สสารมืดในจักรวาล สสารมืด

เป็นที่ทราบกันว่าสสารมืดมีปฏิสัมพันธ์กับวัตถุที่ "ส่องสว่าง" (แบริออน) อย่างน้อยก็ในทางโน้มถ่วง และเป็นสื่อที่มีความหนาแน่นของเอกภพเฉลี่ยสูงกว่าความหนาแน่นของแบริออนหลายเท่า หลังถูกจับในหลุมโน้มถ่วงของความเข้มข้นของสสารมืด ดังนั้นแม้ว่าอนุภาคสสารมืดจะไม่ทำปฏิกิริยากับแสง แต่แสงก็ถูกปล่อยออกมาจากที่ที่มีสสารมืด คุณสมบัติที่โดดเด่นของความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงทำให้สามารถศึกษาปริมาณ สถานะ และการกระจายของสสารมืดจากข้อมูลการสังเกตจากช่วงวิทยุไปจนถึงรังสีเอกซ์

การศึกษาโดยตรงเกี่ยวกับการกระจายตัวของสสารมืดในกระจุกดาราจักรเป็นไปได้หลังจากได้รับภาพที่ละเอียดมากในช่วงทศวรรษ 1990 ในกรณีนี้ ภาพของดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปที่กระจุกดาวจะบิดเบี้ยวหรือแตกออกเนื่องจากผลของเลนส์โน้มถ่วง โดยธรรมชาติของการบิดเบือนเหล่านี้ มันเป็นไปได้ที่จะสร้างการกระจายตัวและขนาดของมวลภายในกระจุกดาวใหม่ โดยไม่คำนึงถึงการสังเกตการณ์ของดาราจักรของกระจุกดาวเอง ดังนั้นการมีอยู่ของมวลที่ซ่อนอยู่และสสารมืดในกระจุกดาราจักรจึงได้รับการยืนยันโดยวิธีการโดยตรง

ตีพิมพ์ในปี 2012 การศึกษาการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์มากกว่า 400 ดวงที่อยู่ห่างไกลจากดวงอาทิตย์ 13,000 ปีแสง ไม่พบหลักฐานของสสารมืดในพื้นที่ปริมาณมากรอบดวงอาทิตย์ ตามการทำนายของทฤษฎี ปริมาณเฉลี่ยของสสารมืดในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ควรอยู่ที่ประมาณ 0.5 กิโลกรัมในปริมาตรของโลก อย่างไรก็ตาม การวัดให้ค่าสสารมืดเป็น 0.00±0.06 กิโลกรัมในปริมาตรนี้ ซึ่งหมายความว่าการพยายามลงทะเบียนสสารมืดบนโลก เช่น การโต้ตอบที่หายากของอนุภาคสสารมืดกับสสาร "ธรรมดา" แทบจะไม่ประสบความสำเร็จ

ผู้สมัครสสารมืด

สสารมืดแบริออน

การสันนิษฐานที่เป็นธรรมชาติที่สุดน่าจะเป็นว่าสสารมืดประกอบด้วยสสารธรรมดาที่เป็นแบริออน ซึ่งด้วยเหตุผลบางอย่างมีปฏิสัมพันธ์อย่างอ่อนในทางแม่เหล็กไฟฟ้า ดังนั้นจึงตรวจไม่พบเมื่อศึกษา เช่น เส้นการแผ่รังสีและการดูดกลืน องค์ประกอบของสสารมืดอาจรวมถึงวัตถุในอวกาศที่ค้นพบแล้วมากมาย เช่น ดาราจักรมืดที่มีรัศมีมืด ดาวแคระน้ำตาลและดาวเคราะห์มวลมาก วัตถุอัดแน่นในระยะสุดท้ายของวิวัฒนาการ ได้แก่ ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำ นอกจากนี้ วัตถุสมมุติ เช่น ดาวควาร์ก ดาว Q และดาวพรีออนก็สามารถเป็นส่วนหนึ่งของสสารมืดแบริออนได้เช่นกัน

ปัญหาของแนวทางนี้ปรากฏให้เห็นในจักรวาลวิทยาของบิกแบง: หากสสารมืดทั้งหมดแสดงด้วยแบริออน อัตราส่วนของความเข้มข้นของธาตุแสงหลังจากการสังเคราะห์นิวคลีโอสหลักที่สังเกตพบในวัตถุทางดาราศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุด ควรจะแตกต่างอย่างมากจากที่สังเกตได้ หนึ่ง. นอกจากนี้ การทดลองค้นหาเลนส์โน้มถ่วงของแสงจากดาวในกาแล็กซีของเราแสดงให้เห็นว่ามีวัตถุโน้มถ่วงขนาดใหญ่อย่างดาวเคราะห์หรือหลุมดำที่มีความเข้มข้นไม่เพียงพอในการอธิบายมวลรัศมีของดาราจักรของเรา และ ของชิ้นเล็กความเข้มข้นที่เพียงพอควรดูดซับแสงของดวงดาวมากเกินไป

สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน

แบบจำลองทางทฤษฎีมีตัวเลือกมากมายสำหรับบทบาทของสสารที่มองไม่เห็นที่ไม่ใช่แบริออน ขอรายชื่อบางส่วนของพวกเขา

นิวตริโนเบา

นิวตริโนมีข้อได้เปรียบที่แตกต่างจากคู่แข่งรายอื่น: เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่ามีอยู่ เนื่องจากจำนวนนิวตริโนในจักรวาลนั้นเทียบได้กับจำนวนโฟตอน แม้ว่าจะมีมวลเพียงเล็กน้อย นิวตริโนก็สามารถกำหนดไดนามิกของจักรวาลได้ เพื่อให้บรรลุ ซึ่งเรียกว่าความหนาแน่นวิกฤต มวลนิวตริโนของลำดับของ eV มีความจำเป็น ซึ่งหมายถึงจำนวนของนิวตริโนแสง การทดลองที่ดำเนินการจนถึงปัจจุบันให้ค่าประมาณมวลนิวทริโนของลำดับ eV ดังนั้น นิวตริโนแสงจึงถูกแยกออกในฐานะตัวเลือกสำหรับเศษส่วนของสสารมืดที่โดดเด่น

นิวตริโนหนัก

จากข้อมูลความกว้างของการสลายตัวของ Z-boson ที่จำนวนรุ่นของอนุภาคที่มีปฏิสัมพันธ์เล็กน้อย (รวมถึงนิวตริโน) คือ 3 ดังนั้น นิวตริโนหนัก (อย่างน้อยที่สุดที่มีมวลน้อยกว่า 45 GeV) จึงจำเป็นต้องเรียกว่า "ปลอดเชื้อ" นั่นคืออนุภาคที่ไม่มีปฏิกิริยาในทางที่อ่อนแอ แบบจำลองทางทฤษฎีทำนายมวลด้วยค่าที่หลากหลายมาก (ขึ้นอยู่กับลักษณะของนิวตริโนนั้น) จากปรากฏการณ์วิทยาที่ติดตามช่วงมวลประมาณ eV ดังนั้นนิวตริโนที่ปลอดเชื้ออาจเป็นส่วนสำคัญของสสารมืด

อนุภาคสมมาตรยิ่งยวด

ภายในกรอบของทฤษฎีสมมาตรยิ่งยวด (SUSY) มีอนุภาคเสถียรอย่างน้อยหนึ่งอนุภาค ซึ่งเป็นตัวเลือกใหม่สำหรับบทบาทของสสารมืด สันนิษฐานว่าอนุภาคนี้ (LSP) ไม่มีส่วนร่วมในปฏิกิริยาทางแม่เหล็กไฟฟ้าและแรง Photino, gravitino, higgsino (หุ้นส่วนพิเศษของ photon, graviton และ Higgs boson ตามลำดับ) เช่นเดียวกับ sneutrino, ไวน์ และ zino สามารถทำหน้าที่เป็นอนุภาค LSP ในทฤษฎีส่วนใหญ่ อนุภาค LSP คือการรวมกันของอนุภาค SUSY ที่ระบุไว้ข้างต้นด้วยมวลตามลำดับ 10 GeV

จักรวาล

จักรวาลถูกนำมาใช้ในฟิสิกส์เพื่อแก้ปัญหาของนิวตริโนสุริยะ ซึ่งประกอบด้วยความแตกต่างอย่างมีนัยสำคัญระหว่างฟลักซ์ของนิวตริโนที่ตรวจพบบนโลกและค่าที่ทำนายโดยแบบจำลองมาตรฐานของดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม ปัญหานี้พบวิธีแก้ปัญหาภายในกรอบของทฤษฎีการสั่นของนิวตริโนและผลกระทบของมิคฮีฟ-สเมียร์นอฟ-โวลเฟนสไตน์ ดังนั้นจักรวาลจึงถูกแยกออกจากผู้สมัครสำหรับบทบาทของสสารมืด

ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยีของกาลอวกาศ

ตามแนวคิดจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ พลังงานสุญญากาศถูกกำหนดโดยสนามสเกลาร์ที่เป็นเนื้อเดียวกันและเป็นเนื้อเดียวกันบางส่วน ฟิลด์นี้จำเป็นสำหรับอธิบายการเปลี่ยนแปลงเฟสที่เรียกว่าสุญญากาศระหว่างการขยายตัวของจักรวาล ในระหว่างนั้นมีการละเมิดสมมาตรอย่างสม่ำเสมอ ซึ่งนำไปสู่การแยกปฏิสัมพันธ์พื้นฐาน การเปลี่ยนเฟสคือการกระโดดของพลังงานของสนามสุญญากาศที่พุ่งไปที่สถานะพื้นดิน (สถานะที่มีพลังงานต่ำสุดที่อุณหภูมิที่กำหนด) พื้นที่ที่แตกต่างกันของอวกาศสามารถสัมผัสกับการเปลี่ยนแปลงดังกล่าวได้อย่างอิสระอันเป็นผลมาจากภูมิภาคที่มี "การจัดตำแหน่ง" บางอย่างของสนามสเกลาร์ซึ่งขยายตัวสามารถสัมผัสกันได้ ที่จุดนัดพบของภูมิภาคที่มีทิศทางต่างกัน ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยีที่เสถียรของการกำหนดค่าต่างๆ อาจเกิดขึ้น: อนุภาคคล้ายจุด (โดยเฉพาะโมโนโพลแม่เหล็ก) วัตถุขยายเชิงเส้น (สตริงจักรวาล) เยื่อหุ้มสองมิติ (ผนังโดเมน) สามมิติ ข้อบกพร่องมิติ (พื้นผิว) ตามกฎแล้ววัตถุเหล่านี้มีมวลมหาศาลและสามารถมีส่วนสำคัญต่อสสารมืด จนถึงปัจจุบัน (2012) ไม่พบวัตถุดังกล่าวในจักรวาล

