Esta notable propiedad de la inestabilidad gravitacional ha hecho posible estudiar la cantidad, el estado y la distribución de la materia oscura utilizando datos de observación desde radio hasta rayos X.

El estudio directo de la distribución de la materia oscura en los cúmulos de galaxias fue posible gracias a la obtención de imágenes muy detalladas en los años 1990. En este caso, las imágenes de galaxias más distantes proyectadas sobre el cúmulo resultan distorsionadas o incluso divididas debido al efecto de lentes gravitacionales. Basándose en la naturaleza de estas distorsiones, es posible reconstruir la distribución y la magnitud de la masa dentro del cúmulo, independientemente de las observaciones de las galaxias en el propio cúmulo. Así, la presencia de masa oculta y materia oscura en los cúmulos de galaxias se confirma mediante un método directo.

Un estudio publicado en 2012 sobre los movimientos de más de 400 estrellas ubicadas a distancias de hasta 13.000 años luz del Sol no encontró evidencia de materia oscura en el gran volumen de espacio que rodea al Sol. Según las predicciones teóricas, la cantidad media de materia oscura en las proximidades del Sol debería ser de aproximadamente 0,5 kg del volumen del globo. Sin embargo, las mediciones dieron un valor de 0,00 ± 0,06 kg de materia oscura en este volumen. Esto significa que es poco probable que los intentos de detectar materia oscura en la Tierra, por ejemplo a través de raras interacciones de partículas de materia oscura con materia "ordinaria", tengan éxito.

Candidatos a materia oscura

materia oscura bariónica

La suposición más natural parece ser que la materia oscura está compuesta de materia bariónica ordinaria, que por alguna razón interactúa débilmente electromagnéticamente y, por lo tanto, es indetectable al estudiar, por ejemplo, las líneas de emisión y absorción. La materia oscura puede incluir muchos objetos cósmicos ya descubiertos, tales como: halos galácticos oscuros, enanas marrones y planetas masivos, objetos compactos en las etapas finales de la evolución: enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros. Además, objetos hipotéticos como las estrellas de quarks, las estrellas Q y las estrellas de preones también pueden formar parte de la materia oscura bariónica.

Los problemas con este enfoque se manifiestan en la cosmología del Big Bang: si toda la materia oscura está representada por bariones, entonces la proporción de concentraciones de elementos ligeros después de la nucleosíntesis primaria, observada en los objetos astronómicos más antiguos, debería ser diferente, marcadamente diferente de lo que se observa. . Además, los experimentos para buscar lentes gravitacionales de la luz de las estrellas de nuestra galaxia muestran que no se observa una concentración suficiente de grandes objetos gravitantes, como planetas o agujeros negros, para explicar la masa del halo de nuestra galaxia, y objetos pequeños concentraciones suficientes deben absorber la luz de las estrellas con demasiada fuerza.

materia oscura no bariónica

Los modelos teóricos proporcionan una gran selección de posibles candidatos para el papel de la materia invisible no bariónica. Enumeremos algunos de ellos.

neutrinos ligeros

A diferencia de otros candidatos, los neutrinos tienen una clara ventaja: se sabe que existen. Dado que la cantidad de neutrinos en el Universo es comparable a la cantidad de fotones, incluso teniendo una masa pequeña, los neutrinos pueden determinar la dinámica del Universo. Para lograr , donde está la llamada densidad crítica, se requieren masas de neutrinos del orden de eV, donde denota el número de tipos de neutrinos ligeros. Los experimentos realizados hasta la fecha proporcionan estimaciones de masas de neutrinos del orden de eV. Por tanto, los neutrinos ligeros quedan prácticamente excluidos como candidatos para la fracción dominante de la materia oscura.

neutrinos pesados

De los datos sobre el ancho de desintegración del bosón Z se deduce que el número de generaciones de partículas que interactúan débilmente (incluidos los neutrinos) es igual a 3. Por tanto, los neutrinos pesados ​​(al menos con una masa inferior a 45 GeV) son necesariamente los llamado. “estériles”, es decir, partículas que no interactúan débilmente. Los modelos teóricos predicen la masa en una gama muy amplia de valores (dependiendo de la naturaleza de ese neutrino). De la fenomenología se desprende un rango de masa de aproximadamente eV, los neutrinos estériles bien pueden constituir una parte importante de la materia oscura.

Partículas supersimétricas

Según las teorías supersimétricas (SUSY), hay al menos una partícula estable que es una nueva candidata a ser materia oscura. Se supone que esta partícula (LSP) no participa en interacciones electromagnéticas ni fuertes. Las partículas LSP pueden ser fotino, gravitino, higgsino (supercompañeros del fotón, gravitón y bosón de Higgs, respectivamente), así como sneutrino, vino y zino. En la mayoría de las teorías, una partícula LSP es una combinación de las partículas SUSY anteriores con una masa del orden de 10 GeV.

cosmiones

Los cosmos se introdujeron en la física para resolver el problema de los neutrinos solares, que consiste en una diferencia significativa entre el flujo de neutrinos detectado en la Tierra y el valor predicho por el modelo estándar del Sol. Sin embargo, este problema se resolvió en el marco de la teoría de las oscilaciones de neutrinos y del efecto Mikheev-Smirnov-Wolfenstein, por lo que los cosmoiones aparentemente están excluidos de los candidatos para el papel de materia oscura.

Defectos topológicos del espacio-tiempo.

Según los conceptos cosmológicos modernos, la energía del vacío está determinada por un determinado campo escalar localmente homogéneo e isotrópico. Este campo es necesario para describir las llamadas transiciones de fase del vacío durante la expansión del Universo, durante las cuales se produjo una violación constante de la simetría, lo que llevó a la separación de interacciones fundamentales. Una transición de fase es un salto en la energía de un campo de vacío que tiende a su estado fundamental (el estado con energía mínima a una temperatura determinada). Diferentes regiones del espacio podrían experimentar tal transición de forma independiente, lo que daría como resultado la formación de regiones con una cierta "alineación" del campo escalar que, al expandirse, podrían entrar en contacto entre sí. En los puntos de encuentro de regiones con diferentes orientaciones, podrían formarse defectos topológicos estables de diversas configuraciones: partículas puntuales (en particular, monopolos magnéticos), objetos lineales extendidos (cuerdas cósmicas), membranas bidimensionales (paredes de dominio), tridimensionales. defectos dimensionales (texturas). Todos estos objetos suelen tener una masa colosal y podrían contribuir de forma dominante a la materia oscura. Por el momento (2012), tales objetos no han sido descubiertos en el Universo.

Clasificación de la materia oscura.

