Mørkt stof: fra begyndelsesbetingelser til dannelsen af universets struktur. Hvad er mørkt stof

I artiklerne i serien undersøgte vi strukturen af det synlige univers. Vi talte om dens struktur og de partikler, der danner denne struktur. Om nukleoner, der spiller hovedrolle, da det er fra dem, alt synligt stof består. Om fotoner, elektroner, neutrinoer og også om de biroller, der er involveret i det universelle spil, der udspiller sig 14 milliarder år efter Big Bang. Det ser ud til, at der ikke er mere at tale om. Men det er ikke sandt. Faktum er, at det stof, vi ser, kun er en lille del af, hvad vores verden består af. Alt andet er noget, vi næsten intet ved om. Dette mystiske "noget" kaldes mørkt stof.

Hvis skyggerne af objekter ikke afhang af størrelsen af disse sidstnævnte,
og hvis de havde deres egen vilkårlige vækst, så måske
snart ville der slet ikke være nogen tilbage globus ikke et eneste lyst sted.

Kozma Prutkov

Hvad vil der ske med vores verden?

Efter Edward Hubbles opdagelse af rødforskydninger i spektre af fjerne galakser i 1929, blev det klart, at universet udvidede sig. Et af de spørgsmål, der rejste sig i den forbindelse, var følgende: Hvor længe vil udvidelsen vare, og hvordan ender den? Tyngdekraftens tiltrækningskræfter, der virker mellem individuelle dele af universet, har en tendens til at bremse tilbagetrækningen af disse dele. Hvad opbremsningen vil føre til afhænger af universets samlede masse. Hvis den er stor nok, vil gravitationskræfter gradvist standse udvidelsen, og den vil blive erstattet af kompression. Som et resultat vil universet til sidst "kollapse" igen til det punkt, hvorfra det engang begyndte at udvide sig. Hvis massen er mindre end en vis kritisk masse, vil udvidelsen fortsætte for evigt. Det er sædvanligvis kutyme ikke at tale om masse, men om massefylde, som er relateret til masse ved et simpelt forhold, kendt fra skoleforløb: Massefylde er masse divideret med volumen.

Den beregnede værdi af universets kritiske gennemsnitlige tæthed er cirka 10 -29 gram per kubikcentimeter, hvilket svarer til et gennemsnit på fem nukleoner per kubikmeter. Det skal understreges vi taler om specifikt om gennemsnitlig tæthed. Den karakteristiske koncentration af nukleoner i vand, jord og i dig og mig er omkring 10 30 pr. kubikmeter. Men i tomrummet, der adskiller klynger af galakser og optager brorparten af universets volumen, er tætheden snesevis af størrelsesordener lavere. Værdien af nukleonkoncentrationen, i gennemsnit over hele universets volumen, blev målt titusinder og hundredvis af gange, idet man omhyggeligt talte antallet af stjerner og gas- og støvskyer ved hjælp af forskellige metoder. Resultaterne af sådanne målinger adskiller sig noget, men den kvalitative konklusion er uændret: universets tæthed når knap et par procent af den kritiske værdi.

Derfor var den almindeligt accepterede prognose indtil 70'erne af det 20. århundrede den evige udvidelse af vores verden, som uundgåeligt skulle føre til den såkaldte varmedød. Varmedød er en tilstand af et system, når stoffet i det er fordelt jævnt, og dets forskellige dele har samme temperatur. Som en konsekvens heraf er hverken overførsel af energi fra en del af systemet til en anden eller omfordeling af stof mulig. I et sådant system sker intet og kan aldrig ske igen. En klar analogi er vand spildt på enhver overflade. Hvis overfladen er ujævn, og der er endda små højdeforskelle, bevæger vandet sig langs den fra højere til lavere steder og samler sig til sidst i lavlandet og danner vandpytter. Bevægelsen stopper. Den eneste trøst, der var tilbage, var, at varmedød ville indtræffe om titusinder og hundreder af milliarder af år. Derfor behøver du ikke tænke på denne dystre udsigt i meget, meget lang tid.

Det blev dog efterhånden klart, at universets sande masse er meget større end den synlige masse indeholdt i stjerner og gas- og støvskyer og højst sandsynligt er tæt på kritisk. Eller måske helt lige med det.

Beviser for mørkt stof

Den første indikation af, at noget var galt med beregningen af universets masse, dukkede op i midten af 30'erne af det 20. århundrede. Den schweiziske astronom Fritz Zwicky målte de hastigheder, hvormed galakser i Coma-hoben (en af de største hobe, vi kender, den omfatter tusindvis af galakser) bevæger sig rundt i et fælles center. Resultatet var nedslående: Galaksernes hastigheder viste sig at være meget større, end man kunne forvente baseret på den observerede samlede masse af hoben. Dette betød, at den sande masse af Coma-klyngen var meget større end den tilsyneladende masse. Men den største mængde stof, der er til stede i denne region af universet, forbliver af en eller anden grund usynlig og utilgængelig for direkte observationer, og manifesterer sig kun gravitationelt, det vil sige kun som masse.

Tilstedeværelsen af skjult masse i galaksehobe er også bevist af eksperimenter med den såkaldte gravitationslinse. Forklaringen på dette fænomen følger af relativitetsteorien. I overensstemmelse med den deformerer enhver masse rummet og forvrænger ligesom en linse lysstrålernes retlinede vej. Den forvrængning, som galaksehobe forårsager, er så stor, at den er let at bemærke. Især ud fra forvrængningen af billedet af galaksen, der ligger bag klyngen, er det muligt at beregne fordelingen af stof i linsehoben og derved måle dens samlede masse. Og det viser sig, at det altid er mange gange større end bidraget fra klyngens synlige stof.

40 år efter Zwickys arbejde, i 70'erne, studerede den amerikanske astronom Vera Rubin omdrejningshastigheden omkring det galaktiske stofs centrum beliggende i periferien af galakser. I overensstemmelse med Keplers love (og de følger direkte af loven universel tyngdekraft), når man bevæger sig fra centrum af galaksen til dens periferi, bør rotationshastigheden af galaktiske objekter falde i omvendt proportion til kvadrat rod fra afstand til centrum. Målinger har vist, at for mange galakser forbliver denne hastighed næsten konstant i en meget betydelig afstand fra centrum. Disse resultater kan kun fortolkes på én måde: tætheden af stof i sådanne galakser falder ikke, når de bevæger sig fra midten, men forbliver næsten uændret. Da tætheden af synligt stof (indeholdt i stjerner og interstellar gas) hurtigt falder mod periferien af galaksen, skal den manglende tæthed tilføres af noget, som vi af en eller anden grund ikke kan se. For kvantitativt at forklare rotationshastighedens observerede afhængighed af afstanden til centrum af galakser, kræves det, at dette usynlige "noget" er cirka 10 gange større end almindeligt synligt stof. Dette "noget" blev kaldt "dark matter" (på engelsk " mørkt stof") og er stadig det mest spændende mysterium inden for astrofysik.

Et andet vigtigt bevis for tilstedeværelsen af mørkt stof i vores verden kommer fra beregninger, der simulerer processen med galaksedannelse, der begyndte omkring 300.000 år efter Big Bang. Disse beregninger viser, at tyngdekraftens tiltrækningskræfter, der virkede mellem de flyvende fragmenter af stoffet, der blev genereret under eksplosionen, ikke kunne kompensere for udvidelsens kinetiske energi. Sagen burde simpelthen ikke have samlet sig i galakser, som vi alligevel observerer i moderne æra. Dette problem blev kaldt det galaktiske paradoks, og i lang tid blev det betragtet som et seriøst argument mod Big Bang-teorien. Men hvis vi antager, at partikler af almindeligt stof i det tidlige univers var blandet med partikler af usynligt mørkt stof, så falder alt på plads i beregningerne, og enderne begynder at mødes - dannelsen af galakser fra stjerner og derefter galaksehobe. , bliver muligt. På samme tid, som beregninger viser, akkumuleredes der først et stort antal mørkt stofpartikler i galakser, og først derefter, på grund af gravitationskræfter, samledes elementer af almindeligt stof på dem, totalvægt som kun udgjorde nogle få procent af universets samlede masse. Det viser sig, at det velkendte og, ser det ud til, studeret til detaljer synlig verden, som vi først for nylig troede var næsten forstået, er kun en lille tilføjelse til noget, som Universet faktisk består af. Planeter, stjerner, galakser og dig og mig er blot en skærm for et kæmpe "noget", som vi ikke har den mindste idé om.