การจำแนกประเภทของสสารมืด

ขึ้นอยู่กับความเร็วของอนุภาคที่สสารมืดน่าจะประกอบด้วย มันสามารถแบ่งออกเป็นหลายชั้น

สสารมืดร้อน

ประกอบด้วยอนุภาคที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วใกล้เคียงกับความเร็วแสง ซึ่งอาจเป็นนิวตริโน อนุภาคเหล่านี้มีมวลน้อยมาก แต่ก็ยังไม่เป็นศูนย์ และเมื่อพิจารณาจากนิวตริโนจำนวนมากในจักรวาล (300 อนุภาคต่อ 1 ซม.³) ก็จะทำให้เกิดมวลมหาศาล ในบางรุ่น นิวตริโนคิดเป็น 10% ของสสารมืด

เรื่องนี้เนื่องจากความเร็วมหาศาลไม่สามารถสร้างโครงสร้างที่มั่นคงได้ แต่มันสามารถมีอิทธิพลต่อสสารธรรมดาและสสารมืดประเภทอื่นได้

สสารมืดที่อบอุ่น

สสารเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสัมพัทธภาพ แต่ช้ากว่าสสารมืดที่ร้อนเรียกว่า "อุ่น" ความเร็วของอนุภาคสามารถอยู่ในช่วงตั้งแต่ 0.1c ถึง 0.95c โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ข้อมูลบางอย่างโดยเฉพาะอย่างยิ่ง ความผันผวนของอุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง ให้เหตุผลที่เชื่อได้ว่าสสารดังกล่าวสามารถมีอยู่ได้

จนถึงตอนนี้ ยังไม่มีผู้สมัครรับบทบาทเป็นส่วนประกอบของสสารมืดที่อบอุ่น แต่เป็นไปได้ว่านิวตริโนที่ปลอดเชื้อซึ่งควรจะเคลื่อนที่ช้ากว่านิวตริโนสามรสชาติปกติอาจกลายเป็นหนึ่งในนั้น

สสารมืดเย็น

สสารมืดที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วแบบคลาสสิกเรียกว่า "เย็น" สสารประเภทนี้มีความสนใจมากที่สุด เนื่องจากสสารมืดที่ร้อนและร้อนนั้นไม่เหมือนกับสสารมืดที่ร้อนและร้อน สสารเย็นสามารถก่อตัวที่เสถียร หรือแม้แต่ดาราจักรมืดทั้งหมด

ในขณะที่อนุภาคที่เหมาะสมกับบทบาท ส่วนประกอบยังตรวจไม่พบสสารมืดเย็น ในฐานะที่เป็นผู้สมัครสำหรับบทบาทของสสารมืดเย็น มีอนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิสัมพันธ์เล็กน้อย - WIMP เช่น axions และคู่ของเฟอร์มิออนที่สมมาตรยิ่งยวดของโบซอนเบา - โฟติโนส กราวิติโนส และอื่นๆ

สสารมืดผสม

ในวัฒนธรรมสมัยนิยม

• ในซีรีส์เกม Mass Effect สสารมืดและพลังงานมืดในรูปแบบของ "Element Zero" เป็นสิ่งจำเป็นสำหรับการเคลื่อนไหวด้วยความเร็วที่ยอดเยี่ยม บางคน, ไบโอติกส์, ใช้พลังงานมืด, สามารถควบคุมฟิลด์เอฟเฟกต์มวลได้
• ในซีรีย์อนิเมชั่น Futurama สสารมืดถูกใช้เป็นเชื้อเพลิงสำหรับยานอวกาศ Planet Express สสารได้ถือกำเนิดขึ้นในโลกในรูปของมูลของเผ่าพันธุ์เอเลี่ยน "ซูบาสตีลอน" และมีความหนาแน่นสูงมาก

ดูสิ่งนี้ด้วย

หมายเหตุ

วรรณกรรม

• เว็บไซต์ Modern Cosmology ประกอบด้วยวัสดุที่คัดสรรมาอย่างดีเกี่ยวกับสสารมืด
• G.W. Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudtฟิสิกส์ที่ไม่ใช่ตัวเร่งของอนุภาคมูลฐาน มอสโก : เนาก้า, ฟิซมาตลิต, 1997.

ลิงค์

• เอส เอ็ม บิเลนกี้ มวล การผสม และการสั่นของนิวตริโน, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V.N. Lukash, E. V. Mikheeva, สสารมืด: จากสภาวะเริ่มต้นจนถึงการก่อตัวของโครงสร้างของจักรวาล, UFN 177 1023-1028 (2007)
• ดี. Kazakov "สสารมืด" จากชุดการบรรยายในโครงการ PostNauka (วิดีโอ)
• อนาโตลี เชเรปัชชุก. "รูปแบบใหม่ของสสารในจักรวาล ตอนที่ 1" - มวลมืดและพลังงานมืดจากวัฏจักรของการบรรยาย "ACADEMIA" (วิดีโอ)

มูลนิธิวิกิมีเดีย 2010 .

ดูว่า "สสารมืด" ในพจนานุกรมอื่นๆ คืออะไร:

สสารมืด- (TM) เรื่องผิดปกติของจักรวาลของเราประกอบด้วย (ดู) เช่นไม่ใช่โปรตอนนิวตรอนมีซอน ฯลฯ และค้นพบโดยแรงโน้มถ่วงที่แรงที่สุดต่อวัตถุจักรวาลที่มีลักษณะแบริออนธรรมดา (ดาว, กาแลคซี, สีดำ … …

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Genre fiction ... Wikipedia

คำนี้มีความหมายอื่น ดูดาร์กสตาร์ ดาวมืดเป็นดาวฤกษ์ประเภทที่คาดการณ์ในทางทฤษฎีว่าอาจมีอยู่ในช่วงเริ่มต้นของการก่อตัวของจักรวาล แม้กระทั่งก่อนที่พวกเขาจะทำได้ ... ... Wikipedia

เรื่อง- ความเป็นจริงตามวัตถุประสงค์ที่มีอยู่ภายนอกและเป็นอิสระจากจิตสำนึกของมนุษย์และสะท้อนออกมา (เช่น M. ที่มีชีวิตและไม่มีชีวิต) ความสามัคคีของโลกในสาระสำคัญ ในฟิสิกส์ของ ม. ทุกประเภทของการดำรงอยู่ (ดู) ซึ่งสามารถแตกต่างกันได้ ... ... สารานุกรมสารานุกรมอันยิ่งใหญ่

นักวิทยาศาสตร์คนแรกที่พิสูจน์ตามทฤษฎีและคำนวณความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของสสารที่ไม่รู้จักที่ซ่อนอยู่คือนักดาราศาสตร์ชาวสวิสที่มีต้นกำเนิดจากบัลแกเรีย Fritz Zwicky ด้วยวิธีการ Doppler นักวิทยาศาสตร์ได้คำนวณความเร็วของกาแลคซีแปดแห่งที่อยู่ในกลุ่มดาวเวโรนิกา ในวรรณคดีทางวิทยาศาสตร์ บางครั้งพบชื่อที่โรแมนติกอีกชื่อหนึ่ง - เส้นผมของเวโรนิกา

สสารมืดและพลังงานมืด

ประวัติการค้นพบมวลที่ไม่รู้จัก

ตรรกะเบื้องหลังการคำนวณของ Zwicky มีดังนี้ สนามโน้มถ่วงควรให้กาแลคซีอยู่ภายในกระจุกของพวกมัน ตามตำแหน่งนี้จะคำนวณมวลที่ต้องการ ดาราจักรเปล่งแสง จึงสามารถคำนวณมวลดาราจักรได้อีกค่าหนึ่ง ค่าทั้งสองนี้น่าจะใกล้เคียงกัน แต่สิ่งนี้ไม่เกิดขึ้น ค่านิยมต่างกันมาก ต้องใช้เวลามาก คุ้มค่ากว่ามวลจนสนามโน้มถ่วงไม่ให้กาแล็กซีแยกตัวออกจากกัน

ส่วนที่หายไปนี้เองที่ Zwicky ตั้งชื่อให้ว่า "สสารมืด"

จากการคำนวณของนักวิทยาศาสตร์พบว่ามีสสารธรรมดาในกลุ่มดาวน้อยกว่าสสารมืด Zwicky ตีพิมพ์ผลงานของเขาในวารสารที่ไม่มีชื่อเสียงมากนัก Helvetica Phisica Acta .

อย่างไรก็ตาม ในอีก 40 ปีข้างหน้า นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์พยายามที่จะเพิกเฉยต่อผลลัพธ์ที่น่ารำคาญและโดดเด่นเช่นนี้

ในปี 1970 Vera Rubin และ W.C. Ford ได้ศึกษาการเคลื่อนที่แบบหมุนของเนบิวลาแอนโดรเมดาลึกลับ หลังจากนั้นไม่นาน ได้มีการศึกษาการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีมากกว่า 60 กาแล็กซี จากการศึกษาพบว่าความเร็วของการหมุนของดาราจักรนั้นมากกว่าความเร็วที่ได้จากมวลที่สังเกตได้อย่างชัดเจน ผลลัพธ์ที่ซับซ้อนของข้อเท็จจริงที่สังเกตไม่ได้ที่สังเกตได้คือข้อพิสูจน์ของการมีอยู่ของสสารที่ไม่รู้จักที่ซ่อนอยู่

สสารมืด. Anatoly Vladimirovich

แนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับอนุภาคที่ไม่รู้จักของสสารที่ไม่รู้จัก

ในการวิจัย นักฟิสิกส์บางครั้งใช้วิธีการที่ยากสำหรับคนทั่วไปในการระบุวัตถุที่ไม่รู้จักในจักรวาล พวกเขาอธิบายปรากฏการณ์ที่ไม่รู้จักด้วยแบบจำลองที่พิสูจน์แล้วอย่างมั่นคงและทดลอง และเริ่ม "บีบ" ปรากฏการณ์ที่ดื้อรั้นอย่างช้าๆ โดยรอข้อมูลที่จำเป็นจากมันอย่างอดทน

อย่างไรก็ตาม สสารมืดแสดงให้เห็นถึงความกล้าหาญอย่างแท้จริงต่อความอยากรู้ทางวิทยาศาสตร์ของนักฟิสิกส์

กระจุกสสารที่ซ่อนอยู่ในลักษณะเดียวกับสสารธรรมดา ก่อตัวเป็นดาราจักรและกระจุกของพวกมัน นี่อาจเป็นความคล้ายคลึงกันเพียงอย่างเดียวระหว่างสสารที่มองเห็นได้และมวลที่ไม่รู้จักซึ่งมีส่วนแบ่ง 25% ใน "ธนาคาร" พลังงานของจักรวาล