Dependiendo de las velocidades de las partículas que presumiblemente forman la materia oscura, ésta se puede dividir en varias clases.

materia oscura caliente

Compuesto por partículas que se mueven a una velocidad cercana a la de la luz, probablemente neutrinos. Estas partículas tienen una masa muy pequeña, pero aún no cero, y dada la gran cantidad de neutrinos en el Universo (300 partículas por 1 cm³), esto da una masa enorme. En algunos modelos, los neutrinos representan el 10% de la materia oscura.

Debido a su enorme velocidad, esta materia no puede formar estructuras estables, pero puede influir en la materia ordinaria y otros tipos de materia oscura.

Materia oscura cálida

La materia que se mueve a velocidades relativistas, pero más bajas que la materia oscura caliente, se llama "cálida". Las velocidades de sus partículas pueden oscilar entre 0,1c y 0,95c. Alguna evidencia, particularmente las variaciones de temperatura en la radiación de microondas de fondo, sugiere que esta forma de materia puede existir.

Aún no hay candidatos para el papel de los componentes de la materia oscura cálida, pero es posible que los neutrinos estériles, que deberían moverse más lentamente que los tres tipos habituales de neutrinos, sean uno de ellos.

Materia oscura fría

La materia oscura que se mueve a velocidades clásicas se llama "fría". Este tipo de materia es de gran interés, ya que, a diferencia de la materia oscura cálida y caliente, la materia fría puede formar formaciones estables e incluso galaxias oscuras enteras.

Mientras que las partículas adecuadas para el papel componentes No se ha detectado materia oscura fría. Los candidatos para el papel de la materia oscura fría son las partículas masivas que interactúan débilmente: WIMP, como los axiones y los fermiones supersimétricos asociados de los bosones ligeros: fotinos, gravitinos y otros.

materia oscura mixta

En la cultura popular

• En la serie Mass Effect, la materia oscura y la energía oscura en forma del llamado "Elemento Cero" son necesarias para moverse a velocidades superluminales. Algunas personas, los bióticos, utilizando energía oscura, pueden controlar los campos de efecto de masa.
• En la serie animada Futurama, la materia oscura se utiliza como combustible para la nave espacial Planet Express. La materia nace en forma de heces de la raza alienígena "Zubastilons" y tiene una densidad extremadamente densa.

Ver también

Notas

Literatura

• Sitio web de Modern Cosmology, que también contiene una selección de materiales sobre la materia oscura.
• GW Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudt Física sin aceleradores de partículas elementales. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Campo de golf

• S. M. Bilenky, Masas de neutrinos, mezclas y oscilaciones., UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, Materia oscura: desde las condiciones iniciales hasta la formación de la estructura del Universo, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Dark Matter", de una serie de conferencias en el proyecto PostScience (vídeo)
• Anatoli Cherepashchuk. “Nuevas formas de materia en el Universo, parte 1” - Masa oscura y energía oscura, del ciclo de conferencias “ACADEMIA” (vídeo)

Fundación Wikimedia.

2010.

Vea qué es “Materia Oscura” en otros diccionarios: MATERIA OSCURA

- (TM) materia inusual de nuestro Universo, que no está compuesta de (ver), es decir, no de protones, neutrones, mesones, etc., y que se descubre mediante el efecto gravitacional más fuerte sobre objetos cósmicos de naturaleza bariónica ordinaria (estrellas, galaxias, negros... …

Materia Oscura Los límites exteriores: Materia Oscura Género ciencia ficción ... Wikipedia

Este término tiene otros significados, consulte Estrella Oscura. Una estrella oscura es un tipo de estrella teóricamente predicho que podría haber existido temprano en la formación del Universo, incluso antes... ... Wikipedia- realidad objetiva que existe fuera e independientemente de la conciencia humana y se refleja en ella (por ejemplo, M. vivo y no vivo). La unidad del mundo está en su materialidad. En física M. todos los tipos de existencia (ver), que pueden ser en diferentes... ... Gran Enciclopedia Politécnica

El primer científico que fundamentó y calculó teóricamente la posibilidad de la existencia de materia desconocida oculta fue el astrónomo suizo de origen búlgaro Fritz Zwicky. Utilizando el método Doppler, el científico calculó las velocidades de ocho galaxias situadas en la constelación de Berenice. En la literatura científica, a veces se encuentra otro nombre romántico: el cabello de Verónica.

Materia oscura y energía oscura

Historia del descubrimiento de una masa desconocida.

La lógica de los cálculos de Zwicky era la siguiente. El campo gravitacional debería mantener a las galaxias dentro de su cúmulo. A partir de esta posición se calcula la masa requerida. Las galaxias emiten luz, por lo que se puede calcular otro valor de masa galáctica. Estos dos valores deberían haber coincidido, pero no fue así. Los valores diferían mucho. tomó mucho valor más alto masa para que el campo gravitacional no permita que las galaxias se separen.

Fue esta parte faltante la que Zwicky le dio el nombre de “materia oscura”.

Como han demostrado los cálculos de los científicos, en la constelación hay mucha menos materia ordinaria que materia oscura. Zwicky publicó sus resultados en una revista poco conocida. helvética fisica Acta .

Sin embargo, durante los siguientes 40 años, los astrofísicos intentaron no darse cuenta de un resultado tan alarmante y sorprendente.

En 1970, Vera Rubin y W. C. Ford estudiaron por primera vez los movimientos de rotación de la misteriosa nebulosa de Andrómeda. Un poco más tarde se estudió el movimiento de más de 60 galaxias. Los estudios han demostrado que la velocidad de rotación de las galaxias es mucho mayor que la velocidad proporcionada por su masa aparente observable. El conjunto resultante de hechos indiscutibles observados es prueba de la existencia de materia desconocida y oculta.

Materia oscura. Anatoli Vladimirovich

Ideas generales sobre partículas desconocidas de materia desconocida.

En sus investigaciones, los físicos a veces utilizan métodos que a la gente común le resultan difíciles de identificar objetos desconocidos en el Universo. Describen fenómenos desconocidos con modelos firmemente establecidos y verificados experimentalmente y comienzan a "presionar" lentamente el fenómeno obstinado, esperando pacientemente la información necesaria de él.

Sin embargo, la materia oscura muestra un verdadero coraje gravitacional ante la curiosidad científica de los físicos.

La materia oculta se acumula de la misma manera que la materia ordinaria, formando galaxias y sus cúmulos. Ésta es quizás la única similitud entre la conocida materia visible y la masa desconocida, cuya proporción en el “banco” de energía del Universo es del 25%.

Este accionista desconocido de nuestro Universo tiene propiedades simples. La materia oculta suficientemente fría interactúa voluntariamente con su vecino visible (en particular, con los bariones) exclusivamente en términos gravitacionales. Cabe señalar que la densidad cósmica de los bariones es varias veces menor que la densidad de la materia oculta. Esta superioridad en densidad le permite realmente "guiar" el potencial gravitacional del Universo.

