Tamna materija u svemiru. Tamna tvar

Poznato je da tamna tvar stupa u interakciju sa "svjetlećom" (barionskom), barem na gravitacijski način, te je medij s prosječnom kozmološkom gustoćom nekoliko puta većom od gustoće bariona. Potonji su zarobljeni u gravitacijskim jažicama koncentracija tamne tvari. Stoga, iako čestice tamne tvari ne stupaju u interakciju sa svjetlošću, svjetlost se emitira s mjesta gdje postoji tamna tvar. Ovo izvanredno svojstvo gravitacijske nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i distribucije tamne tvari iz podataka promatranja od radijskog raspona do X-zraka.

Izravno proučavanje distribucije tamne tvari u klasterima galaksija postalo je moguće nakon dobivanja njihovih vrlo detaljnih slika 1990-ih. U tom slučaju slike udaljenijih galaksija projicirane na klaster ispadaju iskrivljene ili čak podijeljene zbog učinka gravitacijske leće. Po prirodi ovih izobličenja, postaje moguće rekonstruirati distribuciju i veličinu mase unutar klastera, bez obzira na opažanja galaksija samog klastera. Dakle, prisutnost skrivene mase i tamne tvari u galaktičkim klasterima potvrđena je izravnom metodom.

Objavljena 2012. godine, studija o kretanju više od 400 zvijezda udaljenih do 13 000 svjetlosnih godina od Sunca nije pronašla dokaze o tamnoj tvari u velikom volumenu prostora oko Sunca. Prema predviđanjima teorija, prosječna količina tamne tvari u blizini Sunca trebala je biti oko 0,5 kg u volumenu kugle zemaljske. Međutim, mjerenja su dala vrijednost od 0,00±0,06 kg tamne tvari u ovom volumenu. To znači da pokušaji registriranja tamne tvari na Zemlji, primjerice, rijetkim interakcijama čestica tamne tvari s "običnom" materijom, teško mogu biti uspješni.

Kandidati za tamnu tvar

barionska tamna tvar

Čini se da je najprirodnija pretpostavka da se tamna tvar sastoji od obične, barionske materije, koja iz nekog razloga slabo djeluje na elektromagnetski način i stoga se ne može detektirati pri proučavanju, na primjer, emisijskih i apsorpcijskih linija. Sastav tamne tvari može uključivati ​​mnoge već otkrivene svemirske objekte, kao što su: tamni galaktički haloi, smeđi patuljci i masivni planeti, kompaktni objekti u završnim fazama evolucije: bijeli patuljci, neutronske zvijezde, crne rupe. Osim toga, hipotetski objekti kao što su kvarkove zvijezde, Q zvijezde i preonske zvijezde također mogu biti dio barionske tamne tvari.

Problemi ovog pristupa očituju se u kozmologiji Velikog praska: ako je sva tamna tvar predstavljena barionima, tada bi omjer koncentracija lakih elemenata nakon primarne nukleosinteze, opažen u najstarijim astronomskim objektima, trebao biti drugačiji, oštro drugačiji od promatranog jedan. Osim toga, eksperimenti u potrazi za gravitacijskim lećama svjetlosti od zvijezda u našoj Galaksiji pokazuju da ne postoji dovoljna koncentracija velikih gravitirajućih objekata kao što su planeti ili crne rupe da bi se objasnila halo masa naše Galaksije, i male predmete dovoljna koncentracija trebala bi previše apsorbirati svjetlost zvijezda.

nebarionska tamna tvar

Teorijski modeli pružaju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu nebarionske nevidljive materije. Nabrojimo neke od njih.

svjetlosni neutrini

Za razliku od drugih kandidata, neutrini imaju jasnu prednost: poznato je da postoje. Budući da je broj neutrina u svemiru usporediv s brojem fotona, čak i male mase, neutrini mogu prilično određivati ​​dinamiku svemira. Da bi se postigla , gdje je takozvana kritična gustoća , potrebne su mase neutrina reda eV, gdje označava broj tipova lakih neutrina. Dosadašnji eksperimenti daju procjene masa neutrina reda veličine eV. Stoga su laki neutrini praktički isključeni kao kandidati za dominantnu frakciju tamne tvari.

Teški neutrini

Iz podataka o širini raspada Z-bozona proizlazi da je broj generacija čestica sa slabom interakcijom (uključujući neutrine) 3. Dakle, teški neutrini (barem s masom manjom od 45 GeV) nužno su tzv. „sterilne“, odnosno čestice koje ne međusobno djeluju na slab način. Teorijski modeli predviđaju masu u vrlo širokom rasponu vrijednosti (ovisno o prirodi tog neutrina). Iz fenomenologije za slijedi raspon mase od približno eV, stoga bi sterilni neutrini mogli činiti bitan dio tamne tvari.

Supersimetrične čestice

U okviru supersimetričnih (SUSY) teorija postoji barem jedna stabilna čestica, koja je novi kandidat za ulogu tamne tvari. Pretpostavlja se da ova čestica (LSP) ne sudjeluje u elektromagnetskim i jakim međudjelovanjima. Photino, gravitino, higgsino (superpartneri fotona, gravitona i Higgsovog bozona), kao i sneutrino, wine i zino mogu djelovati kao LSP čestice. U većini teorija, LSP čestica je kombinacija gore navedenih SUSY čestica s masom reda veličine 10 GeV.

Cosmions

Cosmions su uvedeni u fiziku kako bi riješili problem solarnih neutrina, koji se sastoji u značajnoj razlici između toka neutrina detektiranog na Zemlji i vrijednosti predviđene standardnim modelom Sunca. Međutim, ovaj problem je našao rješenje u okviru teorije neutrinskih oscilacija i efekta Mikheev-Smirnov-Wolfenstein, tako da su kozmioni, po svemu sudeći, isključeni iz kandidata za ulogu tamne tvari.

Topološki defekti prostor-vremena

Prema suvremenim kozmološkim konceptima, energija vakuuma određena je nekim lokalno homogenim i izotropnim skalarnim poljem. Ovo polje je neophodno za opisivanje takozvanih faznih prijelaza vakuuma tijekom širenja svemira, tijekom kojih je došlo do dosljednog kršenja simetrije, što je dovelo do odvajanja temeljnih interakcija. Fazni prijelaz je skok u energiji vakuumskog polja koja teži svom osnovnom stanju (stanje s minimalnom energijom na danoj temperaturi). Različita područja prostora mogla su neovisno doživjeti takav prijelaz, uslijed čega su se formirala područja s određenim "poravnanjem" skalarnog polja, koja su, šireći se, mogla doći u dodir jedna s drugom. Na mjestima susreta regija s različitim usmjerenjima mogu se formirati stabilni topološki defekti različitih konfiguracija: točkaste čestice (osobito magnetski monopoli), linearni produženi objekti (kozmičke strune), dvodimenzionalne membrane (domenske stijenke), trodimenzionalne membrane (domenski zidovi), dimenzijski nedostaci (teksture). Svi ti objekti u pravilu imaju kolosalnu masu i mogli bi dati dominantan doprinos tamnoj tvari. Do danas (2012.) takvi objekti nisu pronađeni u Svemiru.

