Mørkt stof. Hvad er mørkt stof

Mørkt stof er mørkt, ikke fordi det er sort, men fordi det er " mørk hest"i bogstavelig forstand: ingen ved, hvad det er. Fysikere har brug for mørkt stof for at forklare uoverensstemmelsen i accelerationen af ​​universets udvidelse og uoverensstemmelsen i den synlige stofmasse. Mørkt stof udgør mere end 95 % af det usynlige stof i universet. Problemet er, at mørkt stof interagerer svagt med virkelige verden, kun på tyngdeniveauet, så det er ikke muligt at fange, fikse eller skabe det på dette øjeblik. Og vores overvågnings- og søgeværktøjer er for svage til at fange mørkt stof partikler, selvom arbejdet på dette område bestemt er i gang.

European Physical Research Laboratory CERN sagde, at det planlægger et nyt eksperiment for at søge efter partikler forbundet med mørkt stof, som menes at udgøre omkring 27% af universet. Forsøget skal udføres samme sted, hvor det er placeret - et kæmpe laboratorium i en 27 kilometer lang tunnel på den fransk-schweiziske grænse. Dens opgave bliver at søge efter "lette og svagt interagerende partikler."

En teoretisk konstruktion i fysik kaldet Standardmodellen beskriver samspillet mellem alle kendte 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 at fange det direkte. 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 transformere sig 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.

Det er kendt, at mørkt stof interagerer med "lysende" (baryonisk) stof, i det mindste på en gravitationel måde, og repræsenterer et medium med en gennemsnitlig kosmologisk tæthed flere gange højere end tætheden af ​​baryoner. Sidstnævnte er fanget i gravitationshuller med koncentrationer af mørkt stof. Derfor, selvom mørkt stof partikler ikke interagerer med lys, udsendes lys derfra hvor det mørke stof er. Denne bemærkelsesværdige egenskab ved gravitationel ustabilitet har gjort det muligt at studere mængden, tilstanden og fordelingen af ​​mørkt stof ved hjælp af observationsdata fra radio til røntgenstråler.

Direkte undersøgelse af fordelingen af ​​mørkt stof i galaksehobe blev mulig, efter at meget detaljerede billeder blev opnået i 1990'erne. I dette tilfælde viser billeder af fjernere galakser, der er projiceret på hoben, sig at være forvrænget eller endda splittet på grund af effekten af ​​gravitationslinser. Baseret på arten af ​​disse forvrængninger bliver det muligt at rekonstruere fordelingen og størrelsen af ​​massen i hoben, uanset observationer af galakserne i selve hoben. Således bekræftes tilstedeværelsen af ​​skjult masse og mørkt stof i galaksehobe ved en direkte metode.

En undersøgelse offentliggjort i 2012 af bevægelser af mere end 400 stjerner placeret i afstande på op til 13.000 lysår fra Solen fandt ingen tegn på mørkt stof i det store rumfang omkring Solen. Ifølge teoretiske forudsigelser skulle den gennemsnitlige mængde mørkt stof i nærheden af ​​Solen have været cirka 0,5 kg i volumen globus. Målinger gav dog en værdi på 0,00±0,06 kg mørkt stof i dette volumen. Det betyder, at forsøg på at opdage mørkt stof på Jorden, for eksempel gennem sjældne vekselvirkninger af mørkt stof partikler med "almindeligt" stof, sandsynligvis ikke vil lykkes.

Mørkt stof kandidater

Baryonisk mørkt stof

Den mest naturlige antagelse synes at være, at mørkt stof består af almindeligt, baryonisk stof, som af en eller anden grund vekselvirker svagt elektromagnetisk og derfor ikke kan detekteres, når man studerer for eksempel emissions- og absorptionslinjer. En del mørkt stof kan omfatte mange allerede opdagede kosmiske objekter, såsom: mørke galaktiske glorier, brune dværge og massive planeter, kompakte objekter i de sidste stadier af evolutionen: hvide dværge, neutronstjerner, sorte huller. Derudover kan hypotetiske objekter som kvarkstjerner, Q-stjerner og præonstjerner også være en del af baryonisk mørkt stof.

Problemerne med denne tilgang er manifesteret i Big Bang-kosmologien: hvis alt mørkt stof er repræsenteret af baryoner, bør forholdet mellem koncentrationer af lette elementer efter primær nukleosyntese, observeret i de ældste astronomiske objekter, være anderledes, skarpt forskelligt fra det, der observeres . Derudover viser eksperimenter til at søge efter gravitationslinser af lyset fra stjerner i vores galakse, at en tilstrækkelig koncentration af store graviterende objekter såsom planeter eller sorte huller ikke er observeret til at forklare massen af ​​glorie i vores galakse, og små objekter af tilstrækkelig koncentration bør absorbere stjernelys for kraftigt.

Ikke-baryonisk mørkt stof

Teoretiske modeller giver et stort udvalg af mulige kandidater til rollen som ikke-baryonisk usynligt stof. Lad os liste nogle af dem.

Lette neutrinoer

I modsætning til andre kandidater har neutrinoer en klar fordel: de er kendt for at eksistere. Da antallet af neutrinoer i universet er sammenligneligt med antallet af fotoner, så selv med en lille masse, kan neutrinoer meget vel bestemme universets dynamik. For at opnå, hvor er den såkaldte kritiske tæthed, kræves neutrinomasser af størrelsesordenen eV, hvor angiver antallet af typer af lette neutrinoer. Eksperimenter udført til dato giver estimater af neutrinomasser i størrelsesordenen eV. Således er lette neutrinoer praktisk talt udelukket som en kandidat til den dominerende fraktion af mørkt stof.