Los científicos sugieren que la composición material de la materia.– estas son nuevas partículas desconocidas. Pero aún no han sido descubiertos. Lo que se sabe es que no se dividen en elementos de la Naturaleza aún más pequeños. De lo contrario, en el lapso de tiempo del Universo, ya habrían pasado por el proceso de descomposición. En consecuencia, este hecho habla elocuentemente a favor del hecho de que existe una nueva ley de conservación que prohíbe la desintegración de partículas. Sin embargo, aún no está abierto.

Además, a la materia oscura “no le gusta” interactuar con partículas conocidas. Debido a esta circunstancia, la composición de la masa oculta no puede determinarse mediante experimentos terrestres. La naturaleza de las partículas sigue siendo desconocida.

Guardianes de frecuencia: universo heterogéneo

¿Cuáles son las formas de buscar partículas de materia oscura?

Enumeremos varias formas.

1. tengo una suposición que los protones son 2-3 órdenes de magnitud más ligeros que las partículas desconocidas. En este caso, pueden nacer en colisiones con partículas visibles si se aceleran a energías muy altas en un colisionador.
2. tengo la impresion que hay partículas desconocidas en algún lugar, en galaxias distantes. No sólo allí, sino también cerca de nosotros. Se supone que en un metro cúbico su número puede llegar a 1000 piezas. Sin embargo, prefieren evitar colisiones con los núcleos atómicos de una sustancia conocida. Aunque estos casos ocurren y los científicos esperan registrarlos.
3. Partículas desconocidas masa oculta se aniquilan unos a otros. Dado que la materia ordinaria les es completamente transparente, pueden caer en y. Uno de los productos del proceso de aniquilación es un neutrino, que tiene la capacidad de penetrar fácilmente a través de todo el espesor del Sol y la Tierra. El registro de tales neutrinos puede revelar partículas desconocidas.

¿Cuál es la naturaleza de la masa oculta?

Los científicos han delineado tres direcciones en el estudio de la naturaleza de la materia oscura.

1. Materia oscura bariónica.

Bajo esta suposición, todas las partículas son bien conocidas. Pero su radiación se manifiesta de tal manera que no se puede detectar.

• materia ordinaria, muy dispersa en el espacio entre galaxias;
• Objetos de halo astrofísicos masivos (MACHO).

Estos objetos, que rodean a las galaxias, son de tamaño relativamente pequeño. Tienen una radiación muy débil. Estas propiedades hacen imposible detectarlas.

Los cuerpos pueden incluir los siguientes objetos:

• enanas marrones;
• enanas blancas;
• agujeros negros;
• estrellas de neutrones.

La búsqueda de los objetos mencionados anteriormente se realiza mediante lentes gravitacionales.

1. Materia oscura no bariónica.

Se desconoce la composición de la sustancia. Hay dos opciones:

• masa fría, que podría incluir fotinos, axiones y coágulos de quarks;
• masa caliente (neutrino).

1. Una nueva mirada a la gravedad.

Veracidad de la teoría.

Es posible que las distancias intergalácticas nos obliguen a mirar la tradicional teoría de la gravedad desde un nuevo ángulo de visión galáctica.

Las propiedades de la materia secreta aún están por descubrir. ¿Es posible que una persona sepa esto y qué hará con tanta riqueza? Sólo el futuro responderá a estas preguntas.

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Qué ha pasado materia oscura y energía oscura El Universo: estructura del espacio con fotografías, volumen en porcentaje, influencia sobre los objetos, investigación, expansión del Universo.

Aproximadamente el 80% del espacio está representado por material oculto a la observación directa. se trata de materia oscura– una sustancia que no produce energía ni luz. ¿Cómo se dieron cuenta los investigadores de que era dominante?

En la década de 1950, los científicos comenzaron a estudiar activamente otras galaxias. Durante los análisis notaron que el Universo está lleno un gran número material que se puede capturar en “ ojo visible" Todos los días surgían defensores de la materia oscura. Aunque no había evidencia directa de su existencia, las teorías crecieron, al igual que las soluciones alternativas para la observación.

El material que vemos se llama materia bariónica. Está representado por protones, neutrones y electrones. Se cree que la materia oscura es capaz de combinar materia bariónica y no bariónica. Para que el Universo permanezca en su integridad habitual, la materia oscura debe estar presente en una cantidad del 80%.

La elusiva sustancia puede ser increíblemente difícil de encontrar si contiene materia bariónica. Entre los candidatos se encuentran las enanas marrones y blancas, así como las estrellas de neutrones. Los agujeros negros supermasivos también pueden contribuir a la diferencia. Pero deben haber contribuido con más influencia de la que vieron los científicos. Hay quienes piensan que la materia oscura debe consistir en algo más inusual y raro.

Imagen compuesta del telescopio Hubble que muestra un anillo fantasmal de materia oscura en el cúmulo de galaxias Cl 0024+17

La mayor parte del mundo científico cree que la sustancia desconocida está representada principalmente por materia no bariónica. El candidato más popular son las WIMPS (partículas masivas que interactúan débilmente), cuya masa es entre 10 y 100 veces mayor que la de un protón. Pero su interacción con la materia ordinaria es demasiado débil, lo que hace que sea más difícil de encontrar.

Los neutrinos, partículas hipotéticas masivas que tienen una masa mayor que los neutrinos, pero que se caracterizan por su lentitud, ahora se están examinando con mucha atención. Aún no han sido encontrados. También se consideran posibles opciones un axioma neutro más pequeño y fotones prístinos.

Otra posibilidad es que el conocimiento sobre la gravedad esté desactualizado y deba actualizarse.

Materia oscura invisible y energía oscura

Pero si no vemos algo, ¿cómo podemos probar que existe? ¿Y por qué decidimos que la materia y la energía oscuras son algo real?

La masa de objetos grandes se calcula a partir de su movimiento espacial. En la década de 1950, los investigadores que observaban las galaxias espirales asumieron que el material cercano al centro se movería mucho más rápido que el material más alejado. Pero resultó que las estrellas se movían a la misma velocidad, lo que significaba que había mucha más masa de lo que se pensaba anteriormente. El gas estudiado en tipos elípticos mostró los mismos resultados. Se llegó a la misma conclusión: si nos guiáramos únicamente por la masa visible, los cúmulos de galaxias se habrían colapsado hace mucho tiempo.

Albert Einstein pudo demostrar que los grandes objetos universales son capaces de doblar y distorsionar los rayos de luz. Esto permitió que se utilizaran como lentes de aumento naturales. Al estudiar este proceso, los científicos pudieron crear un mapa de la materia oscura.