Klasifikacija tamne tvari

Ovisno o brzinama čestica od kojih se pretpostavlja da se tamna tvar sastoji, može se podijeliti u nekoliko klasa.

vruća tamna tvar

Sastoji se od čestica koje se kreću brzinom bliskom svjetlosti - vjerojatno neutrina. Te čestice imaju vrlo malu masu, ali još uvijek ne jednaku nuli, a s obzirom na ogroman broj neutrina u svemiru (300 čestica po 1 cm³), to daje ogromnu masu. U nekim modelima, neutrini čine 10% tamne tvari.

Ova materija zbog svoje ogromne brzine ne može formirati stabilne strukture, ali može utjecati na običnu materiju i druge vrste tamne materije.

topla tamna tvar

Materija koja se kreće relativističkim brzinama, ali sporije od vruće tamne tvari, naziva se "topla". Brzine njegovih čestica mogu biti u rasponu od 0,1c do 0,95c. Neki podaci, posebice temperaturne fluktuacije pozadinskog mikrovalnog zračenja, daju razloga vjerovati da takav oblik materije može postojati.

Zasad nema kandidata za ulogu komponenti tople tamne tvari, no moguće je da sterilni neutrini, koji bi se trebali kretati sporije od uobičajena tri okusa neutrina, postanu jedan od njih.

hladna tamna tvar

Tamna tvar koja se kreće klasičnim brzinama naziva se "hladnom". Ova vrsta materije je od najvećeg interesa, jer za razliku od tople i vruće tamne materije, hladna materija može formirati stabilne formacije, pa čak i cijele tamne galaksije.

Dok čestice prikladne za ulogu sastavni dijelovi hladna tamna tvar nije otkrivena. Kao kandidati za ulogu hladne tamne materije, tu su slabo interagirajuće masivne čestice - WIMP, kao što su aksioni i supersimetrični fermionski partneri lakih bozona - fotini, gravitini i drugi.

miješana tamna tvar

U popularnoj kulturi

• U Mass Effect seriji igara, tamna materija i tamna energija u obliku takozvanog "Element Zero" su neophodne za kretanje superluminalnim brzinama. Neki ljudi, biotičari, pomoću tamne energije mogu kontrolirati polja masovnog učinka.
• U animiranoj seriji Futurama, tamna tvar se koristi kao gorivo za letjelicu Planet Express. Materija se rađa na svijet u obliku izmeta izvanzemaljske rase "Zubastillons" i izuzetno je visoke gustoće.

vidi također

Bilješke

Književnost

• Web stranica Moderna kozmologija, koja između ostalog sadrži izbor materijala o tamnoj tvari.
• G. W. Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudt Neakceleratorska fizika elementarnih čestica. Moskva: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Linkovi

• S. M. Bilenky, Mase, miješanje i oscilacije neutrina, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, Tamna tvar: od početnih uvjeta do nastanka strukture Svemira, UFN 177 1023-1028 (2007.)
• DI. Kazakov "Tamna tvar", iz ciklusa predavanja u projektu PostNauka (video)
• Anatolij Čerepaščuk. "Novi oblici materije u svemiru, 1. dio" - Tamna masa i tamna energija, iz ciklusa predavanja "ACADEMIA" (video)

Zaklada Wikimedia. 2010. godine.

Pogledajte što je "tamna tvar" u drugim rječnicima:

TAMNA TVAR- (TM) neobična materija našeg svemira, koja se ne sastoji od (vidi), tj. ne od protona, neutrona, mezona itd., a otkrivena je najjačim gravitacijskim djelovanjem na kozmičke objekte obične barionske prirode (zvijezde, galaksije, crne ……

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Žanrovska fikcija ... Wikipedia

Ovaj izraz ima i druga značenja, vidi Dark Star. Tamna zvijezda je teoretski predviđena vrsta zvijezde koja je mogla postojati u ranoj fazi formiranja Svemira, čak i prije nego što su mogli ... ... Wikipedia

MATERIJA- objektivna stvarnost koja postoji izvan i neovisno o ljudskoj svijesti i odražava se u njoj (na primjer, živi i neživi M.). Jedinstvo svijeta u njegovoj materijalnosti. U fizici M., sve vrste postojanja (vidi), koje mogu biti u različitim ... ... Velika politehnička enciklopedija

Prvi znanstvenik koji je teorijski potkrijepio i izračunao mogućnost postojanja skrivene nepoznate materije bio je švicarski astronom bugarskog podrijetla Fritz Zwicky. Koristeći Dopplerove metode, znanstvenik je izračunao brzine osam galaksija smještenih u zviježđu Veronika. U znanstvenoj literaturi ponekad se nalazi još jedno romantično ime - Veronikina kosa.

Tamna materija i tamna energija

Povijest otkrića nepoznate mase

Logika iza Zwickyjevih izračuna bila je sljedeća. Gravitacijsko polje bi trebalo zadržati galaksije unutar njihovog skupa. Na temelju ovog položaja izračunava se potrebna masa. Galaksije emitiraju svjetlost, pa se može izračunati još jedna vrijednost za galaktičku masu. Ove dvije vrijednosti trebale su se podudarati, ali to se nije dogodilo. Vrijednosti su se jako razlikovale. Trebalo je mnogo veću vrijednost mase tako da gravitacijsko polje ne dopušta galaksijama da se razlete.

Upravo je taj dio koji nedostaje Zwicky nazvao "tamna tvar".

Kao što su pokazali izračuni znanstvenika, u konstelaciji ima mnogo manje obične materije nego tamne materije. Zwicky je svoje rezultate objavio u ne baš poznatom časopisu. Helvetica Phisica Acta .

Međutim, sljedećih 40 godina astrofizičari su pokušavali ignorirati tako uznemirujući i izvanredan rezultat.

Godine 1970. Vera Rubin i W.C. Ford prvi su proučavali rotacijska gibanja misteriozne Andromedine maglice. Malo kasnije, proučavano je kretanje više od 60 galaksija. Studije su pokazale da je brzina rotacije galaksija puno veća od brzine koju daje njihova prividna vidljiva masa. Nastali kompleks nepobitnih opaženih činjenica dokaz je postojanja skrivene nepoznate materije.

Tamna tvar. Anatolij Vladimirovič

Opće ideje o nepoznatim česticama nepoznate tvari

U svojim istraživanjima fizičari ponekad koriste metode koje su običnim ljudima teške za prepoznavanje nepoznatih objekata u svemiru. Čvrsto postavljenim i eksperimentalno provjerenim modelima ocrtavaju nepoznate pojave i počinju polako "cijediti" tvrdokornu pojavu, strpljivo čekajući od nje potrebne informacije.

Međutim, tamna tvar pokazuje istinsku gravitacijsku hrabrost znanstvenoj znatiželji fizičara.