Fotofakta

Galaksehoben (nederst til venstre i det omkredsede område) skaber en gravitationslinse. Det forvrænger formen af objekter, der er placeret bag linsen - strækker deres billeder i én retning. På baggrund af strækningens størrelse og retning konstruerede en international gruppe astronomer fra det sydeuropæiske observatorium, ledet af forskere fra Paris Institute of Astrophysics, en massefordeling, som er vist på det nederste billede. Som du kan se, indeholder klyngen meget mere masse, end der kan ses gennem et teleskop.

At jage mørke, massive genstande er ikke en hurtig opgave, og resultatet ser ikke det mest imponerende ud på fotografier. I 1995 bemærkede Hubble-teleskopet, at en af stjernerne i den store magellanske sky blinkede lysere. Denne glød varede i tre sekunder. ekstra måned, men så vendte stjernen tilbage til sin naturlige tilstand. Og seks år senere dukkede et knap så lysende objekt op ved siden af stjernen. Det var en kold dværg, der passerede i en afstand af 600 lysår fra stjernen og skabte en gravitationslinse, der forstærkede lyset. Beregninger har vist, at massen af denne dværg kun er 5-10% af Solens masse.

Endelig forbinder den generelle relativitetsteori utvetydigt universets ekspansionshastighed med den gennemsnitlige tæthed af stoffet indeholdt i det. Hvis man antager, at rummets gennemsnitlige krumning er nul, det vil sige Euklids geometri og ikke Lobachevsky opererer i det (hvilket er blevet pålideligt verificeret, for eksempel i eksperimenter med kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling), bør denne tæthed være lig med 10 - 29 gram per kubikcentimeter. Densiteten af synligt stof er cirka 20 gange mindre. De manglende 95 % af universets masse er mørkt stof. Bemærk, at tæthedsværdien målt fra universets ekspansionshastighed er lig med den kritiske værdi. To værdier, uafhængigt beregnet fuldstændigt forskellige veje, faldt sammen! Hvis universets tæthed faktisk er nøjagtigt lig med den kritiske tæthed, kan dette ikke være en tilfældighed, men er en konsekvens af en eller anden grundlæggende egenskab i vores verden, som endnu ikke er forstået og forstået.

Hvad er dette?

Hvad ved vi i dag om mørkt stof, som udgør 95 % af universets masse? Næsten ingenting. Men vi ved stadig noget. Først og fremmest er der ingen tvivl om, at mørkt stof eksisterer - dette er uigendriveligt bevist af fakta givet ovenfor. Vi ved også med sikkerhed, at mørkt stof findes i flere former. Efter begyndelsen af det 21. århundrede, som et resultat af mange års observationer i eksperimenter SuperKamiokande(Japan) og SNO (Canada) blev det fastslået, at neutrinoer har masse, blev det klart, at fra 0,3% til 3% af de 95% af den skjulte masse ligger i neutrinoer, der længe har været kendte for os - også selvom deres masse er ekstremt lille, men deres mængde er i Universet har omkring en milliard gange antallet af nukleoner: hver kubikcentimeter indeholder i gennemsnit 300 neutrinoer. De resterende 92-95% består af to dele - mørkt stof og mørk energi. En lille brøkdel af mørkt stof er almindeligt baryonisk stof, bygget af nukleoner, resten står tilsyneladende for nogle ukendte massive, svagt interagerende partikler (det såkaldte kolde mørke stof). Energibalance i moderne univers er præsenteret i tabellen, og historien om de sidste tre kolonner er nedenfor.

Baryonisk mørkt stof

En lille (4-5 %) del af mørkt stof er almindeligt stof, der udsender lidt eller ingen egen stråling og derfor er usynligt. Eksistensen af flere klasser af sådanne objekter kan betragtes som eksperimentelt bekræftet. De mest komplekse eksperimenter, baseret på den samme gravitationslinser, førte til opdagelsen af såkaldte massive kompakte halo-objekter, det vil sige placeret i periferien af galaktiske skiver. Dette krævede overvågning af millioner af fjerne galakser over flere år. Når et mørkt, massivt legeme passerer mellem en observatør og en fjern galakse, falder dets lysstyrke kortvarigt (eller stiger, når det mørke legeme fungerer som en gravitationslinse). Som et resultat af omhyggelige eftersøgninger blev sådanne hændelser identificeret. Naturen af massive kompakte halo-objekter er ikke helt klar. Mest sandsynligt er disse enten afkølede stjerner (brune dværge) eller planetlignende objekter, der ikke er forbundet med stjerner og rejser rundt i galaksen på egen hånd. En anden repræsentant for baryonisk mørkt stof er varm gas, der for nylig blev opdaget i galaksehobe ved hjælp af røntgenastronomimetoder, som ikke lyser i det synlige område.

Ikke-baryonisk mørkt stof

De vigtigste kandidater til ikke-baryonisk mørkt stof er de såkaldte WIMP'er (forkortelse for engelsk Svagt interaktive massive partikler- svagt interagerende massive partikler). Det særlige ved WIMP'er er, at de næsten ikke viser nogen interaktion med almindeligt stof. Det er derfor, de er det ægte usynlige mørke stof, og hvorfor de er ekstremt svære at opdage. Massen af WIMP skal være mindst ti gange større end massen af en proton. Eftersøgningen af WIMP'er er blevet udført i mange forsøg gennem de sidste 20-30 år, men trods alle anstrengelser er de endnu ikke blevet opdaget.

En idé er, at hvis sådanne partikler eksisterer, så burde Jorden, når den kredser om Solen med Solen omkring det galaktiske centrum, flyve gennem en regn af WIMP'er. På trods af at WIMP er en ekstremt svagt interagerende partikel, har den stadig en meget lille sandsynlighed for at interagere med et almindeligt atom. Samtidig kan der i specielle installationer - meget komplekse og dyre - optages et signal. Antallet af sådanne signaler bør ændre sig i løbet af året, fordi når Jorden bevæger sig i kredsløb om Solen, ændrer den sin hastighed og retning i forhold til vinden, som består af WIMP'er. DAMA-eksperimentgruppen, der arbejder ved Italiens Gran Sasso underjordiske laboratorium, rapporterer observerede variationer fra år til år i signaltællerhastigheder. Andre grupper har dog endnu ikke bekræftet disse resultater, og spørgsmålet er i det væsentlige åbent.

En anden metode til at søge efter WIMP'er er baseret på den antagelse, at forskellige astronomiske objekter (Jorden, Solen, midten af vores galakse) i løbet af milliarder af år af deres eksistens skulle fange WIMP'er, som akkumuleres i midten af disse objekter, og tilintetgøre hinanden, giver anledning til en neutrinostrøm . Forsøg på at detektere overskydende neutrino-flux fra Jordens centrum mod Solen og Galaksens centrum blev udført på underjordiske og undervands-neutrinodetektorer MACRO, LVD (Gran Sasso Laboratory), NT-200 (Baikalsøen, Rusland), SuperKamiokande, AMANDA (Scott Station -Amundsen, Sydpolen), men har endnu ikke ført til et positivt resultat.

Eksperimenter for at søge efter WIMP'er udføres også aktivt ved acceleratorer elementære partikler. I overensstemmelse med Einsteins berømte ligning E=mс 2 svarer energi til masse. Derfor kan man ved at accelerere en partikel (for eksempel en proton) til en meget høj energi og kollidere den med en anden partikel forvente, at der dannes par af andre partikler og antipartikler (inklusive WIMP'er), hvis samlede masse er lig med den samlede energi af de kolliderende partikler. Men acceleratorforsøg har endnu ikke ført til et positivt resultat.

Mørk energi

I begyndelsen af forrige århundrede indførte Albert Einstein, der ville sikre uafhængighed af tiden for den kosmologiske model i den generelle relativitetsteori, den såkaldte kosmologiske konstant i teoriens ligninger, som han betegnede. græsk bogstav"lambda" - Λ. Dette Λ var en rent formel konstant, hvor Einstein selv ikke så nogen fysisk mening. Efter at universets udvidelse blev opdaget, forsvandt behovet for det. Einstein fortrød meget sit hastværk og kaldte den kosmologiske konstant for sin største videnskabelige fejl. Men årtier senere viste det sig, at Hubble-konstanten, som bestemmer universets ekspansionshastighed, ændrer sig med tiden, og dens afhængighed af tid kan forklares ved at vælge værdien af den meget "fejlagtige" Einstein-konstant Λ, som bidrager til universets skjulte tæthed. Denne del af den skjulte masse kom til at blive kaldt "mørk energi".

