Sötét anyag az univerzumban. Sötét anyag

Ismeretes, hogy a sötét anyag kölcsönhatásba lép egy "világító" (barion) anyaggal, legalábbis gravitációs módon, és olyan közeg, amelynek átlagos kozmológiai sűrűsége többszöröse a barionok sűrűségének. Ez utóbbiakat a sötét anyag koncentrációjának gravitációs kútjai fogják fel. Ezért, bár a sötét anyag részecskéi nem lépnek kölcsönhatásba a fénnyel, a fény onnan bocsátkozik ki, ahol van sötét anyag. A gravitációs instabilitásnak ez a figyelemre méltó tulajdonsága lehetővé tette a sötét anyag mennyiségének, állapotának és eloszlásának tanulmányozását a rádiótartománytól a röntgensugárzásig terjedő megfigyelési adatoktól.

A sötét anyag galaxishalmazokban való eloszlásának közvetlen tanulmányozása azután vált lehetővé, hogy az 1990-es években készültek rendkívül részletes képeikről. Ebben az esetben a távolabbi galaxisok halmazra vetített képei a gravitációs lencsék hatására torzulnak, sőt kettéhasadnak. E torzulások természeténél fogva lehetővé válik a halmazon belüli tömeg eloszlásának és nagyságának rekonstrukciója, függetlenül a halmaz galaxisainak megfigyelésétől. Így a rejtett tömeg és a sötét anyag jelenlétét a galaktikus halmazokban közvetlen módszerrel igazolják.

A 2012-ben publikált több mint 400, a Naptól legfeljebb 13 000 fényévnyire lévő csillag mozgását vizsgáló tanulmány nem talált bizonyítékot a sötét anyag jelenlétére a Nap körüli nagy térben. Az elméletek előrejelzései szerint a sötét anyag átlagos mennyisége a Nap közelében körülbelül 0,5 kg kellett volna a földgömb térfogatában. A mérések azonban 0,00±0,06 kg sötét anyag értéket adtak ebben a térfogatban. Ez azt jelenti, hogy a sötét anyag Földön történő regisztrálására tett kísérletek, például a sötét anyag részecskéinek ritka kölcsönhatásaival a "hétköznapi" anyaggal, aligha lehetnek sikeresek.

A sötét anyag jelöltjei

barionos sötét anyag

A legtermészetesebb feltevésnek az tűnik, hogy a sötét anyag közönséges, barionos anyagból áll, amely valamilyen oknál fogva elektromágneses módon gyengén kölcsönhatásba lép, ezért például az emissziós és abszorpciós vonalak tanulmányozása során nem észlelhető. A sötét anyag összetétele sok már felfedezett űrobjektumot tartalmazhat, mint például: sötét galaktikus fényudvarok, barna törpék és hatalmas bolygók, az evolúció végső szakaszában lévő kompakt objektumok: fehér törpék, neutroncsillagok, fekete lyukak. Ezenkívül a feltételezett objektumok, például a kvarkcsillagok, a Q-csillagok és a preoncsillagok is részei lehetnek a barionos sötét anyagnak.

Ennek a megközelítésnek a problémái az ősrobbanás kozmológiájában nyilvánulnak meg: ha az összes sötét anyagot barionok ábrázolják, akkor a fényelemek primer nukleoszintézis utáni koncentrációinak a legrégebbi csillagászati ​​objektumokban megfigyelt arányának másnak kell lennie, élesen eltérnie a megfigyelttől. egy. Ezen túlmenően a galaxisunkban lévő csillagok fényének gravitációs lencséinek kutatására irányuló kísérletek azt mutatják, hogy nincs elég nagy tömegű gravitációs objektumok, például bolygók vagy fekete lyukak, hogy megmagyarázzák Galaxisunk halotömegét, és kis tárgyakat elegendő koncentrációnak túlságosan el kell nyelnie a csillagok fényét.

nem barionos sötét anyag

Az elméleti modellek a lehetséges jelöltek széles választékát kínálják a nem-barion láthatatlan anyag szerepére. Soroljunk fel néhányat közülük.

könnyű neutrínók

Más jelöltekkel ellentétben a neutrínóknak van egy külön előnyük: ismert, hogy léteznek. Mivel a neutrínók száma az univerzumban összemérhető a fotonok számával, még kis tömegük esetén is, a neutrínók eléggé meghatározhatják az Univerzum dinamikáját. A , ahol az úgynevezett kritikus sűrűség eléréséhez eV nagyságrendű neutrínótömegekre van szükség, ahol a könnyű neutrínók típusainak számát jelöli. Az eddig elvégzett kísérletek eV nagyságrendű neutrínótömegekre adnak becsléseket. Így a világos neutrínók gyakorlatilag kizártak a domináns sötét anyag frakció jelöltjei közül.

Nehéz neutrínók

A Z-bozon bomlási szélességi adataiból az következik, hogy a gyengén kölcsönható részecskék generációinak száma (beleértve a neutrínókat is) 3. Így a nehéz (legalábbis 45 GeV-nál kisebb tömegű) neutrínók szükségszerűen ún. "steril", vagyis olyan részecskék, amelyek nem lépnek kölcsönhatásba gyenge módon. Az elméleti modellek nagyon széles értéktartományban jósolják meg a tömeget (a neutrínó természetétől függően). A fenomenológiából körülbelül eV tömegtartomány következik, így a steril neutrínók a sötét anyag lényeges részét képezhetik.

Szuperszimmetrikus részecskék

A szuperszimmetrikus (SUSY) elméletek keretein belül létezik legalább egy stabil részecske, amely új jelölt a sötét anyag szerepére. Feltételezzük, hogy ez a részecske (LSP) nem vesz részt az elektromágneses és erős kölcsönhatásokban. A foton, graviton, higgsino (a foton, graviton és Higgs-bozon szuperpartnerei), valamint a szneutrínó, a bor és a zino működhet LSP-részecskékként. A legtöbb elmélet szerint az LSP részecske a fent felsorolt ​​SUSY részecskék kombinációja, amelyek tömege 10 GeV nagyságrendű.

Kozmionok

A kozmiókat azért vezették be a fizikába, hogy megoldják a napneutrínók problémáját, amely a Földön észlelt neutrínóáram és a Nap standard modellje által előrejelzett érték közötti jelentős különbségből áll. Ez a probléma azonban megoldást talált a neutrínó oszcilláció elmélete és a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effektus keretein belül, így a kozmionok láthatóan kimaradnak a sötét anyag szerepére jelöltek közül.

A téridő topológiai hibái

A modern kozmológiai elképzelések szerint a vákuumenergiát valamilyen lokálisan homogén és izotróp skalármező határozza meg. Ez a mező szükséges a vákuum úgynevezett fázisátalakulásának leírásához az Univerzum tágulása során, amely során következetes szimmetriasértés történt, ami az alapvető kölcsönhatások szétválásához vezetett. A fázisátalakulás egy vákuumtér energiájának ugrása, amely az alapállapotba (az adott hőmérsékleten minimális energiájú állapotba) hajlik. A tér különböző régiói egymástól függetlenül élhettek át egy ilyen átmenetet, melynek eredményeként a skalármező bizonyos "beállítású" régiói alakultak ki, amelyek kitágulva érintkezhettek egymással. Különböző orientációjú régiók találkozási pontjain különböző konfigurációjú stabil topológiai hibák alakulhatnak ki: pontszerű részecskék (különösen mágneses monopólusok), lineárisan kiterjesztett objektumok (kozmikus húrok), kétdimenziós membránok (tartományfalak), három- mérethibák (textúrák). Ezeknek az objektumoknak általában kolosszális tömegük van, és dominánsan hozzájárulhatnak a sötét anyaghoz. A mai napig (2012) nem találtak ilyen objektumokat az Univerzumban.