Tunge neutrinoer

Fra dataene om Z-bosonets henfaldsbredde følger det, at antallet af generationer af svagt interagerende partikler (inklusive neutrinoer) er lig med 3. Således er tunge neutrinoer (i det mindste med en masse mindre end 45 GeV) nødvendigvis de so- hedder. "sterile", det vil sige partikler, der ikke interagerer svagt. Teoretiske modeller forudsiger masse over en meget bred vifte af værdier (afhængigt af arten af ​​den neutrino). Fra fænomenologien for følger et masseområde på ca. eV, kan sterile neutrinoer godt udgøre en væsentlig del af mørkt stof.

Supersymmetriske partikler

Under supersymmetriske (SUSY) teorier er der mindst én stabil partikel, der er en ny kandidat til mørkt stof. Det antages, at denne partikel (LSP) ikke deltager i elektromagnetiske og stærke interaktioner. LSP-partikler kan være photino, gravitino, higgsino (superpartnere af henholdsvis fotonen, gravitonen og Higgs-bosonen), samt sneutrino, vin og zino. I de fleste teorier er en LSP-partikel en kombination af ovenstående SUSY-partikler med en masse i størrelsesordenen 10 GeV.

Cosmions

Kosmioner blev introduceret i fysikken for at løse problemet med solneutrinoer, som består i en signifikant forskel i neutrinofluxen på Jorden fra værdien forudsagt af Solens standardmodel. Imidlertid er dette problem blevet løst inden for rammerne af teorien om neutrinoscillationer og Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten, så kosmioner er tilsyneladende udelukket fra kandidater til rollen som mørkt stof.

Topologiske defekter i rum-tid

Ifølge moderne kosmologiske begreber er vakuumenergien bestemt af et bestemt lokalt homogent og isotropt skalarfelt. Dette felt er nødvendigt for at beskrive de såkaldte vakuumfaseovergange under universets udvidelse, hvorunder en konsekvent krænkelse af symmetri fandt sted, hvilket førte til adskillelse af fundamentale interaktioner. En faseovergang er et spring i energien af ​​et vakuumfelt, der tenderer til dets grundtilstand (tilstanden med minimumsenergi ved en given temperatur). Forskellige områder af rummet kunne opleve en sådan overgang uafhængigt, hvilket resulterer i dannelsen af ​​regioner med en vis "tilpasning" af skalarfeltet, som, udvidende, kunne komme i kontakt med hinanden. Ved mødepunkterne for regioner med forskellige orienteringer kan der dannes stabile topologiske defekter af forskellige konfigurationer: punktlignende partikler (især magnetiske monopoler), lineære forlængede objekter (kosmiske strenge), todimensionelle membraner (domænevægge), tre- dimensionelle fejl (teksturer). Alle disse genstande har som regel kolossal masse og kunne yde et dominerende bidrag til mørkt stof. I øjeblikket (2012) er sådanne objekter ikke blevet opdaget i universet.

Klassificering af mørkt stof

Afhængigt af hastigheden af ​​de partikler, der formentlig udgør mørkt stof, kan det opdeles i flere klasser.

Varmt mørkt stof

Sammensat af partikler, der bevæger sig tæt på lysets hastighed - sandsynligvis neutrinoer. Disse partikler har en meget lille masse, men stadig ikke nul, og givet det enorme antal neutrinoer i universet (300 partikler pr. 1 cm³), giver dette en enorm masse. I nogle modeller står neutrinoer for 10% af mørkt stof.

På grund af dets enorme hastighed kan dette stof ikke danne stabile strukturer, men det kan påvirke almindeligt stof og andre typer mørkt stof.

Varmt mørkt stof

Stof, der bevæger sig med relativistiske hastigheder, men lavere end varmt mørkt stof, kaldes "varmt". Hastigheden af ​​dens partikler kan variere fra 0,1c til 0,95c. Nogle beviser, især temperaturvariationer i baggrundsmikrobølgestråling, tyder på, at denne form for stof kan eksistere.

Der er endnu ingen kandidater til rollen som komponenter i varmt mørkt stof, men det er muligt, at sterile neutrinoer, som skulle bevæge sig langsommere end de sædvanlige tre varianter af neutrinoer, kunne være en af ​​dem.

Koldt mørkt stof

Mørkt stof, der bevæger sig med klassisk hastighed, kaldes "kold". Denne type stof er af den største interesse, da koldt stof i modsætning til varmt og varmt mørkt stof kan danne stabile formationer og endda hele mørke galakser.

Indtil videre er partikler egnet til rollen som komponenter i koldt mørkt stof ikke blevet opdaget. Kandidater til rollen som koldt mørkt stof er svagt interagerende massive partikler - WIMP'er, såsom aksioner og supersymmetriske fermionpartnere af lyse bosoner - photinos, gravitinoer og andre.

Blandet mørkt stof

I populærkulturen

  • I Mass Effect-serien er mørkt stof og mørk energi i form af såkaldt "Element Zero" nødvendige for bevægelse ved superluminale hastigheder. Nogle mennesker, biotika, ved hjælp af mørk energi, kan kontrollere masseeffektfelter.
  • I animationsserien Futurama bruges mørkt stof som brændstof til rumskib Interplanetary Express selskab. Stof er født i form af afføring fra den fremmede race "Zubastilons" og er ekstremt tæt i tæthed.

se også

Noter

Litteratur

  • Modern Cosmology hjemmeside, som også indeholder et udvalg af materialer om mørkt stof.
  • G.W.Klapdor-Kleingrothaus, A.Staudt Ikke-acceleratorfysik af elementarpartikler. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Links

  • S. M. Bilenky, Neutrinomasser, blanding og svingninger, UFN 173 1171-1186 (2003)
  • V.N. Lukash, E.V. Mikheeva, Mørkt stof: fra begyndelsesbetingelser til dannelsen af ​​universets struktur, UFN 177 1023-1028 (2007)
  • DI. Kazakov "Dark Matter", fra en række forelæsninger i PostScience-projektet (video)
  • Anatoly Cherepashchuk. "Nye former for stof i universet, del 1" - Mørk masse og mørk energi, fra forelæsningsserien "ACADEMIA" (video)

Wikimedia Foundation.