Skrivena se tvar klasterira na potpuno isti način kao i obična materija, tvoreći galaksije i njihove klastere. To je, možda, jedina sličnost između dobro poznate vidljive materije i nepoznate mase, čiji udio u energetskoj "banci" Svemira iznosi 25%.

Ovaj nepoznati dioničar našeg Svemira ima jednostavna svojstva. Dovoljno hladna skrivena materija voljno komunicira sa svojim vidljivim susjedom (osobito s barionima) isključivo gravitacijskim jezikom. Treba napomenuti da je kozmička gustoća bariona nekoliko puta manja od gustoće skrivene materije. Takva superiornost u gustoći omogućuje mu da zapravo "vodi" gravitacijski potencijal Svemira.

Znanstvenici sugeriraju da materijalni sastav materije su nove nepoznate čestice. Ali do sada nisu pronađeni. Zna se samo da se oni ne raspadaju ni na manje elemente Prirode. Inače bi u vremenskom intervalu života Svemira već prošli kroz proces raspadanja. Dakle, ova činjenica rječito govori u prilog tome da postoji novi zakon očuvanja koji zabranjuje raspad čestica. Međutim, još uvijek nije otvorena.

Nadalje, tvar tamne tvari "ne voli" interakciju s poznatim česticama. Zbog ove okolnosti sastav skrivene mase ne može se odrediti zemaljskim pokusima. Priroda čestica ostaje nepoznata.

Čuvari frekvencije - nehomogeni svemir

Koji su načini traženja čestica tamne tvari?

Nabrojimo nekoliko načina.

1. Postoji pretpostavka da su protoni lakši od nepoznatih čestica za 2-3 reda veličine. U ovom slučaju, mogu nastati u sudarima s vidljivim česticama ako se ubrzaju do vrlo visokih energija u sudaraču.
2. Stekao sam dojam da su nepoznate čestice negdje vani, u dalekim galaksijama. Ne, ne samo tamo, nego i pored nas. Pretpostavlja se da u jednom kubnom metru njihov broj može doseći 1000 komada. Međutim, radije izbjegavaju sudare s atomskim jezgrama poznate tvari. Iako se takvi slučajevi događaju, a znanstvenici se nadaju da će ih registrirati.
3. nepoznate čestice skrivene mase međusobno uništavaju. Budući da je obična materija za njih apsolutno prozirna, mogu pasti u i. Jedan od proizvoda procesa anihilacije je neutrino, koji ima sposobnost slobodnog prodiranja kroz cijelu debljinu Sunca i Zemlje. Registracija takvih neutrina može dati nepoznate čestice.

Kakva je priroda skrivene mase?

Znanstvenici su zacrtali tri smjera u proučavanju prirode tamne tvari.

1. barionska tamna tvar.

Pod ovom pretpostavkom, sve su čestice dobro poznate. Ali njihovo zračenje se manifestira na takav način da se ne može detektirati.

• obična materija, snažno raspršena u prostoru između galaksija;
• masivni astrofizički halo objekti (MACHO).

Ovi objekti, koji okružuju galaksije, relativno su male veličine. Imaju vrlo slabo zračenje. Ova svojstva onemogućuju njihovo otkrivanje.

Tijela mogu uključivati ​​sljedeće objekte:

• smeđi patuljci;
• bijeli patuljci;
• Crne rupe;
• neutronske zvijezde.

Potraga za gore navedenim objektima provodi se pomoću gravitacijskih leća.

1. Nebarionska tamna tvar.

Sastav tvari je nepoznat. Postoje dvije mogućnosti:

• hladna masa koja bi mogla uključivati ​​fotino, aksione i nakupine kvarka;
• vruća masa (neutrino).

1. Novi pogled na gravitaciju.

Istinitost teorije

Moguće je da će nas međugalaktičke udaljenosti natjerati da pogledamo slavnu teoriju gravitacije iz novog kuta galaktičke vizije.

Otkrića svojstava tajne materije tek predstoje. Je li čovjeku dano znati i što će učiniti s takvim bogatstvom – na ta će pitanja odgovoriti tek budućnost.

>

Što tamna tvar i tamna energija Svemir: struktura prostora s fotografijom, volumen u postocima, utjecaj na objekte, istraživanje, širenje svemira.

Oko 80% prostora predstavlja materijal koji je skriven neposrednom promatranju. Ovdje se radi o tamna tvar- tvar koja ne proizvodi energiju i svjetlost. Kako su istraživači shvatili da dominira?

Pedesetih godina prošlog stoljeća znanstvenici su počeli aktivno proučavati druge galaksije. Tijekom analiza primijetili su da je Svemir ispunjen velika količina materijal za koji se može uhvatiti " vidljivo oko". Zagovornici tamne tvari pojavljivali su se svaki dan. Iako nije bilo izravnih dokaza o njegovom postojanju, teorije su rasle, kao i stranputice promatranja.

Materijal koji vidimo naziva se barionska materija. Predstavljaju ga protoni, neutroni i elektroni. Vjeruje se da je tamna tvar sposobna kombinirati barionsku i nebarionsku materiju. Da bi Svemir ostao u svom uobičajenom integritetu, tamne tvari mora biti u količini od 80%.

Neuhvatljivu materiju može biti nevjerojatno teško pronaći ako sadrži barionsku materiju. Među podnositeljima zahtjeva nazivaju se smeđi i bijeli patuljci, kao i neutronske zvijezde. Supermasivne crne rupe također mogu dodati razliku. Ali trebali su imati veći utjecaj od onoga što su znanstvenici vidjeli. Ima onih koji misle da se tamna tvar mora sastojati od nečeg neobičnijeg i rijeđeg.

Kompozitna Hubble slika koja prikazuje sablasni prsten tamne tvari u klasteru galaksija Cl 0024+17

Većina znanstvenog svijeta vjeruje da je nepoznata materija predstavljena uglavnom nebarionskom materijom. Najpopularniji kandidat je WIMPS (weakly contacting massive particles), čija je masa 10-100 puta veća od mase protona. Ali njihova interakcija s običnom materijom je preslaba, što otežava pronalaženje.

Sada se pažljivo razmatraju neutrini - masivne hipotetske čestice koje su veće od neutrina u masi, ali se razlikuju po svojoj sporosti. Još nisu pronađeni. Manje neutralni aksiom i netaknuti fotoni također se uzimaju u obzir kao opcije.

Druga opcija je zastarjelo znanje o gravitaciji koje treba ažurirati.

Nevidljiva tamna tvar i tamna energija

Ali, ako nešto ne vidimo, kako možemo dokazati da to postoji? I zašto smo odlučili da su tamna materija i tamna energija nešto stvarno?

Masa velikih tijela izračunava se iz njihovog prostornog pomaka. Pedesetih godina prošlog stoljeća istraživači koji su promatrali galaksije spiralnog tipa pretpostavili su da će se materijal blizu središta kretati mnogo brže od udaljenog materijala. No, pokazalo se da su se zvijezde kretale istom brzinom, što znači da je bilo puno više mase nego što se mislilo. Proučavani plin u eliptičnim tipovima pokazao je iste rezultate. Isti se zaključak nameće sam po sebi: ako bismo se usredotočili samo na vidljivu masu, onda bi se galaktički klasteri davno urušili.