ผู้ถือหุ้นที่ไม่รู้จักในจักรวาลของเรานี้มีคุณสมบัติที่เรียบง่าย สสารที่ซ่อนเร้นเย็นพอเพียงเต็มใจโต้ตอบกับเพื่อนบ้านที่มองเห็นได้ (โดยเฉพาะกับแบริออน) โดยเฉพาะในแง่ของแรงโน้มถ่วง ควรสังเกตว่าความหนาแน่นของจักรวาลของแบริออนนั้นน้อยกว่าความหนาแน่นของสสารที่ซ่อนอยู่หลายเท่า ความหนาแน่นที่เหนือกว่าดังกล่าวทำให้สามารถ "นำ" ศักยภาพความโน้มถ่วงของจักรวาลได้อย่างแท้จริง

นักวิทยาศาสตร์แนะนำว่าองค์ประกอบวัสดุของสสารเป็นอนุภาคใหม่ที่ไม่รู้จัก แต่จนถึงขณะนี้พวกเขายังไม่พบ เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าพวกมันไม่ได้แยกออกเป็นองค์ประกอบเล็กๆ ของธรรมชาติ มิฉะนั้น ในช่วงเวลาแห่งชีวิตของจักรวาล พวกเขาจะผ่านกระบวนการเสื่อมสลายไปแล้ว ด้วยเหตุนี้ ข้อเท็จจริงนี้จึงพูดจาฉะฉานสนับสนุนข้อเท็จจริงที่ว่า มีกฎหมายอนุรักษ์ฉบับใหม่ซึ่งห้ามไม่ให้อนุภาคสลายตัว อย่างไรก็ตาม ยังไม่ได้เปิด

นอกจากนี้ สสารมืด "ไม่ชอบ" ที่จะทำปฏิกิริยากับอนุภาคที่รู้จัก ด้วยเหตุนี้ การทดลองภาคพื้นดินจึงไม่สามารถกำหนดองค์ประกอบของมวลที่ซ่อนอยู่ได้ ยังไม่ทราบลักษณะของอนุภาค

ผู้รักษาความถี่ - จักรวาลที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน

วิธีค้นหาอนุภาคสสารมืดมีวิธีใดบ้าง

มาดูวิธีการกัน

1. มีข้อสันนิษฐาน โปรตอนนั้นเบากว่าอนุภาคที่ไม่รู้จักประมาณ 2-3 ลำดับ ในกรณีนี้ มันสามารถสร้างขึ้นในการชนกับอนุภาคที่มองเห็นได้ หากพวกมันถูกเร่งให้มีพลังงานสูงมากในเครื่องชนกัน
2. ฉันได้รับความประทับใจ อนุภาคที่ไม่รู้จักนั้นอยู่ที่ไหนสักแห่งในกาแลคซีไกลโพ้น ไม่ ไม่ใช่แค่ที่นั่น แต่ยังอยู่ข้างๆ เราด้วย สันนิษฐานว่าในหนึ่งลูกบาศก์เมตรจำนวนของพวกเขาสามารถเข้าถึง 1,000 ชิ้น อย่างไรก็ตาม พวกเขาชอบหลีกเลี่ยงการชนกับนิวเคลียสของอะตอมของสารที่รู้จัก แม้ว่ากรณีดังกล่าวจะเกิดขึ้นและนักวิทยาศาสตร์หวังว่าจะลงทะเบียนได้
3. อนุภาคที่ไม่รู้จัก มวลที่ซ่อนอยู่ทำลายล้างซึ่งกันและกัน เนื่องจากเรื่องธรรมดานั้นโปร่งใสสำหรับพวกเขาอย่างแน่นอน พวกมันจึงสามารถตกอยู่ในและ หนึ่งในผลิตภัณฑ์ของกระบวนการทำลายล้างคือนิวตริโนซึ่งมีความสามารถในการเจาะทะลุความหนาทั้งหมดของดวงอาทิตย์และโลกได้อย่างอิสระ การลงทะเบียนของนิวตริโนดังกล่าวอาจทำให้เกิดอนุภาคที่ไม่รู้จัก

มวลที่ซ่อนอยู่มีลักษณะอย่างไร?

นักวิทยาศาสตร์ได้สรุปสามทิศทางในการศึกษาธรรมชาติของสสารมืด

1. สสารมืดแบริออน

ภายใต้สมมติฐานนี้ อนุภาคทั้งหมดเป็นที่รู้จักกันดี แต่การแผ่รังสีของพวกมันแสดงออกในลักษณะที่ไม่สามารถตรวจจับได้

• สสารธรรมดาที่กระจัดกระจายอย่างแรงในช่องว่างระหว่างดาราจักร
• วัตถุรัศมีดาราศาสตร์ขนาดใหญ่ (MACHO)

วัตถุเหล่านี้ ซึ่งล้อมรอบกาแลคซี่ มีขนาดค่อนข้างเล็ก พวกมันมีรังสีที่อ่อนแอมาก คุณสมบัติเหล่านี้ทำให้ไม่สามารถตรวจจับได้

ร่างกายสามารถรวมวัตถุต่อไปนี้:

• ดาวแคระน้ำตาล;
• ดาวแคระขาว;
• หลุมดำ;
• ดาวนิวตรอน

การค้นหาวัตถุข้างต้นดำเนินการโดยใช้เลนส์โน้มถ่วง

1. สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน

ไม่ทราบองค์ประกอบของสาร มีสองตัวเลือก:

• มวลเย็นที่อาจรวมถึงโฟโตโนส แอกเซียน และก้อนควาร์ก
• มวลร้อน (นิวตริโน)

1. มิติใหม่แห่งแรงโน้มถ่วง

ความจริงของทฤษฎี

เป็นไปได้ว่าระยะทางระหว่างกาแล็กซี่จะบังคับให้เรามองดูทฤษฎีความโน้มถ่วงที่ได้รับเกียรติจากเวลาจากมุมใหม่ของการมองเห็นทางช้างเผือก

การค้นพบคุณสมบัติของสสารลับยังมาไม่ถึง ไม่ว่าจะเป็นการให้คนรู้และสิ่งที่เขาจะทำอย่างไรกับความมั่งคั่งดังกล่าว - อนาคตเท่านั้นที่จะตอบคำถามเหล่านี้

>

อะไร สสารมืดและพลังงานมืดจักรวาล: โครงสร้างอวกาศพร้อมรูปถ่าย ปริมาณเป็นเปอร์เซ็นต์ อิทธิพลต่อวัตถุ การวิจัย การขยายตัวของจักรวาล

พื้นที่ประมาณ 80% ถูกแสดงด้วยวัสดุที่ซ่อนอยู่จากการสังเกตโดยตรง มันเกี่ยวกับ สสารมืด- สารที่ไม่ก่อให้เกิดพลังงานและแสง นักวิจัยเข้าใจได้อย่างไรว่ามันครอบงำ?

ในปี 1950 นักวิทยาศาสตร์เริ่มศึกษาดาราจักรอื่นอย่างแข็งขัน ในระหว่างการวิเคราะห์พวกเขาสังเกตเห็นว่าจักรวาลเต็มไปด้วย ปริมาณมากวัสดุเกินกว่าจะจับได้" ตาที่มองเห็นได้". ผู้เสนอสสารมืดปรากฏขึ้นทุกวัน แม้ว่าจะไม่มีหลักฐานโดยตรงของการดำรงอยู่ของมัน แต่ทฤษฎีก็เติบโตขึ้น เช่นเดียวกับทางอ้อมของการสังเกต

วัสดุที่เราเห็นเรียกว่าสสารแบริออน มันถูกแทนด้วยโปรตอนนิวตรอนและอิเล็กตรอน เชื่อกันว่าสสารมืดสามารถรวมสสารแบริออนและไม่ใช่แบริออนได้ เพื่อให้จักรวาลยังคงอยู่ในความสมบูรณ์ตามปกติของมัน สสารมืดจะต้องอยู่ในจำนวน 80%

สสารที่เข้าใจยากอาจหายากอย่างไม่น่าเชื่อหากมีสสารแบริออน ในบรรดาผู้สมัครนั้นเรียกว่าดาวแคระน้ำตาลและขาวรวมถึงดาวนิวตรอน หลุมดำมวลมหาศาลยังสามารถเพิ่มความแตกต่างได้ แต่พวกเขาควรจะสร้างผลกระทบมากกว่าที่นักวิทยาศาสตร์เคยเห็น มีคนที่คิดว่าสสารมืดต้องประกอบด้วยบางสิ่งที่แปลกและหายากกว่า

ภาพคอมโพสิตฮับเบิลแสดงวงแหวนน่ากลัวของสสารมืดในกระจุกดาราจักร Cl 0024+17

โลกวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่าสสารที่ไม่รู้จักนั้นส่วนใหญ่เป็นสสารที่ไม่ใช่แบริออน ตัวเลือกที่ได้รับความนิยมมากที่สุดคือ WIMPS (สัมผัสกับอนุภาคขนาดใหญ่อย่างอ่อน) ซึ่งมีมวล 10-100 เท่าของโปรตอน แต่ปฏิสัมพันธ์ของพวกเขากับเรื่องธรรมดานั้นอ่อนเกินไป ซึ่งทำให้ยากต่อการค้นหา

ขณะนี้ Neutrinos กำลังได้รับการพิจารณาอย่างรอบคอบ - อนุภาคสมมุติฐานขนาดใหญ่ที่มีขนาดใหญ่กว่านิวตริโนในมวล แต่มีความแตกต่างกันด้วยความช้า พวกเขายังไม่พบ ความจริงที่เป็นกลางน้อยกว่าและโฟตอนบริสุทธิ์ก็ถูกนำมาพิจารณาเป็นตัวเลือกด้วย

อีกทางเลือกหนึ่งคือความรู้เรื่องแรงโน้มถ่วงที่ล้าสมัยซึ่งจำเป็นต้องได้รับการปรับปรุง

สสารมืดที่มองไม่เห็นและพลังงานมืด

แต่ถ้าเราไม่เห็นอะไรบางอย่าง เราจะพิสูจน์ได้อย่างไรว่ามันมีอยู่จริง? และทำไมเราถึงตัดสินใจว่าสสารมืดและพลังงานมืดเป็นของจริง?