Endnu mindre kan siges om mørk energi end om mørkt stof. For det første er det jævnt fordelt over hele universet, i modsætning til almindeligt stof og andre former for mørkt stof. Der er lige så meget af det i galakser og galaksehobe som uden for dem. For det andet har den flere meget mærkelige egenskaber, som kun kan forstås ved at analysere relativitetsteoriens ligninger og fortolke deres løsninger. For eksempel oplever mørk energi antityngdekraft: på grund af dens tilstedeværelse øges universets ekspansionshastighed. Mørk energi ser ud til at skubbe sig selv væk og fremskynde spredningen af almindeligt stof opsamlet i galakser. Mørk energi har også undertryk, hvorved der opstår en kraft i stoffet, som forhindrer det i at strække sig.

Hovedkandidaten for mørk energi er vakuum. Vakuumenergitætheden ændres ikke, når universet udvider sig, hvilket svarer til undertryk. En anden kandidat er et hypotetisk supersvagt felt, kaldet kvintessensen. Håb om at afklare den mørke energis natur er primært forbundet med nye astronomiske observationer. Fremskridt i denne retning vil utvivlsomt bringe radikalt ny viden til menneskeheden, da mørk energi under alle omstændigheder må være et helt usædvanligt stof, helt anderledes end hvad fysikken hidtil har beskæftiget sig med.

Så 95% af vores verden består af noget, som vi næsten intet ved om. Man kan have forskellige holdninger til sådan et faktum, der er hævet over enhver tvivl. Det kan give angst, som altid følger med et møde med noget ukendt. Eller skuffelse fordi sådan en lang og svær vej konstruktionen af en fysisk teori, der beskriver egenskaberne i vores verden, førte til udsagnet: det meste af universet er skjult for os og ukendt for os.

Men de fleste fysikere føler sig nu opmuntrede. Erfaring viser, at alle de gåder, som naturen stillede menneskeheden til grund, før eller siden blev løst. Uden tvivl vil mysteriet med mørkt stof også blive løst. Og det vil helt sikkert bringe helt ny viden og koncepter, som vi endnu ikke aner. Og måske møder vi nye mysterier, som til gengæld også bliver løst. Men det bliver en helt anden historie, som læsere af Kemi og Liv først vil kunne læse nogle år senere. Eller måske om et par årtier.

En teoretisk konstruktion i fysik kaldet Standardmodellen beskriver samspillet mellem alle kendt af videnskaben elementære partikler. Men dette er kun 5% af det stof, der findes i Universet, de resterende 95% er af en fuldstændig ukendt karakter. Hvad er dette hypotetiske mørke stof, og hvordan forsøger videnskabsmænd at opdage det? Hayk Hakobyan, en MIPT-studerende og ansat ved Institut for Fysik og Astrofysik, fortæller om dette som en del af et særligt projekt.

Standardmodellen for elementarpartikler, som endelig blev bekræftet efter opdagelsen af Higgs-bosonen, beskriver de grundlæggende vekselvirkninger (elektrosvage og stærke) mellem de almindelige partikler, vi kender: leptoner, kvarker og kraftbærere (bosoner og gluoner). Det viser sig dog, at hele denne enorme komplekse teori kun beskriver omkring 5-6% af alt stof, mens resten ikke passer ind i denne model. Observationer af de tidligste øjeblikke af vores univers viser os, at cirka 95 % af det stof, der omgiver os, er af en fuldstændig ukendt natur. Med andre ord ser vi indirekte tilstedeværelsen af dette skjulte stof på grund af dets gravitationspåvirkning, men vi har endnu ikke været i stand til direkte at fange det. Dette skjulte massefænomen er kodenavnet "mørk stof".

Moderne videnskab, især kosmologi, arbejder efter Sherlock Holmes deduktive metode

Nu er hovedkandidaten fra WISP-gruppen axionen, som opstår i teorien om den stærke interaktion og har en meget lille masse. Sådan en partikel er i stand til at blive til et foton-foton-par i høje magnetiske felter, hvilket giver hints om, hvordan man kan forsøge at detektere den. ADMX-eksperimentet bruger store kamre, der skaber et magnetfelt på 80.000 gauss (det er 100.000 gange mere magnetfelt Jorden). I teorien skulle et sådant felt stimulere henfaldet af en axion til et foton-foton-par, som detektorer skulle fange. På trods af adskillige forsøg har det endnu ikke været muligt at opdage WIMP'er, aksioner eller sterile neutrinoer.

Således har vi rejst gennem et stort antal forskellige hypoteser, hvor vi forsøger at forklare den skjulte masses mærkelige tilstedeværelse, og efter at have afvist alle umulighederne ved hjælp af observationer, er vi nået frem til flere mulige hypoteser, som vi allerede kan arbejde med.

Et negativt resultat i videnskaben er også et resultat, da det giver begrænsninger på forskellige parametre for partikler, for eksempel eliminerer det rækken af mulige masser. Fra år til år giver flere og flere nye observationer og eksperimenter med acceleratorer nye, strengere restriktioner på massen og andre parametre for mørkt stofpartikler. Ved at smide alle de umulige muligheder ud og indsnævre cirklen af søgninger, bliver vi dag for dag tættere på at forstå, hvad 95% af stoffet i vores univers består af.

Alt, hvad vi ser omkring os (stjerner og galakser) er ikke mere end 4-5% af den samlede masse i universet!

Ifølge moderne kosmologiske teorier består vores univers kun af 5 % af almindeligt, såkaldt baryonisk stof, som danner alle observerbare objekter; 25 % mørkt stof detekteret på grund af tyngdekraften; og mørk energi, der udgør så meget som 70% af det samlede antal.

Begreberne mørk energi og mørkt stof er ikke helt vellykkede og repræsenterer en bogstavelig, men ikke semantisk, oversættelse fra engelsk.

I fysisk forstand indebærer disse udtryk kun, at disse stoffer ikke interagerer med fotoner, og de kunne lige så nemt kaldes usynligt eller gennemsigtigt stof og energi.

Mange moderne videnskabsmænd er overbevist om, at forskning rettet mod at studere mørk energi og stof sandsynligvis vil hjælpe med at svare globalt problem: hvad venter vores univers i fremtiden?

Klumper på størrelse med en galakse

Mørkt stof er et stof, der højst sandsynligt består af nye partikler, der stadig er ukendte under jordiske forhold, og som besidder egenskaber, der er iboende i det almindelige stof selv. For eksempel er den også i stand til, ligesom almindelige stoffer, at samle sig i klumper og deltage i gravitationsinteraktioner. Men størrelsen af disse såkaldte klumper kan overstige en hel galakse eller endda en klynge af galakser.

Tilgange og metoder til at studere mørkt stof partikler

I øjeblikket forsøger forskere verden over på alle mulige måder at opdage eller kunstigt opnå partikler af mørkt stof under terrestriske forhold ved hjælp af specialudviklet ultrateknologisk udstyr og mange forskellige forskningsmetoder, men indtil videre er alle deres bestræbelser ikke blevet kronet. med succes.

En metode involverer at udføre eksperimenter med højenergiacceleratorer, almindeligvis kendt som kollidere. Forskere, der mener, at mørkt stof-partikler er 100-1000 gange tungere end en proton, antager, at de bliver nødt til at blive genereret ved kollisionen af almindelige partikler, der accelereres til høje energier gennem en kolliderer. Essensen af en anden metode er at registrere mørkt stof partikler, der findes overalt omkring os. Den største vanskelighed ved at registrere disse partikler er, at de udviser meget svag interaktion med almindelige partikler, som i sagens natur er gennemsigtige for dem. Og alligevel kolliderer mørkt stof partikler meget sjældent med atomkerner, og der er et vist håb om at registrere dette fænomen før eller siden.

Der er andre tilgange og metoder til at studere mørkt stof-partikler, og kun tiden vil vise, hvilken der vil være den første til at lykkes, men under alle omstændigheder vil opdagelsen af disse nye partikler være en stor videnskabelig bedrift.

Stof med anti-tyngdekraft

Mørk energi er et endnu mere usædvanligt stof end mørkt stof. Det har ikke evnen til at samle sig i klumper, som et resultat af hvilket det er jævnt fordelt over hele universet. Men dens mest usædvanlige egenskab i øjeblikket er antigravitation.

Naturen af mørkt stof og sorte huller

Takket være moderne astronomiske metoder Det er muligt at bestemme universets ekspansionshastighed på nuværende tidspunkt og simulere processen med dets ændring tidligere i tiden. Som et resultat af dette blev der opnået information om, at vores univers i øjeblikket, såvel som i den seneste tid, udvider sig, og tempoet i denne proces er konstant stigende. Det er grunden til, at hypotesen om antityngdekraften af mørk energi opstod, da almindelig gravitationstiltrækning ville have en langsommere effekt på processen med "galakse-recession", hvilket begrænser universets ekspansionshastighed. Dette fænomen er ikke i modstrid med den generelle relativitetsteori, men mørk energi skal have undertryk – en egenskab, som intet aktuelt kendt stof har.