Resulta que la mayor parte de nuestro mundo está representada por una sustancia aún esquiva. Aprenderás más cosas interesantes sobre la materia oscura si miras el vídeo.

materia oscura

El físico Dmitry Kazakov sobre el equilibrio energético general del Universo, la teoría de la masa oculta y las partículas de materia oscura:

Si hablamos de materia, entonces la materia oscura ciertamente lidera en términos porcentuales. Pero en conjunto sólo ocupa una cuarta parte de todo. El universo abunda energía oscura.

Desde el Big Bang, el espacio ha iniciado un proceso de expansión que continúa en la actualidad. Los investigadores creían que eventualmente la energía inicial se agotaría y disminuiría la velocidad. Pero las supernovas distantes demuestran que el espacio no se detiene, sino que acelera. Todo esto sólo es posible si la cantidad de energía es tan grande que supere la influencia gravitacional.

Materia oscura y energía oscura: un misterio explicado

Sabemos que el Universo es principalmente energía oscura. Se trata de una fuerza misteriosa que hace que el espacio aumente la tasa de expansión del Universo. Otro componente misterioso es la materia oscura, que mantiene contacto con los objetos únicamente a través de la gravedad.

Los científicos no pueden ver la materia oscura mediante observación directa, pero se pueden estudiar sus efectos. Logran capturar la luz que es desviada por la fuerza gravitacional de objetos invisibles (lentes gravitacionales). También notan momentos en los que la estrella gira alrededor de la galaxia mucho más rápido de lo que debería.

Todo esto se explica por la presencia de una gran cantidad de sustancia esquiva que afecta la masa y la velocidad. De hecho, esta sustancia está rodeada de misterio. Resulta que los investigadores no pueden decir lo que tienen delante, sino lo que “eso” no es.

Este collage muestra imágenes de seis cúmulos de galaxias diferentes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA. Los cúmulos fueron descubiertos durante los intentos de estudiar el comportamiento de la materia oscura en los cúmulos de galaxias durante su colisión.

Materia oscura... oscura. No produce luz y no es observable a la vista directa. Por tanto, excluimos las estrellas y los planetas.

No actúa como una nube de materia ordinaria (tales partículas se llaman bariones). Si hubiera bariones en la materia oscura, se notarían en la observación directa.

También excluimos los agujeros negros porque actúan como lentes gravitacionales que emiten luz. Los científicos no observan suficientes eventos de lentes para calcular la cantidad de materia oscura que debe estar presente.

Aunque el Universo es un lugar enorme, todo comenzó con las estructuras más pequeñas. Se cree que la materia oscura comenzó a condensarse para crear "bloques de construcción" con materia normal, produciendo las primeras galaxias y cúmulos.

Para encontrar materia oscura, los científicos utilizan varios métodos:

• Gran Colisionador de Hadrones.
• instrumentos como WNAP y el observatorio espacial Planck.
• Experimentos de vista directa: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP y ArDM.
• Detección indirecta: detectores de rayos gamma (Fermi), telescopios de neutrinos (IceCube), detectores de antimateria (PAMELA), sensores de rayos X y radio.

Métodos para buscar materia oscura.

El físico Anton Baushev habla sobre las interacciones débiles entre partículas, la radiactividad y la búsqueda de rastros de aniquilación:

Profundizando en el misterio de la materia y la energía oscuras

Los científicos nunca han podido ver literalmente la materia oscura, porque no entra en contacto con la materia bariónica, lo que significa que sigue siendo esquiva para la luz y otras variedades. radiación electromagnética. Pero los investigadores confían en su presencia mientras monitorean el impacto en galaxias y cúmulos.

La física estándar dice que las estrellas ubicadas en los bordes de una galaxia espiral deberían disminuir su velocidad. Pero resulta que aparecen estrellas cuya velocidad no obedece al principio de ubicación con respecto al centro. Esto sólo puede explicarse por el hecho de que las estrellas sienten la influencia de la materia oscura invisible en el halo que rodea la galaxia.

La presencia de materia oscura también puede descifrar algunas de las ilusiones observadas en las profundidades del universo. Por ejemplo, la presencia de extraños anillos y arcos de luz en las galaxias. Es decir, la luz de galaxias distantes atraviesa la distorsión y es amplificada por una capa invisible de materia oscura (lente gravitacional).

Hasta ahora tenemos algunas ideas sobre qué es la materia oscura. La idea principal son las partículas exóticas que no entran en contacto con la materia y la luz ordinarias, pero que tienen fuerza en el sentido gravitacional. Ahora varios grupos (algunos de ellos utilizan el Gran Colisionador de Hadrones) están trabajando en la creación de partículas de materia oscura para estudiarlas en el laboratorio.

Otros piensan que la influencia puede explicarse por una modificación fundamental de la teoría gravitacional. Luego obtenemos varias formas de gravedad, que difieren significativamente de la imagen habitual y de las leyes establecidas por la física.

El universo en expansión y la energía oscura

La situación con la energía oscura es aún más confusa y el descubrimiento en sí se volvió impredecible en los años 90. Los físicos siempre han pensado que la fuerza de la gravedad actúa para ralentizar y algún día detener el proceso de expansión universal. Dos equipos se dieron a la tarea de medir la velocidad y ambos, para su sorpresa, detectaron aceleración. Es como si arrojaras una manzana al aire y supieras que seguramente se caerá, pero se aleja cada vez más de ti.

Quedó claro que la aceleración estaba influenciada por una determinada fuerza. Además, parece que cuanto más amplio es el Universo, más “poder” gana esta fuerza. Los científicos decidieron llamarla energía oscura.

Estamos en el umbral de un descubrimiento que puede cambiar la esencia de nuestras ideas sobre el mundo. Estamos hablando de la naturaleza de la materia oscura. En los últimos años, la astronomía ha dado pasos importantes en la fundamentación observacional de la materia oscura, y hoy la existencia de dicha materia en el Universo puede considerarse un hecho firmemente establecido. La peculiaridad de la situación es que los astrónomos observan estructuras formadas por una sustancia desconocida para los físicos. Surgió así el problema de identificar la naturaleza física de esta materia.

1. “Tráeme algo, no sé qué”

La física de partículas moderna no conoce ninguna partícula que tenga las propiedades de la materia oscura. Requiere una extensión del modelo estándar. Pero ¿cómo, en qué dirección moverse, qué y dónde mirar? Las palabras del famoso cuento de hadas ruso que encabezan esta sección reflejan perfectamente la situación actual.

Los físicos buscan partículas desconocidas con sólo ideas generales sobre las propiedades de la materia observada. ¿Cuáles son estas propiedades?

Lo único que sabemos es que la materia oscura interactúa con la materia luminosa (bariones) de forma gravitacional y es un medio frío con una densidad cosmológica varias veces mayor que la densidad de los bariones. Debido a propiedades tan simples, la materia oscura afecta directamente el desarrollo del potencial gravitacional del Universo. Su contraste de densidad aumentó con el tiempo, lo que llevó a la formación de sistemas de halos de materia oscura unidos gravitacionalmente.