มวลของวัตถุขนาดใหญ่คำนวณจากการกระจัดเชิงพื้นที่ ในช่วงทศวรรษ 1950 นักวิจัยที่ศึกษากาแลคซีประเภทก้นหอยสันนิษฐานว่าวัตถุที่อยู่ใกล้ศูนย์กลางจะเคลื่อนที่เร็วกว่าวัตถุที่อยู่ห่างไกลมาก แต่ปรากฏว่าดวงดาวเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเท่ากัน ซึ่งหมายความว่ามีมวลมากกว่าที่เคยคิดไว้มาก ก๊าซที่ศึกษาในรูปวงรีมีผลเช่นเดียวกัน ข้อสรุปเดียวกันนี้แนะนำตัวเองว่า หากเรามุ่งความสนใจไปที่มวลที่มองเห็นเท่านั้น กระจุกดาราจักรคงจะยุบไปนานแล้ว

อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์สามารถพิสูจน์ได้ว่าวัตถุขนาดใหญ่ในจักรวาลสามารถดัดและบิดเบือนรังสีของแสงได้ ทำให้สามารถใช้เป็นเลนส์ขยายตามธรรมชาติได้ จากการตรวจสอบกระบวนการนี้ นักวิทยาศาสตร์จึงสามารถสร้างแผนที่ของสสารมืดได้

ปรากฎว่าโลกส่วนใหญ่ของเรามีสารที่เข้าใจยาก คุณจะได้เรียนรู้สิ่งที่น่าสนใจมากขึ้นเกี่ยวกับสสารมืดหากคุณดูวิดีโอ

สสารมืด

นักฟิสิกส์ Dmitry Kazakov เกี่ยวกับสมดุลพลังงานโดยรวมของจักรวาล ทฤษฎีของมวลที่ซ่อนอยู่และอนุภาคสสารมืด:

ถ้าเราพูดถึงเรื่องสสารแล้วความมืดจะนำไปสู่เปอร์เซ็นต์ แต่โดยทั่วไปจะใช้เวลาเพียงหนึ่งในสี่ของทุกอย่าง จักรวาลมีมากมาย พลังงานมืด.

ตั้งแต่บิ๊กแบง อวกาศได้เริ่มกระบวนการขยายที่ดำเนินต่อไปจนถึงทุกวันนี้ นักวิจัยเชื่อว่าในที่สุดพลังงานเริ่มต้นจะหมดลงและจะช้าลง แต่ซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลแสดงให้เห็นว่าอวกาศไม่ได้หยุดนิ่ง แต่เพิ่มความเร็ว ทั้งหมดนี้เป็นไปได้ก็ต่อเมื่อพลังงานมีมากจนสามารถเอาชนะอิทธิพลโน้มถ่วงได้

สสารมืดและพลังงานมืด: ไขปริศนา

เรารู้ว่าจักรวาลส่วนใหญ่เป็นตัวแทนของพลังงานมืด นี่คือพลังลึกลับที่ทำให้พื้นที่เพิ่มอัตราการขยายตัวของจักรวาล องค์ประกอบลึกลับอีกประการหนึ่งคือสสารมืดซึ่งรักษาการสัมผัสกับวัตถุด้วยความช่วยเหลือของแรงโน้มถ่วงเท่านั้น

นักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถเห็นสสารมืดได้โดยตรง แต่มีให้ศึกษา พวกมันสามารถจับแสงที่โค้งงอโดยแรงโน้มถ่วงของวัตถุที่มองไม่เห็น (เลนส์โน้มถ่วง) สังเกตช่วงเวลาที่ดาวโคจรรอบดาราจักรเร็วกว่าที่ควรจะเป็น

ทั้งหมดนี้เกิดจากการมีสารที่เข้าใจยากจำนวนมากที่ส่งผลต่อมวลและความเร็ว อันที่จริง สารนี้ถูกปกปิดเป็นความลับ ปรากฎว่านักวิจัยมักจะไม่พูดในสิ่งที่อยู่ข้างหน้าพวกเขา แต่สิ่งที่ "มัน" ไม่ใช่

ภาพตัดปะนี้แสดงภาพกระจุกกาแลคซี 6 แห่งที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลของนาซ่า กระจุกดาวถูกค้นพบระหว่างที่พยายามศึกษาพฤติกรรมของสสารมืดในกระจุกดาราจักรเมื่อชนกัน

สสารมืด...มืด มันไม่ได้ผลิตแสงและไม่ถูกสังเกตในมุมมองโดยตรง ดังนั้นเราจึงไม่รวมดาวและดาวเคราะห์

มันไม่ได้ทำหน้าที่เป็นเมฆของสสารธรรมดา (อนุภาคดังกล่าวเรียกว่าแบริออน) ถ้าแบริออนมีอยู่ในสสารมืด มันก็จะแสดงออกมาในการสังเกตโดยตรง

เรายังไม่รวมหลุมดำ เนื่องจากพวกมันทำหน้าที่เป็นเลนส์โน้มถ่วงที่ปล่อยแสง นักวิทยาศาสตร์ไม่ได้สังเกตเหตุการณ์เลนส์มากพอที่จะคำนวณปริมาณสสารมืดที่ควรมีอยู่

แม้ว่าจักรวาลจะเป็นสถานที่ขนาดใหญ่ แต่ก็เริ่มต้นจากโครงสร้างที่เล็กที่สุด เชื่อกันว่าสสารมืดเริ่มควบแน่นเพื่อสร้าง "หน่วยการสร้าง" ด้วยสสารปกติ ทำให้เกิดกาแลคซีและกระจุกดาวแรก

ในการค้นหาสสารมืด นักวิทยาศาสตร์ใช้วิธีการต่างๆ ดังนี้

• Hadron Collider ขนาดใหญ่
• เครื่องมือเช่น WNAP และหอดูดาวอวกาศพลังค์
• การทดลองทบทวนโดยตรง: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP และ ArDM
• การตรวจจับทางอ้อม: เครื่องตรวจจับรังสีแกมมา (Fermi), กล้องโทรทรรศน์นิวตริโน (IceCube), เครื่องตรวจจับปฏิสสาร (PAMELA), เอ็กซ์เรย์และเซ็นเซอร์วิทยุ

วิธีค้นหาสสารมืด

นักฟิสิกส์ Anton Baushev เกี่ยวกับปฏิกิริยาที่อ่อนแอระหว่างอนุภาค กัมมันตภาพรังสี และการค้นหาร่องรอยของการทำลายล้าง:

เจาะลึกความลึกลับของสสารมืดและพลังงานมืด

นักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถเห็นสสารมืดได้อย่างแท้จริง มากกว่าหนึ่งครั้ง เพราะมันไม่ได้สัมผัสกับสสารแบริออน ซึ่งหมายความว่ามันยังคงเข้าใจยากต่อแสงและพันธุ์อื่นๆ รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า. แต่นักวิจัยมีความมั่นใจในการปรากฏตัวของมัน เนื่องจากพวกเขาสังเกตเห็นผลกระทบต่อกาแลคซีและกระจุกดาว

ฟิสิกส์มาตรฐานกล่าวว่าดาวฤกษ์ที่อยู่บริเวณขอบดาราจักรชนิดก้นหอยควรเคลื่อนที่ช้าลง แต่ปรากฎว่าดาวปรากฏขึ้นซึ่งความเร็วไม่เป็นไปตามหลักการของตำแหน่งที่สัมพันธ์กับจุดศูนย์กลาง สิ่งนี้สามารถอธิบายได้ด้วยความจริงที่ว่าดวงดาวรู้สึกถึงอิทธิพลของสสารมืดที่มองไม่เห็นในรัศมีรอบดาราจักรเท่านั้น

การปรากฏตัวของสสารมืดยังสามารถถอดรหัสภาพลวงตาบางส่วนที่สังเกตได้ในส่วนลึกสากล ตัวอย่างเช่น การปรากฏตัวของวงแหวนประหลาดและส่วนโค้งของแสงในดาราจักร นั่นคือ แสงจากกาแลคซีไกลโพ้นผ่านการบิดเบือนและถูกขยายโดยชั้นสสารมืดที่มองไม่เห็น (เลนส์แรงโน้มถ่วง)

จนถึงตอนนี้ เรามีแนวคิดบางประการเกี่ยวกับสสารมืด แนวคิดหลักคืออนุภาคแปลกใหม่ที่ไม่สัมผัสกับสสารธรรมดาและแสง แต่มีพลังในแง่ของแรงโน้มถ่วง ขณะนี้ หลายกลุ่ม (บางกลุ่มใช้ Large Hadron Collider) กำลังทำงานเพื่อสร้างอนุภาคสสารมืดเพื่อศึกษาในห้องปฏิบัติการ

บางคนคิดว่าอิทธิพลสามารถอธิบายได้ด้วยการดัดแปลงพื้นฐานของทฤษฎีความโน้มถ่วง จากนั้นเราจะได้แรงโน้มถ่วงหลายรูปแบบ ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากภาพปกติและกฎที่ฟิสิกส์กำหนด

จักรวาลที่กำลังขยายตัวและพลังงานมืด

สถานการณ์ที่มีพลังงานมืดนั้นซับซ้อนยิ่งขึ้น และการค้นพบนี้เองในช่วงทศวรรษ 1990 ก็คาดเดาไม่ได้ นักฟิสิกส์มักคิดว่าแรงโน้มถ่วงทำงานช้าลง และวันหนึ่งก็สามารถหยุดกระบวนการขยายจักรวาลได้ สองทีมทำการวัดความเร็วพร้อมกัน และทั้งคู่ก็แปลกใจที่เปิดเผยการเร่งความเร็ว มันเหมือนกับว่าคุณกำลังโยนแอปเปิ้ลขึ้นไปในอากาศ และคุณรู้ว่ามันจะต้องตกลงมา และมันยิ่งห่างจากคุณมากขึ้นเรื่อยๆ

เห็นได้ชัดว่าแรงบางอย่างส่งผลต่อการเร่งความเร็ว ยิ่งกว่านั้น ดูเหมือนว่ายิ่งจักรวาลกว้างขึ้นเท่าใด พลังนี้ก็จะยิ่งได้รับ "พลัง" มากเท่านั้น นักวิทยาศาสตร์ตัดสินใจกำหนดให้มันเป็นพลังงานมืด

เราอยู่บนธรณีประตูของการค้นพบที่สามารถเปลี่ยนสาระสำคัญของความคิดของเราเกี่ยวกับโลก เรากำลังพูดถึงธรรมชาติของสสารมืด ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ดาราศาสตร์ได้ดำเนินการตามขั้นตอนสำคัญในการสังเกตสสารมืด และในปัจจุบัน การมีอยู่ของสสารดังกล่าวในจักรวาลถือได้ว่าเป็นข้อเท็จจริงที่เป็นที่ยอมรับอย่างมั่นคง ลักษณะเฉพาะของสถานการณ์คือนักดาราศาสตร์สังเกตโครงสร้างที่ประกอบด้วยสารที่นักฟิสิกส์ไม่รู้จัก ดังนั้นปัญหาในการระบุลักษณะทางกายภาพของเรื่องนี้จึงเกิดขึ้น

1. "เอาอะไรมาก็ไม่รู้"

ฟิสิกส์อนุภาคมูลฐานสมัยใหม่ไม่รู้จักอนุภาคที่มีคุณสมบัติของสสารมืด ต้องการส่วนขยายของรุ่นมาตรฐาน แต่จะเคลื่อนที่ไปในทิศทางใด อย่างไร และจะหาได้จากที่ไหน? คำพูดจากเทพนิยายรัสเซียที่รู้จักกันดีในหัวข้อนี้สะท้อนให้เห็นถึงสถานการณ์ปัจจุบันในวิธีที่ดีที่สุด

นักฟิสิกส์กำลังมองหาอนุภาคที่ไม่รู้จัก มีเพียงแนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับคุณสมบัติของสสารที่สังเกตได้ คุณสมบัติเหล่านี้คืออะไร?