A sötét anyag osztályozása

Azon részecskék sebességétől függően, amelyekből a sötét anyag feltehetően áll, több osztályba sorolható.

forró sötét anyag

Fénysebességgel közel mozgó részecskékből áll – valószínűleg neutrínókból. Ezeknek a részecskéknek nagyon kicsi a tömege, de még mindig nem nulla, és tekintettel az univerzumban található hatalmas számú neutrínóra (300 részecske per 1 cm³), ez hatalmas tömeget ad. Egyes modellekben a neutrínók a sötét anyag 10%-át teszik ki.

Ez az anyag óriási sebessége miatt nem tud stabil struktúrákat kialakítani, de képes befolyásolni a közönséges anyagot és más típusú sötét anyagokat.

meleg sötét anyag

A relativisztikus sebességgel, de a forró sötét anyagnál lassabban mozgó anyagot "melegnek" nevezik. A részecskéinek sebessége 0,1c és 0,95c között változhat. Egyes adatok, különösen a mikrohullámú háttérsugárzás hőmérséklet-ingadozásai okot adnak annak feltételezésére, hogy létezhet ilyen anyagforma.

Egyelőre nincs jelölt a meleg sötét anyag komponenseinek szerepére, de elképzelhető, hogy ezek közé kerülhetnek a steril neutrínók, amelyeknek lassabban kellene mozogniuk, mint a neutrínók szokásos három íze.

hideg sötét anyag

A klasszikus sebességgel mozgó sötét anyagot "hidegnek" nevezik. Ez a fajta anyag a legnagyobb érdeklődésre számot tartó, mivel a meleg és forró sötét anyaggal ellentétben a hideg anyag stabil képződményeket, sőt egész sötét galaxisokat is alkothat.

Míg a szerepre alkalmas részecskék alkotórészei hideg sötét anyagot nem észleltek. A hideg sötét anyag szerepére gyengén kölcsönhatásba lépő masszív részecskék – WIMP-k, például fénybozonok axionjai és szuperszimmetrikus fermionpartnerei – fotonók, gravitinók és mások – pályázhatnak.

kevert sötét anyag

A populáris kultúrában

• A Mass Effect játéksorozatban sötét anyagra és sötét energiára van szükség az úgynevezett "nulla elem" formájában a szuperluminális sebességű mozgáshoz. Egyes emberek, a biotikusok, sötét energiát használva képesek szabályozni a tömeghatásmezőket.
• A Futurama animációs sorozatban a sötét anyagot használják üzemanyagként a Planet Express űrszondákhoz. Az anyag a "Zubastillons" idegen faj ürülékeként születik a világra, és rendkívül sűrű.

Lásd még

Megjegyzések

Irodalom

• Weboldal Modern Cosmology, amely többek között válogatott anyagokat tartalmaz a sötét anyaggal kapcsolatban.
• G. W. Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudt Az elemi részecskék nem gyorsító fizikája. Moszkva: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Linkek

• S. M. Bilenky, A neutrínók tömegei, keveredése és rezgései, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, Sötét anyag: a kezdeti feltételektől az Univerzum szerkezetének kialakulásáig, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Sötét anyag", a PostNauka projekt előadássorozatából (videó)
• Anatolij Cserepascsuk. "Az anyag új formái az Univerzumban, 1. rész" - Sötét tömeg és sötét energia, az "ACADEMIA" előadásciklusból (videó)

Wikimédia Alapítvány. 2010 .

Nézze meg, mi a "Sötét anyag" más szótárakban:

SÖTÉT ANYAG- (TM) Univerzumunk szokatlan anyaga, amely nem (lásd), azaz nem protonokból, neutronokból, mezonokból stb. áll, és a legerősebb gravitációs hatás révén fedezték fel közönséges barion jellegű kozmikus objektumokon (csillagok, galaxisok, fekete) ……

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Műfaj fikció ... Wikipédia

Ennek a kifejezésnek más jelentése is van, lásd: Sötét csillag. A sötét csillag egy elméletileg megjósolt csillagtípus, amely az Univerzum kialakulásának korai szakaszában létezhetett, még mielőtt ... ... Wikipédia

ÜGY- objektív valóság, amely az emberi tudaton kívül és attól függetlenül létezik, és az általa tükröződik (például élő és nem élő M.). A világ egysége a maga anyagiságában. M. fizikájában minden létezési típus (lásd), amely különböző ... ... Nagy Politechnikai Enciklopédia

Az első tudós, aki elméletileg alátámasztotta és kiszámította a rejtett ismeretlen anyag létezésének lehetőségét, a bolgár származású svájci csillagász, Fritz Zwicky volt. Doppler módszerekkel a tudós kiszámította a Veronica csillagképben található nyolc galaxis sebességét. A tudományos irodalomban néha egy másik romantikus név is megtalálható - Veronica Hair.

Sötét anyag és sötét energia

Egy ismeretlen tömeg felfedezésének története

Zwicky számításainak logikája a következő volt. A gravitációs mezőnek a galaxisokat a halmazukon belül kell tartania. E pozíció alapján kiszámítják a szükséges tömeget. A galaxisok fényt bocsátanak ki, így a galaktikus tömegre még egy érték számítható. Ennek a két értéknek egybe kellett volna esnie, de ez nem történt meg. Az értékek nagyon különböztek. Sokba került nagyobb érték tömegét, hogy a gravitációs tér ne engedje szétrepülni a galaxisokat.

Ennek a hiányzó résznek adta Zwicky a „sötét anyag” nevet.

Amint a tudós számításai kimutatták, sokkal kevesebb a közönséges anyag a csillagképben, mint a sötét anyag. Zwicky eredményeit egy nem túl híres folyóiratban publikálta. Helvetica Phisica Acta .

A következő 40 évben azonban az asztrofizikusok megpróbálták figyelmen kívül hagyni ezt a zavaró és kiemelkedő eredményt.

1970-ben Vera Rubin és W.C. Ford először tanulmányozta a titokzatos Androméda-köd forgási mozgásait. Kicsit később több mint 60 galaxis mozgását tanulmányozták. Tanulmányok kimutatták, hogy a galaxisok forgási sebessége sokkal nagyobb, mint a látszólagos megfigyelhető tömegük által biztosított sebesség. Az így létrejött vitathatatlan megfigyelt tények komplexuma a rejtett ismeretlen anyag létezésének bizonyítéka.

Sötét anyag. Anatolij Vlagyimirovics

Általános elképzelések az ismeretlen anyag ismeretlen részecskéiről

A fizikusok kutatásaik során olykor olyan módszereket alkalmaznak, amelyekkel a hétköznapi emberek nehezen tudják azonosítani az univerzum ismeretlen objektumait. Szilárdan megalapozott és kísérletileg igazolt modellekkel körvonalazzák az ismeretlen jelenségeket, és lassan elkezdik "kiszorítani" a makacs jelenséget, türelmesen várva tőle a szükséges információkat.

A sötét anyag azonban valódi gravitációs bátorságot mutat a fizikusok tudományos kíváncsisága előtt.

A rejtett anyag a közönséges anyaghoz hasonlóan csoportosul, galaxisokat és halmazaikat alkotva. Talán ez az egyetlen hasonlóság a jól ismert látható anyag és az ismeretlen tömeg között, amelynek részesedése 25% az Univerzum energia "bankjában".