2010.

Big Polytechnic Encyclopedia Vi står på tærsklen til en opdagelse, der kan ændre essensen af ​​vores ideer om verden. Det handler om om mørkt stofs natur. I de senere år har astronomi taget store skridt i den observationelle underbygning af mørkt stof, og i dag kan eksistensen af ​​et sådant stof i universet betragtes som en fast etableret kendsgerning. Det særlige ved situationen er, at astronomer observerer strukturer, der består af et stof ukendt for fysikere. Dermed opstod problemet med identifikation fysisk natur

denne sag.

1. "Bring mig noget, jeg ved ikke hvad"

Moderne partikelfysik kender ikke nogen partikler, der har mørkt stofs egenskaber. Kræver en udvidelse til standardmodellen. Men hvordan, i hvilken retning skal man bevæge sig, hvad og hvor skal man kigge? Ordene fra det berømte russiske eventyr i titlen på dette afsnit afspejler perfekt den aktuelle situation.

Fysikere søger efter ukendte partikler og har kun en generel forståelse af det observerede stofs egenskaber. Hvad er disse egenskaber? Det eneste vi ved er det mørkt stof interagerer med de lysende (baryoner) på en gravitationel måde og repræsenterer et koldt medium med en kosmologisk tæthed flere gange højere end tætheden af ​​baryoner. Som følge af dette mørkt stof påvirker direkte udviklingen af ​​universets gravitationspotentiale. Dens tæthedskontrast steg over tid, hvilket førte til dannelsen af ​​gravitationsbundne mørkt stof-halosystemer.

Det skal understreges, at denne proces med gravitationel ustabilitet kun kunne lanceres i Friedmann-universet i nærværelse af frøtæthedsforstyrrelser, hvis eksistens ikke har noget at gøre med mørkt stof, men skyldes fysikken i Big Bang. Derfor opstår et andet vigtigt spørgsmål om fremkomsten af ​​frøforstyrrelser, hvorfra strukturen af ​​mørkt stof udviklede sig.

Vi vil overveje spørgsmålet om genereringen af ​​indledende kosmologiske forstyrrelser lidt senere. Lad os nu vende tilbage til mørkt stof.

Baryoner fanges i gravitationsbrønde med koncentrationer af mørkt stof. Så selvom mørkt stof partikler ikke interagerer med lys, eksisterer lys, hvor der er mørkt stof. Denne bemærkelsesværdige egenskab ved gravitationel ustabilitet har gjort det muligt at studere mængden, tilstanden og fordelingen af ​​mørkt stof ved hjælp af observationsdata fra radio- til røntgenområdet.

Uafhængig bekræftelse af vores konklusioner om egenskaberne af mørkt stof og andre parametre i universet er leveret af data om anisotropi og polarisering af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, overfloden af ​​lette elementer i universet og fordelingen af ​​absorptionslinjer af stof i spektret af fjerne kvasarer. Numerisk modellering spiller en stadig vigtigere rolle og erstatter eksperimenter i kosmologisk forskning. Den mest værdifulde information om fordelingen af ​​mørkt stof er indeholdt i talrige observationsdata om gravitationslinser af fjerne kilder af nærliggende stofklumper.

Ris. 1. Fotografi af himlen i retning af galaksehoben 0024 + 1654, taget med Hubble-teleskopet.

Figur 1 viser et udsnit af himlen i retning af en af ​​disse klumper af mørk masse ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vi ser en hob af galakser fanget gravitationsfelt af denne klump, varme røntgengas, der hviler i bunden af ​​gravitationspotentialebrønden, og et multipelbillede af en af ​​baggrundsgalakserne, fanget i synslinjen af ​​den mørke glorie og forvrænget af dens gravitationsfelt.

Tabel 1. Vigtigste kosmologiske parametre

Tabel 1 viser gennemsnitsværdierne af kosmologiske parametre opnået fra astronomiske observationer (10% nøjagtighed). Det er klart, at den samlede energitæthed af alle typer partikler i universet ikke overstiger 30% af den samlede kritiske tæthed (bidraget fra neutrinoer er ikke mere end et par procent). De resterende 70% er i en form, der ikke deltog i stoffets gravitationelle trængsel. Kun den kosmologiske konstant eller dens generalisering - et medium med undertryk ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), kaldet "mørk energi" har denne egenskab. At bestemme arten af ​​sidstnævnte er en langsigtet udsigt til udviklingen af ​​fysik.

Denne rapport er afsat til spørgsmål om fysisk kosmologi, hvis løsning forventes i de kommende år. Først og fremmest drejer det sig om bestemmelsen af ​​startbetingelserne for dannelsen af ​​mørke stofstrukturer og selve søgen efter de ukendte partikler.

2. Tidligt univers og sent univers

Universets observerede struktur er resultatet af den kombinerede virkning af startbetingelserne og udviklingen af ​​feltet med tæthedsforstyrrelser. Moderne observationsdata har gjort det muligt at bestemme karakteristikaene for feltet med tæthedsforstyrrelser i forskellige epoker af dets udvikling. Det var således muligt at adskille oplysninger vedr begyndelsesbetingelser og om udviklingsbetingelserne, som markerede begyndelsen på et uafhængigt studie af fysikken i det tidlige og sene univers.