เรารู้เพียงว่าสสารมืดมีปฏิสัมพันธ์กับสสารเรืองแสง (แบริออน) ในลักษณะโน้มถ่วงและเป็นสื่อเย็นที่มีความหนาแน่นของจักรวาลวิทยาสูงกว่าของแบริออนหลายเท่า เนื่องจากคุณสมบัติง่ายๆ ดังกล่าว สสารมืดส่งผลโดยตรงต่อการพัฒนาศักยภาพความโน้มถ่วงของจักรวาล ความเปรียบต่างของความหนาแน่นเพิ่มขึ้นตามเวลา นำไปสู่การก่อตัวของระบบรัศมีสสารมืดที่มีแรงโน้มถ่วงจับ

ควรเน้นว่ากระบวนการของความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงนี้สามารถกระตุ้นได้ในจักรวาลฟรีดมันน์เฉพาะเมื่อมีความหนาแน่นของเมล็ดรบกวน ซึ่งการดำรงอยู่นั้นไม่เกี่ยวข้องกับสสารมืดแต่อย่างใด แต่เกิดจากฟิสิกส์ของบิกแบง . ลุกขึ้นมาอีกคน คำถามที่สำคัญที่สุดเกี่ยวกับการเกิดขึ้นของการรบกวนของเมล็ดซึ่งโครงสร้างของสสารมืดพัฒนาขึ้น

คำถามเกี่ยวกับการก่อกวนจักรวาลวิทยาเบื้องต้นจะได้รับการพิจารณาในภายหลัง ตอนนี้ขอกลับไปที่สสารมืด

Baryons ถูกขังอยู่ในหลุมโน้มถ่วงที่มีความเข้มข้นของสสารมืด ดังนั้นแม้ว่าอนุภาคสสารมืดจะไม่ทำปฏิกิริยากับแสง แต่ก็มีแสงในที่ที่มีสสารมืด คุณสมบัติที่โดดเด่นของความไม่คงตัวโน้มถ่วงนี้ทำให้สามารถศึกษาปริมาณ สถานะ และการกระจายของสสารมืดจากข้อมูลการสังเกตจากช่วงคลื่นวิทยุไปยังช่วงรังสีเอกซ์

การยืนยันโดยอิสระของข้อสรุปของเราเกี่ยวกับคุณสมบัติของสสารมืดและพารามิเตอร์อื่นๆ ของจักรวาลคือข้อมูลเกี่ยวกับแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก เกี่ยวกับความอุดมสมบูรณ์ของธาตุแสงในจักรวาล และการกระจายของการดูดกลืน เส้นของสสารในสเปกตรัมของควาซาร์ที่ห่างไกล การจำลองเชิงตัวเลขมีบทบาทสำคัญมากขึ้นเรื่อยๆ ซึ่งแทนที่การทดลองในการศึกษาจักรวาลวิทยา ข้อมูลที่มีค่าที่สุดเกี่ยวกับการกระจายตัวของสสารมืดมีอยู่ในข้อมูลเชิงสังเกตจำนวนมากเกี่ยวกับเลนส์โน้มถ่วงของแหล่งกำเนิดที่อยู่ห่างไกลจากกระจุกของสสารในบริเวณใกล้เคียง

ข้าว. 1. ภาพถ่ายท้องฟ้าในทิศทางของกระจุกดาราจักร 0024 + 1654 ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล

รูปที่ 1 แสดงส่วนของท้องฟ้าในทิศทางของกระจุกมวลมืดก้อนหนึ่ง ($\sim 10^(14)M_(odot)$) เราเห็นกระจุกกาแล็กซีที่ถูกจับโดยสนามโน้มถ่วงของกลุ่มนี้ ก๊าซเอ็กซ์เรย์ร้อนที่อยู่ใต้หลุมศักย์โน้มถ่วง และภาพซ้อนของหนึ่งในดาราจักรแบ็คกราวด์ที่ปรากฏบนแนวสายตาของความมืด รัศมีและบิดเบี้ยวด้วยสนามโน้มถ่วงของมัน

ตารางที่ 1. พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาหลัก

ตารางที่ 1 แสดงค่าเฉลี่ยของพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่ได้จากการสังเกตทางดาราศาสตร์ (ความแม่นยำ 10%) เห็นได้ชัดว่าความหนาแน่นพลังงานรวมของอนุภาคทุกประเภทในจักรวาลไม่เกิน 30% ของความหนาแน่นวิกฤตทั้งหมด (การมีส่วนร่วมของนิวตริโนไม่เกินสองสามเปอร์เซ็นต์) ส่วนที่เหลืออีก 70% อยู่ในรูปแบบที่ไม่มีส่วนร่วมในการสะสมแรงโน้มถ่วงของสสาร เฉพาะค่าคงที่จักรวาลหรือลักษณะทั่วไปของมันเท่านั้น ซึ่งเป็นตัวกลางที่มีแรงดันลบ ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $) ซึ่งเรียกว่า "พลังงานมืด" เท่านั้นที่มีคุณสมบัตินี้ การกำหนดลักษณะของหลังเป็นมุมมองระยะยาวสำหรับการพัฒนาฟิสิกส์

รายงานนี้กล่าวถึงประเด็นของจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ ซึ่งคาดว่าจะมีแนวทางแก้ไขในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า ประการแรก เรื่องนี้เกี่ยวข้องกับการกำหนดเงื่อนไขเริ่มต้นสำหรับการก่อตัวของโครงสร้างสสารมืดและการค้นหาอนุภาคที่ไม่รู้จักด้วยตัวมันเอง

2. จักรวาลต้นและปลายจักรวาล

โครงสร้างที่สังเกตได้ของจักรวาลเป็นผลมาจากการกระทำร่วมกันของสภาวะเริ่มต้นและวิวัฒนาการของสนามรบกวนความหนาแน่น ข้อมูลเชิงสังเกตสมัยใหม่ทำให้สามารถกำหนดลักษณะของสนามการรบกวนความหนาแน่นในยุคต่างๆ ของการพัฒนาได้ ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะแยกข้อมูลเกี่ยวกับเงื่อนไขเริ่มต้นและเงื่อนไขการพัฒนาซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของการศึกษาฟิสิกส์ของจักรวาลต้นและปลายอย่างอิสระ

คำว่า "เอกภพยุคแรก" ในจักรวาลวิทยาสมัยใหม่หมายถึงขั้นตอนสุดท้ายของการขยายตัวแบบเร่งตามด้วยการเปลี่ยนผ่านไปสู่ระยะร้อนของวิวัฒนาการ เราไม่ทราบพารามิเตอร์ของบิ๊กแบง มีเพียงขอบเขตบนเท่านั้น (ดูส่วนที่ 3 ความสัมพันธ์ (12)) อย่างไรก็ตาม มีทฤษฎีที่ได้รับการพัฒนามาอย่างดีเกี่ยวกับการสร้างการรบกวนของจักรวาล ซึ่งเราสามารถคำนวณสเปกตรัมของการรบกวนเริ่มต้นของความหนาแน่นของสสารและคลื่นความโน้มถ่วงขั้นต้นได้ ขึ้นอยู่กับค่าของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา
สาเหตุของการขาดแบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับโดยทั่วไปของเอกภพยุคแรกอยู่ในความเสถียรของการทำนายกระบวนทัศน์เงินเฟ้อของบิกแบง - ความใกล้ชิดของสเปกตรัมที่สร้างขึ้นกับรูปแบบแบน ความเล็กสัมพัทธ์ของแอมพลิจูดของคลื่นความโน้มถ่วงจักรวาล ธรรมชาติแบบยุคลิดสามมิติของจักรวาลที่มองเห็นได้ ฯลฯ - ซึ่งสามารถรับได้ในพารามิเตอร์แบบจำลองระดับต่างๆ ช่วงเวลาแห่งความจริงในการสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรกอาจเป็นการค้นพบคลื่นความโน้มถ่วงของจักรวาล ซึ่งดูเหมือนเป็นไปได้ในกรณีที่การทดลองอวกาศนานาชาติ "พลังค์" ประสบความสำเร็จ ซึ่งจะเริ่มในปี 2008

ความรู้ของเราเกี่ยวกับจักรวาลตอนปลายนั้นตรงกันข้าม เรามีเพียงพอ รุ่นที่แน่นอน- เรารู้องค์ประกอบของสสาร กฎการพัฒนาโครงสร้าง ค่าพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา (ดูตารางที่ 1) แต่ในขณะเดียวกัน เราไม่มีทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับที่มาของส่วนประกอบของสสาร

คุณสมบัติที่รู้จักของจักรวาลที่มองเห็นได้ช่วยให้เราสามารถอธิบายเรขาคณิตของมันในแง่ของทฤษฎีการรบกวน พารามิเตอร์ขนาดเล็ก ($10^(-5)$) คือแอมพลิจูดของการรบกวนทางจักรวาลวิทยา

ในลำดับศูนย์ จักรวาลคือฟรีดมันเนียนและอธิบายโดยฟังก์ชันเวลาเดียว - ตัวคูณสเกล $a(t)$ คำสั่งแรกค่อนข้างซับซ้อนกว่า การรบกวนของเมตริกเป็นผลรวมของโหมดอิสระสามโหมด - สเกลาร์ $S(k)$, เวกเตอร์ $V(k)$ และเทนเซอร์ $T(k)$ ซึ่งแต่ละโหมดมีลักษณะเฉพาะด้วยฟังก์ชันสเปกตรัมของคลื่น หมายเลข $k$ โหมดสเกลาร์อธิบายการรบกวนความหนาแน่นของจักรวาล โหมดเวกเตอร์รับผิดชอบการเคลื่อนที่ของกระแสน้ำวนของสสาร และโหมดเทนเซอร์คือคลื่นโน้มถ่วง ดังนั้น เรขาคณิตทั้งหมดจึงถูกอธิบายโดยใช้ฟังก์ชันสี่อย่าง: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ และ $T(k)$ ซึ่งเรารู้จักเพียงสองตัวแรกเท่านั้นในปัจจุบัน (ใน บางโดเมนของคำจำกัดความ )