Kandidater til rollen som "Dark Energy"

Massen af galakserne i Abel 2744-hoben er mindre end 5 procent af dens samlede masse. Denne gas er så varm, at den kun lyser i røntgenstråler (rød på dette billede). Fordelingen af usynligt mørkt stof (som udgør omkring 75 procent af klyngens masse) er farvet blåt.

En af de formodede kandidater til rollen som mørk energi er vakuum, hvis energitæthed forbliver uændret under universets udvidelse og derved bekræfter vakuumets negative tryk. En anden formodet kandidat er "kvintessensen" - et hidtil ukendt ultrasvagt felt, der angiveligt passerer gennem hele universet. Der er også andre mulige kandidater, men ingen af dem har hidtil bidraget til at få et præcist svar på spørgsmålet: hvad er mørk energi? Men det er allerede klart, at mørk energi er noget helt overnaturligt, der forbliver hovedmysteriet for fundamental fysik i det 21. århundrede.

I dag er det et mysterium om, hvor det kom fra. mørkt stof er endnu ikke løst. Der er teorier, der tyder på, at den består af lavtemperatur interstellar gas. I dette tilfælde kan stoffet ikke producere nogen stråling. Der er dog teorier imod denne idé. De siger, at gassen er i stand til at varme op, hvilket fører til, at de bliver til almindelige "baryoniske" stoffer. Denne teori understøttes af det faktum, at gasmassen i kold tilstand ikke kan eliminere det underskud, der opstår.

Der er så mange spørgsmål om teorier om mørkt stof, at det er værd at undersøge det lidt mere.

Hvad er mørkt stof?

Spørgsmålet om, hvad mørkt stof er, opstod for omkring 80 år siden. Tilbage i begyndelsen af det 20. århundrede. På det tidspunkt kom den schweiziske astronom F. Zwicky på ideen om, at massen af alle galakser i virkeligheden er større end massen af alle de objekter, der kan ses med deres egne gasser i et teleskop. Alle de talrige spor antydede, at der var noget ukendt i rummet, som havde en imponerende masse. Det blev besluttet at give navnet "mørkt stof" til dette uforklarlige stof.

Dette usynlige stof optager mindst en fjerdedel af hele universet. Det særlige ved dette stof er, at dets partikler interagerer dårligt med hinanden og med almindelige andre stoffer. Denne interaktion er så svag, at forskerne ikke engang kan opdage den. Faktisk er der kun tegn på påvirkning fra partikler.

Undersøgelsen af dette spørgsmål udføres af de største hjerner rundt om i verden, så selv de største skeptikere i verden tror, at det vil være muligt at fange partikler af stoffet. Det mest ønskelige mål er at gøre dette i et laboratoriemiljø. Arbejdet udføres i miner på store dybder, sådanne betingelser for eksperimenter er nødvendige for at eliminere interferens forårsaget af partikler af stråler fra rummet.

Der er mulighed for, at meget nye oplysninger vil være muligt at opnå takket være moderne acceleratorer, især ved hjælp af Large Hadron Collider.

Partikler af mørkt stof har en mærkelig egenskab - gensidig ødelæggelse. Som et resultat af sådanne processer opstår gammastråling, antipartikler og partikler (såsom elektron og positron). Derfor forsøger astrofysikere at finde spor af gammastråling eller antipartikler. Til dette formål anvendes forskellige jord- og ruminstallationer.

Bevis for eksistensen af mørkt stof

De allerførste tvivl om rigtigheden af beregninger af universets masse, som allerede nævnt, blev delt af astronomen fra Schweiz F. Zwicky. Til at begynde med besluttede han at måle hastigheden af galakser fra Coma-hoben, der bevæger sig rundt i midten. Og resultatet af hans arbejde undrede ham noget, fordi disse galaksers bevægelseshastighed viste sig at være højere, end han havde forventet. Derudover har han forudberegnet denne værdi. Men resultaterne var ikke de samme.

Konklusionen var indlysende: den reelle masse af klyngen var meget større end den tilsyneladende. Dette kunne forklares med, at det meste af det stof, der er i denne del af universet, ikke kan ses, og det er også umuligt at observere det. Dette stof udviser kun sine egenskaber i form af masse.

En række gravitationseksperimenter har bekræftet tilstedeværelsen af usynlig masse i galaksehobe. Relativitetsteorien har en vis fortolkning af dette fænomen. Hvis du følger det, er hver masse i stand til at deformere rummet, derudover, som en linse, bøjer den den direkte strøm af lysstråler. Galaksehoben forårsager forvrængning, dens indflydelse er så stærk, at den bliver mærkbar. Synet af galaksen, der er placeret direkte bag klyngen, er mest forvrænget. Denne forvrængning bruges til at beregne, hvordan stoffet er fordelt i denne klynge. Sådan måles reel masse. Det viser sig uvægerligt at være flere gange større end massen af synligt stof.

Fire årtier efter arbejdet med pioneren på dette område, F. Zwicky, tog den amerikanske astronom V. Rubin dette spørgsmål op. Hun studerede den hastighed, hvormed stof, som er placeret ved kanterne af galakser, roterer rundt om galaksens centrum. Hvis vi følger Keplers love om tyngdelovene, så er der en vis sammenhæng mellem galaksernes rotationshastighed og afstanden til centrum.

Men i virkeligheden viste målinger, at omdrejningshastigheden ikke ændrede sig med stigende afstand til centrum. Sådanne data kunne kun forklares på én måde - galaksens stof har samme tæthed både i midten og ved kanterne. Men det synlige stof havde en meget større tæthed i midten og var præget af sparsomhed i kanterne, og manglen på tæthed kunne kun forklares med tilstedeværelsen af et eller andet stof, der ikke var synligt for øjet.

For at forklare fænomenet er det nødvendigt, at der er næsten 10 gange mere af dette usynlige stof i galakser end det stof, vi kan se. Dette ukendte stof kaldes "mørk stof" eller "mørk stof". Til dato er dette fænomen stadig det mest interessante mysterium for astrofysikere.

Der er et andet argument til fordel for beviser for eksistensen af mørkt stof. Det følger af beregninger, der beskriver processen med, hvordan galakser blev dannet. Det menes, at dette begyndte cirka 300.000 år efter Big Bang indtraf. Beregningsresultaterne siger, at tiltrækningen mellem stoffragmenterne, der dukkede op under eksplosionen, ikke kunne kompensere for den kinetiske energi fra udvidelsen. Det vil sige, at sagen ikke kunne koncentrere sig i galakser, men vi kan se det i dag.

Det her uforklarlig kendsgerning kaldet galakseparadokset, blev det nævnt som et argument, der ødelægger Big Bang-teorien. Men man kan se det fra den anden side. Partikler af det mest almindelige stof kunne jo blandes med partikler af mørkt stof. Så bliver beregningerne korrekte, og hvordan der blev dannet galakser, hvori meget mørkt stof havde ophobet sig, og partikler af almindeligt stof allerede havde sluttet sig til dem på grund af tyngdekraften. Almindelig stof udgør trods alt en lille brøkdel af universets samlede masse.

Synligt stof har en relativt lav tæthed sammenlignet med mørkt stof, fordi det er 20 gange tættere. Derfor er de 95 % af universets masse, der mangler ifølge videnskabsmænds beregninger, mørkt stof.

Dette førte dog til den konklusion, at hele den synlige verden, som var blevet studeret op og ned, så velkendt og forståelig, kun var en lille tilføjelse til det, der faktisk udgjorde.

Alle galakser, planeter og stjerner er bare et lille stykke af noget, som vi ikke aner. Det er det, der afsløres, men det virkelige er skjult for os.

Introduktion

Der er stærke argumenter for, at meget af stoffet i universet hverken udsender eller absorberer noget og derfor er usynligt. Tilstedeværelsen af et sådant usynligt stof kan genkendes på dets gravitationsinteraktion med udstrålende stof. Undersøgelser af galaksehobe og galaktiske rotationskurver giver bevis på eksistensen af dette såkaldte mørke stof. Så per definition er mørkt stof stof, der ikke interagerer med elektromagnetisk stråling, det vil sige, at det ikke udsender eller absorberer det.
Den første påvisning af usynligt stof går tilbage til forrige århundrede. I 1844 skrev Friedrich Bessel i et brev til Karl Gauss, at den uforklarlige uregelmæssighed i Sirius' bevægelse kunne være resultatet af dens gravitationsinteraktion med et eller andet nabolegeme, og sidstnævnte i dette tilfælde skulle have en ret stor masse. På Bessels tid var sådan en mørk følgesvend til Sirius usynlig, den blev først optisk opdaget i 1862. Det viste sig at være en hvid dværg, kaldet Sirius-B, mens Sirius selv blev kaldt Sirius-A.
Stoffets tæthed i universet, ρ, kan estimeres ud fra observationer af individuelle galaksers bevægelse. Normalt er ρ givet i enheder af den såkaldte kritiske tæthed ρ c:

I denne formel er G gravitationskonstanten, H er Hubble-konstanten, som er kendt med lav nøjagtighed (0,4)< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Hubbles formel for universets ekspansionshastighed,
H = 100 t km∙s -1 ∙Mpc -1 .