Albert Einstein uspio je dokazati da veliki objekti u svemiru mogu saviti i iskriviti svjetlosne zrake. To im je omogućilo da se koriste kao prirodna povećala. Istražujući ovaj proces, znanstvenici su uspjeli stvoriti kartu tamne tvari.

Ispostavilo se da većinu našeg svijeta predstavlja još uvijek nedostižna tvar. Još zanimljivih stvari o tamnoj tvari saznat ćete ako pogledate video.

Tamna tvar

Fizičar Dmitrij Kazakov o ukupnoj energetskoj ravnoteži Svemira, teoriji skrivene mase i česticama tamne tvari:

Ako govorimo o materiji, onda tamna sigurno prednjači u postotcima. Ali općenito je potrebno samo četvrtinu svega. Svemir obiluje tamna energija.

Od Velikog praska svemir je započeo proces širenja koji traje i danas. Istraživači su vjerovali da će na kraju početna energija nestati i da će se usporiti. Ali daleke supernove pokazuju da svemir ne staje, već ubrzava. Sve je to moguće samo ako je količina energije toliko velika da nadvlada gravitacijski utjecaj.

Tamna materija i tamna energija: razjašnjenje zagonetke

Znamo da je Svemir, najvećim dijelom, predstavljen tamnom energijom. Ovo je tajanstvena sila koja uzrokuje da svemir poveća brzinu širenja svemira. Još jedna misteriozna komponenta je tamna tvar, koja održava kontakt s objektima samo uz pomoć gravitacije.

Znanstvenici ne mogu izravno vidjeti tamnu tvar, ali učinci su dostupni za proučavanje. Oni uspijevaju uhvatiti svjetlost koja je savijena gravitacijskom silom nevidljivih objekata (gravitacijska leća). Obratite pažnju i na trenutke kada se zvijezda okreće oko galaksije mnogo brže nego što bi trebala.

Sve je to zbog prisutnosti ogromne količine neuhvatljive tvari koja utječe na masu i brzinu. Zapravo, ova tvar je obavijena velom tajni. Ispostavilo se da je vjerojatnije da će istraživači reći ne ono što je pred njima, već ono što "to" nije.

Ovaj kolaž prikazuje slike šest različitih klastera galaksija snimljene NASA-inim svemirskim teleskopom Hubble. Klasteri su otkriveni tijekom pokušaja proučavanja ponašanja tamne tvari u klasterima galaksija kada se sudaraju.

Tamna tvar... tamna. Ne proizvodi svjetlost i ne promatra se u izravnom pogledu. Stoga isključujemo zvijezde i planete.

Ne ponaša se kao oblak obične materije (takve se čestice nazivaju barioni). Da su barioni prisutni u tamnoj tvari, onda bi se to očitovalo u izravnom promatranju.

Također isključujemo crne rupe, jer one djeluju kao gravitacijske leće koje emitiraju svjetlost. Znanstvenici ne promatraju dovoljno leća da bi izračunali količinu tamne tvari koja bi trebala biti prisutna.

Iako je Svemir ogromno mjesto, sve je počelo s najmanjim strukturama. Vjeruje se da se tamna tvar počela kondenzirati kako bi stvorila "građevne blokove" s normalnom materijom, stvarajući prve galaksije i klastere.

Kako bi pronašli tamnu tvar, znanstvenici koriste različite metode:

• Veliki hadronski sudarač.
• instrumenti poput WNAP-a i svemirskog opservatorija Planck.
• izravni ogledni eksperimenti: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP i ArDM.
• neizravna detekcija: detektori gama zraka (Fermi), neutrinski teleskopi (IceCube), detektori antimaterije (PAMELA), rendgenski i radio senzori.

Metode pretraživanja tamne tvari

Fizičar Anton Baushev o slabim interakcijama između čestica, radioaktivnosti i potrazi za tragovima anihilacije:

Uranjajući dublje u misterij tamne tvari i tamne energije

Više nego jednom znanstvenici nisu bili u mogućnosti doslovno vidjeti tamnu tvar, jer ona ne dolazi u kontakt s barionskom materijom, što znači da je nedostižna za svjetlo i druge vrste. elektromagnetska radijacija. Ali istraživači su uvjereni u njegovu prisutnost, dok promatraju utjecaj na galaksije i klastere.

Standardna fizika kaže da bi zvijezde koje se nalaze na rubovima spiralne galaksije trebale usporiti. Ali ispada da se pojavljuju zvijezde čija se brzina ne pokorava principu položaja u odnosu na središte. To se jedino može objasniti činjenicom da zvijezde osjećaju utjecaj nevidljive tamne tvari u aureoli oko galaksije.

Prisutnost tamne tvari također može dešifrirati neke od iluzija opaženih u univerzalnim dubinama. Na primjer, prisutnost čudnih prstenova i svjetlosnih lukova u galaksijama. To jest, svjetlost iz dalekih galaksija prolazi kroz distorziju i pojačava se nevidljivim slojem tamne tvari (gravitacijska leća).

Do sada imamo nekoliko ideja o tome što je tamna tvar. Glavna ideja su egzotične čestice koje nisu u kontaktu s običnom materijom i svjetlošću, ali imaju snagu u gravitacijskom smislu. Sada nekoliko skupina (neke koriste Large Hadron Collider) rade na stvaranju čestica tamne tvari kako bi ih proučavali u laboratoriju.

Drugi misle da se utjecaj može objasniti temeljnom modifikacijom gravitacijske teorije. Tada dobivamo nekoliko oblika gravitacije, koji se bitno razlikuju od uobičajene slike i zakona koje je uspostavila fizika.

Svemir koji se širi i tamna energija

Situacija s tamnom energijom još je kompliciranija, a samo otkriće 1990-ih postalo je nepredvidivo. Fizičari su oduvijek mislili da sila gravitacije radi na usporavanju i jednog dana može zaustaviti proces univerzalnog širenja. Dva su tima odjednom krenula u mjerenje brzine i oba su, na svoje iznenađenje, otkrila ubrzanje. Kao da bacate jabuku u zrak i znate da će sigurno pasti, a sve je dalje od vas.

Postalo je jasno da određena sila utječe na ubrzanje. Štoviše, čini se da što je Svemir širi, ova sila dobiva više "moći". Znanstvenici su je odlučili označiti kao tamnu energiju.

Na pragu smo otkrića koje može promijeniti bit naših predodžbi o svijetu. Govorimo o prirodi tamne tvari. Posljednjih godina astronomija je poduzela velike korake u promatračkom opravdanju tamne tvari, a danas se postojanje takve materije u Svemiru može smatrati čvrsto utvrđenom činjenicom. Posebnost situacije je u tome što astronomi promatraju strukture koje se sastoje od tvari nepoznate fizičarima. Tako se pojavio problem utvrđivanja fizičke prirode ove materije.