Univerzumunk ezen ismeretlen részvényese egyszerű tulajdonságokkal rendelkezik. A kellően hideg rejtett anyag kizárólag gravitációs nyelven lép kapcsolatba látható szomszédjával (különösen a barionokkal). Meg kell jegyezni, hogy a barionok kozmikus sűrűsége többszöröse a rejtett anyag sűrűségének. A sűrűség ilyen nagysága lehetővé teszi, hogy ténylegesen „vezesse” az Univerzum gravitációs potenciálját.

A tudósok azt sugallják, hogy az anyag anyagi összetételeúj, ismeretlen részecskék. De eddig nem találták meg őket. Csak azt tudni, hogy nem bomlanak fel a Természet még kisebb elemeire. Különben az Univerzum életének időintervallumában már átmentek volna a bomlási folyamaton. Következésképpen ez a tény ékesszólóan szól amellett, hogy létezik egy új természetvédelmi törvény, amely tiltja a részecskék bomlását. Azonban még nem nyitották ki.

Ezenkívül a sötét anyag anyaga "nem szeret" kölcsönhatásba lépni ismert részecskékkel. E körülmény miatt a rejtett tömeg összetétele földi kísérletekkel nem határozható meg. A részecskék természete továbbra is ismeretlen.

Frekvenciaőrzők – Inhomogén Univerzum

Hogyan lehet keresni a sötét anyag részecskéit?

Soroljunk fel néhány módot.

1. Van egy feltételezés hogy a protonok 2-3 nagyságrenddel könnyebbek az ismeretlen részecskéknél. Ebben az esetben látható részecskékkel való ütközéskor jöhetnek létre, ha egy ütközőben nagyon nagy energiákra gyorsítják őket.
2. az a benyomásom támadt hogy az ismeretlen részecskék valahol odakint vannak, a távoli galaxisokban. Nem, nem csak ott, hanem mellettünk is. Feltételezzük, hogy egy köbméterben számuk elérheti az 1000 darabot. Azonban inkább elkerülik az ütközést egy ismert anyag atommagjával. Bár előfordulnak ilyen esetek, és a tudósok remélik, hogy regisztrálják őket.
3. ismeretlen részecskék rejtett tömeg megsemmisíti egymást. Mivel a közönséges anyag számukra abszolút átlátszó, beleeshetnek és. A megsemmisülési folyamat egyik terméke egy neutrínó, amely képes szabadon áthatolni a Nap és a Föld teljes vastagságán. Az ilyen neutrínók regisztrálása ismeretlen részecskéket eredményezhet.

Mi a rejtett tömeg természete?

A tudósok három irányt vázoltak fel a sötét anyag természetének tanulmányozásában.

1. barion sötét anyag.

E feltételezés alapján minden részecske jól ismert. De a sugárzásuk úgy nyilvánul meg, hogy nem lehet kimutatni.

• közönséges anyag, erősen szétszórva a galaxisok közötti térben;
• masszív asztrofizikai haloobjektumok (MACHO).

Ezek az objektumok, a környező galaxisok viszonylag kis méretűek. Nagyon gyenge a sugárzásuk. Ezek a tulajdonságok lehetetlenné teszik észlelésüket.

A testek a következő objektumokat tartalmazhatják:

• barna törpék;
• fehér törpék;
• fekete lyukak;
• neutroncsillagok.

A fenti objektumok keresése gravitációs lencsék segítségével történik.

1. Nem barionos sötét anyag.

Az anyag összetétele nem ismert. Két lehetőség van:

• hideg massza, amely tartalmazhat fotonokat, axionokat és kvark csomókat;
• forró tömeg (neutrínó).

1. Új pillantás a gravitációra.

Az elmélet igazságtartalma

Lehetséges, hogy az intergalaktikus távolságok arra kényszerítenek bennünket, hogy a galaktikus látás egy új szögéből nézzük a gravitáció régies elméletét.

A titkos anyag tulajdonságainak felfedezése még várat magára. Függetlenül attól, hogy az embernek megadatott-e tudnia, és mit fog kezdeni ezzel a gazdagsággal - csak a jövő ad választ ezekre a kérdésekre.

>

Mit sötét anyag és sötét energia Univerzum: a tér szerkezete fényképpel, térfogat százalékban, tárgyakra gyakorolt ​​hatás, kutatás, az Univerzum tágulása.

A tér mintegy 80%-át olyan anyag képviseli, amely el van rejtve a közvetlen megfigyelés elől. Ez kb sötét anyag- energiát és fényt nem termelő anyag. Hogyan értették meg a kutatók, hogy ez dominál?

Az 1950-es években a tudósok aktívan kezdtek tanulmányozni más galaxisokat. Az elemzések során észrevették, hogy az Univerzum tele van nagy mennyiség anyag, mint amennyit meg lehet fogni" látható szem". A sötét anyag hívei minden nap megjelentek. Bár létezésére nem volt közvetlen bizonyíték, az elméletek szaporodtak, csakúgy, mint a megfigyelési kitérők.

Az általunk látott anyagot barion anyagnak nevezzük. Protonok, neutronok és elektronok képviselik. Úgy gondolják, hogy a sötét anyag képes egyesíteni a barionos és a nem barionos anyagokat. Ahhoz, hogy az Univerzum a megszokott épségében maradjon, a sötét anyagnak 80%-ban kell lennie.

A megfoghatatlan anyagot hihetetlenül nehéz megtalálni, ha barionos anyagot tartalmaz. A pályázók között szerepelnek barna és fehér törpék, valamint neutroncsillagok. A szupermasszív fekete lyukak is növelhetik a különbséget. De nagyobb hatást kellett volna elérniük, mint amit a tudósok látnak. Vannak, akik úgy gondolják, hogy a sötét anyagnak valami szokatlanabb és ritkább dologból kell állnia.

Összetett Hubble-kép, amely a sötét anyag kísérteties gyűrűjét mutatja a Cl 0024+17 galaxishalmazban

A tudományos világ nagy része úgy véli, hogy az ismeretlen anyagot főként nem barionos anyag képviseli. A legnépszerűbb jelölt a WIMPS (gyengén érintkező masszív részecskék), amelynek tömege 10-100-szorosa a proton tömegének. De a közönséges anyagokkal való interakciójuk túl gyenge, ami megnehezíti a megtalálást.

A neutrínókat most gondosan mérlegelik – masszív, feltételezett részecskéket, amelyek tömegük nagyobb, mint a neutrínók, de lassúságuk miatt különböznek egymástól. Még nem találták meg. A kevésbé semleges axiómát és az érintetlen fotonokat is figyelembe veszik, mint opciókat.

Egy másik lehetőség a gravitáció elavult ismerete, amelyet frissíteni kell.

Láthatatlan sötét anyag és sötét energia

De ha valamit nem látunk, hogyan tudjuk bizonyítani, hogy létezik? És miért döntöttünk úgy, hogy a sötét anyag és a sötét energia valóságos dolgok?

A nagyméretű objektumok tömegét a térbeli elmozdulásukból számítják ki. Az 1950-es években a spirál típusú galaxisokat vizsgáló kutatók azt feltételezték, hogy a középponthoz közeli anyagok sokkal gyorsabban mozognak, mint a távoli anyagok. De kiderült, hogy a csillagok ugyanolyan sebességgel mozogtak, ami azt jelenti, hogy sokkal nagyobb tömeg volt, mint azt korábban gondolták. Az elliptikus típusokban vizsgált gázok ugyanezt az eredményt mutatták. Ugyanezt a következtetést sugallta: ha csak a látható tömegre koncentrálnánk, akkor a galaktikus halmazok már régen összeomlottak volna.