Udtrykket "tidlig univers" i moderne kosmologi betyder det sidste trin af accelereret ekspansion efterfulgt af en overgang til den varme fase af evolutionen. Vi kender ikke parametrene for Big Bang, der er kun øvre restriktioner (se afsnit 3, relationer (12)). Der er dog en veludviklet teori om generering af kosmologiske forstyrrelser, ifølge hvilken vi kan beregne spektrene for indledende forstyrrelser i stoffets tæthed og primære gravitationsbølger afhængigt af værdierne af kosmologiske parametre.
Årsagerne til manglen på en generelt accepteret model af det tidlige univers ligger i stabiliteten af ​​forudsigelserne fra Big Bang-inflationsparadigmet - de genererede spektres nærhed til en flad form, den relative lille amplitude af kosmologiske gravitationsbølger, det synlige univers' tredimensionelle Euklideanitet osv. - som kan opnås i en bred klasse af modelparametre. Sandhedens øjeblik for at bygge en model af det tidlige univers kunne være opdagelsen af ​​kosmologiske gravitationsbølger, hvilket synes muligt, hvis det internationale rumeksperiment Planck, som er planlagt til at begynde i 2008, lykkes.

Vores viden om det sene univers er diametralt modsat. Vi har en ret præcis model - vi kender stoffets sammensætning, lovene for udvikling af struktur, værdierne af kosmologiske parametre (se tabel 1), men samtidig har vi ikke en generelt accepteret teori om oprindelsen af stoffets bestanddele.

Egenskaberne af det synlige univers, der er kendt for os, tillader os at beskrive dets geometri inden for rammerne af forstyrrelsesteori. Den lille parameter ($10^(-5)$) er amplituden af ​​kosmologiske forstyrrelser.

Ved nul orden er universet friedmannsk og beskrives af en enkelt funktion af tiden - skalafaktoren $a(t)$. Den første ordre er noget mere kompliceret. Forstyrrelser af metrikken er summen af ​​tre uafhængige tilstande - skalar $S(k)$, vektor $V(k)$ og tensor $T(k)$, som hver er karakteriseret ved sin egen spektrale funktion af bølgenummer $ k$. Den skalære tilstand beskriver kosmologiske tæthedsforstyrrelser, vektortilstanden er ansvarlig for stoffets hvirvelbevægelser, og tensortilstanden er gravitationsbølger. Hele geometrien er således beskrevet ved hjælp af fire funktioner: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ og $Т(k)$, hvoraf vi i dag kun kender de to første (i nogle domæner) definition).

Big Bang var en katastrofal proces med hurtig ekspansion ledsaget af et intenst, hurtigt skiftende gravitationsfelt. Under den kosmologiske ekspansion blev metriske forstyrrelser spontant født på en parametrisk måde fra vakuumfluktuationer, ligesom enhver masseløse frihedsgrader fødes under påvirkning af et eksternt vekselfelt. Analyse af observationsdata indikerer en kvantegravitationsmekanisme for fødslen af ​​frøforstyrrelser. Universets storskalastruktur er således et eksempel på en løsning på problemet med målbarhed i kvantefeltteorien.

Lad os bemærke hovedegenskaberne for de genererede forstyrrelsesfelter: Gaussisk statistik ( tilfældige fordelinger i rummet), en fornem tidsfase ("voksende" gren af ​​forstyrrelser), fraværet af en fornem skala i en bred vifte af bølgelængder, tyngdebølgers amplitude som ikke er nul. Sidstnævnte er afgørende for at bygge en model af det tidlige univers, da gravitationsbølger, der har den enkleste forbindelse med baggrundsmetrikken, bærer direkte information om Big Bangs energiskala.

Som et resultat af udviklingen af ​​den skalære tilstand af forstyrrelser blev galakser og andre astronomiske objekter dannet. En vigtig præstation seneste år(WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) eksperiment) blev en væsentlig forbedring af vores viden om anisotropien og polariseringen af ​​den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, som opstod længe før galaksernes fremkomst som et resultat af indflydelsen fra alle tre former for kosmologiske forstyrrelser på fotonfordelingen.

En fælles analyse af observationsdata om fordelingen af ​​galakser og anisotropien af ​​den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling gjorde det muligt at adskille startbetingelserne og evolutionen. Ved at bruge den betingelse, at summen $S+V+T\ca. 10^(-10)$ er fastsat af anisotropien af ​​den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, kan vi opnå en øvre grænse for summen af ​​hvirvel- og tensortilstande for forstyrrelser i universet (deres påvisning er kun mulig med en stigning i nøjagtigheden af ​​observationer):
$$\frac(V+T)(S) Hvis ulighed (1) blev overtrådt, ville størrelsen af ​​tæthedsforstyrrelser være utilstrækkelig til at danne den observerede struktur.

3. I begyndelsen var der lyd...

Effekten af ​​kvantegravitationel skabelse af masseløse felter er blevet grundigt undersøgt. Sådan kan stofpartikler fødes (se f.eks.) (selvom især reliktfotoner opstod som følge af nedbrydningen af ​​protomatter i det tidlige univers). På samme måde opstår generering af gravitationsbølger og tæthedsforstyrrelser, da disse felter også er masseløse og deres fødsel ikke er forbudt af tærskelværdi energitilstand. Problemet med at generere hvirvelforstyrrelser venter stadig på dets forskere.

Teorien om $S$- og $T$-tilstande for forstyrrelser i Friedmann-universet er reduceret til det kvantemekaniske problem med uafhængige oscillatorer $q_k(\eta)$ placeret i et eksternt parametrisk felt ($\alpha(\eta) $) i Minkowski-verdenen med tidskoordinat $\eta=\int dt/a$. Handlingen og Lagrangian af elementære oscillatorer afhænger af deres rumlige frekvens $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
hvor primtal betegner den tidsafledede $\eta$, $\omega=\beta$ er oscillatorens frekvens, $\beta$ er udbredelseshastigheden af ​​forstyrrelser i enheder af lysets hastighed i vakuum (herefter $c =\hbar =1$, indeks $k$ for feltet $q$ er udeladt); i tilfælde af $T$-tilstanden er $q = q_T$ den tværgående sporløse komponent af den metriske tensor,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
og i tilfældet med $S$-tilstanden er $q = q_s$ en lineær superposition af det langsgående gravitationspotentiale (forstyrrelse af skalafaktoren) og mediets 3-hastighedspotentiale multipliceret med Hubble-parameteren,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
prikken betyder den afledede med hensyn til tiden $t$.