1. "Donesi nešto, ne znam što"

Moderna fizika elementarnih čestica ne poznaje čestice koje imaju svojstva tamne tvari. Zahtijeva proširenje standardnog modela. Ali kako, u kojem smjeru krenuti, što i gdje tražiti? Riječi iz poznate ruske bajke, stavljene u naslov ovog odjeljka, na najbolji mogući način odražavaju trenutnu situaciju.

Fizičari traže nepoznate čestice, imajući samo općenite ideje o svojstvima promatrane materije. Koja su to svojstva?

Znamo samo da tamna tvar stupa u interakciju sa svjetlećom materijom (barionima) na gravitacijski način i da je hladni medij s kozmološkom gustoćom nekoliko puta većom od gustoće bariona. Zbog tako jednostavnih svojstava, tamna tvar izravno utječe na razvoj gravitacijskog potencijala Svemira. Kontrast njegove gustoće povećavao se s vremenom, što je dovelo do stvaranja gravitacijski vezanih sustava aureole tamne tvari.

Treba naglasiti da bi se ovaj proces gravitacijske nestabilnosti mogao pokrenuti u Friedmannovom svemiru samo u prisutnosti poremećaja gustoće sjemena, čije samo postojanje ni na koji način nije povezano s tamnom tvari, već je posljedica fizike Velikog praska. . Pa se diže još jedan najvažnije pitanje o nastanku perturbacija sjemena, iz kojih se razvila struktura tamne tvari.

Pitanje nastanka početnih kozmoloških poremećaja bit će razmotreno nešto kasnije. Sada se vratimo tamnoj tvari.

Barioni su zarobljeni u gravitacijskim jažicima koncentracija tamne tvari. Stoga, iako čestice tamne tvari ne stupaju u interakciju sa svjetlom, svjetlost postoji tamo gdje postoji tamna tvar. Ovo izvanredno svojstvo gravitacijske nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i distribucije tamne tvari iz podataka promatranja od radijskog raspona do X-zraka.

Nezavisna potvrda naših zaključaka o svojstvima tamne tvari i o drugim parametrima Svemira su podaci o anizotropiji i polarizaciji kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja, o obilju lakih elemenata u Svemiru, te o raspodjeli apsorpcije. linije materije u spektrima dalekih kvazara. Sve važniju ulogu ima numerička simulacija, koja je zamijenila eksperiment u kozmološkim proučavanjima. Najvrjednije informacije o distribuciji tamne tvari sadržane su u brojnim promatračkim podacima o gravitacijskom lećanju udaljenih izvora pomoću obližnjih nakupina tvari.

Riža. 1. Fotografija neba u smjeru jata galaksija 0024 + 1654, snimljena teleskopom Hubble.

Slika 1 prikazuje presjek neba u smjeru jedne od tih nakupina tamne mase ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vidimo skupinu galaksija uhvaćenu gravitacijskim poljem ove skupine, vrući rendgenski plin koji počiva na dnu gravitacijske potencijalne jame i višestruku sliku jedne od pozadinskih galaksija koja se pojavila na liniji vida tame. halo i bio je iskrivljen njegovim gravitacijskim poljem.

Tablica 1. Glavni kozmološki parametri

Tablica 1 prikazuje prosječne vrijednosti kozmoloških parametara dobivenih astronomskim promatranjima (10% točnosti). Očito, ukupna gustoća energije svih vrsta čestica u Svemiru ne prelazi 30% ukupne kritične gustoće (doprinos neutrina nije veći od nekoliko postotaka). Preostalih 70% je u obliku koji nije sudjelovao u gravitacijskom gomilanju materije. Ovo svojstvo ima samo kozmološka konstanta ili njezina generalizacija, medij s negativnim tlakom ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), koji se naziva "tamna energija". Utvrđivanje prirode potonjeg dugoročna je perspektiva razvoja fizike.

Ovo izvješće posvećeno je pitanjima fizičke kozmologije, čije se rješavanje očekuje u nadolazećim godinama. Prije svega, to se odnosi na određivanje početnih uvjeta za formiranje struktura tamne tvari i potragu za samim nepoznatim česticama.

2. Rani svemir i kasni svemir

Promatrana struktura Svemira rezultat je zajedničkog djelovanja početnih uvjeta i evolucije polja poremećaja gustoće. Suvremeni opažački podaci omogućili su određivanje karakteristika polja poremećaja gustoće u različitim epohama njegovog razvoja. Tako je bilo moguće razdvojiti podatke o početnim uvjetima i o uvjetima razvoja, što je označilo početak samostalnog proučavanja fizike ranog i kasnog Svemira.

Pojam "rani svemir" u modernoj kozmologiji označava posljednju fazu ubrzanog širenja nakon koje slijedi prijelaz u vruću fazu evolucije. Ne znamo parametre Velikog praska, postoje samo gornje granice (vidi odjeljak 3, relacije (12)). Međutim, postoji dobro razvijena teorija nastanka kozmoloških poremećaja, prema kojoj možemo izračunati spektre početnih poremećaja gustoće materije i primarnih gravitacijskih valova ovisno o vrijednostima kozmoloških parametara.
Razlozi nepostojanja općeprihvaćenog modela ranog Svemira leže u stabilnosti predviđanja inflacijske paradigme Velikog praska - blizina generiranih spektara ravnoj formi, relativna malenost amplitude kozmoloških gravitacijskih valova, blizina generiranih spektara ravnoj formi, relativna malena amplituda kozmoloških gravitacijskih valova, blizina generiranih spektara ravnoj formi trodimenzionalna euklidska priroda vidljivog svemira, itd. - koja se može dobiti u širokoj klasi parametara modela. Trenutak istine za izgradnju modela ranog Svemira moglo bi biti otkriće kozmoloških gravitacijskih valova, što se čini mogućim u slučaju uspješnog međunarodnog svemirskog eksperimenta "Planck", koji bi trebao započeti 2008. godine.

Naše znanje o kasnom svemiru dijametralno je suprotno. Imamo dovoljno točan model- poznajemo sastav materije, zakone razvoja strukture, vrijednosti kozmoloških parametara (vidi tablicu 1), ali u isto vrijeme nemamo općeprihvaćenu teoriju o podrijetlu komponenti materije.

Poznata svojstva vidljivog svemira omogućuju nam da opišemo njegovu geometriju u terminima teorije poremećaja. Mali parametar ($10^(-5)$) je amplituda kozmoloških poremećaja.

U nultom redu, Svemir je Friedmannov i opisan je jednom funkcijom vremena - faktorom razmjera $a(t)$. Prvi red je nešto kompliciraniji. Perturbacije metrike su zbroj tri neovisna moda - skalarnog $S(k)$, vektorskog $V(k)$ i tenzorskog $T(k)$, od kojih je svaki karakteriziran vlastitom spektralnom funkcijom vala broj $k$. Skalarni način opisuje kozmološke poremećaje gustoće, vektorski način je odgovoran za vrtložna gibanja materije, a tenzorski način su gravitacijski valovi. Tako je cjelokupna geometrija opisana pomoću četiri funkcije: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ i $T(k)$, od kojih su nam danas poznate samo prve dvije (u neke domene definicije).