Albert Einstein be tudta bizonyítani, hogy az univerzumban lévő nagy objektumok képesek meghajlítani és torzítani a fénysugarakat. Ez lehetővé tette, hogy természetes nagyító lencseként használják őket. Ennek a folyamatnak a vizsgálatával a tudósok létrehozhatták a sötét anyag térképét.

Kiderült, hogy világunk nagy részét egy még mindig megfoghatatlan anyag képviseli. További érdekességeket tudhat meg a sötét anyagról, ha megnézi a videót.

Sötét anyag

Dmitrij Kazakov fizikus az Univerzum általános energiaegyensúlyáról, a rejtett tömeg és a sötét anyag részecskéinek elméletéről:

Ha az anyagról beszélünk, akkor százalékban minden bizonnyal a sötét vezet. De általában mindennek csak a negyede kell. Az univerzum bővelkedik sötét energia.

Az Ősrobbanás óta az űr terjeszkedési folyamatot indított el, amely ma is tart. A kutatók úgy vélték, hogy végül a kezdeti energia elfogy, és lelassul. A távoli szupernóvák azonban azt mutatják, hogy az űr nem áll meg, hanem felgyorsul. Mindez csak akkor lehetséges, ha az energia mennyisége akkora, hogy legyőzi a gravitációs hatást.

Sötét anyag és sötét energia: a rejtvény tisztázása

Tudjuk, hogy az Univerzumot nagyrészt a sötét energia képviseli. Ez egy titokzatos erő, ami miatt a tér növeli az univerzum tágulási sebességét. Egy másik titokzatos összetevő a sötét anyag, amely csak a gravitáció segítségével tartja a kapcsolatot a tárgyakkal.

A tudósok nem látják közvetlenül a sötét anyagot, de a hatások tanulmányozhatók. Sikerül befogniuk a láthatatlan tárgyak gravitációs ereje által meghajlított fényt (gravitációs lencse). Figyelje meg azokat a pillanatokat is, amikor a csillag a kelleténél sokkal gyorsabban forog a galaxis körül.

Mindez annak köszönhető, hogy hatalmas mennyiségű megfoghatatlan anyag van jelen, amely befolyásolja a tömeget és a sebességet. Valójában ezt az anyagot titkok borítják. Kiderült, hogy a kutatók inkább nem azt mondják meg, ami előttük van, hanem azt, hogy mi nem az „az”.

Ez a kollázs hat különböző galaxishalmaz képét mutatja be, amelyeket a NASA Hubble űrteleszkópjával készítettek. A halmazokat a sötét anyag viselkedésének tanulmányozása során fedezték fel a galaxishalmazokban, amikor azok ütköznek.

Sötét anyag... sötét. Nem bocsát ki fényt, és nem figyelhető meg közvetlenül. Ezért kizárjuk a csillagokat és a bolygókat.

Nem közönséges anyagfelhőként működik (az ilyen részecskéket barionoknak nevezik). Ha barionok lennének jelen a sötét anyagban, akkor ez közvetlen megfigyelésben nyilvánulna meg.

A fekete lyukakat szintén kizárjuk, mert gravitációs lencsékként működnek, amelyek fényt bocsátanak ki. A tudósok nem figyelnek meg elegendő lencsés eseményt ahhoz, hogy kiszámítsák a jelen lévő sötét anyag mennyiségét.

Bár az Univerzum hatalmas hely, minden a legkisebb szerkezetekkel kezdődött. Úgy gondolják, hogy a sötét anyag kondenzálódni kezdett, hogy "építőkockákat" hozzon létre a normál anyaggal, létrehozva az első galaxisokat és halmazokat.

A sötét anyag megtalálásához a tudósok különféle módszereket alkalmaznak:

• A nagy hadronütköztető.
• olyan eszközök, mint a WNAP és a Planck űrobszervatórium.
• közvetlen felülvizsgálati kísérletek: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP és ArDM.
• közvetett érzékelés: gammasugárdetektorok (Fermi), neutrínó teleszkópok (IceCube), antianyag detektorok (PAMELA), röntgen- és rádiószenzorok.

Sötét anyag keresési módszerek

Anton Baushev fizikus a részecskék közötti gyenge kölcsönhatásokról, a radioaktivitásról és a megsemmisülés nyomainak kereséséről:

Mélyebbre ásni a sötét anyag és a sötét energia rejtélyét

A tudósok nem egyszer nem tudták szó szerint meglátni a sötét anyagot, mert nem érintkezik a barion anyaggal, ami azt jelenti, hogy továbbra is megfoghatatlan a fény és más fajták számára. elektromágneses sugárzás. A kutatók azonban biztosak a jelenlétében, mivel megfigyelik a galaxisokra és halmazokra gyakorolt ​​hatást.

A standard fizika azt mondja, hogy a spirálgalaxis szélein elhelyezkedő csillagoknak le kell lassulniuk. De kiderül, hogy olyan csillagok jelennek meg, amelyek sebessége nem engedelmeskedik a középponthoz viszonyított elhelyezkedés elvének. Ez csak azzal magyarázható, hogy a csillagok érzik a láthatatlan sötét anyag hatását a galaxis körüli fényudvarban.

A sötét anyag jelenléte képes megfejteni az egyetemes mélységben megfigyelt illúziók egy részét is. Például furcsa gyűrűk és fényívek jelenléte a galaxisokban. Vagyis a távoli galaxisokból származó fény áthalad a torzításon, és egy láthatatlan sötét anyagréteg (gravitációs lencse) erősíti fel.

Eddig van néhány elképzelésünk arról, hogy mi a sötét anyag. A fő gondolat az egzotikus részecskék, amelyek nem érintkeznek közönséges anyaggal és fénnyel, de gravitációs értelemben erejük van. Jelenleg több csoport (néhányan a Large Hadron Collidert használva) sötét anyag részecskék létrehozásán dolgozik, hogy laboratóriumban tanulmányozzák azokat.

Mások szerint a hatás a gravitációs elmélet alapvető módosításával magyarázható. Ekkor a gravitáció többféle formáját kapjuk, ami jelentősen eltér a megszokott képtől és a fizika által felállított törvényektől.

A táguló univerzum és a sötét energia

A sötét energia helyzete még bonyolultabb, és maga a kilencvenes évek felfedezése is kiszámíthatatlanná vált. A fizikusok mindig is úgy gondolták, hogy a gravitációs erő lelassul, és egy nap megállíthatja az egyetemes tágulás folyamatát. Egyszerre két csapat mérte fel a sebességet, és meglepetésre mindketten gyorsulást mutattak be. Olyan ez, mintha egy almát dobnál a levegőbe, és tudod, hogy biztosan leesik, és egyre távolabb kerül tőled.

Világossá vált, hogy egy bizonyos erő befolyásolja a gyorsulást. Sőt, úgy tűnik, minél szélesebb az Univerzum, annál nagyobb "erőt" kap ez az erő. A tudósok úgy döntöttek, hogy sötét energiának nevezik.

Egy felfedezés küszöbén állunk, amely megváltoztathatja a Világról alkotott elképzeléseink lényegét. A sötét anyag természetéről beszélünk. Az elmúlt években a csillagászat jelentős lépéseket tett a sötét anyag megfigyelési igazolásában, és ma már szilárdan megalapozott ténynek tekinthető az ilyen anyag létezése a Világegyetemben. A helyzet sajátossága, hogy a csillagászok a fizikusok számára ismeretlen anyagból álló szerkezeteket figyelnek meg. Így felmerült az anyag fizikai természetének azonosítása.