Som det kan ses af (3), er feltet $q_T$ fundamentalt, da det er minimalt relateret til baggrundsmetrikken og ikke afhænger af stoffets egenskaber (i den generelle relativitetsteori, udbredelseshastigheden af ​​gravitationsbølger er lig med lysets hastighed). Hvad angår $q_S$, er dens forbindelse med det eksterne felt (4) mere kompleks: den inkluderer både afledte af skalafaktoren og nogle karakteristika ved stoffet (for eksempel hastigheden af ​​udbredelse af forstyrrelser i mediet). Vi ved intet om protomatter i det tidlige univers - der er kun generelle tilgange til dette spørgsmål.
Et ideelt medium med en energi-momentum-tensor afhængig af energitætheden $\epsilon$, trykket $p$ og 4-hastigheden af ​​stof $u^\mu$ betragtes normalt. For $S$-tilstanden er 4-hastigheden potentiel og kan repræsenteres som gradienten af ​​den 4-skalære $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
hvor $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ er normaliseringsfunktionen, betyder det sænkede komma den afledede i forhold til koordinaten. Lydens hastighed er specificeret ved hjælp af "tilstandsligningen" som en proportionalitetskoefficient mellem de medfølgende forstyrrelser i tryk og energitæthed af stof:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
hvor $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ er mediets 3-hastighedspotentiale.

I den lineære rækkefølge af perturbationsteori er begrebet et ideelt medium ækvivalent med feltbegrebet, ifølge hvilket den lagrangiske tæthed, $L=L(w,\phi)$, er tildelt materialefeltet $\phi$ . I felttilgangen findes udbredelseshastigheden af ​​excitationer ud fra ligningen
$$\beta^(-2)=\frac(\delvis\ln|\delvis L/\delvis w|)(\delvis\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
hvilket også svarer til relation (6). De fleste modeller af det tidlige univers antager, at $\beta\sim 1$ (især på det strålingsdominerede stadium $\beta=1/\sqrt(3)$).

Udviklingen af ​​elementære oscillatorer er beskrevet af Klein-Gordon-ligningen
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Hvor
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Løsningen til ligning (8) har to asymptotiske grene af adfærd: adiabatisk ($\omega^2>U$), når oscillatoren er i fri oscillationstilstand og dens excitationsamplitude henfalder ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$), og parametrisk ($\omega^2

Kvantitativt afhænger spektrene af genererede forstyrrelser af oscillatorernes begyndelsestilstand:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
koefficient 2 i udtrykket for tensortilstanden tager højde for to polariseringer af gravitationsbølger. $\langle\rangle$-tilstanden anses for at være den vigtigste, dvs. svarende til minimumsniveauet for initial excitation af oscillatorerne. Dette er hovedhypotesen i Big Bang-teorien. I nærvær af en adiabatisk zone er grund- (vakuum) tilstanden af ​​elementære oscillatorer unik.
Hvis vi antager, at funktionen U stiger med tiden og $\beta\sim 1$, får vi den universelle samlet resultat for spektrene $T(k)$ og $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
hvor $k=\sqrt(U)\approx aH$, og $M_p\equiv G^(-1/2)$ er Planck-massen. Som det kan ses af (11), er mode $T$ i teorien ikke underlagt diskrimination på nogen måde med hensyn til mode $S$. Det hele handler om størrelsen af ​​faktoren $\gamma$ i æraen med generering af forstyrrelser.
Fra det observerede faktum om $T$-tilstandens lillehed i vores univers (se afsnit 2, relation (1)), får vi en øvre grænse på energiskalaen for Big Bang og på parameteren $\gamma$ i det tidlige univers:
$$H Den sidste betingelse betyder, at Big Bang var inflationært af natur ($\gamma Vi har den vigtigste faseinformation: marker fødes i en bestemt fase, kun den voksende gren af ​​forstyrrelser forstærkes parametrisk. Lad os forklare dette vha. eksemplet med spredningsproblemet, idet det antages, at $U = 0 $ ved de indledende (adiabatiske) og sidste (strålingsdominerede, $a\propto n$) stadier af evolutionen (se fig. 2).

Ris. 2. Illustration af løsningen til ligning (8) i formuleringen af ​​spredningsproblemet

For hver af de ovennævnte asymptoter har den generelle løsning formen
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
hvor operatorerne $C_(1,2)$ specificerer amplituderne af de "voksende" og "faldende" evolutionsgrene. I en vakuumtilstand er den indledende tidsfase for feltet vilkårlig: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Men som et resultat af løsningen af ​​evolutionsligningerne viser det sig, at på det strålingsdominerede stadium er det kun den voksende gren af ​​lydforstyrrelser, der forbliver rentabel: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((ud))| \rangle$. På det tidspunkt, hvor stråling frakobles stof i rekombinationsepoken, moduleres strålingsspektret med fase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, hvor $n$ er et naturligt tal.