Veliki prasak bio je katastrofalan proces brzog širenja popraćen intenzivnim gravitacijskim poljem koje se brzo mijenja. Tijekom kozmološke ekspanzije, metričke perturbacije spontano su rođene parametrijski iz vakuumskih fluktuacija, baš kao što se svaki bezmaseni stupanj slobode rađa pod djelovanjem vanjskog varijabilnog polja. Analiza opažačkih podataka ukazuje na kvantno-gravitacijski mehanizam za generiranje golih perturbacija. Dakle, velika struktura Svemira primjer je rješenja problema mjerljivosti u kvantnoj teoriji polja.

Zabilježimo glavna svojstva generiranih perturbacijskih polja: Gaussova statistika (slučajne distribucije u prostoru), istaknuta vremenska faza ("rastuća" grana perturbacija), odsutnost istaknute skale u širokom rasponu valnih duljina i amplituda gravitacijskih valova različita od nule. Potonji ima presudno izgraditi model ranog Svemira, budući da, imajući najjednostavniju vezu s pozadinskom metrikom, gravitacijski valovi nose izravne informacije o energetskoj ljestvici Velikog praska.

Kao rezultat razvoja skalarnog načina poremećaja nastale su galaksije i drugi astronomski objekti. Važno postignuće posljednjih godina (eksperiment WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) bilo je ozbiljno usavršavanje našeg znanja o anizotropiji i polarizaciji CMB-a, koja je nastala mnogo prije pojave galaksija kao rezultat utjecaja na raspodjela fotona sva tri načina kozmoloških poremećaja.

Zajednička analiza opažačkih podataka o distribuciji galaksija i anizotropiji kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja omogućila je odvajanje početnih uvjeta i evolucije. Koristeći uvjet da je zbroj $S+V+T\approx 10^(-10)$ fiksiran CMB anizotropijom, možemo dobiti gornju granicu zbroja vrtložnih i tenzorskih modova poremećaja u Svemiru (njihov detekcija je moguća samo uz povećanje točnosti opažanja):
$$\frac(V+T)(S) Kad bi se nejednakost (1) prekršila, veličina poremećaja gustoće bila bi nedovoljna za formiranje promatrane strukture.

3. U početku bijaše zvuk...

Učinak kvantno-gravitacijske proizvodnje polja bez mase dobro je proučen. Ovako se mogu roditi čestice materije (vidi, na primjer, ) (iako su posebno reliktni fotoni nastali kao rezultat raspada pramaterije u ranom Svemiru). Na isti način generiraju se gravitacijski valovi i poremećaji gustoće, budući da su ta polja također bez mase i njihova proizvodnja nije zabranjena uvjetom praga energije. Problem generiranja vrtložnih poremećaja još uvijek čeka svoje istraživače.

Teorija $S$- i $T$-modova poremećaja u Friedmannovom svemiru svedena je na kvantno-mehanički problem neovisnih oscilatora $q_k(\eta)$ smještenih u vanjskom parametarskom polju ($\alpha(\eta )$) u svijetu Minkowskog s vremenskom koordinatom $\eta=\int dt/a$. Djelovanje i Lagrangian elementarnih oscilatora ovise o njihovoj prostornoj frekvenciji $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
gdje primena označava vremensku derivaciju $\eta$, $\omega=\beta$ je frekvencija oscilatora, $\beta$ je brzina širenja poremećaja u jedinicama brzine svjetlosti u vakuumu (u daljnjem tekstu $c=\ hbar =1$, indeks $k$ je izostavljen iz polja $q$); u slučaju $T$-moda, $q = q_T$ je transverzalna komponenta bez traga metričkog tenzora,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
a u slučaju $S$-moda $q = q_s$ - linearna superpozicija longitudinalnog gravitacijskog potencijala (poremećaj faktora razmjera) i 3-brzinskog potencijala medija, pomnoženog s Hubbleovim parametrom,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
točka označava vremensku derivaciju $t$.

Kao što se može vidjeti iz (3), polje $q_T$ je fundamentalno, jer je minimalno povezano s pozadinskom metrikom i ne ovisi o svojstvima materije (u općoj teoriji relativnosti, brzini širenja gravitacijskih valova jednaka je brzini svjetlosti). Što se tiče $q_S$, njegova veza s vanjskim poljem (4) je kompliciranija: uključuje i derivacije faktora razmjera i neke karakteristike tvari (na primjer, brzinu širenja poremećaja u mediju). Ne znamo ništa o pramateriji u ranom Svemiru - postoje samo opći pristupi ovom pitanju.
Obično se idealni medij razmatra s tenzorom energije i momenta koji ovisi o gustoći energije $\epsilon$, tlaku $p$ i 4-brzini materije $u^\mu$. Za $S$-mod, 4-brzina je potencijalna i može se prikazati kao gradijent 4-skalara $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
gdje je $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ funkcija normalizacije, indeks zarez znači derivaciju u odnosu na koordinatu. Brzina zvuka dana je korištenjem "jednadžbe stanja" kao faktora proporcionalnosti između pratećih poremećaja tlaka i gustoće energije materije:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
gdje je $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ 3-brzinski potencijal medija.

U linearnom poretku teorije poremećaja, koncept idealnog medija ekvivalentan je konceptu polja, prema kojem je materijalnom polju $\phi$ dodijeljena Lagrangeova gustoća, $L=L(w,\phi)$. U pristupu polja, brzina širenja pobuda nalazi se iz jednadžbe
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
što također odgovara relaciji (6). Većina modela ranog Svemira pretpostavlja da je $\beta\sim 1$ (osobito, u fazi kojom dominira zračenje $\beta=1/\sqrt(3)$).

Evolucija elementarnih oscilatora opisana je Klein-Gordonovom jednadžbom
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
gdje
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Rješenje jednadžbe (8) ima dvije asimptotske grane ponašanja: adijabatsku ($\omega^2>U$), kada je oscilator u modu slobodne oscilacije i njegova amplituda pobude opada ($|q|\sim(\alpha\ sqrt(\beta ))^(-1)$) i parametarski ($\omega^2

Kvantitativno, spektri generiranih poremećaja ovise o početnom stanju oscilatora:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
koeficijent 2 u izrazu za tenzorski mod uzima u obzir dvije polarizacije gravitacijskih valova. Stanje $\langle\rangle$ smatra se glavnim stanjem, tj. koji odgovara minimalnoj razini početne pobude oscilatora. Ovo je glavna hipoteza teorije Velikog praska. U prisutnosti adijabatske zone osnovno (vakuumsko) stanje elementarnih oscilatora je jedino.
Dakle, uz pretpostavku da funkcija U raste s vremenom i $\beta\sim 1$, dobivamo univerzalni opći rezultat za spektre $T(k)$ i $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
gdje je $k=\sqrt(U)\approx aH$ i $M_p\equiv G^(-1/2)$ Planckova masa. Kao što se može vidjeti iz (11), u teoriji, mod $T$ nije ni na koji način diskriminiran u odnosu na mod $S$. Sve je u vrijednosti $\gamma$ faktora u epohi generiranja poremećaja.
Iz opažene činjenice da je $T$-mod malen u našem svemiru (vidi odjeljak 2, relacija (1)), dobivamo gornju granicu energetske ljestvice Velikog praska i parametra $\gamma$ u rani svemir:
$$H Posljednji uvjet znači da je Veliki prasak imao inflacijski karakter ($\gamma) $ u početnoj (adijabatskoj) i završnoj (radijacijsko dominiranoj, $a\propto n$) fazi evolucije (vidi sliku 2) .