Cabe destacar que este proceso de inestabilidad gravitacional podría iniciarse en el Universo de Friedmann sólo en presencia de perturbaciones en la densidad de las semillas, cuya existencia misma no tiene nada que ver con la materia oscura, sino que se debe a la física del Big Bang. Entonces otro se levanta la pregunta más importante sobre la aparición de alteraciones de las semillas a partir de las cuales se desarrolló la estructura de la materia oscura.

Un poco más adelante consideraremos la cuestión de la generación de las perturbaciones cosmológicas iniciales. Ahora volvamos a la materia oscura.

Los bariones son capturados en pozos gravitacionales de concentraciones de materia oscura. Entonces, aunque las partículas de materia oscura no interactúan con la luz, la luz existe donde hay materia oscura. Esta notable propiedad de la inestabilidad gravitacional ha hecho posible estudiar la cantidad, el estado y la distribución de la materia oscura utilizando datos de observación desde el rango de radio hasta los rayos X.

La confirmación independiente de nuestras conclusiones sobre las propiedades de la materia oscura y otros parámetros del Universo la proporcionan datos sobre la anisotropía y polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas, sobre la abundancia de elementos ligeros en el Universo y sobre la distribución de las líneas de absorción. de materia en el espectro de cuásares distantes. El modelado numérico está desempeñando un papel cada vez más importante, reemplazando a los experimentos en la investigación cosmológica. La información más valiosa sobre la distribución de la materia oscura está contenida en numerosos datos de observación sobre la lente gravitacional de fuentes distantes por parte de acumulaciones de materia cercanas.

Arroz. 1. Fotografía del cielo en dirección al cúmulo de galaxias 0024 + 1654, obtenida con el telescopio Hubble.

La Figura 1 muestra una sección del cielo en la dirección de uno de estos grupos de masa oscura ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vemos un cúmulo de galaxias capturado por el campo gravitacional de este cúmulo, gas caliente de rayos X descansando en el fondo del pozo de potencial gravitacional y una imagen múltiple de una de las galaxias de fondo atrapada en la línea de visión del halo oscuro. y distorsionado por su campo gravitacional.

Tabla 1. Principales parámetros cosmológicos

La Tabla 1 muestra los valores promedio de los parámetros cosmológicos obtenidos de observaciones astronómicas (10% de precisión). Evidentemente, la densidad de energía total de todo tipo de partículas del Universo no supera el 30% de la densidad crítica total (la contribución de los neutrinos no es más que un pequeño porcentaje). El 70% restante se encuentra en una forma que no participó en el hacinamiento gravitacional de la materia. Sólo la constante cosmológica o su generalización, un medio con presión negativa ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), llamado "energía oscura", tiene esta propiedad. Determinar la naturaleza de este último es una perspectiva a largo plazo para el desarrollo de la física.

Este informe está dedicado a cuestiones de cosmología física, cuya solución se espera en los próximos años. Se trata, en primer lugar, de determinar las condiciones iniciales para la formación de estructuras de materia oscura y de buscar las propias partículas desconocidas.

2. Universo Temprano y Universo Tardío

La estructura observada del Universo es el resultado de la acción combinada de las condiciones iniciales y la evolución del campo de perturbación de la densidad. Los datos de observación modernos han permitido determinar las características del campo de perturbaciones de densidad en diferentes épocas de su desarrollo. Así, fue posible separar la información sobre las condiciones iniciales y las condiciones de desarrollo, lo que marcó el comienzo de un estudio independiente de la física del Universo temprano y tardío.

El término "Universo temprano" en la cosmología moderna significa la etapa final de expansión acelerada seguida de una transición a la fase caliente de la evolución. No conocemos los parámetros del Big Bang, sólo existen restricciones superiores (ver Sección 3, relaciones (12)). Sin embargo, existe una teoría bien desarrollada sobre la generación de perturbaciones cosmológicas, según la cual podemos calcular los espectros de las perturbaciones iniciales en la densidad de la materia y las ondas gravitacionales primarias en función de los valores de los parámetros cosmológicos.
Las razones de la falta de un modelo generalmente aceptado del Universo temprano radican en la estabilidad de las predicciones del paradigma inflacionario del Big Bang: la proximidad de los espectros generados a una forma plana, la relativa pequeñez de la amplitud de las ondas gravitacionales cosmológicas, la euclideanidad tridimensional del Universo visible, etc., que se puede obtener en una amplia clase de parámetros de modelo. El momento de la verdad para construir un modelo del Universo primitivo podría ser el descubrimiento de las ondas gravitacionales cosmológicas, lo que parece posible si el experimento espacial internacional Planck, cuyo inicio está previsto para 2008, tiene éxito.

Nuestro conocimiento del Universo tardío es diametralmente opuesto. tenemos suficiente modelo preciso- conocemos la composición de la materia, las leyes del desarrollo de la estructura, los valores de los parámetros cosmológicos (ver Tabla 1), pero al mismo tiempo no tenemos una teoría generalmente aceptada sobre el origen de los componentes de la materia.

Las propiedades del Universo visible que conocemos nos permiten describir su geometría en el marco de la teoría de la perturbación. El pequeño parámetro ($10^(-5)$) es la amplitud de las perturbaciones cosmológicas.

De orden cero, el Universo es Friedmanniano y se describe mediante una única función del tiempo: el factor de escala $a(t)$. El primer orden es algo más complicado. Las perturbaciones de la métrica son la suma de tres modos independientes: el escalar $S(k)$, el vector $V(k)$ y el tensor $T(k)$, cada uno de los cuales se caracteriza por su propia función espectral del número de onda $ k$. El modo escalar describe perturbaciones de la densidad cosmológica, el modo vectorial es responsable de los movimientos de vórtice de la materia y el modo tensorial son las ondas gravitacionales. Así, toda la geometría se describe utilizando cuatro funciones: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ y $Т(k)$, de las cuales hoy sólo conocemos las dos primeras (en algunos dominios de definición).

El Big Bang fue un proceso catastrófico de rápida expansión acompañado de un campo gravitacional intenso y rápidamente cambiante. Durante la expansión cosmológica, las perturbaciones métricas surgieron espontáneamente de forma paramétrica a partir de fluctuaciones del vacío, del mismo modo que cualquier grado de libertad sin masa nace bajo la influencia de un campo alterno externo. El análisis de los datos de observación indica un mecanismo gravitacional cuántico para el nacimiento de perturbaciones de semillas. Por tanto, la estructura a gran escala del Universo es un ejemplo de solución al problema de la mensurabilidad en la teoría cuántica de campos.