1. "Hozzon valamit, nem tudom mit"

A modern elemi részecskefizika nem ismer olyan részecskéket, amelyek a sötét anyag tulajdonságaival rendelkeznek. A szabványos modell kiterjesztését igényli. De hogyan, milyen irányba haladjunk, mit és hol keressünk? A rész címében szereplő, jól ismert orosz mese szavai a lehető legjobban tükrözik a jelenlegi helyzetet.

A fizikusok ismeretlen részecskéket keresnek, és csak általános elképzeléseik vannak a megfigyelt anyag tulajdonságairól. Mik ezek a tulajdonságok?

Csak azt tudjuk, hogy a sötét anyag gravitációs módon lép kölcsönhatásba a világítóanyaggal (barionokkal), és egy hideg közeg, amelynek kozmológiai sűrűsége többszöröse a barionokénak. Az ilyen egyszerű tulajdonságok miatt a sötét anyag közvetlenül befolyásolja az Univerzum gravitációs potenciáljának alakulását. Sűrűségének kontrasztja az idő múlásával nőtt, ami a sötét anyag halójának gravitációsan kötött rendszereinek kialakulásához vezetett.

Hangsúlyozni kell, hogy ez a gravitációs instabilitási folyamat a Friedmann-univerzumban csak a magsűrűség-zavarok jelenlétében váltható ki, amelyek létezése semmiképpen nem függ össze a sötét anyaggal, hanem az Ősrobbanás fizikájának köszönhető. . Tehát egy másik emelkedik a legfontosabb kérdés magperturbációk megjelenéséről, amelyekből a sötét anyag szerkezete fejlődött ki.

A kezdeti kozmológiai perturbációk létrejöttének kérdését valamivel később tárgyaljuk. Most térjünk vissza a sötét anyaghoz.

A barionok a sötét anyag koncentrációjának gravitációs kútjaiban rekedtek. Ezért, bár a sötét anyag részecskéi nem lépnek kölcsönhatásba a fénnyel, ott van fény, ahol van sötét anyag. A gravitációs instabilitásnak ez a figyelemre méltó tulajdonsága lehetővé tette a sötét anyag mennyiségének, állapotának és eloszlásának tanulmányozását a megfigyelési adatokból a rádiótartománytól a röntgentartományig.

A sötét anyag tulajdonságaira és az Univerzum egyéb paramétereire vonatkozó következtetéseink független megerősítése a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiájára és polarizációjára, az Univerzumban található fényelemek bőségére és az abszorpció eloszlására vonatkozó adatok. anyagvonalak a távoli kvazárok spektrumában. Egyre fontosabb szerepet játszik a numerikus szimuláció, amely a kozmológiai vizsgálatokban a kísérletezést váltotta fel. A sötét anyag eloszlásával kapcsolatos legértékesebb információt számos megfigyelési adat tartalmazza, amelyek a távoli források közeli anyagcsomók általi gravitációs lencséjére vonatkoznak.

Rizs. 1. Fénykép az égboltról a 0024 + 1654 galaxishalmaz irányában, a Hubble teleszkóppal.

Az 1. ábra az égbolt egy szakaszát mutatja az egyik ilyen sötét tömegcsomó irányában ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Látunk egy galaxishalmazt, amelyet ennek a kötegnek a gravitációs mezeje fogott meg, forró röntgengázt a gravitációs potenciál kút alján nyugszik, és egy többszörös képet az egyik háttérgalaxisról, amely a sötét látószögében jelent meg. halo, és a gravitációs tere eltorzította.

1. táblázat Főbb kozmológiai paraméterek

Az 1. táblázat a csillagászati ​​megfigyelésekből nyert kozmológiai paraméterek átlagos értékeit mutatja (10%-os pontosság). Nyilvánvaló, hogy az Univerzumban található összes típusú részecske teljes energiasűrűsége nem haladja meg a teljes kritikus sűrűség 30%-át (a neutrínók hozzájárulása nem több, mint néhány százalék). A fennmaradó 70% olyan formában van, amely nem vett részt az anyag gravitációs halmozódásában. Csak a kozmológiai állandó vagy annak általánosítása, egy negatív nyomású közeg ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), amelyet "sötét energiának" neveznek, rendelkezik ezzel a tulajdonsággal. Ez utóbbi természetének meghatározása a fizika fejlődésének hosszú távú perspektívája.

Ez a jelentés a fizikai kozmológia kérdéseivel foglalkozik, amelyek megoldása a következő években várható. Ez mindenekelőtt a sötét anyag struktúráinak kialakulásának kezdeti feltételeinek meghatározására és maguknak az ismeretlen részecskék felkutatására vonatkozik.

2. Korai univerzum és késői univerzum

Az Univerzum megfigyelt szerkezete a kiindulási feltételek és a sűrűségperturbációs mező alakulásának együttes hatásának eredménye. A modern megfigyelési adatok lehetővé tették a sűrűségperturbációs mező jellemzőinek meghatározását fejlődésének különböző korszakaiban. Így lehetőség nyílt a kezdeti és a fejlődési feltételekre vonatkozó információk elkülönítésére, ami a korai és késői Univerzum fizikájának önálló tanulmányozásának kezdetét jelentette.

A "korai Univerzum" kifejezés a modern kozmológiában a felgyorsult tágulás végső szakaszát jelenti, amelyet az evolúció forró fázisába való átmenet követ. Az Ősrobbanás paramétereit nem ismerjük, csak felső határok vannak (lásd 3. szakasz, összefüggések (12)). Van azonban egy jól kidolgozott elmélet a kozmológiai perturbációk generálására, amely szerint a kozmológiai paraméterek értékétől függően kiszámíthatjuk az anyagsűrűség és az elsődleges gravitációs hullámok kezdeti perturbációinak spektrumát.
A korai Univerzum általánosan elfogadott modelljének hiányának okai az Ősrobbanás inflációs paradigma előrejelzéseinek stabilitásában rejlenek - a generált spektrumok közelsége a lapos formához, a kozmológiai gravitációs hullámok amplitúdójának viszonylag kicsinysége, a látható Univerzum háromdimenziós euklideszi természete, stb. - ami a modellparaméterek széles osztályában érhető el. A korai Univerzum modelljének felépítéséhez az igazság pillanata a kozmológiai gravitációs hullámok felfedezése lehet, ami lehetségesnek tűnik egy sikeres nemzetközi űrkísérlet, a "Planck" esetén, amely 2008-ban kezdődik.

A késői univerzumról alkotott tudásunk homlokegyenest ellentétes. Elegünk van pontos modell- ismerjük az anyag összetételét, a szerkezet fejlődési törvényeit, a kozmológiai paraméterek értékeit (lásd 1. táblázat), ugyanakkor nincs általánosan elfogadott elméletünk az anyagkomponensek eredetéről.

A látható Univerzum ismert tulajdonságai lehetővé teszik, hogy geometriáját a perturbációelméletben leírjuk. A kis paraméter ($10^(-5)$) a kozmológiai perturbációk amplitúdója.

A nulla sorrendben az Univerzum Friedmann-féle, és egyetlen időfüggvény írja le - a $a(t)$ léptéktényező. Az első sorrend valamivel bonyolultabb. A metrika perturbációi három független módus – a $S(k)$ skalár, a $V(k)$ vektor és a $T(k)$ tenzor – összege, amelyek mindegyikét a hullám saját spektrális függvénye jellemzi. szám $k$. A skaláris módus a kozmológiai sűrűség-perturbációkat írja le, a vektor mód az anyag örvénymozgásaiért, a tenzor mód pedig a gravitációs hullámok. Így a teljes geometriát négy függvény segítségével írjuk le: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ és $T(k)$, amelyek közül ma már csak az első kettőt ismerjük. egyes definíciós területek).