Ris. 3. Manifestation af lydmodulation i anisotropispektret af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling. (Ifølge eksperimenter WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Det er disse akustiske svingninger, der observeres i anisotropispektrene af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (fig. 3, den store top svarer til $n = 1$) og tæthedsforstyrrelser, som bekræfter den kvantegravitationelle oprindelse af $S$ mode. I spektret af tæthedsforstyrrelser undertrykkes lydmodulation af den lille fraktion af baryoner i forhold til den totale tæthed af stof, hvilket gør det muligt at finde denne fraktion uafhængigt af andre kosmologiske tests. Selve oscillationsskalaen fungerer som et eksempel på en standardlineal, hvorved de vigtigste parametre i universet bestemmes. I denne forbindelse skal det understreges, at sværhedsgraden af ​​problemet med degeneration af kosmologiske parametre i observationsdata, lange år som forhindrede konstruktionen af ​​en rigtig model af universet, er nu blevet fjernet takket være overfloden af ​​uafhængige og komplementære observationstests.

For at opsummere kan vi konstatere, at problemet med dannelsen af ​​indledende kosmologiske forstyrrelser og universets storskalastruktur er blevet løst i princippet i dag. Teorien om den kvantegravitationelle oprindelse af forstyrrelser i det tidlige univers vil modtage endelig bekræftelse efter opdagelsen af ​​$T$-tilstanden, hvilket kan ske i den nærmeste fremtid. Så, enkleste model Big Bang (power-lov inflation på et massivt skalarfelt) forudsiger $T$-mode-amplituden til kun at være 5 gange mindre end $S$-mode-amplituden. Moderne instrumenter og teknologier gør det muligt at løse problemet med at registrere sådanne små signaler baseret på observationer af anisotropi og polarisering af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling.

4. Den mørke side af materien

Der er flere hypoteser om stoffets oprindelse, men ingen af ​​dem er endnu blevet bekræftet. Der er direkte observationsindikationer på, at mysteriet med mørkt stof er tæt forbundet med universets baryonsymmetri. Der er dog ingen almindeligt accepteret teori om oprindelsen af ​​baryonasymmetri og mørkt stof i dag.

Hvor er mørkt stof placeret?

Vi ved, at stoffets lysende komponent observeres i form af stjerner samlet i galakser forskellige masser, og i form af røntgengas fra klynger. Det meste af det almindelige stof (op til 90 %) er dog i form af forkælet intergalaktisk gas med en temperatur på flere elektronvolt såvel som i form af MACHO (Massive Compact Halo Object) - kompakte rester af udviklingen af stjerner og lavmasseobjekter. Da disse strukturer normalt har lav lysstyrke, kaldes de "mørke baryoner".

Ris. 4. Øvre grænse for brøkdelen af ​​massen af ​​Galaxy-haloen i MASNO ifølge EROS-eksperimentet (fra det franske - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Adskillige grupper (MASNO, EROS osv.) har studeret antallet og fordelingen af ​​kompakte mørke objekter i glorie af vores galakse baseret på mikrolinsebegivenheder. Som et resultat af den fælles analyse blev der opnået en vigtig begrænsning - ikke mere end 20 % af den samlede halomasse er koncentreret i MASNO i værdiintervallet fra månens masse til stjernernes masse (fig. 4) ). Resten af ​​det mørke stof i haloen består af partikler af ukendt natur.

Hvor ellers er ikkebaryonisk mørkt stof gemt?

Udviklingen af ​​højteknologier inden for observationsastronomi i det 20. århundrede gjorde det muligt at opnå et klart svar på dette spørgsmål: ikke-baryonisk mørkt stof findes i gravitationsbundne systemer (haloer). Mørkt stof partikler er ikke-relativistiske og svagt interagerende - deres dissipative processer går ikke på samme måde som baryoner. Baryoner afkøles strålingsmæssigt, sætter sig og akkumuleres i haloens centre og når rotationsligevægt. Mørkt stof forbliver fordelt omkring det synlige stof i galakser med en karakteristisk skala på omkring 200 kpc. Således i den lokale gruppe, som omfatter Andromedatågen og Mælkevejen, er mere end halvdelen af ​​alt mørkt stof koncentreret i disse to store galakser. Der er ingen partikler med de krævede egenskaber i standardmodellen for partikelfysik. En vigtig parameter, som ikke kan bestemmes ud fra observationer på grund af ækvivalensprincippet, er partiklens masse. Inden for mulige udvidelser af standardmodellen er der flere kandidatpartikler af mørkt stof. De vigtigste er anført i tabellen. 2 i stigende rækkefølge efter deres hvilemasse.

Tabel 2. Ikke-baryoniske partikler af mørkt stof

Kandidat

Gravitoner

"Sterile" neutrinoer

Spejlstof

Massive partikler

Supermassive partikler

$10^(13)$ GeV

Monopoler og defekter

$10^(19)$ GeV

Primordiale sorte huller

$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Hovedversionen af ​​massive partikler i dag - neutralino-hypotesen - er forbundet med minimal supersymmetri. Denne hypotese kan testes ved Large Hadron Accelerator på CERN, som er planlagt til at blive lanceret i 2008. Den forventede masse af sådanne partikler er $\sim$ 100 GeV, og deres tæthed i vores galakse er en partikel i volumen af ​​en te glas.

Søgningen efter mørkt stof partikler udføres rundt om i verden på mange installationer. Det er interessant at bemærke, at neutralin-hypotesen kan verificeres uafhængigt både i underjordiske eksperimenter med elastisk spredning og indirekte data om udslettelse af neutralinoer i galaksen. Indtil videre er der kun modtaget et positivt svar i én af DAMA-projektets underjordiske detektorer (DArk MAtter), hvor et signal af ukendt oprindelse af typen "sommer-vinter" er blevet observeret i flere år. Imidlertid er rækkevidden af ​​masser og tværsnit forbundet med dette forsøg endnu ikke blevet bekræftet i andre installationer, hvilket sår tvivl om både pålideligheden og betydningen af ​​resultatet.