Observemos las principales propiedades de los campos de perturbaciones generados: estadísticas gaussianas (distribuciones aleatorias en el espacio), una fase temporal diferenciada (rama "creciente" de las perturbaciones), la ausencia de una escala distinguida en una amplia gama de longitudes de onda, distinta de cero amplitud de las ondas gravitacionales. Este último tiene crucial construir un modelo del Universo temprano, ya que, al tener la conexión más simple con la métrica de fondo, las ondas gravitacionales transportan información directa sobre la escala de energía del Big Bang.

Como resultado del desarrollo del modo escalar de perturbaciones, se formaron galaxias y otros objetos astronómicos. Un logro importante de los últimos años (el experimento WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) ha sido un perfeccionamiento significativo de nuestro conocimiento sobre la anisotropía y la polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas, que surgió mucho antes de la aparición de las galaxias como resultado de la influencia de los tres modos de perturbaciones cosmológicas en la distribución de fotones.

Un análisis conjunto de datos de observación sobre la distribución de las galaxias y la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas permitió separar las condiciones iniciales y la evolución. Usando la condición de que la suma $S+V+T\aproximadamente 10^(-10)$ esté fijada por la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas, podemos obtener un límite superior en la suma de los modos de perturbaciones de vórtice y tensor en el Universo (su detección sólo es posible con un aumento en la precisión de las observaciones):
$$\frac(V+T)(S) Si se violara la desigualdad (1), la magnitud de las perturbaciones de densidad sería insuficiente para formar la estructura observada.

3. Al principio había sonido...

El efecto de la creación gravitacional cuántica de campos sin masa ha sido bien estudiado. Así es como pueden nacer partículas de materia (ver, por ejemplo) (aunque, en particular, los fotones relictos surgieron como resultado de la desintegración de la protomateria en el Universo temprano). De la misma forma se produce la generación de ondas gravitacionales y perturbaciones de densidad, ya que estos campos tampoco tienen masa y su nacimiento no está prohibido por la condición de energía umbral. El problema de generar perturbaciones en los vórtices aún está pendiente de sus investigadores.

La teoría de los modos de perturbaciones $S$ y $T$ en el Universo Friedmann se reduce al problema de la mecánica cuántica de osciladores independientes $q_k(\eta)$ ubicados en un campo paramétrico externo ($\alpha(\eta) $) en el mundo Minkowski con coordenadas de tiempo $\eta=\int dt/a$. La acción y el lagrangiano de los osciladores elementales dependen de su frecuencia espacial $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
donde el primo denota la derivada del tiempo $\eta$, $\omega=\beta$ es la frecuencia del oscilador, $\beta$ es la velocidad de propagación de las perturbaciones en unidades de la velocidad de la luz en el vacío (en adelante $c =\hbar =1$, el campo de índice $k$ se omite); en el caso del modo $T$ $q = q_T$ es el componente transversal sin traza del tensor métrico,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
y en el caso del modo $S$ $q = q_s$ es una superposición lineal del potencial gravitacional longitudinal (perturbación del factor de escala) y el potencial de 3 velocidades del medio, multiplicado por el parámetro de Hubble,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
el punto significa la derivada con respecto al tiempo $t$.

Como puede verse en (3), el campo $q_T$ es fundamental, ya que está mínimamente relacionado con la métrica de fondo y no depende de las propiedades de la materia (en la teoría general de la relatividad, la velocidad de propagación de las ondas gravitacionales es igual a la velocidad de la luz). En cuanto a $q_S$, su conexión con el campo externo (4) es más compleja: incluye tanto las derivadas del factor de escala como algunas características de la sustancia (por ejemplo, la velocidad de propagación de las perturbaciones en el medio). No sabemos nada sobre la protomateria en el Universo primitivo; sólo existen enfoques generales sobre esta cuestión.
Generalmente se considera un medio ideal con un tensor de energía-momento que depende de la densidad de energía $\epsilon$, la presión $p$ y la velocidad de 4 de la materia $u^\mu$. Para el modo $S$, la velocidad 4 es potencial y se puede representar como el gradiente del escalar 4 $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
donde $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ es la función de normalización, la coma del subíndice significa la derivada con respecto a la coordenada. La velocidad del sonido se especifica utilizando la “ecuación de estado” como coeficiente de proporcionalidad entre las perturbaciones que la acompañan en la presión y la densidad de energía de la materia:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
donde $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ es el potencial de 3 velocidades del medio.

En el orden lineal de la teoría de perturbaciones, el concepto de medio ideal es equivalente al concepto de campo, según el cual la densidad lagrangiana, $L=L(w,\phi)$, se asigna al campo material $\phi$. . En el enfoque de campo, la velocidad de propagación de las excitaciones se encuentra a partir de la ecuación
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
que también corresponde a la relación (6). La mayoría de los modelos del Universo temprano suponen que $\beta\sim 1$ (en particular en la etapa dominada por la radiación $\beta=1/\sqrt(3)$).

La evolución de los osciladores elementales se describe mediante la ecuación de Klein-Gordon.
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Dónde
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
La solución a la ecuación (8) tiene dos ramas asintóticas de comportamiento: adiabática ($\omega^2>U$), cuando el oscilador está en el modo de oscilación libre y su amplitud de excitación decae ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$), y paramétrico ($\omega^2

Cuantitativamente, los espectros de las perturbaciones generadas dependen del estado inicial de los osciladores:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
El coeficiente 2 en la expresión del modo tensor tiene en cuenta dos polarizaciones de ondas gravitacionales. El estado $\langle\rangle$ se considera el principal, es decir correspondiente al nivel mínimo de excitación inicial de los osciladores. Ésta es la principal hipótesis de la teoría del Big Bang. En presencia de una zona adiabática, el estado fundamental (vacío) de los osciladores elementales es único.
Así, suponiendo que la función U aumenta con el tiempo y $\beta\sim 1$, obtenemos un resultado general universal para los espectros $T(k)$ y $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
donde $k=\sqrt(U)\approx aH$, y $M_p\equiv G^(-1/2)$ es la masa de Planck. Como se puede ver en (11), en teoría, el modo $T$ no está sujeto a discriminación de ninguna manera con respecto al modo $S$. Se trata de la magnitud del factor $\gamma$ en la era de la generación de perturbaciones.
Del hecho observado de la pequeñez del modo $T$ en nuestro Universo (ver Sección 2, relación (1)), obtenemos un límite superior en la escala de energía del Big Bang y en el parámetro $\gamma$ en el universo temprano:
$$H La última condición significa que el Big Bang fue de naturaleza inflacionaria ($\gamma Tenemos la información de fase más importante: los campos nacen en una determinada fase, sólo la rama creciente de perturbaciones se amplifica paramétricamente. Expliquemos esto usando el ejemplo del problema de dispersión, suponiendo que $U = 0 $ en las etapas inicial (adiabática) y final (dominada por la radiación, $a\propto n$) de la evolución (ver Fig. 2).