For ρ > ρ с er universet lukket, dvs. Gravitationsinteraktionen er stærk nok til, at universets udvidelse kan vige for kompression.
Den kritiske tæthed er således givet af:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

Kosmologisk tæthed Ω = ρ/ρ с, bestemt ud fra dynamikken i galaksehobe og superhobe, er lig med 0,1< Ω < 0.3.
Fra at observere arten af fjernelse af store områder af universet ved hjælp af den infrarøde astronomiske satellit IRAS, blev det fundet, at 0,25< Ω < 2.
På den anden side giver estimering af baryontætheden Ω b ud fra galaksernes lysstyrke en væsentligt mindre værdi: Ω b< 0.02.
Denne uoverensstemmelse tages normalt som en indikation på eksistensen af usynligt stof.
For nylig har problemet med at søge efter mørkt stof fået stor opmærksomhed. Hvis vi tager alle former for baryonisk stof i betragtning, såsom interplanetarisk støv, brune og hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller, viser det sig, at der skal en betydelig del af ikke-baryonisk stof til for at forklare alle observerede fænomener. Denne erklæring forbliver gyldig, selv efter at der er taget hensyn til moderne data om de såkaldte MACHO-objekter ( M.A. ssive C kompakt H alo O bjects er massive kompakte galaktiske objekter) opdaget ved hjælp af gravitationslinseeffekten.

. Beviser for mørkt stof

2.1. Galaktiske rotationskurver

Hvornår spiralgalakser rotationshastigheden af individuelle stjerner omkring centrum af galaksen bestemmes ud fra betingelsen om konstans af kredsløb. Sæt lighedstegn mellem centrifugal- og gravitationskræfter:

for rotationshastigheden har vi:

hvor M r er hele massen af stof inde i en kugle med radius r. I tilfælde af ideel sfærisk eller cylindrisk symmetri kompenseres påvirkningen af massen placeret uden for denne sfære gensidigt. Til en første tilnærmelse kan det centrale område af galaksen betragtes som sfærisk, dvs.

hvor ρ er den gennemsnitlige tæthed.
I den indre del af galaksen forventes en lineær stigning i rotationshastigheden med stigende afstand fra centrum. I det ydre område af galaksen er massen M r næsten konstant, og hastighedens afhængighed af afstand svarer til tilfældet med en punktmasse i galaksens centrum:

Rotationshastigheden v(r) bestemmes for eksempel ved at måle Doppler-forskydningen i emissionsspektret af He-II-områder omkring O-stjerner. Opførselen af de eksperimentelt målte rotationskurver for spiralgalakser svarer ikke til et fald i v(r) med stigende radius. En undersøgelse af den 21 cm lange linje (hyperfin strukturovergang i brintatomet) udsendt af interstellart stof førte til et lignende resultat. Konstansen af v(r) ved store værdier af radius betyder, at massen M r også stiger med stigende radius: M r ~ r. Dette indikerer tilstedeværelsen af usynligt stof. Stjerner bevæger sig hurtigere end forventet baseret på den tilsyneladende mængde stof.
Baseret på denne observation blev eksistensen af en sfærisk mørk stof-halo, der omgiver galaksen og ansvarlig for rotationskurvernes ikke-aftagende adfærd, postuleret. Derudover kunne en sfærisk glorie bidrage til stabiliteten af formen af galaksernes skive og bekræfte hypotesen om dannelsen af galakser fra en sfærisk protogalakse. Modelberegninger udført for Mælkevejen, som var i stand til at gengive rotationskurverne ved at tage hensyn til tilstedeværelsen af en halo, indikerer, at en væsentlig del af massen skal være i denne glorie. Beviser til fordel for eksistensen af sfæriske glorier leveres også af kuglehobe - sfæriske hobe af stjerner, som er de ældste objekter i galaksen, og som er fordelt sfærisk.
Nyere forskning i galaksers gennemsigtighed har imidlertid sået tvivl om dette billede. Ved at betragte spiralgalaksernes uklarhedsgrad som en funktion af hældningsvinklen kan vi drage konklusioner om gennemsigtigheden af sådanne objekter. Hvis galaksen var fuldstændig gennemsigtig, ville dens totale lysstyrke ikke afhænge af den vinkel, som denne galakse observeres i, da alle stjerner ville være lige godt synlige (ignorerer stjernernes størrelse). På den anden side betyder en konstant overfladelysstyrke, at galaksen ikke er gennemsigtig. I dette tilfælde ser observatøren altid kun de ydre stjerner, dvs. altid det samme antal pr. overfladeenhed, uanset synsvinklen. Det blev eksperimentelt fastslået, at overfladens lysstyrke forbliver konstant i gennemsnit, hvilket kunne indikere spiralgalaksernes næsten fuldstændige opacitet. I dette tilfælde er brugen af optiske metoder til at bestemme universets massetæthed ikke helt nøjagtig. En mere grundig analyse af måleresultaterne førte til den konklusion, at molekylære skyer er et absorberende materiale (deres diameter er ca. 50 ps og temperaturen er ca. 20 K). Ifølge Wiens forskydningslov skal sådanne skyer udsendes i submillimeterområdet. Dette resultat kunne give en forklaring på rotationskurvernes opførsel uden antagelsen om yderligere eksotisk mørkt stof.
Beviser for eksistensen af mørkt stof er også blevet fundet i elliptiske galakser. Gasformige haloer med temperaturer omkring 10 7 K er blevet registreret ved deres absorption af røntgenstråler. Hastigheden af disse gasmolekyler er større end ekspansionshastigheden:

v r = (2GM/r) 1/2,

forudsat at deres masser svarer til deres lysstyrke. For elliptiske galakser er forholdet mellem masse og lysstyrke omkring to størrelsesordener større end Solens, som er et typisk eksempel på en gennemsnitlig stjerne. En så stor værdi er normalt forbundet med eksistensen af mørkt stof.

2.2. Dynamik af galaksehobe

Dynamikken i galaksehobe giver bevis for eksistensen af mørkt stof. Når systemets bevægelse potentiel energi som er en homogen funktion af koordinater forekommer i et begrænset rumligt område, så er de tidsgennemsnitlige værdier af kinetisk og potentiel energi relateret til hinanden af virialsætningen. Det kan bruges til at estimere tætheden af stof i klynger af et stort antal galakser.
Hvis den potentielle energi U er en homogen funktion af radiusvektorer r i af grad k, derefter U og kinetisk energi T er relateret som 2T = kU. Da T + U = E = E, følger det

U = 2E/(k + 2), T = kE/(k + 2),

hvor E er den samlede energi. For gravitationsinteraktion (U ~ 1/r) k = -1, så 2T = -U. Den gennemsnitlige kinetiske energi af en hob af N galakser er givet ved:

T=N /2.

Disse N-galakser kan interagere med hinanden i par. Derfor er der N(N–1)/2 uafhængige par af galakser, hvis samlede gennemsnitlige potentielle energi har formen

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Med Nm = M og (N − 1) ≈ N for den dynamiske masse viser det sig M ≈ 2 /G.
Gennemsnitlige afstandsmålinger og gennemsnitshastighed give en dynamisk masseværdi, der er cirka to størrelsesordener højere end massen opnået ved en analyse af galaksers lysstyrke. Dette faktum kan tolkes som yderligere beviser til fordel for eksistensen af mørkt stof.
Dette argument har også sit eget svage punkter. Den viriale ligning er kun gyldig, når der tages et gennemsnit over en lang periode, når lukkede systemer er i en tilstand af ligevægt. Målinger af galaksehobe er dog noget som øjebliksbilleder. Desuden er galaksehobe ikke lukkede systemer, de er forbundet med hinanden. Endelig er det ikke klart, om de har nået en tilstand af ligevægt eller ej.