En vigtig egenskab ved neutralinoer er muligheden for deres indirekte observation af annihilationsfluxen i gammaregionen. I processen med hierarkisk crowding kan sådanne partikler danne mini-haloer med en karakteristisk størrelse i størrelsesordenen solsystem og en masse i størrelsesordenen Jordens masse, hvis rester har overlevet den dag i dag. Jorden selv kan meget sandsynligt være inde i sådanne minihaloer, hvor tætheden af ​​partikler stiger flere titusinder. Dette øger sandsynligheden for både direkte og indirekte påvisning af mørkt stof i vores galakse. Eksistensen af ​​så forskellige søgemetoder inspirerer til optimisme og giver os mulighed for at håbe på en hurtig bestemmelse af mørkt stofs fysiske natur.

5. På tærsklen til ny fysik

I vores tid er det blevet muligt selvstændigt at bestemme egenskaberne for det tidlige univers og det sene univers ved hjælp af observationelle astronomiske data. Vi forstår, hvordan de indledende kosmologiske tæthedsforstyrrelser opstod, hvorfra universets struktur udviklede sig. Vi kender værdierne af de vigtigste kosmologiske parametre, der ligger til grund for universets standardmodel, som i dag ikke har nogen seriøse konkurrenter. Men grundlæggende spørgsmål om oprindelsen af ​​Big Bang og hovedkomponenterne i stoffet forbliver uløste.

Observationel bestemmelse af tensortilstanden for kosmologiske forstyrrelser er nøglen til at konstruere en model af det tidlige univers. Her har vi at gøre med en klar forudsigelse af en teori, der er blevet velafprøvet i tilfælde af $S$-mode og har mulighed for eksperimentel verifikation af $T$-mode i de kommende år.

Teoretisk fysik, der har leveret en omfattende liste over mulige retninger og metoder til at søge efter mørkt stof partikler, har udtømt sig selv. Nu er det tid til at eksperimentere. Den nuværende situation minder om den, der gik forud for de store opdagelser – opdagelsen af ​​kvarker, W- og Z-bosoner, neutrinoscillationer, anisotropi og polarisering af kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling.

Der opstår et spørgsmål, som dog ligger uden for rammerne af denne revisionsrapport: hvorfor er naturen så generøs over for os og tillader os at afsløre dens hemmeligheder?

Bibliografi

  1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko VM Kvanteeffekter i intense ydre felter (Moskva: Atomizdat, 1980)
  2. Zeldovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
  3. GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
  4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
  5. Lukash V N, astro-ph/9910009
  6. Strokov VN Astron. magasin 84.483 (2007)
  7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
  8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J.Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

>

Hvad er der sket mørkt stof og mørk energi Universet: rummets struktur med fotos, volumen i procent, indflydelse på objekter, forskning, udvidelse af universet.

Omkring 80 % af rummet er repræsenteret af materiale, der er skjult for direkte observation. Det her handler om mørkt stof– et stof, der ikke producerer energi eller lys. Hvordan indså forskerne, at det var dominerende?

I 1950'erne begyndte videnskabsmænd aktivt at studere andre galakser. Under analyserne bemærkede de, at universet er fyldt stort beløb materiale end der kan fanges på " synligt øje" Tilhængere af mørkt stof dukkede op hver dag. Selvom der ikke var nogen direkte beviser for dens eksistens, voksede teorier, og det samme gjorde løsninger til observation.

Materialet vi ser kaldes baryonisk stof. Det er repræsenteret af protoner, neutroner og elektroner. Det antages, at mørkt stof er i stand til at kombinere baryonisk og ikke-baryonisk stof. For at universet skal forblive i sin sædvanlige integritet, skal mørkt stof være til stede i en mængde på 80 %.

Det undvigende stof kan være utroligt svært at finde, hvis det indeholder baryonisk stof. Blandt kandidaterne er brune og hvide dværge samt neutronstjerner. Supermassive sorte huller kan også bidrage til forskellen. Men de må have bidraget med mere indflydelse, end hvad forskerne så. Der er også dem, der mener, at mørkt stof må bestå af noget mere usædvanligt og sjældent.

Hubble-teleskop sammensat billede, der viser en spøgelsesagtig ring af mørkt stof i galaksehoben Cl 0024+17

Det meste af den videnskabelige verden mener, at det ukendte stof hovedsageligt er repræsenteret af ikke-baryonisk stof. Den mest populære kandidat er WIMPS (svagt interagerende massive partikler), hvis masse er 10-100 gange større end en protons. Men deres interaktion med almindeligt stof er for svagt, hvilket gør det sværere at finde.

Neutrinoer, massive hypotetiske partikler, der er større i masse end neutrinoer, men som er karakteriseret ved deres langsommelighed, bliver nu undersøgt meget nøje. De er ikke fundet endnu. Som mulige muligheder det mindre neutrale aksiom og intakte fotoner tages også i betragtning.

En anden mulighed er, at viden om tyngdekraften er forældet og skal opdateres.

Usynlig mørkt stof og mørk energi

Men hvis vi ikke ser noget, hvordan kan vi så bevise, at det eksisterer? Og hvorfor besluttede vi, at mørkt stof og mørk energi er noget virkeligt?

Massen af ​​store objekter beregnes ud fra deres rumlige bevægelse. I 1950'erne antog forskere, der kiggede på spiralgalakser, at materiale tæt på midten ville bevæge sig meget hurtigere end materiale længere væk. Men det viste sig, at stjernerne bevægede sig med samme hastighed, hvilket betød, at der var meget mere masse end tidligere antaget. Gassen undersøgt i elliptiske typer viste de samme resultater. Den samme konklusion antydede sig selv: Hvis vi kun blev styret af synlig masse, ville galaksehobe være kollapset for længe siden.

Albert Einstein var i stand til at bevise, at store universelle objekter er i stand til at bøje og forvrænge lysstråler. Dette gjorde det muligt at bruge dem som en naturlig forstørrelseslinse. Ved at studere denne proces var forskerne i stand til at skabe et kort over mørkt stof.