Arroz. 2. Ilustración de la solución a la ecuación (8) en la formulación del problema de dispersión

Para cada una de las asintóticas anteriores solución general parece
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
donde los operadores $C_(1,2)$ especifican las amplitudes de las ramas de evolución "crecientes" y "descendentes". En un estado de vacío, la fase de tiempo inicial del campo es arbitraria: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Sin embargo, como resultado de resolver las ecuaciones de evolución, resulta que en la etapa dominada por la radiación, sólo la rama creciente de perturbaciones sonoras sigue siendo rentable: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((fuera))| \rangle$. Cuando la radiación se desconecta de la materia en la época de recombinación, el espectro de radiación se modula con la fase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, donde $n$ es un número natural.

Arroz. 3. Manifestación de la modulación del sonido en el espectro de anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas. (Según los experimentos WMAP, ACBAR (Arc Minute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Son estas oscilaciones acústicas las que se observan en los espectros de anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas (Fig. 3, el pico grande corresponde a $n = 1$) y las perturbaciones de densidad, lo que confirma el origen cuántico-gravitacional del $S$ modo. En el espectro de perturbaciones de densidad, la modulación del sonido es suprimida por una pequeña fracción de bariones en relación con la densidad total de la materia, lo que permite encontrar esta fracción independientemente de otras pruebas cosmológicas. La propia escala de oscilación sirve como ejemplo de regla estándar mediante la cual se determinan los parámetros más importantes del Universo. En este sentido, cabe destacar que la gravedad del problema de la degeneración de los parámetros cosmológicos en los datos de observación, que durante muchos años impidió la construcción de un modelo real del Universo, ahora ha desaparecido gracias a la abundancia de estudios independientes y complementarios. pruebas observacionales.

En resumen, podemos afirmar que el problema de la formación de las perturbaciones cosmológicas iniciales y de la estructura a gran escala del Universo ya está, en principio, resuelto. La teoría del origen cuántico-gravitacional de las perturbaciones en el Universo primitivo recibirá su confirmación definitiva tras el descubrimiento del modo $T$, lo que puede ocurrir en un futuro próximo. Por lo tanto, el modelo de Big Bang más simple (inflación de ley de potencia en un campo escalar masivo) predice que la amplitud del modo $T$ será sólo 5 veces menor que la amplitud del modo $S$. Los instrumentos y tecnologías modernos permiten resolver el problema del registro de señales tan pequeñas basándose en observaciones de anisotropía y polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas.

4. El lado oscuro de la materia

Existen varias hipótesis sobre el origen de la materia, pero ninguna de ellas ha sido confirmada aún. Hay indicios observacionales directos de que el misterio de la materia oscura está estrechamente relacionado con la asimetría bariónica del Universo. Sin embargo, en la actualidad no existe una teoría generalmente aceptada sobre el origen de la asimetría bariónica y la materia oscura.

¿Dónde se encuentra la materia oscura?

Sabemos que la componente luminosa de la materia se observa en forma de estrellas reunidas en galaxias de diferentes masas y en forma de gas de rayos X en cúmulos. Sin embargo, la mayor parte de la materia ordinaria (hasta el 90%) se encuentra en forma de gas intergaláctico enrarecido con una temperatura de varios electronvoltios, así como en forma de MACHO (Massive Compact Halo Object), restos compactos de la evolución de estrellas y objetos de baja masa. Debido a que estas estructuras suelen tener poca luminosidad, se les llama “bariones oscuros”.

Arroz. 4. Límite superior de la fracción de masa del halo de galaxia en MASNO según el experimento EROS (del francés - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Varios grupos (MASNO, EROS, etc.) han estado estudiando el número y distribución de objetos oscuros compactos en el halo de nuestra Galaxia basándose en eventos de microlentes. Como resultado del análisis conjunto, se obtuvo una limitación importante: no más del 20% de la masa total del halo se concentra en MACNO en el rango de valores desde la masa de la luna hasta la masa de las estrellas (Fig. 4 ). El resto de la materia oscura del halo está formada por partículas de naturaleza desconocida.

¿Dónde más se esconde la materia oscura no bariónica?

El desarrollo de altas tecnologías en astronomía observacional en el siglo XX permitió obtener una respuesta clara a esta pregunta: la materia oscura no bariónica se encuentra en sistemas ligados gravitacionalmente (halos). Las partículas de materia oscura no son relativistas e interactúan débilmente: sus procesos disipativos no se desarrollan de la misma manera que los de los bariones. Los bariones se enfrían radiativamente, se asientan y se acumulan en los centros del halo, alcanzando el equilibrio rotacional. La materia oscura permanece distribuida alrededor de la materia visible de las galaxias con una escala característica de unos 200 kpc. Entonces, en grupo local, que incluye la Nebulosa de Andrómeda y la Vía Láctea, más de la mitad de toda la materia oscura se concentra en estas dos grandes galaxias. No hay partículas con las propiedades requeridas en el modelo estándar de física de partículas. Un parámetro importante que no se puede determinar a partir de observaciones debido al Principio de Equivalencia es la masa de la partícula. Dentro de las posibles extensiones del Modelo Estándar, existen varias partículas candidatas de materia oscura. Los principales se enumeran en la tabla. 2 en orden creciente de su masa en reposo.

Tabla 2. Partículas candidatas de materia oscura no bariónica

Candidato
Gravitones
Neutrinos "estériles"
Sustancia espejo
Partículas masivas
Partículas supermasivas	$10^(13)$ GeV
Monopolos y defectos	$10^(19)$ GeV
Agujeros negros primordiales	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

La versión principal de las partículas masivas en la actualidad, la hipótesis neutralino, está asociada con una supersimetría mínima. Esta hipótesis se puede probar en el Gran Acelerador de Hadrones del CERN, cuyo lanzamiento está previsto para 2008. La masa esperada de tales partículas es $\sim$ 100 GeV, y su densidad en nuestra galaxia es una partícula en el volumen de un té. vaso.

En muchas instalaciones de todo el mundo se buscan partículas de materia oscura. Es interesante señalar que la hipótesis de la neutralina se puede verificar de forma independiente tanto mediante experimentos subterráneos sobre la dispersión elástica como mediante datos indirectos sobre la aniquilación de los neutralinos en la galaxia. Hasta el momento, sólo se ha recibido una respuesta positiva en uno de los detectores subterráneos del proyecto DAMA (DArk MAtter), donde desde hace varios años se observa una señal de origen desconocido del tipo “verano-invierno”. Sin embargo, el rango de masas y secciones transversales asociadas con este experimento aún no se ha confirmado en otras instalaciones, lo que pone en duda tanto la fiabilidad como la importancia del resultado.