2.3. Kosmologiske beviser

Definitionen af den kritiske tæthed ρ c blev givet ovenfor. Formelt kan det opnås på grundlag af newtonsk dynamik ved at beregne den kritiske ekspansionshastighed af en sfærisk galakse:

Forholdet for ρ c følger af udtrykket for E, hvis vi antager, at H = r"/r = v/r.
Beskrivelsen af universets dynamik er baseret på Einsteins feltligninger (General Relativity Theory - GTR). De er noget forenklet under antagelsen om homogenitet og isotropi af rummet. I Robertson-Walker metrikken er det infinitesimal lineære element givet ved:

hvor r, θ, φ er punktets sfæriske koordinater. Frihedsgraderne for denne metrik er inkluderet i parameteren k og skalafaktoren R. Værdien af k tager kun diskrete værdier (hvis fraktal geometri ikke tages i betragtning) og afhænger ikke af tid. Værdien k er en karakteristik af universmodellen (k = -1 - hyperbolsk metrisk (åbent univers), k = 0 - euklidisk metrisk (fladt univers), k = +1 - sfærisk metrisk (lukket univers)).
Universets dynamik er fuldstændig specificeret af skalafunktionen R(t) (afstanden mellem to nabopunkter i rummet med koordinaterne r, θ, φ ændres med tiden som R(t)). I tilfældet med den sfæriske metrik repræsenterer R(t) universets radius. Denne skalafunktion opfylder Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningerne:

hvor p(t) er det totale tryk, og Λ er den kosmologiske konstant, som inden for rammerne af moderne kvantefeltteorier tolkes som vakuumenergitætheden. Lad os yderligere antage, at Λ = 0, som det ofte gøres for at forklare eksperimentelle fakta uden at introducere mørkt stof. Koefficienten R 0 "/R 0 bestemmer Hubble-konstanten H 0, hvor indekset "0" markerer de moderne værdier af de tilsvarende størrelser. Af ovenstående formler følger det, at for krumningsparameteren k = 0 er den moderne kritiske universets tæthed er givet ved udtrykket, hvis værdi repræsenterer grænsen mellem det åbne og et lukket univers (denne værdi adskiller scenariet, hvor universet ekspanderer evigt, fra scenariet, hvor universet forventer kollaps i slutningen af den midlertidige udvidelse fase):

Densitetsparameter bruges ofte

hvor q 0 er bremseparameteren: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Således er tre tilfælde mulige:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – fladt univers,
Ω 0 > 1 – lukket univers.
Målinger af tæthedsparameteren gav et estimat: Ω 0 ≈ 0,2, på grundlag af hvilket man kunne forvente Universets åbne natur. Imidlertid er en række teoretiske begreber svære at forene med universets åbenhed, for eksempel det såkaldte "fladhedsproblem" og galaksernes tilblivelse.

Fladhedsproblem

Som du kan se, er universets tæthed meget tæt på kritisk. Fra Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningerne følger det (ved Λ = 0), at

Da tætheden ρ(t) er proportional med 1/R(t) 3, så har vi ved at bruge udtrykket for Ω 0 (k er ikke lig 0):

Værdien Ω ≈ 1 er således meget ustabil. Enhver afvigelse fra den helt flade sag stiger meget, efterhånden som universet udvider sig. Det betyder, at universet under den oprindelige kernefusion må have været betydeligt fladere, end det er nu.
En mulig løsning på dette problem er givet af inflationsmodeller. Det antages, at udvidelsen af det tidlige univers (i intervallet mellem 10 -34 s og 10 -31 s efter Big Bang) skete eksponentielt i inflationsfasen. I disse modeller er tæthedsparameteren normalt uafhængig af tid (Ω = 1). Der er dog teoretiske indikationer på, at værdien af tæthedsparameteren ligger i området 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesis af galakser

Densitetsinhomogeniteter er nødvendige for tilblivelsen af galakser. Galakser måtte opstå i sådanne rumlige områder, hvor tæthederne var større end omkring dem, så som et resultat af tyngdekraftens vekselvirkning lykkedes det disse regioner at klynge sig hurtigere, end deres sjældenhed fandt sted på grund af generel udvidelse.
Denne type ophobning af stof kunne dog først begynde efter dannelsen af atomer fra kerner og elektroner, dvs. cirka 150.000 år efter Big Bang ved temperaturer på omkring 3000 K (da stof og stråling i de tidlige stadier var i en tilstand af dynamisk ligevægt: enhver resulterende stofklump blev øjeblikkeligt ødelagt under påvirkning af stråling og samtidig kunne stråling ikke flygte ud over stoffets grænser). Mærkbare udsving i densiteten af almindeligt stof på det tidspunkt blev udelukket ned til meget lave niveauer af baggrundsstrålingens isotropi. Efter dannelsesstadiet af neutrale atomer ophører strålingen med at være i en tilstand af termisk ligevægt med stoffet, således reflekteres de efterfølgende udsving i stoffets tæthed ikke længere i strålingens natur.
Men hvis vi beregner udviklingen over tid af den proces med komprimering af stof, som netop begyndte, viser det sig, at den tid, der er gået siden da, ikke er nok til, at så store strukturer som galakser eller deres hobe kan dannes. Tilsyneladende er det nødvendigt at kræve eksistensen af massive partikler frigivet fra en tilstand af termisk ligevægt på et tidligere tidspunkt, så disse partikler har mulighed for at manifestere sig som nogle frø til kondensering af almindeligt stof omkring dem. Sådanne kandidater kunne være såkaldte WIMP-partikler. I dette tilfælde er det nødvendigt at tage hensyn til kravet om, at den kosmiske baggrundsstråling er isotrop. En lille anisotropi (10 -4) i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (temperatur omkring 2,7 K) blev først opdaget for nylig ved brug af COBE-satellitten.

III. Mørkt stof kandidater

3.1. Baryonisk mørkt stof

Den mest oplagte kandidat for mørkt stof ville være almindeligt baryonisk stof, som ikke udsender og har en tilsvarende overflod. En mulighed kunne realiseres med interstellar eller intergalaktisk gas. I dette tilfælde bør der dog vises karakteristiske emissions- eller absorptionslinjer, som ikke er påvist.
En anden kandidat kunne være brune dværge - kosmiske kroppe med masser væsentligt mindre end Solens masse (M< 0.08M солнца). Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий. Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности фотометрической детектируемости himmellegemer I en afstand af flere lysår er det særligt svært at estimere antallet af sådanne objekter.
Meget kompakte objekter i de sidste stadier af stjernernes udvikling (hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller) kan også være en del af mørkt stof. Da praktisk talt hver stjerne når et af disse tre sidste stadier i løbet af sin levetid, skal en betydelig del af massen af tidligere og tungere stjerner være til stede i ikke-udstrålende form som hvide dværge. neutronstjerner eller sorte huller. Noget af dette stof vender tilbage til det interstellare rum gennem supernovaeksplosioner eller andre måder og deltager i dannelsen af nye stjerner. I dette tilfælde skal stjerner med masse M ikke tages i betragtning< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Øvre grænser for den mulige tæthed af baryonisk stof i universet kan fås fra data om den indledende kernefusion, som begyndte cirka 3 minutter efter Big Bang. Målinger af den aktuelle forekomst af deuterium er særligt vigtige −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, da det under den indledende kernefusion hovedsageligt var deuterium, der blev dannet. Selvom deuterium også senere dukkede op som et mellemprodukt af kernefusionsreaktioner, steg den samlede mængde deuterium ikke væsentligt på grund af dette. Analyse af de processer, der forekommer på stadiet af tidlig kernefusion giver en øvre grænse − Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
På den anden side er det nu helt klart, at baryonisk stof i sig selv ikke er i stand til at opfylde kravet Ω = 1, som følger af inflationsmodeller. Derudover forbliver problemet med galaksedannelse uløst. Alt dette fører til behovet for eksistensen af ikke-baryonisk mørkt stof, især i det tilfælde, hvor betingelsen Ω = 1 ved nul kosmologisk konstant er påkrævet.

3.2. Ikke-baryonisk mørkt stof

Teoretiske modeller giver stort valg mulige kandidater til rollen som ikke-baryonisk mørkt stof, herunder: lette og tunge neutrinoer, supersymmetriske partikler af SUSY-modeller, aksioner, kosmioner, magnetiske monopoler, Higgs-partikler - de er opsummeret i tabellen. Tabellen indeholder også teorier, der forklarer de eksperimentelle data uden at introducere mørkt stof (den tidsafhængige gravitationskonstant i ikke-newtonsk tyngdekraft og den kosmologiske konstant). Betegnelser: DM - mørkt stof, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - supersymmetriske teorier, SUGRA - supergravitation, QCD - kvantekromodynamik, QED - kvanteelektrodynamik, GTR - generel relativitet. Konceptet WIMP (svagt interagerende massive partikler) bruges til at betegne partikler med en masse større end nogle få GeV/c 2, som kun deltager i svage vekselvirkninger. Under hensyntagen til nye målinger af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling fra COBE-satellitten og rødforskydningen fra IRAS-satellitten, er fordelingen af galakser på store afstande og dannelsen af storskalastrukturer i vores galakse for nylig blevet genundersøgt. Baseret på analysen af forskellige modeller for strukturdannelse, blev det konkluderet, at kun én tilfredsstillende model af universet er mulig med Ω = 1, hvor mørkt stof er af blandet karakter: 70 % eksisterer i form af koldt mørkt stof og 30 % i form af varmt mørkt stof, hvor sidstnævnte består af to masseløse neutrinoer og en neutrino med en masse på 7,2 ± 2 eV. Det betyder en genoplivning af den tidligere kasserede blandede mørkt stof-model.