Az ősrobbanás egy katasztrofális gyors tágulási folyamat volt, amelyet intenzív, gyorsan változó gravitációs mező kísért. A kozmológiai tágulás során a metrikus perturbációk spontán módon, parametrikusan születtek a vákuum-ingadozásokból, ahogyan bármely tömegnélküli szabadsági fok is megszületik egy külső változó mező hatására. A megfigyelési adatok elemzése kvantumgravitációs mechanizmust jelez a puszta perturbációk generálására. Így az Univerzum nagy léptékű szerkezete a kvantumtérelmélet mérhetőségi problémájának megoldására példa.

Jegyezzük meg a generált perturbációs mezők főbb tulajdonságait: Gauss-statisztika (véletlen eloszlások a térben), megkülönböztetett időfázis (a perturbációk "növekvő" ága), a megkülönböztetett skála hiánya a hullámhosszok széles tartományában, és a gravitációs hullámok nullától eltérő amplitúdója. Utóbbinak van alapvető a korai Univerzum modelljének felépítésére, mivel a gravitációs hullámok a legegyszerűbb kapcsolatban állnak a háttérmetrikával, közvetlen információt hordoznak az Ősrobbanás energiaskálájáról.

A perturbációk skaláris módjának kifejlesztése eredményeként galaxisok és más csillagászati ​​objektumok jöttek létre. Az elmúlt évek egyik fontos eredménye (a WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) kísérlet) a CMB anizotrópiájára és polarizációjára vonatkozó ismereteink komoly finomítása volt, amelyek jóval a galaxisok megjelenése előtt keletkeztek a galaxisokra gyakorolt ​​hatás következtében. a kozmológiai perturbációk mindhárom módja fotonjainak eloszlása.

A galaxisok eloszlására és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás anizotrópiájára vonatkozó megfigyelési adatok együttes elemzése lehetővé tette a kiindulási feltételek és az evolúció elkülönítését. Feltéve, hogy a $S+V+T\kb. 10^(-10)$ összeget a CMB anizotrópia rögzíti, megkaphatjuk a felső határt az Univerzumban előforduló perturbációk örvény- és tenzormódusainak összegére. észlelése csak a megfigyelések pontosságának növelésével lehetséges):
$$\frac(V+T)(S) Ha az (1) egyenlőtlenséget megsértené, a sűrűség-perturbációk nagysága nem lenne elegendő a megfigyelt szerkezet kialakításához.

3. Az elején volt egy hang...

A tömeg nélküli mezők kvantumgravitációs termelésének hatását jól tanulmányozták. Így születhetnek anyagrészecskék (lásd pl. ) (bár különösen az ereklyefotonok keletkeztek a protoanyag bomlása következtében a korai Univerzumban). Ugyanígy keletkeznek gravitációs hullámok és sűrűségzavarok is, hiszen ezek a mezők is tömegtelenek, keletkezésüket nem tiltja a küszöbenergia-feltétel. Az örvényzavarok generálásának problémája még mindig kutatóira vár.

A Friedmann-univerzumban előforduló $S$- és $T$-módusú perturbációk elmélete egy külső parametrikus mezőben ($\alpha(\eta) található $q_k(\eta)$ független oszcillátorok kvantummechanikai problémájára redukálódik )$) a Minkowski-világban $\eta=\int dt/a$ időkoordinátával. Az elemi oszcillátorok működése és Lagrange-függvénye a $k \in (0, \infty)$ térbeli frekvenciájától függ:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
ahol a prím a $\eta$ időderiváltát jelöli, a $\omega=\beta$ az oszcillátor frekvenciáját, a $\beta$ a perturbáció terjedési sebességét vákuumban a fénysebesség egységeiben (továbbiakban $c=\ hbar =1$, a $k$ index kimaradt a $q$ mezőből); a $T$ mód esetén a $q = q_T$ a metrikus tenzor keresztirányú nyomkövetési komponense,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
és a $S$ mód esetén $q = q_s$ - a longitudinális gravitációs potenciál (a léptéktényező zavarása) és a közeg 3 sebességű potenciáljának lineáris szuperpozíciója, szorozva a Hubble paraméterrel,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\pont(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\pont(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
a pont a $t$ időderiváltát jelenti.

Ahogy a (3)-ból látható, a $q_T$ mező alapvető, mivel minimálisan kapcsolódik a háttérmetrikához, és nem függ az anyag tulajdonságaitól (az általános relativitáselméletben a gravitációs hullámok terjedési sebességétől). egyenlő a fénysebességgel). Ami a $q_S$-t illeti, a külső mezővel (4) való kapcsolata bonyolultabb: tartalmazza mind a léptéktényező deriváltjait, mind az anyag néhány jellemzőjét (például a közegben a perturbációk terjedési sebességét). Semmit sem tudunk a protoanyagról a korai Univerzumban – ennek a kérdésnek csak általános megközelítései vannak.
Általában ideális közeget tekintünk az energia-impulzus tenzorral a $\epszilon$ energiasűrűségtől, a $p$ nyomástól és az anyag $u^\mu$ 4-es sebességétől függően. A $S$-módban a 4-es sebesség potenciális, és a 4-skaláris $\phi$ gradienseként ábrázolható:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
ahol $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ a normalizációs függvény, az alsó index vesszője a koordinátához viszonyított derivált. A hangsebességet az "állapotegyenlet" segítségével adjuk meg, mint a kísérő nyomászavarok és az anyag energiasűrűsége közötti arányossági tényezőt:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
ahol $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ a közeg 3-sebességű potenciálja.

A perturbációelmélet lineáris sorrendjében az ideális közeg fogalma ekvivalens a térfogalommal, amely szerint a $\phi$ anyagmezőhöz Lagrange-sűrűséget rendelünk, $L=L(w,\phi)$. A terepi megközelítésben a gerjesztések terjedési sebességét az egyenletből találjuk meg
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
ami a (6) relációnak is megfelel. A korai Univerzum legtöbb modellje feltételezi, hogy $\beta\sim 1$ (különösen a sugárzás által dominált szakaszban $\beta=1/\sqrt(3)$).

Az elemi oszcillátorok fejlődését a Klein-Gordon egyenlet írja le
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
ahol
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
A (8) egyenlet megoldásának két aszimptotikus viselkedési ága van: adiabatikus ($\omega^2>U$), amikor az oszcillátor szabad oszcillációs módban van és a gerjesztési amplitúdója csökken ($|q|\sim(\alpha\) sqrt(\beta ))^(-1)$), és parametrikus ($\omega^2

A generált perturbációk spektruma kvantitatívan az oszcillátorok kezdeti állapotától függ:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
a tenzormódus kifejezésében szereplő 2-es együttható a gravitációs hullámok két polarizációját veszi figyelembe. A $\langle\rangle$ állapotot tekintjük fő állapotnak, i.e. az oszcillátorok kezdeti gerjesztésének minimális szintjének megfelelő. Ez az ősrobbanás elméletének fő hipotézise. Adiabatikus zóna jelenlétében az elemi oszcillátorok alap (vákuum) állapota az egyetlen.
Így, ha feltételezzük, hogy az U függvény növekszik az idő múlásával és $\beta\sim 1$, egy univerzális általános eredményt kapunk a $T(k)$ és $S(k)$ spektrumokra:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
ahol $k=\sqrt(U)\approx aH$ és $M_p\equiv G^(-1/2)$ a Planck-tömeg. Amint a (11)-ből látható, az elméletben a $T$ módot semmilyen módon nem különböztetik meg a $S$ módhoz képest. Az egész a $\gamma$ tényező értékéről szól a perturbációgenerálás korszakában.
Abból a megfigyelt tényből, hogy a $T$-módus kicsi az Univerzumunkban (lásd a 2. szakasz (1) összefüggését), egy felső korlátot kapunk az ősrobbanás energiaskálájára és a $\gamma$ paraméterre a korai Univerzum:
$$H Az utolsó feltétel azt jelenti, hogy az ősrobbanás inflációs jellegű ($\gamma) $ az evolúció kezdeti (adiabatikus) és végső (sugárzás uralta, $a\propto n$) szakaszában (lásd 2. ábra). .