Una propiedad importante de los neutralinos es la posibilidad de su observación indirecta mediante el flujo de aniquilación en la región gamma. En el proceso de aglomeración jerárquica, tales partículas podrían formar minihalos con un tamaño característico del orden del tamaño del Sistema Solar y una masa del orden de la masa de la Tierra, cuyos restos han sobrevivido hasta el día de hoy. . Es muy probable que la propia Tierra se encuentre dentro de estos minihalos, donde la densidad de las partículas aumenta varias decenas de veces. Esto aumenta la probabilidad de detección directa e indirecta de materia oscura en nuestra galaxia. La existencia es tan diferentes metodos La búsqueda inspira optimismo y nos permite esperar una rápida determinación de la naturaleza física de la materia oscura.

5. En el umbral de la nueva física

Hoy en día, es posible determinar de forma independiente las propiedades del Universo temprano y del Universo tardío utilizando datos astronómicos de observación. Entendemos cómo surgieron las perturbaciones iniciales de la densidad cosmológica, a partir de las cuales evolucionó la estructura del Universo. Conocemos los valores de los parámetros cosmológicos más importantes que sustentan el Modelo Estándar del Universo, que hoy no tiene competidores serios. Sin embargo, siguen sin resolverse cuestiones fundamentales sobre el origen del Big Bang y los principales componentes de la materia.

La determinación observacional del modo tensorial de las perturbaciones cosmológicas es la clave para construir un modelo del Universo temprano. Aquí estamos ante una predicción clara de una teoría que ha sido bien probada en el caso del modo $S$ y que tiene la posibilidad de verificación experimental del modo $T$ en los próximos años.

La física teórica, que proporcionó una lista extensa de posibles direcciones y métodos para buscar partículas de materia oscura, se ha agotado. Ahora es el momento de experimentar. La situación actual recuerda a la que precedió a los grandes descubrimientos: el descubrimiento de los quarks, los bosones W y Z, las oscilaciones de neutrinos, la anisotropía y la polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas.

Surge una pregunta que, sin embargo, escapa al alcance de este informe de revisión: ¿por qué la naturaleza es tan generosa con nosotros y nos permite revelar sus secretos?

Referencias

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Efectos cuánticos en campos externos intensos (Moscú: Atomizdat, 1980)
2. Zeldovich Ya B, Starobinsky AA JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825(1974)
4. Lukash VN JETP 79 1601 (1980)
5. Lukash V N, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. revista 84.483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J.Mod. Física. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

MOSCÚ, 12 de diciembre - RIA Novosti. La cantidad de materia oscura en el Universo ha disminuido entre un 2% y un 5%, lo que puede explicar las discrepancias en los valores de algunos parámetros cosmológicos importantes durante el Big Bang y en la actualidad, afirman cosmólogos rusos en un artículo publicado en la revista Physical Review. D.

“Imaginemos que la materia oscura se compone de varios componentes, como la materia ordinaria. Y un componente está formado por partículas inestables, cuya vida útil es bastante larga: en la era de la formación del hidrógeno, cientos de miles de años después del Big Bang, todavía se encuentran en la era de la formación del hidrógeno. el Universo, pero hoy ya han desaparecido, descomponiéndose en neutrinos o hipotéticas partículas relativistas, entonces la cantidad de materia oscura en el pasado y en la actualidad será diferente”, dijo Dmitry Gorbunov del Instituto de Física y Tecnología de Moscú, cuyas palabras se citan. por el servicio de prensa de la universidad.

La materia oscura es una sustancia hipotética que se manifiesta exclusivamente a través de la interacción gravitacional con las galaxias, introduciendo distorsiones en su movimiento. Las partículas de materia oscura no interactúan con ningún tipo de radiación electromagnética y, por lo tanto, no pueden detectarse durante observaciones directas. La materia oscura representa aproximadamente el 26% de la masa del universo, mientras que la materia "ordinaria" constituye sólo alrededor del 4,8% de su masa; el resto es la igualmente misteriosa energía oscura.

Hubble ayudó a los científicos a descubrir cosas inesperadas rápida expansión UniversoResultó que el Universo se está expandiendo incluso más rápido de lo que mostraban los cálculos basados ​​en las observaciones del "eco" del Big Bang. Esto indica la existencia de una tercera sustancia misteriosa "oscura": la radiación oscura o el carácter incompleto de la teoría de la relatividad.

Las observaciones de la distribución de la materia oscura en los rincones más cercanos y más lejanos del universo, realizadas con telescopios terrestres y la sonda Planck, revelaron recientemente algo extraño: resultó que la tasa de expansión del Universo y algunas propiedades de El “eco” del Big Bang en un pasado lejano y hoy notablemente diferente. Por ejemplo, hoy en día las galaxias se separan unas de otras mucho más rápido de lo que se desprende de los resultados del análisis de la radiación cósmica de fondo de microondas.

Gorbunov y sus colegas encontraron posible razón este.

Hace un año, uno de los autores del artículo, el académico Igor Tkachev del Instituto de Física Nuclear de la Academia de Ciencias de Rusia en Moscú, formuló una teoría de la llamada materia oscura en descomposición (DDM), en la que, a diferencia de la generalizada Según la teoría aceptada de la “materia oscura fría” (CDM), parte o todas sus partículas son inestables. Estas partículas, como sugirieron Tkachev y sus asociados, deberían desintegrarse muy raramente, pero en cantidades notables, para dar lugar a desviaciones entre el Universo joven y el moderno.

En su nuevo trabajo, Tkachev, Gorbunov y su colega Anton Chudaykin intentaron calcular cuánta materia oscura debe haberse desintegrado, utilizando datos recopilados por Planck y otros observatorios que estudiaron la radiación cósmica de fondo de microondas y las primeras galaxias del Universo.

Como mostraron sus cálculos, la desintegración de la materia oscura puede explicar por qué los resultados de las observaciones de esta sustancia con Planck no se corresponden con las observaciones de los cúmulos de galaxias más cercanos a nosotros.

Curiosamente, esto requiere la desintegración de una cantidad relativamente pequeña de materia oscura: del 2,5 al 5% de su masa total, cuya cantidad es casi independiente de las propiedades fundamentales que debería tener el Universo. Ahora, como explican los científicos, toda esta materia se ha desintegrado y el resto de la materia oscura, de naturaleza estable, se comporta como describe la teoría CDM. Por otro lado, también es posible que siga decayendo.

“Esto significa que en el Universo actual hay un 5% menos de materia oscura que en la era de la formación de las primeras moléculas de hidrógeno y helio después del nacimiento del Universo. Ahora no podemos decir con qué rapidez se desintegró esta parte inestable. Es posible que la materia oscura siga descomponiéndose y ahora, aunque se trata de un modelo diferente, mucho más complejo”, concluye Tkachev.