Lette neutrinoer

I modsætning til alle andre mørkt stof-kandidater har neutrinoer den klare fordel, at de er kendt for at eksistere. Deres udbredelse i universet er omtrent kendt. For at neutrinoer kan være kandidater til mørkt stof, skal de bestemt have masse. For at opnå universets kritiske tæthed skal neutrinomasser ligge i området af flere GeV/c 2 eller i området fra 10 til 100 eV/c 2 .
Tunge neutrinoer er også mulige som sådanne kandidater, da det kosmologisk signifikante produkt m ν exp(-m ν /kT f) bliver lille selv for store masser. Her er Tf den temperatur, hvor tunge neutrinoer ophører med at være i en tilstand af termisk ligevægt. Denne Boltzmann-faktor giver overflod af neutrinoer med masse m ν i forhold til overflod af masseløse neutrinoer.
For hver type neutrino i universet er neutrinotætheden relateret til fotondensiteten ved forholdet n ν = (3/11)n γ. Strengt taget er dette udtryk kun gyldigt for lette Majorana neutrinoer (for Dirac neutrinoer er det under visse omstændigheder nødvendigt at indføre en anden statistisk faktor lig med to). Fotondensiteten kan bestemmes ud fra baggrunden kosmisk mikrobølge baggrundsstråling 3 K og når n γ ≈ 400 cm -3.

Partikel	Vægt	Teori	Manifestation
G(R)	-	Ikke-newtonsk tyngdekraft	Gennemsigtig DM i skala
Λ (rumkonstant)	-	GTO	Ω=1 uden DM
Axion, merian, guldsten. boson	10 -5 eV	QCD; krænkelse af sim. Pechei-Quina	Kold DM
Almindelig neutrino	10-100 eV	TARM	Hotte DM
Let higgsino, photino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafoton	20-400 eV	Modifikator QED	Varm, varm DM
Højre neutrinoer	500 eV	Supersvag kraft	Varm DM
Gravitino osv.	500 eV	SUSY/SUGRA	Varm DM
Photino, gravitino, axion, spejle. partikler, Simpson neutrino	keV	SUSY/SUGRA	Varm/kold DM
Photino, sneutrino, higgsino, gluino, tung neutrino	MeV	SUSY/SUGRA	Kold DM
Skyggestof	MeV	SUSY/SUGRA	Varmt koldt (som baryoner) DM
Preon	20-200 TeV	Sammensatte modeller	Kold DM
Monopol	10 16 GeV	TARM	Kold DM
Pyrgon, maximon, stang Perry, newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorier om højere dimensioner	Kold DM
Superstrenge	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Kold DM
Quark "nuggets"	10 15 g	QCD, GUT	Kold DM
Plads strenge, domænevægge	(10 8 -10 10)M søn	TARM	Dannelsen af galakser bidrager måske ikke meget til
Cosmion	4-11 GeV	Neutrino problem	Dannelse af en neutrinoflux på Solen
Sorte huller	10 15 -10 30 g	GTO	Kold DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Det viser sig, at neutrinomassetætheden er tæt på kritisk, hvis betingelsen er opfyldt

hvor g ν er en statistisk faktor, der tager højde for antallet af forskellige helicitetstilstande for hver type neutrino. For Majorana neutrinoer er denne faktor lig med 2. For Dirac neutrinoer bør den være lig med 4. Det antages dog normalt, at de højrehåndede komponenter forlod termisk ligevægtstilstand meget tidligere, så vi kan også antage, at g ν = 2 for Dirac-sagen.
Da neutrinotætheden er af samme størrelsesorden som fotondensiteten, er der omkring 10 9 gange flere neutrinoer end baryoner, så selv en lille neutrinomasse kunne bestemme universets dynamik. For at opnå Ω = ρ ν /ρ с = 1 kræves neutrinomasser m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, hvor N ν er antallet af lette neutrinotyper. De eksperimentelle øvre grænser for masserne af de tre kendte typer neutrinoer er: m(ν e)< 7.2 эВ/c 2 , m(ν μ) < 250 кэВ/c 2 , m(ν τ) < 31 МэВ/c 2 . Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10 10 К (что отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в которой доминируют частицы массой m i , согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет гравитационных сил, равна

I et univers domineret af neutrinoer kunne den nødvendige kompressionsgrad etableres på et relativt sent stadium, de første strukturer ville svare til superhobe af galakser. Således kunne galaksehobe og galakser udvikle sig gennem fragmenteringen af disse primære strukturer (top-down model). Denne tilgang står imidlertid over for problemer, når man overvejer dannelsen af meget små strukturer såsom dværggalakser. For at forklare dannelsen af ganske massive kompressioner skal man også tage højde for Pauli-princippet for fermioner.

Tunge neutrinoer

Ifølge LEP- og SLAC-data relateret til præcisionsmålingen af Z 0-bosonens henfaldsbredde er der kun tre typer lette neutrinoer, og eksistensen af tunge neutrinoer op til masseværdier på 45 GeV/c 2 er udelukket.
Da neutrinoer med så store masser forlod den termiske ligevægtstilstand, havde de allerede ikke-relativistiske hastigheder, hvorfor de kaldes kolde mørkt stofpartikler. Tilstedeværelsen af tunge neutrinoer kan føre til tidlig gravitationel kompression af stof. I dette tilfælde vil der først dannes mindre strukturer. Galaksehobe og superhobe ville være blevet dannet senere ved akkumulering af individuelle grupper af galakser (bottom-up model).

Axioner

Aksioner er hypotetiske partikler, der opstår i forbindelse med problemet med CP-overtrædelse i den stærke interaktion (θ-problemet). Eksistensen af en sådan pseudoskalær partikel skyldes krænkelsen af Pechey-Quin chiral symmetri. Axionens masse er givet ved

Interaktionen med fermioner og gauge bosoner er beskrevet af følgende koblingskonstanter, henholdsvis:

Axion henfaldskonstant f a bestemmes af Higgs-feltets vakuumgennemsnit. Fordi f a er en fri konstant, der kan tage en hvilken som helst værdi mellem den elektrosvage og Planck-skalaen, så varierer de mulige værdier af aksionsmasserne med 18 størrelsesordener. Der skelnes mellem DFSZ-aksioner, som vekselvirker direkte med elektroner, og såkaldte hadroniske aksioner, som kun vekselvirker med elektroner i den første orden af forstyrrelsesteori. Axioner menes generelt at udgøre koldt mørkt stof. For at deres tæthed ikke overstiger den kritiske værdi, er det nødvendigt at have f-en< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV er allerede eksperimentelt udelukket andre muligheder med lavere masser, og derfor er større koblingsparametre også betydeligt begrænset af forskellige data, primært astrofysiske.