Rizs. 2. A (8) egyenlet megoldásának szemléltetése a szórási feladat megfogalmazásában

A fenti aszimptotikumok mindegyikére az általános megoldás az
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
ahol a $C_(1,2)$ operátorok határozzák meg az evolúció "növekvő" és "eső" ágának amplitúdóját. Vákuumos állapotban a mező kezdeti időfázisa tetszőleges: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Az evolúciós egyenletek megoldásának eredményeként azonban kiderül, hogy a sugárzás által dominált szakaszban már csak a hangperturbációk növekvő ága van nyerni: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((ki))| \rangle$. Mire a sugárzás leválik az anyagról a rekombinációs korszakban, a sugárzási spektrum a $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ fázissal modulálódik, ahol $n$ egy természetes szám .

Rizs. 3. A hangmoduláció megnyilvánulása a CMB anizotrópia spektrumában. (WMAP-kísérletek szerint: ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimeter Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Ezek az akusztikus rezgések figyelhetők meg a CMB anizotrópia spektrumában (3. ábra, nagy csúcs a $n = 1$-nak felel meg) és a sűrűség-perturbációk, ami megerősíti a $S$ mód kvantumgravitációs eredetét. A sűrűségzavarok spektrumában a hangmodulációt elnyomja a barionok töredékének a teljes anyagsűrűséghez viszonyított kicsinységi tényezője, ami lehetővé teszi ennek a töredéknek a megtalálását más kozmológiai tesztektől függetlenül. Maga az oszcilláció skálája példaként szolgál egy szabványos vonalzóra, amellyel az Univerzum legfontosabb paramétereit határozzák meg. Ezzel kapcsolatban hangsúlyozni kell, hogy a kozmológiai paraméterek degenerációjának akut problémája a megfigyelési adatokban, amely sok éven át megakadályozta az Univerzum valódi modelljének megalkotását, a független és egymást kiegészítő megfigyelések bősége miatt mostanra megszűnt. tesztek.

Összegezve megállapíthatjuk, hogy a kezdeti kozmológiai perturbációk kialakulásának és az Univerzum nagy léptékű szerkezetének problémája mára elvileg megoldódott. A korai Univerzum perturbációinak kvantumgravitációs eredetére vonatkozó elmélet a $T$-mód felfedezése után fog véglegesen megerősítést nyerni, ami a közeljövőben megtörténhet. Így a legegyszerűbb ősrobbanási modell (hatványtörvényes infláció egy hatalmas skalármezőn) a $T$ módusú amplitúdó értékét csak ötször kisebbre jósolja meg, mint a $S$ módú amplitúdó. A modern eszközök és technológiák lehetővé teszik az ilyen kis jelek regisztrálásának problémáját a CMB anizotrópiájának és polarizációjának megfigyelési adataiból.

4. Az anyag sötét oldala

Az anyag eredetével kapcsolatban számos hipotézis létezik, de ezek közül még egyik sem igazolódott be. Közvetlen megfigyelési jelek utalnak arra, hogy a sötét anyag rejtélye szorosan összefügg az univerzum barion aszimmetriájával. A barionaszimmetria és a sötét anyag eredetére azonban ma nincs általánosan elfogadott elmélet.

Hol található a sötét anyag?

Tudjuk, hogy az anyag világító komponense különböző tömegű galaxisokba összegyűlt csillagok, illetve halmazok röntgengáza formájában figyelhető meg. Azonban a közönséges anyagok nagy része (akár 90%) ritka intergalaktikus gáz formájában van, amelynek hőmérséklete több elektronvolt, valamint MACHO (Massive Compact Halo Object) formájában - a halogén evolúciójának kompakt maradványai. csillagok és kis tömegű tárgyak. Mivel ezeknek a szerkezeteknek általában alacsony a fényereje, a „sötét barionok” elnevezés rájuk ragadt.

Rizs. 4. A galaktikus halo tömeghányadának felső határa a MACNO-ban az EROS kísérlet szerint (francia nyelvből - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Számos csoport (MACHO, EROS stb.) tanulmányozta a galaxisunk fényudvarában található kompakt sötét objektumok számát és eloszlását mikrolencsés események alapján. A közös elemzés eredményeként fontos korlátozást kaptunk - a halo teljes tömegének legfeljebb 20% -a koncentrálódik a MACNO-ban a hold tömegétől a csillagok tömegéig terjedő értéktartományban ( 4. ábra). A halo sötét anyagának többi része ismeretlen természetű részecskékből áll.

Hol rejtőzik még a nem barionos sötét anyag?

A 20. századi megfigyelőcsillagászat csúcstechnológiáinak fejlődése lehetővé tette, hogy egyértelmű választ kapjunk erre a kérdésre: a nem-barionos sötét anyag a gravitációhoz kötött rendszerekben (halók) található. A sötét anyag részecskéi nem relativisztikusak és gyengén kölcsönhatásba lépnek – disszipatív folyamataik nem ugyanazok, mint a barionoké. A barionok viszont sugárzás hatására lehűlnek, leülepednek és felhalmozódnak a halo középpontjaiban, elérve a forgási egyensúlyt. A sötét anyag a galaxisok látható anyaga körül eloszlik, jellemző skála körülbelül 200 kpc. Igen, be Helyi csoport, amely magában foglalja az Androméda-ködöt és a Tejútrendszert, a sötét anyag több mint fele ebben a két nagy galaxisban koncentrálódik. Az elemi részecskefizika standard modelljében nincsenek a szükséges tulajdonságokkal rendelkező részecskék. Egy fontos paraméter, amely az ekvivalencia elv miatt nem határozható meg megfigyelésekből, a részecske tömege. A Standard Modell lehetséges kiterjesztései keretében több jelölt is van a sötét anyag részecskéire. A főbbeket a táblázat tartalmazza. 2 nyugalmi tömegük növekvő sorrendjében.

2. táblázat: Nem-barionos sötétanyag-részecskék jelöltjei

Jelölt
Gravitonok
"Steril" neutrínók
tüköranyag
masszív részecskék
szupermasszív részecskék	$10^(13)$ GeV
Monopólusok és hibák	$10^(19)$ GeV
Ősi fekete lyukak	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

A masszív részecskék mai fő változata - a neutralino hipotézis - minimális szuperszimmetriával társul. Ezt a hipotézist a CERN nagy hadrongyorsítójában lehet tesztelni, amelyet a tervek szerint 2008-ban indítanak el. Az ilyen részecskék várható tömege $\sim$ 100 GeV, és sűrűségük a mi Galaxisunkban egy részecske térfogatú. teáspohár.

Világszerte számos létesítményben keresik a sötét anyag részecskéit. Érdekes megjegyezni, hogy a semleges hipotézis függetlenül igazolható mind a rugalmas szóródással kapcsolatos földalatti kísérletekben, mind a Galaxis neutralino-megsemmisítésének közvetett adataival. Eddig csak a DAMA projekt (DArk MAtter) egyik földalatti detektorában érkezett pozitív válasz, ahol több éve észleltek "nyári-téli" típusú, ismeretlen eredetű jelet. A kísérlethez kapcsolódó tömegek és keresztmetszetek tartományát azonban más létesítményeken még nem erősítették meg, ami megkérdőjelezi az eredmény megbízhatóságát és jelentőségét.