Riža. 2. Prikaz rješenja jednadžbe (8) u formulaciji problema raspršenja

Za svaku od navedenih asimptotika opće rješenje je
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
gdje operatori $C_(1,2)$ definiraju amplitude "rastuće" i "padajuće" grane evolucije. U stanju vakuuma početna vremenska faza polja je proizvoljna: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Međutim, kao rezultat rješavanja jednadžbi evolucije, ispada da u fazi kojom dominira zračenje ostaje samo rastuća grana poremećaja zvuka dobiti: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((out))| \rangle$. U trenutku kada se zračenje odvoji od materije u epohi rekombinacije, spektar zračenja je moduliran s fazom $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, gdje je $n$ prirodni broj .

Riža. 3. Manifestacija modulacije zvuka u CMB spektru anizotropije. (Prema WMAP eksperimentima, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Milimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Te se akustične oscilacije opažaju u CMB spektru anizotropije (slika 3, veliki vrh odgovara $n = 1$) i perturbacijama gustoće, što potvrđuje kvantno gravitacijsko podrijetlo moda $S$. U spektru poremećaja gustoće, modulacija zvuka je potisnuta faktorom malenosti udjela bariona u odnosu na ukupnu gustoću materije, što omogućuje pronalaženje tog udjela neovisno o drugim kozmološkim testovima. Sama skala oscilacije služi kao primjer standardnog ravnala kojim se određuju najvažniji parametri Svemira. U tom smislu treba naglasiti da je akutni problem degeneracije kozmoloških parametara u opažačkim podacima, koji je dugi niz godina onemogućavao konstrukciju pravog modela Svemira, sada otklonjen zahvaljujući obilju neovisnih i komplementarnih promatračkih podataka. testovi.

Ukratko, možemo reći da je problem nastanka početnih kozmoloških poremećaja i velike strukture Svemira danas načelno riješen. Teorija o kvantno-gravitacijskom podrijetlu perturbacija u ranom Svemiru bit će konačno potvrđena nakon otkrića $T$-moda, što bi se moglo dogoditi u bliskoj budućnosti. Dakle, najjednostavniji model Velikog praska (inflacija potencije na masivnom skalarnom polju) predviđa vrijednost amplitude $T$-mode samo 5 puta manje od amplitude $S$-mode. Suvremeni alati i tehnologije omogućuju rješavanje problema registriranja tako malih signala iz podataka promatranja anizotropije i polarizacije CMB-a.

4. Tamna strana materije

Postoji nekoliko hipoteza o podrijetlu materije, ali niti jedna još nije potvrđena. Postoje izravne opažajne indikacije da je misterij tamne tvari usko povezan s barionskom asimetrijom svemira. Međutim, danas ne postoji općeprihvaćena teorija o podrijetlu barionske asimetrije i tamne tvari.

Gdje se nalazi tamna tvar?

Znamo da se svjetleća komponenta materije promatra u obliku zvijezda okupljenih u galaksije različitih masa, te u obliku rendgenskog plina klastera. Međutim, većina obične materije (do 90%) je u obliku razrijeđenog intergalaktičkog plina s temperaturom od nekoliko elektron volti, kao i u obliku MACHO (Massive Compact Halo Object) - kompaktnih ostataka evolucije zvijezde i objekti male mase. Budući da te strukture obično imaju nisku luminoznost, za njih se zalijepio naziv "tamni barioni".

Riža. 4. Gornja granica masenog udjela galaktičkog haloa u MACNO-u prema eksperimentu EROS (od francuskog - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres").

Nekoliko grupa (MACHO, EROS, itd.) proučavalo je broj i distribuciju kompaktnih tamnih objekata u aureoli naše Galaksije na temelju događaja mikroleća. Kao rezultat zajedničke analize dobiveno je važno ograničenje - ne više od 20% ukupne mase haloa koncentrirano je u MACNO u rasponu vrijednosti od mase Mjeseca do mase zvijezda ( Slika 4). Ostatak tamne tvari haloa sastoji se od čestica nepoznate prirode.

Gdje je još skrivena nebarionska tamna tvar?

Razvoj visokih tehnologija u promatračkoj astronomiji 20. stoljeća omogućio je dobivanje jasnog odgovora na ovo pitanje: nebarionska tamna tvar nalazi se u gravitacijski vezanim sustavima (aureolama). Čestice tamne tvari su nerelativističke i slabo međusobno djeluju - njihovi disipativni procesi nisu isti kao kod bariona. S druge strane, barioni se radijacijom hlade, talože i nakupljaju u središtima aureole, postižući rotacijsku ravnotežu. Tamna tvar ostaje raspoređena oko vidljive tvari galaksija s karakterističnom ljestvicom od oko 200 kpc. Da, unutra Lokalna grupa, koja uključuje Andromedinu maglicu i Mliječnu stazu, više od polovice sve tamne tvari koncentrirano je u ove dvije velike galaksije. U Standardnom modelu fizike elementarnih čestica nema čestica s traženim svojstvima. Važan parametar koji se ne može odrediti iz promatranja zbog načela ekvivalencije je masa čestice. U okviru mogućih proširenja Standardnog modela, postoji nekoliko kandidata za čestice tamne tvari. Glavni su navedeni u tablici. 2 uzlaznim redoslijedom njihove mase mirovanja.

Tablica 2. Kandidati za nebarionske čestice tamne tvari

Kandidat
Gravitoni
"Sterilni" neutrini
zrcalna tvar
masivne čestice
supermasivne čestice	$10^(13)$ GeV
Monopoli i defekti	$10^(19)$ GeV
Primordijalne crne rupe	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Današnja glavna verzija masivnih čestica - hipoteza o neutralinu - povezana je s minimalnom supersimetrijom. Ova hipoteza može se testirati na Velikom hadronskom akceleratoru u CERN-u, čije je lansiranje planirano za 2008. Očekivana masa takvih čestica je $\sim$ 100 GeV, a njihova gustoća u našoj Galaksiji je jedna čestica u volumenu čaša za čaj.

Potraga za česticama tamne tvari provodi se diljem svijeta na mnogim postrojenjima. Zanimljivo je primijetiti da se neutralna hipoteza može neovisno potvrditi kako u podzemnim eksperimentima o elastičnom raspršenju tako i posrednim podacima o anihilaciji neutralina u Galaksiji. Do sada je pozitivan odgovor dobio samo jedan od podzemnih detektora projekta DAMA (DArk MAtter), gdje se već nekoliko godina opaža signal nepoznatog porijekla tipa "ljeto-zima". Međutim, raspon masa i presjeka povezanih s ovim eksperimentom još nije potvrđen na drugim objektima, što dovodi u pitanje pouzdanost i značaj rezultata.