Supersymmetriske partikler

De fleste supersymmetriske teorier indeholder én stabil partikel, som er en ny kandidat til mørkt stof. Eksistensen af en stabil supersymmetrisk partikel følger af bevarelsen af det multiplikative kvantetal, den såkaldte R-paritet, som tager en værdi på +1 for almindelige partikler og -1 for deres superpartnere. Det er der R-paritets fredningslov. Ifølge denne bevaringslov kan SUSY-partikler kun dannes i par. SUSY-partikler kan kun henfalde til et ulige antal SUSY-partikler. Derfor skal den letteste supersymmetriske partikel være stabil.
Det er muligt at overtræde loven om bevarelse af R-paritet. Kvantetallet R er relateret til baryontallet B og leptontallet L ved relationen R = (–1) 3B+L+2S, hvor S er partiklens spin. Med andre ord kan overtrædelse af B og/eller L føre til R-paritetsfejl. Der er dog meget snævre grænser for muligheden for overtrædelse af R-paritet.
Det antages, at den letteste supersymmetriske partikel (LSP) ikke deltager i hverken elektromagnetiske eller stærke interaktioner. Ellers ville det kombineres med almindeligt stof og i øjeblikket fremstå som en usædvanlig tung partikel. Så ville mængden af en sådan LSP, normaliseret til protonens overflod, være lig med 10 -10 for den stærke interaktion og 10 -6 for den elektromagnetiske. Disse værdier er ikke i overensstemmelse med de eksperimentelle øvre grænser: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в данном случае отвечают области масс 1 ГэВ < m LSP c 2 < 10 7 ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
Blandt de mulige kandidater til rollen som den neutrale letteste supersymmetriske partikel er photino (S = 1/2) og zino (S = 1/2), som normalt kaldes gaijino, samt higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) og gravitino (S = 3/2). I de fleste teorier er en LSP-partikel en lineær kombination af ovenstående SUSY-partikler med spin 1/2. Massen af denne såkaldte neutralino bør højst sandsynligt være større end 10 GeV/c 2 . At betragte SUSY-partikler som mørkt stof er af særlig interesse, da de optrådte i en helt anden sammenhæng og ikke specifikt blev introduceret for at løse problemet med (ikke-baryonisk) mørkt stof. Cosmions Cosmions blev oprindeligt introduceret for at løse problemet med solneutrinoer. Takket være dens høj hastighed disse partikler passerer næsten uhindret gennem stjernens overflade. I det centrale område af stjernen kolliderer de med kerner. Hvis tabet af energi er stort nok, så kan de ikke forlade denne stjerne igen og ophobes i den over tid. Inde i Solen påvirker indfangede kosmioner arten af energioverførsel og bidrager derved til afkølingen af den centrale del af Solen. Dette ville resultere i en lavere sandsynlighed for neutrinoproduktion fra 8 V og ville forklare, hvorfor neutrinofluxen målt på Jorden er mindre end forventet. For at løse dette neutrinoproblem skal kosmionmassen ligge i området fra 4 til 11 GeV/c 2 og tværsnittet for kosmioners interaktion med stof skal have en værdi på 10 -36 cm 2. Imidlertid ser eksperimentelle data ud til at udelukke en sådan løsning på solneutrinoproblemet.

Topologiske defekter i rum-tid

Udover ovenstående partikler kan topologiske defekter også bidrage til mørkt stof. Det antages, at der i det tidlige univers ved t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, skete en krænkelse af GUT-symmetri, hvilket førte til adskillelsen af interaktioner beskrevet af grupperne SU(3) og SU(2)xU (1). Higgs-feltet med dimension 24 opnåede en vis justering, og orienteringen af fasevinklerne for spontan symmetribrud forblev vilkårlig. Som en konsekvens af denne faseovergang burde der være dannet rumlige områder med forskellige orienteringer. Disse områder voksede sig større med tiden og kom til sidst i kontakt med hinanden.
Ifølge moderne koncepter blev topologisk stabile defektpunkter dannet på grænsefladerne, hvor områder med forskellig orientering mødtes. De kunne have dimensioner fra nul til tre og bestå af et vakuum af ubrudt symmetri. Efter at have brudt symmetrien har dette indledende vakuum en meget høj energi og tæthed af stof.
De vigtigste er de punktlignende defekter. De skal bære en isoleret magnetisk ladning, dvs. være magnetiske monopoler. Deres masse er relateret til faseovergangstemperaturen og er omkring 10 16 GeV/c 2. Indtil nu er eksistensen af sådanne genstande på trods af intensive eftersøgninger ikke blevet registreret.
I lighed med magnetiske monopoler kan der også dannes lineære defekter - kosmiske strenge. Disse trådlignende genstande har en karakteristisk lineær massetæthed i størrelsesordenen 10 22 g∙cm –1 og kan enten være lukkede eller åbne. På grund af gravitationel tiltrækning kunne de tjene som frø til kondensering af stof, som et resultat af hvilke galakser blev dannet.
Store masser ville gøre det muligt at detektere sådanne strenge gennem virkningen af gravitationslinser. Strengene ville bøje det omgivende rum på en sådan måde, at et dobbeltbillede af objekterne bag dem ville blive skabt. Lys fra meget fjerne galakser kunne afbøjes af denne streng i henhold til lovene i den generelle tyngdekraftsteori. En observatør på Jorden ville se to tilstødende spejlbilleder af galakser med identisk spektral sammensætning. Denne gravitationslinseeffekt er allerede blevet opdaget for fjerne kvasarer, hvor en galakse placeret mellem kvasaren og Jorden fungerede som en gravitationslinse.
Muligheden for en superledende tilstand i kosmiske strenge diskuteres også. Elektrisk ladede partikler såsom elektroner i det symmetriske vakuum af en streng ville være masseløse, fordi de kun erhverver deres masser gennem symmetri, der bryder gennem Higgs-mekanismen. Således kan partikel-antipartikel-par, der bevæger sig med lysets hastighed, skabes her med meget lidt energiforbrug. Resultatet er en superledende strøm. Superledende strenge kunne blive exciterede ved at interagere med ladede partikler, og denne excitation ville blive fjernet ved at udsende radiobølger.
Højere dimensionelle defekter tages også i betragtning, herunder todimensionelle "domænevægge" og især tredimensionelle defekter eller "teksturer". Andre eksotiske kandidater

Skyggestof. Hvis vi antager, at strenge er endimensionelle udvidede objekter, forsøger superstrengteorier at replikere supersymmetriske modellers succes med at eliminere divergenser også i tyngdekraften og trænge ind i energiområderne ud over Planck-massen. Fra et matematisk synspunkt kan anomalifri superstrengteorier kun opnås for SO(32) og E 8 *E 8" gauge grupperne. Sidstnævnte opdeles i to sektorer, hvoraf den ene beskriver almindeligt stof, mens den anden svarer til til skyggestof (E 8"). Disse to sektorer kan kun interagere med hinanden gravitationsmæssigt.
"Quark Nuggets" blev foreslået i 1984. Disse er stabile makroskopiske objekter af kvarkstof, bestående af u-, d- og s-kvarker. Tætheden af disse objekter ligger i kernedensitetsområdet på 10 15 g/cm 3, og masserne kan variere fra flere GeV/c 2 til masserne af neutronstjerner. De dannes under en hypotetisk QCD-faseovergang, men anses generelt for at være meget usandsynlige.

3.3. Modificerede teorier (kosmologisk konstant, MOND-teori, tidsafhængig gravitationskonstant)

Til at begynde med blev den kosmologiske konstant Λ introduceret af Einstein i feltligningerne for generel relativitet for at sikre, ifølge datidens synspunkter, universets stationaritet. Efter at Hubble opdagede universets udvidelse i slutningen af 20'erne af vores århundrede, viste det sig imidlertid at være unødvendigt. Derfor begyndte de at antage, at Λ = 0. Dog inden for rammerne moderne teorier felt, fortolkes denne kosmologiske konstant som vakuumenergitætheden ρ v . Følgende ligning gælder:

Tilfældet Λ = 0 svarer til antagelsen om, at vakuum ikke bidrager til energitætheden. Dette billede svarer til ideerne fra klassisk fysik. I kvantefeltteorien indeholder vakuumet forskellige kvantefelter, der er i en tilstand med den laveste energi, som ikke nødvendigvis er nul.
Under hensyntagen til den ikke-nul kosmologiske konstant, ved hjælp af relationerne

vi opnår en lavere kritisk tæthed og højere værdi densitetsparameter end forventet i henhold til formlerne ovenfor. Astronomiske observationer baseret på galaksetællinger giver en øvre grænse for den moderne kosmologiske konstant
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

hvor for H 0,max anvendes værdien af 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Mens en ikke-nul kosmologisk konstant har vist sig nødvendig for at fortolke den tidlige fase af evolutionen, har nogle videnskabsmænd konkluderet, at en ikke-nul Λ kunne spille en rolle i senere stadier af universet.
Kosmologisk konstant

kunne føre til værdien Ω(Λ = 0), selvom faktisk Ω(Λ ≠ 0). Parameteren Ω(Λ = 0) defineret fra ρ 0 ville give Ω = 1, som krævet i inflationsmodeller, forudsat at den kosmologiske konstant er

Brug af de numeriske værdier H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 og Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 fører til
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. En vakuumenergitæthed svarende til denne værdi kunne løse modsigelsen mellem den observerede værdi af tæthedsparameteren og værdien Ω = 1 krævet af moderne teorier.
Ud over at indføre en kosmologisk konstant, der ikke er nul, er der andre modeller, der fjerner i det mindste nogle af problemerne uden at involvere hypotesen om mørkt stof.

MOND-teori (modificeret newtonsk dynamik)

Denne teori antager, at tyngdeloven adskiller sig fra den sædvanlige Newtonske form og er som følger:

I dette tilfælde vil tiltrækningskraften være større og skal kompenseres af en hurtigere periodisk bevægelse, hvilket kan forklare rotationskurvernes flade opførsel.

Tidsafhængig gravitationskonstant

Tidsafhængigheden af gravitationskonstanten G(t) kan have stor betydning for galaksedannelsesprocessen. Men indtil videre har præcisionsmålinger ikke givet nogen indikation af den tidsmæssige variation af G.

Litteratur