Det viser sig, at det meste af vores verden er repræsenteret af et stadig uhåndgribeligt stof. Du vil lære flere interessante ting om mørkt stof, hvis du ser videoen.

Mørkt stof

Fysiker Dmitry Kazakov om universets overordnede energibalance, teorien om skjult masse og mørkt stof partikler:

Hvis vi taler om stof, så fører mørkt stof bestemt procentvis. Men samlet set fylder det kun en fjerdedel af alt. Universet bugner mørk energi.

Siden Stort brag rummet begyndte en udvidelsesproces, der fortsætter i dag. Forskerne troede, at den oprindelige energi til sidst ville løbe tør, og den ville bremse. Men fjerne supernovaer demonstrerer, at rummet ikke stopper, men tager fart. Alt dette er kun muligt, hvis mængden af ​​energi er så enorm, at den overvinder gravitationspåvirkningen.

Mørkt stof og mørk energi: et mysterium forklaret

Vi ved, at universet for det meste er mørk energi. Dette er en mystisk kraft, der får rummet til at øge universets ekspansionshastighed. En anden mystisk komponent er mørkt stof, som kun opretholder kontakt med genstande gennem tyngdekraften.

Forskere kan ikke se mørkt stof gennem direkte observation, men virkningerne kan studeres. De formår at fange lyset, buet gravitationskraft usynlige genstande (gravitationslinser). De bemærker også øjeblikke, hvor stjernen roterer rundt om galaksen meget hurtigere, end den burde.

Alt dette forklares af tilstedeværelsen af ​​en enorm mængde undvigende stof, der påvirker masse og hastighed. Faktisk er dette stof indhyllet i mystik. Det viser sig, at forskere hellere ikke kan sige, hvad der er foran dem, men hvad "det" ikke er.

Denne collage viser billeder af seks forskellige galaksehobe taget af NASAs Hubble-rumteleskop. Klyngerne blev opdaget under forsøg på at studere adfærden af ​​mørkt stof i galaksehobe under deres kollision

Mørkt stof... mørkt. Det producerer ikke lys og kan ikke observeres i direkte syn. Derfor udelukker vi stjerner og planeter.

Det fungerer ikke som en sky af almindeligt stof (sådanne partikler kaldes baryoner). Hvis baryoner var til stede i mørkt stof, ville det vise sig i direkte observation.

Vi udelukker også sorte huller, fordi de fungerer som gravitationslinser, der udsender lys. Forskere observerer ikke nok linsebegivenheder til at beregne mængden af ​​mørkt stof, der skal være til stede.

Selvom universet er et enormt sted, begyndte det hele med de mindste strukturer. Det antages, at mørkt stof begyndte at kondensere for at skabe "byggesten" med normalt stof, hvilket producerede de første galakser og hobe.

For at finde mørkt stof bruger forskere forskellige metoder:

  • Den store Hadron Collider.
  • instrumenter som WNAP og Planck rumobservatoriet.
  • direkte visningseksperimenter: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP og ArDM.
  • indirekte detektion: gammastråledetektorer (Fermi), neutrinoteleskoper (IceCube), antistofdetektorer (PAMELA), røntgen- og radiosensorer.

Metoder til at søge efter mørkt stof

Fysiker Anton Baushev om svage interaktioner mellem partikler, radioaktivitet og søgen efter spor af udslettelse:

Dykker dybere ned i mysteriet med mørkt stof og mørk energi

Forskere har aldrig været i stand til bogstaveligt at se mørkt stof, fordi det ikke kommer i kontakt med baryonisk stof, hvilket betyder, at det forbliver uhåndgribeligt for lys og andre typer elektromagnetisk stråling. Men forskere er sikre på dets tilstedeværelse, da de overvåger virkningen på galakser og hobe.

Standardfysik siger, at stjerner placeret ved kanterne af en spiralgalakse bør sænke farten. Men det viser sig, at der dukker stjerner op, hvis hastighed ikke overholder princippet om placering i forhold til centrum. Dette kan kun forklares med, at stjernerne mærker indflydelsen fra usynligt mørkt stof i glorien omkring galaksen.

Tilstedeværelsen af ​​mørkt stof kan også tyde nogle af de illusioner, der observeres i universets dybder. For eksempel tilstedeværelsen af ​​mærkelige ringe og lysbuer i galakser. Det vil sige, at lys fra fjerne galakser passerer gennem forvrængningen og forstærkes af et usynligt lag af mørkt stof (gravitationslinser).

Indtil videre har vi et par ideer om, hvad mørkt stof er. hovedideen- Det er eksotiske partikler, der ikke kommer i kontakt med almindeligt stof og lys, men har kraft i gravitationsforstand. Nu arbejder flere grupper (nogle bruger Large Hadron Collider) på at skabe mørkt stof partikler for at studere dem i laboratoriet.

Andre mener, at indflydelsen kan forklares ved en fundamental modifikation af gravitationsteorien. Så får vi flere former for tyngdekraft, som adskiller sig væsentligt fra det sædvanlige billede og de love, som fysikken fastlægger.

Det ekspanderende univers og mørk energi

Situationen med mørk energi er endnu mere forvirrende, og selve opdagelsen blev uforudsigelig i 1990'erne. Fysikere har altid troet, at tyngdekraften arbejder på at bremse og en dag kan stoppe processen med universel ekspansion. To hold påtog sig opgaven med at måle hastighed, og begge registrerede til deres overraskelse acceleration. Det er som om du kaster et æble op i luften og ved, at det er forpligtet til at falde ned, men det bevæger sig længere og længere væk fra dig.

Det blev klart, at accelerationen var påvirket af en vis kraft. Desuden ser det ud til, at jo bredere universet er, jo mere "magt" får denne kraft. Forskere besluttede at kalde det mørk energi.



Lignende artikler