บิ๊กแบงเป็นกระบวนการหายนะของการขยายตัวอย่างรวดเร็วพร้อมด้วยสนามโน้มถ่วงที่รุนแรงและเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว ในระหว่างการขยายตัวของจักรวาลวิทยา การรบกวนของหน่วยเมตริกเกิดขึ้นเองตามธรรมชาติจากความผันผวนของสุญญากาศ เช่นเดียวกับองศาอิสระที่ไร้มวลใดๆ เกิดขึ้นภายใต้การกระทำของสนามตัวแปรภายนอก การวิเคราะห์ข้อมูลเชิงสังเกตบ่งชี้กลไกควอนตัมโน้มถ่วงสำหรับการสร้างสิ่งรบกวนเปล่า ดังนั้น โครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลจึงเป็นตัวอย่างของการแก้ปัญหาความสามารถในการวัดได้ในทฤษฎีสนามควอนตัม

ให้เราสังเกตคุณสมบัติหลักของเขตข้อมูลก่อกวนที่สร้างขึ้น: สถิติเกาส์เซียน (การแจกแจงแบบสุ่มในอวกาศ) ช่วงเวลาที่แตกต่าง (สาขาการก่อกวนที่ "เพิ่มขึ้น") การไม่มีมาตราส่วนที่แตกต่างในช่วงความยาวคลื่นที่กว้างและ แอมพลิจูดที่ไม่ใช่ศูนย์ของคลื่นความโน้มถ่วง หลังมี สำคัญเพื่อสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรก เนื่องจากมีการเชื่อมต่อที่ง่ายที่สุดกับเมตริกพื้นหลัง คลื่นความโน้มถ่วงจะนำข้อมูลโดยตรงเกี่ยวกับมาตราส่วนพลังงานของบิกแบง

อันเป็นผลมาจากการพัฒนาโหมดสเกลาร์ของการก่อกวน กาแลคซีและวัตถุทางดาราศาสตร์อื่น ๆ ได้ก่อตัวขึ้น ความสำเร็จที่สำคัญในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา (การทดลอง WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) เป็นการขัดเกลาความรู้ของเราอย่างจริงจังเกี่ยวกับแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของ CMB ซึ่งเกิดขึ้นนานก่อนการปรากฏตัวของกาแลคซีอันเป็นผลมาจากผลกระทบต่อกาแล็กซี การกระจายโฟตอนของการรบกวนทางจักรวาลทั้งสามโหมด

การวิเคราะห์ร่วมกันของข้อมูลเชิงสังเกตเกี่ยวกับการกระจายตัวของดาราจักรและแอนไอโซโทรปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลทำให้สามารถแยกสภาวะเริ่มต้นและวิวัฒนาการออกได้ โดยใช้เงื่อนไขที่ว่าผลรวม $S+V+T\ประมาณ 10^(-10)$ ถูกกำหนดโดย CMB anisotropy เราสามารถรับขีดจำกัดบนของผลรวมของโหมดกระแสน้ำวนและโหมดเทนเซอร์ของการก่อกวนในจักรวาล (ของพวกเขา การตรวจจับทำได้เฉพาะเมื่อความแม่นยำของการสังเกตเพิ่มขึ้นเท่านั้น):
$$\frac(V+T)(S) หากละเมิดความไม่เท่าเทียมกัน (1) ขนาดของการรบกวนความหนาแน่นจะไม่เพียงพอต่อการสร้างโครงสร้างที่สังเกตได้

3.ช่วงต้นก็มีเสียง...

ผลของการผลิตควอนตัมโน้มถ่วงของสนามไร้มวลได้รับการศึกษาเป็นอย่างดี นี่คือวิธีที่อนุภาคของสสารสามารถถือกำเนิดขึ้นได้ (ดูตัวอย่าง ) (แม้ว่าโดยเฉพาะอย่างยิ่ง โฟตอนที่ระลึกก็เกิดขึ้นจากการสลายตัวของสสารต้นแบบในเอกภพยุคแรก) ในทำนองเดียวกัน คลื่นความโน้มถ่วงและการรบกวนความหนาแน่นจะถูกสร้างขึ้น เนื่องจากสนามเหล่านี้ไม่มีมวลเช่นกัน และการผลิตไม่ได้ถูกห้ามโดยสภาวะพลังงานธรณีประตู ปัญหาในการสร้างกระแสน้ำวนยังคงรอนักวิจัยอยู่

ทฤษฎีของโหมด $S$- และ $T$- ของการก่อกวนในจักรวาลฟรีดมันน์ถูกลดขนาดให้เป็นปัญหาเชิงควอนตัม-เครื่องกลของออสซิลเลเตอร์อิสระ $q_k(\eta)$ ที่อยู่ในฟิลด์พารามิเตอร์ภายนอก ($\alpha(\eta )$) ในโลก Minkowski ที่มีพิกัดเวลา $\eta=\int dt/a$ การกระทำและ Lagrangian ของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นขึ้นอยู่กับความถี่เชิงพื้นที่ $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
โดยที่ไพรม์หมายถึงอนุพันธ์ของเวลา $\eta$, $\omega=\beta$ คือความถี่ของออสซิลเลเตอร์ $\beta$ คือความเร็วการแพร่กระจายการรบกวนในหน่วยของความเร็วแสงในสุญญากาศ (ต่อไปนี้คือ $c=\ hbar =1$ ดัชนี $k$ ถูกละเว้นจากฟิลด์ $q$); ในกรณีของโหมด $T$- $q = q_T$ เป็นส่วนประกอบตามขวางของเมตริกซ์เทนเซอร์
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
และในกรณีของ $S$-mode $q = q_s$ - การทับซ้อนเชิงเส้นของศักย์โน้มถ่วงตามยาว (การรบกวนของตัวประกอบมาตราส่วน) และศักย์ไฟฟ้า 3 ความเร็วของตัวกลาง คูณด้วยพารามิเตอร์ฮับเบิล
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
จุดหมายถึงอนุพันธ์ของเวลา $t$

ดังที่เห็นได้จาก (3) สนาม $q_T$ เป็นพื้นฐาน เนื่องจากมีความเกี่ยวข้องน้อยที่สุดกับเมตริกพื้นหลังและไม่ขึ้นอยู่กับคุณสมบัติของสสาร (ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ความเร็วของการแพร่กระจายของคลื่นโน้มถ่วง เท่ากับความเร็วแสง) สำหรับ $q_S$ การเชื่อมต่อกับสนามภายนอก (4) นั้นซับซ้อนกว่า ซึ่งรวมถึงอนุพันธ์ของตัวคูณมาตราส่วนและลักษณะเฉพาะบางอย่างของสสาร (เช่น ความเร็วของการแพร่กระจายของสิ่งรบกวนในตัวกลาง) เราไม่รู้อะไรเลยเกี่ยวกับโปรโตแมทเทอร์ในเอกภพยุคแรก - มีเพียงแนวทางทั่วไปสำหรับปัญหานี้
โดยปกติ ตัวกลางในอุดมคติจะพิจารณาด้วยเทนเซอร์ของพลังงาน-โมเมนตัม ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพลังงาน $\epsilon$ ความดัน $p$ และความเร็ว 4 ของสสาร $u^\mu$ สำหรับโหมด $S$ ความเร็ว 4 ระดับมีศักยภาพและสามารถแสดงเป็นเกรเดียนต์ของ 4 สเกลาร์ $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
โดยที่ $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ เป็นฟังก์ชันการทำให้เป็นมาตรฐาน เครื่องหมายจุลภาคตัวห้อยหมายถึงอนุพันธ์ที่เกี่ยวข้องกับพิกัด ความเร็วของเสียงกำหนดโดยใช้ "สมการสถานะ" เป็นปัจจัยสัดส่วนระหว่างการรบกวนของความดันและความหนาแน่นของพลังงานของสสาร:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
โดยที่ $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ คือศักย์ไฟฟ้า 3 ความเร็วของตัวกลาง

ในลำดับเชิงเส้นของทฤษฎีการก่อกวน แนวคิดของตัวกลางในอุดมคตินั้นเทียบเท่ากับแนวคิดภาคสนาม โดยที่สนามวัสดุ $\phi$ ถูกกำหนดเป็นความหนาแน่นของลากรองจ์ $L=L(w,\phi)$ ในการเข้าใกล้สนามจะพบความเร็วการแพร่กระจายของการกระตุ้นจากสมการ
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
ซึ่งสอดคล้องกับความสัมพันธ์ (6) โมเดลส่วนใหญ่ของเอกภพยุคแรกสันนิษฐานว่า $\beta\sim 1$ (โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ในระยะที่รังสีครอบงำ $\beta=1/\sqrt(3)$)

วิวัฒนาการของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นอธิบายโดยสมการไคลน์-กอร์ดอน
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
ที่ไหน
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
คำตอบของสมการ (8) มีพฤติกรรมเชิงเส้นกำกับสองกิ่ง: อะเดียแบติก ($\omega^2>U$) เมื่อออสซิลเลเตอร์อยู่ในโหมดการสั่นอิสระและแอมพลิจูดของการกระตุ้นจะลดลง ($|q|\sim(\alpha\ sqrt(\beta ))^(-1)$) และพารามิเตอร์ ($\omega^2

ในเชิงปริมาณ สเปกตรัมของสิ่งรบกวนที่เกิดขึ้นจะขึ้นอยู่กับสถานะเริ่มต้นของออสซิลเลเตอร์:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
ค่าสัมประสิทธิ์ 2 ในนิพจน์สำหรับโหมดเทนเซอร์คำนึงถึงโพลาไรซ์สองขั้วของคลื่นความโน้มถ่วง สถานะ $\langle\rangle$ ถือเป็นสถานะหลัก กล่าวคือ สอดคล้องกับระดับต่ำสุดของการกระตุ้นเริ่มต้นของออสซิลเลเตอร์ นี่คือสมมติฐานหลักของทฤษฎีบิ๊กแบง ในการปรากฏตัวของโซนอะเดียแบติก สถานะพื้นดิน (สูญญากาศ) ของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นเป็นเพียงสถานะเดียว
ดังนั้น สมมติว่าฟังก์ชัน U เพิ่มขึ้นตามเวลาและ $\beta\sim 1$ เราได้รับผลลัพธ์ทั่วไปทั่วไปสำหรับสเปกตรัม $T(k)$ และ $S(k)$:
$$T\ประมาณ\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\ประมาณ4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
โดยที่ $k=\sqrt(U)\ประมาณ aH$ และ $M_p\equiv G^(-1/2)$ คือมวลพลังค์ ดังที่เห็นได้จาก (11) ในทางทฤษฎี โหมด $T$ ไม่ได้ถูกเลือกปฏิบัติในทางที่เกี่ยวกับโหมด $S$ มันคือทั้งหมดที่เกี่ยวกับมูลค่าของปัจจัย $\gamma$ ในยุคแห่งการก่อกวน
จากข้อเท็จจริงที่สังเกตว่าโหมด $T$- มีขนาดเล็กในจักรวาลของเรา (ดูส่วนที่ 2 ความสัมพันธ์ (1)) เราได้รับขอบเขตบนในระดับพลังงานของบิกแบงและบนพารามิเตอร์ $\gamma$ ใน ต้นจักรวาล:
$$H เงื่อนไขสุดท้ายหมายความว่าบิกแบงมีลักษณะการพองตัว ($\gamma) $ ที่ระยะเริ่มต้น (อะเดียแบติก) และขั้นสุดท้าย (การครอบงำด้วยรังสี $a\propto n$) ของวิวัฒนาการ (ดูรูปที่ 2) .