Važno svojstvo neutralina je mogućnost njihovog neizravnog opažanja iz anihilacijskog toka u gama području. U procesu hijerarhijskog zbijanja takve bi čestice mogle formirati mini-halo karakteristične veličine reda veličine Sunčevog sustava i mase reda veličine mase Zemlje, čiji su ostaci preživjeli do danas dan. Sama Zemlja s velikom vjerojatnošću može se nalaziti unutar takvih minihalosa, gdje se gustoća čestica povećava nekoliko desetaka puta. Ovo povećava vjerojatnost izravne i neizravne detekcije tamne tvari u našoj galaksiji. Postojanje je tako različite metode istraživanja ulijevaju optimizam i omogućuju nam da se nadamo ranom utvrđivanju fizičke prirode tamne tvari.

5. Na pragu nove fizike

U naše vrijeme postalo je moguće neovisno odrediti svojstva ranog i kasnog Svemira iz promatračkih astronomskih podataka. Razumijemo kako su nastale početne kozmološke perturbacije gustoće iz kojih se razvila struktura Svemira. Poznate su nam vrijednosti najvažnijih kozmoloških parametara na kojima se temelji Standardni model svemira, koji danas nema ozbiljnih konkurenata. Međutim, temeljna pitanja podrijetla Velikog praska i glavnih komponenti materije ostaju neriješena.

Promatračko određivanje tenzorskog načina kozmoloških poremećaja ključ je za konstrukciju modela ranog Svemira. Ovdje se radi o jasnom predviđanju teorije koja je dobro ispitana u slučaju $S$ moda i ima mogućnost eksperimentalne provjere $T$ moda u nadolazećim godinama.

Teorijska fizika, koja je dala opsežan popis mogućih smjerova i metoda traženja čestica tamne tvari, iscrpila se. Sada je na redu eksperiment. Sadašnja situacija podsjeća na onu koja je prethodila velikim otkrićima - otkriću kvarkova, W- i Z-bozona, neutrinskih oscilacija, anizotropije i polarizacije kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja.

Postavlja se jedno pitanje, koje je, međutim, izvan okvira ovog preglednog izvješća: zašto je priroda tako velikodušna prema nama i dopušta nam da otkrijemo njezine tajne?

Bibliografija

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvantni efekti u intenzivnim vanjskim poljima (Moskva: 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. časopis 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash VN, Mikheeva EV Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000.)

V.N. Lukash, E.V. Mikheev

MOSKVA, 12. prosinca - RIA Novosti. Količina tamne tvari u svemiru smanjila se za oko 2-5%, što može objasniti razlike u vrijednostima nekih važnih kozmoloških parametara u vrijeme Velikog praska i danas, kažu ruski kozmolozi u članku objavljenom u časopisu Fizički pregled D.

"Zamislimo da se tamna tvar sastoji od nekoliko komponenti, poput obične materije. A jedna komponenta se sastoji od nestabilnih čestica, čiji je životni vijek prilično dug: u eri formiranja vodika, stotinama tisuća godina nakon Velikog praska, one još uvijek postoje u svemiru, a danas su već nestali, nakon što su se raspali u neutrine ili hipotetske relativističke čestice. Tada će količina tamne tvari u prošlosti i danas biti drugačija", rekao je Dmitrij Gorbunov s Moskovskog instituta za fiziku i tehnologiju, cit. priopćila je tiskovna služba sveučilišta.

Tamna tvar je hipotetska tvar koja se manifestira isključivo kroz gravitacijsku interakciju s galaksijama, unoseći distorzije u njihovo kretanje. Čestice tamne tvari ne stupaju u interakciju ni s jednom vrstom elektromagnetskog zračenja, te se stoga ne mogu zabilježiti tijekom izravnih promatranja. Tamna tvar čini oko 26% mase svemira, dok "obična" materija čini samo oko 4,8% njegove mase - ostatak otpada na jednako misterioznu tamnu energiju.

Hubble je pomogao znanstvenicima otkriti neočekivano brzo širenje svemirPokazalo se da se Svemir sada širi čak i brže nego što su pokazali izračuni temeljeni na promatranju "eha" Velikog praska. To ukazuje na postojanje treće misteriozne "tamne" tvari - tamnog zračenja, odnosno na nedovršenost teorije relativnosti.

Promatranja distribucije tamne tvari u najbližim i najudaljenijim kutovima svemira, provedena pomoću zemaljskih teleskopa i sonde Planck, nedavno su otkrila čudnu stvar - pokazalo se da brzina širenja svemira i neka svojstva "odjek" Velikog praska u dalekoj prošlosti i danas osjetno drugačiji. Na primjer, danas se galaksije udaljavaju jedna od druge mnogo brže nego što proizlazi iz rezultata analize pozadinskog zračenja.

Gorbunov i njegovi kolege pronašli su mogući razlog za to.

Prije godinu dana jedan od autora članka, akademik Igor Tkačev s Instituta za nuklearnu fiziku Ruske akademije znanosti u Moskvi, formulirao je teoriju takozvane raspadajuće tamne tvari (DDM), u kojoj, za razliku od prema općeprihvaćenoj teoriji "hladne tamne tvari" (CDM), dio ili sve čestice su nestabilne. Te bi se čestice, kako sugeriraju Tkačev i njegovi suradnici, trebale raspadati dovoljno rijetko, ali u primjetnoj količini kako bi generirale odstupanja između mladog i modernog Svemira.

U svom novom radu, Tkachev, Gorbunov i njihov kolega Anton Chudaikin pokušali su izračunati koliko se tamne tvari moralo raspasti koristeći podatke koje su prikupili Planck i druge zvjezdarnice proučavajući CMB i prve galaksije u svemiru.

Kako su pokazali njihovi izračuni, raspad tamne tvari doista može objasniti zašto rezultati promatranja ove tvari uz pomoć Plancka ne odgovaraju podacima promatranja klastera galaksija nama najbližih.

Zanimljivo, za to je potreban raspad relativno male količine tamne tvari – od 2,5 do 5% njezine ukupne mase, čija je količina gotovo neovisna o tome kakva bi temeljna svojstva Svemir trebao imati. Sada, kako objašnjavaju znanstvenici, sva se ta materija raspala, a ostatak tamne materije, stabilne prirode, ponaša se kao što opisuje CDM teorija. S druge strane, također je moguće da se nastavi raspadati.

"To znači da u današnjem Svemiru ima 5% manje tamne tvari nego što je bilo u eri formiranja prvih molekula vodika i helija nakon rođenja Svemira. Ne možemo sada reći kojom brzinom se ovaj nestabilni dio raspao, moguće je da se tamna tvar i sada nastavlja raspadati, iako je ovo još jedan mnogo složeniji model”, zaključuje Tkačev.