A neutralinók fontos tulajdonsága, hogy a gamma régióban a megsemmisítési fluxusból közvetett megfigyelésük lehetséges. A hierarchikus zsúfoltság során az ilyen részecskék a Naprendszer nagyságrendjének jellegzetes nagyságával és a Föld tömegének nagyságrendjének megfelelő tömegű mini-glóriát alkothattak, amelynek maradványai idáig fennmaradtak. nap. Maga a Föld nagy valószínűséggel elhelyezkedhet ilyen minihalók belsejében, ahol a részecskék sűrűsége több tízszeresére nő. Ez növeli a sötét anyag közvetlen és közvetett észlelésének valószínűségét Galaxisunkban. A létezés olyan különböző módszerek a kutatások optimizmusra inspirálnak, és reménykedhetünk a sötét anyag fizikai természetének korai meghatározásában.

5. Az új fizika küszöbén

Korunkban lehetővé vált a korai Univerzum és a késői Univerzum tulajdonságainak független meghatározása megfigyelési csillagászati ​​adatokból. Megértjük, hogyan keletkeztek a kezdeti kozmológiai sűrűségzavarok, amelyekből az Univerzum szerkezete kialakult. Ismerjük a legfontosabb kozmológiai paraméterek értékeit, amelyek az Univerzum Standard Modelljének hátterében állnak, amelynek ma már nincs komoly versenytársa. Az Ősrobbanás eredetének és az anyag fő összetevőinek alapvető kérdései azonban továbbra is megoldatlanok maradnak.

A kozmológiai perturbációk tenzormódusának megfigyelési meghatározása a kulcsa a korai Univerzum modelljének megalkotásához. Itt egy olyan elmélet egyértelmű előrejelzésével van dolgunk, amely jól tesztelt a $S$ mód esetében, és lehetőséget ad a $T$ mód kísérleti ellenőrzésére a következő években.

Az elméleti fizika, amely kiterjedt listát adott a sötét anyag részecskéinek keresésének lehetséges irányairól és módszereiről, kimerítette magát. Most a kísérleten múlik. A jelenlegi helyzet a nagy felfedezéseket – kvarkok, W- és Z-bozonok felfedezését, neutrínó rezgések, anizotrópiát és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás polarizációját – megelőző helyzetre emlékeztet.

Felmerül egy kérdés, amely azonban túlmutat ezen áttekintő jelentés keretein: miért olyan nagylelkű velünk a természet, és miért engedi, hogy felfedjük titkait?

Bibliográfia

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvantumhatások intenzív külső mezőkben (Moszkva: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A 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. magazin 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheev

MOSZKVA, december 12. – RIA Novosztyi. Körülbelül 2-5%-kal csökkent a sötét anyag mennyisége az Univerzumban, ami megmagyarázhatja néhány fontos kozmológiai paraméter értékének eltéréseit az Ősrobbanás idején és napjainkban – állítják orosz kozmológusok a folyóiratban megjelent cikkükben. Fizikai áttekintés D.

"Képzeljük el, hogy a sötét anyag több komponensből áll, mint a közönséges anyag. Az egyik komponens pedig instabil részecskékből áll, amelyek élettartama meglehetősen hosszú: a hidrogén képződésének korszakában, több százezer évvel az ősrobbanás után még mindig léteznek az Univerzumban, mára pedig már eltűntek, miután neutrínókká vagy hipotetikus relativisztikus részecskévé bomlottak. Akkor a sötét anyag mennyisége a múltban és a mai napon más lesz" - mondta Dmitrij Gorbunov, a Moszkvai Fizikai és Technológiai Intézet munkatársa. az egyetem sajtószolgálata által.

A sötét anyag egy hipotetikus anyag, amely kizárólag a galaxisokkal való gravitációs kölcsönhatáson keresztül manifesztálódik, torzulva a mozgásukban. A sötét anyag részecskéi semmilyen típusú elektromágneses sugárzással nem lépnek kölcsönhatásba, ezért közvetlen megfigyelések során nem rögzíthetők. A sötét anyag az univerzum tömegének körülbelül 26%-át teszi ki, míg a "hétköznapi" anyag csak körülbelül 4,8%-át teszi ki - a többit a hasonlóan titokzatos sötét energia teszi ki.

A Hubble segített a tudósoknak váratlan felfedezésében gyors terjeszkedés világegyetemKiderült, hogy az Univerzum most még gyorsabban tágul, mint azt az Ősrobbanás "visszhangjának" megfigyelései alapján végzett számítások mutatták. Ez egy harmadik titokzatos „sötét” anyag – a sötét sugárzás – létezésére, vagy a relativitáselmélet hiányosságára mutat rá.

Az univerzum legközelebbi és legtávolabbi sarkában a sötét anyag eloszlásának megfigyelései, amelyeket földi teleszkópokkal és a Planck-szondával végeztek, a közelmúltban furcsa dolgot tártak fel - kiderült, hogy az univerzum tágulási sebessége és egyes tulajdonságai az Ősrobbanás "visszhangja" a távoli múltban és ma érezhetően más. Például manapság a galaxisok sokkal gyorsabban repülnek el egymástól, mint az a háttérsugárzás elemzésének eredményeiből következik.

Gorbunov és munkatársai ennek lehetséges okát találták meg.

Egy évvel ezelőtt a cikk egyik szerzője, Igor Tkacsev akadémikus, az Orosz Tudományos Akadémia Moszkvában működő Nukleáris Fizikai Intézetének munkatársa megfogalmazta az úgynevezett bomló sötét anyag (DDM) elméletét, amelyben ezzel szemben A "hideg sötét anyag" (CDM) általánosan elfogadott elmélete szerint a részecskék egy része vagy egésze instabil. Ezeknek a részecskéknek, ahogy azt Tkachev és társai javasolták, elég ritkán, de észrevehető mennyiségben kell bomlaniniuk ahhoz, hogy eltéréseket generáljanak a fiatal és a modern Univerzum között.

Új munkájukban Tkacsev, Gorbunov és kollégájuk, Anton Chudaikin a Planck és más, a CMB-t és az univerzum első galaxisait tanulmányozó obszervatóriumok által gyűjtött adatok alapján megpróbálták kiszámítani, hogy mennyi sötét anyag bomlása lehetett.

Amint számításaik kimutatták, a sötét anyag bomlása valóban megmagyarázhatja, hogy ennek az anyagnak a Planck segítségével végzett megfigyelései miért nem egyeznek meg a hozzánk legközelebbi galaxishalmazok megfigyelésének adataival.

Érdekes módon ehhez viszonylag kis mennyiségű sötét anyag – teljes tömegének 2,5-5%-ának – bomlására van szükség, amelynek mennyisége szinte független attól, hogy az Univerzum milyen alapvető tulajdonságokkal rendelkezzen. Most, ahogy a tudósok kifejtik, ez az egész anyag lebomlott, és a sötét anyag többi része, amely a természetben stabil, a CDM-elméletben leírtak szerint viselkedik. Másrészt az is lehetséges, hogy tovább bomlik.

"Ez azt jelenti, hogy a mai Univerzumban 5%-kal kevesebb sötét anyag van, mint abban a korszakban, amikor a világegyetem születése után az első hidrogén- és héliummolekulák keletkeztek. Ma már nem tudjuk megmondani, milyen gyorsan bomlott le ez az instabil rész, lehetséges, hogy a sötét anyag tovább bomlik, és most is, bár ez egy sokkal összetettebb modell” – összegzi Tkachev.