ข้าว. 2. ภาพประกอบของการแก้สมการ (8) ในการกำหนดปัญหาการกระเจิง

สำหรับแต่ละ asymptotics ข้างต้น คำตอบทั่วไปคือ
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
โดยที่ตัวดำเนินการ $C_(1,2)$ กำหนดแอมพลิจูดของสาขาวิวัฒนาการที่ "กำลังเติบโต" และ "ล้มลง" ในสถานะสุญญากาศ เฟสของเวลาเริ่มต้นของสนามเป็นแบบอำเภอใจ: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$ อย่างไรก็ตาม จากการแก้สมการวิวัฒนาการ ปรากฎว่าในขั้นตอนที่มีการแผ่รังสีครอบงำ มีเพียงสาขาที่เพิ่มขึ้นของการรบกวนทางเสียงเท่านั้นที่จะได้รับ: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((ออก))| \rangle$. เมื่อการแผ่รังสีออกจากสสารในยุคการรวมตัว สเปกตรัมการแผ่รังสีจะถูกมอดูเลตด้วยเฟส $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ โดยที่ $n$ เป็นจำนวนธรรมชาติ .

ข้าว. 3. การสำแดงของการปรับเสียงในสเปกตรัม anisotropy CMB (ตามการทดลองของ WMAP, ACBAR (เครื่องรับ Array Cosmology Bolometer ของ Arcminute), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

เป็นการสั่นของเสียงที่สังเกตพบในสเปกตรัมของแอนไอโซโทรปีของ CMB (รูปที่ 3 จุดสูงสุดขนาดใหญ่สอดคล้องกับ $n = 1$) และการรบกวนของความหนาแน่น ซึ่งยืนยันจุดกำเนิดความโน้มถ่วงควอนตัมของโหมด $S$ ในสเปกตรัมของการรบกวนความหนาแน่น การปรับเสียงจะถูกระงับโดยปัจจัยความเล็กของเศษส่วนของแบริออนที่สัมพันธ์กับความหนาแน่นรวมของสสาร ซึ่งทำให้สามารถหาเศษส่วนนี้โดยไม่ขึ้นกับการทดสอบทางจักรวาลวิทยาอื่นๆ มาตราส่วนของการแกว่งเองทำหน้าที่เป็นตัวอย่างของไม้บรรทัดมาตรฐานซึ่งกำหนดพารามิเตอร์ที่สำคัญที่สุดของจักรวาล ในเรื่องนี้ควรเน้นว่าปัญหาเฉียบพลันของการเสื่อมสภาพของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาในข้อมูลเชิงสังเกตซึ่งเป็นเวลาหลายปีที่ขัดขวางการสร้างแบบจำลองที่แท้จริงของจักรวาลได้ถูกลบออกเนื่องจากการสังเกตที่เป็นอิสระและเสริมมากมาย การทดสอบ

สรุปแล้ว เราสามารถระบุได้ว่าปัญหาของการก่อตัวของการรบกวนทางจักรวาลวิทยาเบื้องต้นและโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลได้รับการแก้ไขแล้วในหลักการในปัจจุบัน ทฤษฎีกำเนิดความโน้มถ่วงควอนตัมของการก่อกวนในเอกภพยุคแรกจะได้รับการยืนยันในที่สุดหลังจากการค้นพบโหมด $T$ ซึ่งอาจจะเกิดขึ้นในอนาคตอันใกล้ ดังนั้น แบบจำลองบิกแบงที่ง่ายที่สุด (อัตราเงินเฟ้อของกฎกำลังในสนามสเกลาร์ขนาดใหญ่) คาดการณ์มูลค่าของแอมพลิจูดโหมด $T$ ที่น้อยกว่าแอมพลิจูดโหมด $S$ เพียง 5 เท่า เครื่องมือและเทคโนโลยีที่ทันสมัยทำให้สามารถแก้ปัญหาการลงทะเบียนสัญญาณขนาดเล็กดังกล่าวได้จากข้อมูลการสังเกตของแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของ CMB

4. ด้านมืดของสสาร

มีสมมติฐานหลายประการเกี่ยวกับที่มาของสสาร แต่ยังไม่มีการยืนยัน มีข้อบ่งชี้จากการสังเกตโดยตรงว่าความลึกลับของสสารมืดนั้นสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับความไม่สมดุลของแบริออนของจักรวาล อย่างไรก็ตาม ไม่มีทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับต้นกำเนิดของแบริออนอสมมาตรและสสารมืดในปัจจุบัน

สสารมืดอยู่ที่ไหน?

เรารู้ว่าองค์ประกอบการส่องสว่างของสสารนั้นสังเกตได้ในรูปของดาวที่รวมตัวกันเป็นดาราจักรที่มีมวลต่างกัน และอยู่ในรูปของก๊าซเอ็กซ์เรย์ของกระจุกดาว อย่างไรก็ตาม สสารธรรมดาส่วนใหญ่ (มากถึง 90%) อยู่ในรูปของก๊าซระหว่างกาแล็กซี่ที่หายากซึ่งมีอุณหภูมิหลายโวลต์อิเล็กตรอน เช่นเดียวกับในรูปของ MACHO (Massive Compact Halo Object) - เศษเล็กเศษน้อยของวิวัฒนาการของ ดาวฤกษ์และวัตถุที่มีมวลต่ำ เนื่องจากโครงสร้างเหล่านี้มักจะมีความส่องสว่างต่ำ ชื่อ "แบริออนที่มืด" จึงติดอยู่กับโครงสร้างเหล่านี้

ข้าว. 4. ขีด จำกัด บนของเศษส่วนมวลของรัศมีกาแลคซีใน MACNO ตามการทดลอง EROS (จากภาษาฝรั่งเศส - ประสบการณ์สำหรับ la Recherche d "Objets Sombres)

หลายกลุ่ม (MACHO, EROS เป็นต้น) ได้ทำการศึกษาจำนวนและการกระจายของวัตถุมืดกะทัดรัดในรัศมีของกาแล็กซีของเราโดยอิงจากเหตุการณ์ไมโครเลนส์ จากการวิเคราะห์ร่วมกันทำให้เกิดข้อ จำกัด ที่สำคัญ - ไม่เกิน 20% ของมวลรวมของรัศมีกระจุกตัวอยู่ใน MACNO ในช่วงของค่าจากมวลของดวงจันทร์ถึงมวลของดาว ( มะเดื่อ 4). สสารมืดที่เหลือของรัศมีประกอบด้วยอนุภาคที่ไม่ทราบธรรมชาติ

สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออนซ่อนอยู่ที่ไหนอีก?

การพัฒนาเทคโนโลยีชั้นสูงในดาราศาสตร์เชิงสังเกตของศตวรรษที่ 20 ทำให้ได้คำตอบที่ชัดเจนสำหรับคำถามนี้: พบสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออนในระบบที่มีแรงโน้มถ่วง (ฮาลอส) อนุภาคสสารมืดนั้นไม่มีความสัมพันธ์และมีปฏิสัมพันธ์กันเล็กน้อย - กระบวนการกระจายตัวของพวกมันไม่เหมือนกับอนุภาคของแบริออน ในทางกลับกัน Baryons เย็นลงโดยการแผ่รังสี ปักหลักและสะสมในใจกลางของรัศมี ไปถึงสมดุลของการหมุน สสารมืดยังคงกระจายอยู่รอบๆ สสารที่มองเห็นได้ของดาราจักรด้วยขนาดลักษณะเฉพาะประมาณ 200 kpc ใช่ใน กลุ่มท้องถิ่นซึ่งรวมถึงเนบิวลาแอนโดรเมดาและทางช้างเผือก มากกว่าครึ่งหนึ่งของสสารมืดทั้งหมดกระจุกตัวอยู่ในกาแลคซีขนาดใหญ่ทั้งสองนี้ ไม่มีอนุภาคที่มีคุณสมบัติตามที่กำหนดในแบบจำลองมาตรฐานของฟิสิกส์อนุภาคมูลฐาน พารามิเตอร์สำคัญที่ไม่สามารถหาได้จากการสังเกตด้วยหลักการสมมูลคือมวลของอนุภาค ภายในกรอบของการขยายที่เป็นไปได้ของแบบจำลองมาตรฐาน มีหลายตัวเลือกสำหรับอนุภาคสสารมืด รายการหลักอยู่ในตาราง 2 ตามลำดับจากน้อยไปมากของมวลที่เหลือ

ตารางที่ 2 ผู้สมัครสำหรับอนุภาคสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน

ผู้สมัคร
กราวิตอน
นิวตริโน "ปลอดเชื้อ"
สารกระจก
อนุภาคขนาดใหญ่
อนุภาคมหาศาล	$10^(13)$ GeV
โมโนโพลและข้อบกพร่อง	$10^(19)$ GeV
หลุมดำปฐมภูมิ	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

รุ่นหลักของอนุภาคขนาดใหญ่ในปัจจุบัน - สมมติฐานที่เป็นกลาง - มีความเกี่ยวข้องกับสมมาตรยิ่งยวดน้อยที่สุด สมมติฐานนี้สามารถทดสอบได้ที่ Large Hadron Accelerator ที่ CERN ซึ่งมีกำหนดจะเปิดตัวในปี 2008 มวลที่คาดไว้ของอนุภาคดังกล่าวคือ $\sim$ 100 GeV และความหนาแน่นของพวกมันในกาแลคซีของเราเป็นหนึ่งในอนุภาคในปริมาตรของ แก้วชา

การค้นหาอนุภาคสสารมืดดำเนินการทั่วโลกในสถานที่ปฏิบัติงานหลายแห่ง เป็นที่น่าสนใจที่จะสังเกตว่าสมมติฐานที่เป็นกลางสามารถตรวจสอบได้โดยอิสระทั้งในการทดลองใต้ดินเกี่ยวกับการกระเจิงแบบยืดหยุ่นและโดยข้อมูลทางอ้อมเกี่ยวกับการทำลายล้างที่เป็นกลางในกาแลคซี จนถึงปัจจุบัน เครื่องตรวจจับใต้ดินของโครงการ DAMA (DArk MAtter) ได้รับการตอบรับในเชิงบวกเพียงเครื่องเดียว ซึ่งมีสัญญาณที่ไม่ทราบที่มาของประเภท "ฤดูร้อน-ฤดูหนาว" เป็นเวลาหลายปี อย่างไรก็ตาม ช่วงของมวลและส่วนตัดขวางที่เกี่ยวข้องกับการทดลองนี้ยังไม่ได้รับการยืนยันในสถานที่อื่น ๆ ซึ่งทำให้เกิดคำถามทั้งความน่าเชื่อถือและความสำคัญของผลลัพธ์

คุณสมบัติที่สำคัญของ neutralinos คือความเป็นไปได้ของการสังเกตทางอ้อมจากฟลักซ์การทำลายล้างในบริเวณแกมมา ในกระบวนการของการเบียดเสียดตามลำดับชั้น อนุภาคดังกล่าวสามารถก่อตัวเป็นรัศมีขนาดเล็กที่มีขนาดเฉพาะของลำดับขนาดของระบบสุริยะและมวลของมวลของโลกซึ่งเศษที่เหลือรอดมาได้ วัน. โลกที่มีความเป็นไปได้สูงสามารถอยู่ภายใน minihalos ซึ่งความหนาแน่นของอนุภาคเพิ่มขึ้นหลายสิบเท่า สิ่งนี้เพิ่มความน่าจะเป็นของการตรวจจับสสารมืดทั้งทางตรงและทางอ้อมในกาแลคซีของเรา การดำรงอยู่เป็นเช่นนั้น วิธีการต่างๆการวิจัยเป็นแรงบันดาลใจให้มองโลกในแง่ดีและช่วยให้เราหวังว่าจะกำหนดลักษณะทางกายภาพของสสารมืดได้ก่อนกำหนด

5. บนธรณีประตูของฟิสิกส์ใหม่

ในสมัยของเรา เป็นไปได้ที่จะกำหนดคุณสมบัติของเอกภพยุคแรกและจักรวาลตอนปลายอย่างอิสระจากข้อมูลทางดาราศาสตร์เชิงสังเกต เราเข้าใจว่าการก่อกวนความหนาแน่นของจักรวาลวิทยาเริ่มต้นเกิดขึ้นจากโครงสร้างของจักรวาลได้อย่างไร เราทราบค่าของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่สำคัญที่สุดซึ่งอยู่ภายใต้แบบจำลองมาตรฐานของจักรวาล ซึ่งปัจจุบันไม่มีคู่แข่งที่ร้ายแรง อย่างไรก็ตาม คำถามพื้นฐานของที่มาของบิกแบงและองค์ประกอบหลักของสสารยังไม่ได้รับการแก้ไข

การกำหนดเชิงสังเกตของโหมดเทนเซอร์ของการรบกวนทางจักรวาลวิทยาเป็นกุญแจสำคัญในการสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรก เรากำลังเผชิญกับการทำนายที่ชัดเจนของทฤษฎีที่ได้รับการทดสอบอย่างดีในกรณีของโหมด $S$ และมีความเป็นไปได้ของการตรวจสอบทดลองของโหมด $T$ ในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า

ฟิสิกส์เชิงทฤษฎีได้จัดเตรียมรายการทิศทางและวิธีการที่เป็นไปได้มากมายสำหรับการค้นหาอนุภาคสสารมืดได้หมดลงแล้ว ตอนนี้ก็ขึ้นอยู่กับการทดลอง สถานการณ์ปัจจุบันชวนให้นึกถึงเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นก่อนการค้นพบครั้งใหญ่ - การค้นพบควาร์ก W- และ Z-bosons การสั่นของนิวตริโน แอนไอโซโทรปี และโพลาไรเซชันของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังในจักรวาล

มีคำถามหนึ่งเกิดขึ้น ซึ่งอยู่นอกเหนือขอบเขตของรายงานภาพรวมนี้: เหตุใดธรรมชาติจึงเอื้อเฟื้อเผื่อแผ่กับเราและยอมให้เราเปิดเผยความลับของมัน

บรรณานุกรม

1. Grib AA, Mamaev S G, Mostepanenko V M เอฟเฟกต์ควอนตัมในพื้นที่ภายนอกที่รุนแรง (มอสโก: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825(1974)
4. Lukash VN JETP 79 1601 (1980)
5. ลูกาช VN, astro-ph/9910009
6. สโตรคอฟ VN แอสตรอน นิตยสาร 84 483 (2007)
7. ลูกาช VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. เจ. มด. สรีรวิทยา เอ 15 3783 (2000)

ว.น. ลูกาช, E.V. มิคีฟ

มอสโก 12 ธันวาคม - RIA Novostiปริมาณสสารมืดในจักรวาลลดลงประมาณ 2-5% ซึ่งอาจอธิบายความคลาดเคลื่อนในคุณค่าของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่สำคัญบางอย่างในช่วงเวลาของบิกแบงและวันนี้ นักจักรวาลวิทยาชาวรัสเซียกล่าวในบทความที่ตีพิมพ์ในวารสาร การตรวจร่างกาย D.

“ลองจินตนาการว่าสสารมืดประกอบด้วยองค์ประกอบหลายอย่าง เช่น สสารธรรมดา และส่วนประกอบหนึ่งประกอบด้วยอนุภาคที่ไม่เสถียรซึ่งมีอายุการใช้งานค่อนข้างยาวนาน: ในยุคของการก่อตัวของไฮโดรเจน หลายร้อยหลายพันปีหลังจากบิ๊กแบง พวกมันยังคง มีอยู่ในจักรวาลและวันนี้พวกมันได้หายไปแล้วโดยสลายตัวเป็นนิวทริโนหรืออนุภาคสัมพัทธภาพสมมุติ จากนั้นปริมาณของสสารมืดในอดีตและวันนี้จะแตกต่างกัน” Dmitry Gorbunov จากสถาบันฟิสิกส์และเทคโนโลยีมอสโกกล่าว โดยบริการกดของมหาวิทยาลัย

สสารมืดเป็นสารสมมุติฐานที่แสดงออกผ่านปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงกับดาราจักรโดยเฉพาะ ทำให้เกิดการบิดเบือนในการเคลื่อนที่ของพวกมัน อนุภาคสสารมืดไม่มีปฏิกิริยากับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทุกประเภท ดังนั้นจึงไม่สามารถบันทึกได้ในระหว่างการสังเกตโดยตรง สสารมืดมีมวลประมาณ 26% ของมวลจักรวาล ในขณะที่สสาร "ธรรมดา" มีมวลเพียง 4.8% ของมวลทั้งหมด ส่วนที่เหลือมีสัดส่วนของพลังงานมืดลึกลับที่เท่าเทียมกัน

ฮับเบิลช่วยให้นักวิทยาศาสตร์ค้นพบสิ่งที่ไม่คาดคิด การขยายตัวอย่างรวดเร็วจักรวาลปรากฎว่าขณะนี้จักรวาลขยายตัวได้เร็วกว่าการคำนวณจากการสังเกต "เสียงสะท้อน" ของบิ๊กแบงที่แสดงให้เห็น สิ่งนี้ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของสาร "มืด" ลึกลับที่สาม - การแผ่รังสีมืดหรือความไม่สมบูรณ์ของทฤษฎีสัมพัทธภาพ

การสังเกตการกระจายตัวของสสารมืดในมุมที่ใกล้ที่สุดและไกลที่สุดของเอกภพโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินและโพรบ Planck เปิดเผยสิ่งแปลก ๆ เมื่อเร็ว ๆ นี้ - ปรากฎว่าอัตราการขยายตัวของจักรวาลและคุณสมบัติบางอย่างของ "เสียงสะท้อน" ของบิ๊กแบงในอดีตอันไกลโพ้นและปัจจุบันแตกต่างอย่างเห็นได้ชัด ตัวอย่างเช่น ปัจจุบันดาราจักรต่างบินออกจากกันเร็วกว่าผลการวิเคราะห์การแผ่รังสีพื้นหลัง

Gorbunov และเพื่อนร่วมงานของเขาพบเหตุผลที่เป็นไปได้สำหรับเรื่องนี้

หนึ่งปีที่แล้ว นักวิชาการคนหนึ่งชื่อ Igor Tkachev จากสถาบันฟิสิกส์นิวเคลียร์ของ Russian Academy of Sciences ในมอสโก ได้คิดค้นทฤษฎีที่เรียกว่าสสารมืดที่สลายตัว (DDM) ซึ่งตรงกันข้าม ตามทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยทั่วไปของ "สสารมืดเย็น" (CDM) อนุภาคบางส่วนหรือทั้งหมดไม่เสถียร อนุภาคเหล่านี้ตามที่ Tkachev และผู้ร่วมงานของเขาแนะนำ ควรจะสลายตัวไม่ค่อยเพียงพอ แต่ในปริมาณที่เห็นได้ชัดเจน เพื่อสร้างความเบี่ยงเบนระหว่างจักรวาลรุ่นเยาว์และยุคใหม่

ในงานใหม่ของพวกเขา Tkachev, Gorbunov และเพื่อนร่วมงานของพวกเขา Anton Chudaikin พยายามคำนวณว่าสสารมืดต้องสลายไปมากแค่ไหนโดยใช้ข้อมูลที่รวบรวมโดย Planck และหอสังเกตการณ์อื่น ๆ ที่ศึกษา CMB และกาแลคซีแห่งแรกในจักรวาล

จากการคำนวณพบว่าการสลายตัวของสสารมืดสามารถอธิบายได้ว่าทำไมผลการสังเกตของสารนี้ด้วยความช่วยเหลือของพลังค์ไม่สอดคล้องกับข้อมูลการสังเกตของกระจุกดาราจักรที่อยู่ใกล้เราที่สุด

น่าสนใจ สิ่งนี้ต้องการการสลายตัวของสสารมืดจำนวนเล็กน้อย - จาก 2.5 ถึง 5% ของมวลรวม ซึ่งปริมาณเกือบจะไม่ขึ้นกับคุณสมบัติพื้นฐานที่จักรวาลควรมี ตามที่นักวิทยาศาสตร์อธิบาย สสารทั้งหมดนี้ได้สลายไป และสสารมืดที่เหลือ ซึ่งมีความเสถียรในธรรมชาติ มีพฤติกรรมตามที่อธิบายไว้ในทฤษฎี CDM ในทางกลับกัน ยังมีความเป็นไปได้ที่มันจะสลายตัวต่อไป

"ซึ่งหมายความว่าในจักรวาลปัจจุบันมีสสารมืดน้อยกว่าที่เคยเป็นมา 5% ในยุคของการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจนและฮีเลียมแรกหลังจากการกำเนิดของจักรวาล เราไม่สามารถบอกได้ว่าส่วนที่ไม่เสถียรนี้สลายไปเร็วแค่ไหน เป็นไปได้ว่าสสารมืดยังคงสลายตัว และตอนนี้ ถึงแม้ว่านี่จะเป็นแบบจำลองที่ซับซ้อนกว่ามากอีกแบบหนึ่ง” Tkachev สรุป