La materia oscura: dalle condizioni iniziali alla formazione della struttura dell'Universo. Cos'è la materia oscura

Negli articoli della serie abbiamo esaminato la struttura dell'Universo visibile. Abbiamo parlato della sua struttura e delle particelle che formano questa struttura. A proposito del gioco dei nucleoni ruolo principale, poiché da essi consiste tutta la materia visibile. Di fotoni, elettroni, neutrini, ma anche di comprimari coinvolti nel dramma universale che si svolge 14 miliardi di anni dopo il Big Bang. Sembrerebbe che non ci sia più niente di cui parlare. Ma non è vero. Il fatto è che la sostanza che vediamo è solo una piccola parte di ciò di cui è composto il nostro mondo. Tutto il resto è qualcosa di cui non sappiamo quasi nulla. Questo misterioso “qualcosa” si chiama materia oscura.

Se le ombre degli oggetti non dipendessero dalla dimensione di questi ultimi,
e se avessero avuto una crescita arbitraria, forse
presto non ne sarebbe rimasto più nulla globo non un solo posto luminoso.

Kozma Prutkov

Cosa accadrà al nostro mondo?

Dopo la scoperta degli spostamenti verso il rosso negli spettri di galassie lontane da parte di Edward Hubble nel 1929, divenne chiaro che l'Universo si stava espandendo. Una delle domande che si sono poste a questo proposito è stata la seguente: quanto durerà l’espansione e come finirà? Le forze di attrazione gravitazionale che agiscono tra le singole parti dell'Universo tendono a rallentare la ritirata di queste parti. Ciò a cui porterà la frenata dipende dalla massa totale dell'Universo. Se è abbastanza grande, le forze gravitazionali fermeranno gradualmente l'espansione e sarà sostituita dalla compressione. Di conseguenza, l’Universo finirà per “collassare” nuovamente al punto da cui aveva iniziato ad espandersi. Se la massa è inferiore ad una certa massa critica, l’espansione continuerà per sempre. Di solito è consuetudine parlare non di massa, ma di densità, che è legata alla massa da una semplice relazione, nota da corso scolastico: La densità è la massa divisa per il volume.

Il valore calcolato della densità media critica dell'Universo è di circa 10 -29 grammi per centimetro cubo, che corrisponde a una media di cinque nucleoni per metro cubo. È opportuno sottolinearlo stiamo parlando in particolare sulla densità media. La concentrazione caratteristica di nucleoni nell'acqua, nella terra e in te e me è di circa 10 30 per metro cubo. Tuttavia, nel vuoto che separa gli ammassi di galassie e occupa la maggior parte del volume dell'Universo, la densità è inferiore di decine di ordini di grandezza. Il valore della concentrazione di nucleoni, mediato sull'intero volume dell'Universo, è stato misurato decine e centinaia di volte, contando attentamente il numero di stelle e nubi di gas e polvere con metodi diversi. I risultati di tali misurazioni differiscono leggermente, ma la conclusione qualitativa è immutata: la densità dell'Universo raggiunge a malapena una piccola percentuale del valore critico.

Pertanto, fino agli anni '70 del XX secolo, la previsione generalmente accettata era l'eterna espansione del nostro mondo, che avrebbe inevitabilmente portato alla cosiddetta morte termica. La morte termica è uno stato di un sistema in cui la sostanza in esso contenuta è distribuita uniformemente e le sue diverse parti hanno la stessa temperatura. Di conseguenza non è possibile né il trasferimento di energia da una parte all’altra del sistema, né la ridistribuzione della materia. In un sistema del genere non succede nulla e non potrà mai più accadere. Una chiara analogia è l'acqua versata su qualsiasi superficie. Se la superficie è irregolare e ci sono anche lievi dislivelli, l'acqua si sposta lungo di essa dai luoghi più alti a quelli più bassi e alla fine si raccoglie nelle pianure, formando pozzanghere. Il movimento si ferma. L’unica consolazione rimasta era che la morte per calore sarebbe avvenuta entro decine e centinaia di miliardi di anni. Di conseguenza, non devi pensare a questa cupa prospettiva per un tempo molto, molto lungo.

Tuttavia, è diventato gradualmente chiaro che la massa reale dell'Universo è molto maggiore della massa visibile contenuta nelle stelle e nelle nuvole di gas e polvere e, molto probabilmente, è vicina a quella critica. O forse esattamente uguale ad esso.

Prove dell'esistenza della materia oscura

La prima indicazione che qualcosa non andava nel calcolo della massa dell'Universo apparve a metà degli anni '30 del XX secolo. L'astronomo svizzero Fritz Zwicky ha misurato la velocità con cui le galassie nell'ammasso della Chioma (uno dei più grandi ammassi a noi conosciuti, comprende migliaia di galassie) si muovono attorno a un centro comune. Il risultato è stato scoraggiante: le velocità delle galassie si sono rivelate molto maggiori di quanto ci si potesse aspettare in base alla massa totale osservata dell’ammasso. Ciò significava che la massa reale dell’ammasso della Coma era molto maggiore della massa apparente. Ma la maggior parte della materia presente in questa regione dell'Universo rimane, per qualche motivo, invisibile e inaccessibile alle osservazioni dirette, manifestandosi solo gravitazionalmente, cioè solo come massa.

La presenza di massa nascosta negli ammassi di galassie è evidenziata anche da esperimenti sul cosiddetto lensing gravitazionale. La spiegazione di questo fenomeno deriva dalla teoria della relatività. In accordo con esso, qualsiasi massa deforma lo spazio e, come una lente, distorce il percorso rettilineo dei raggi luminosi. La distorsione causata dagli ammassi di galassie è così grande che è facile notarla. In particolare, dalla distorsione dell'immagine della galassia che si trova dietro l'ammasso, è possibile calcolare la distribuzione della materia nell'ammasso della lente e quindi misurarne la massa totale. E risulta che è sempre molte volte maggiore del contributo della materia visibile dell'ammasso.

40 anni dopo il lavoro di Zwicky, negli anni ’70, l’astronoma americana Vera Rubin studiò la velocità di rotazione attorno al centro galattico della materia situato alla periferia delle galassie. In conformità con le leggi di Keplero (e derivano direttamente dalla legge gravità universale), quando ci si sposta dal centro della galassia alla sua periferia, la velocità di rotazione degli oggetti galattici dovrebbe diminuire in proporzione inversa a radice quadrata dalla distanza al centro. Le misurazioni hanno dimostrato che per molte galassie questa velocità rimane quasi costante a una distanza molto significativa dal centro. Questi risultati possono essere interpretati solo in un modo: la densità della materia in tali galassie non diminuisce quando ci si sposta dal centro, ma rimane pressoché invariata. Poiché la densità della materia visibile (contenuta nelle stelle e nel gas interstellare) diminuisce rapidamente verso la periferia della galassia, la densità mancante deve essere supplita da qualcosa che per qualche motivo non possiamo vedere. Per spiegare quantitativamente la dipendenza osservata della velocità di rotazione dalla distanza dal centro delle galassie, è necessario che questo “qualcosa” invisibile sia circa 10 volte più grande della normale materia visibile. Questo “qualcosa” veniva chiamato “materia oscura” (in inglese “ materia oscura") e rimane ancora il mistero più intrigante dell'astrofisica.

Un’altra importante prova della presenza di materia oscura nel nostro mondo viene dai calcoli che simulano il processo di formazione delle galassie iniziato circa 300.000 anni dopo il Big Bang. Questi calcoli mostrano che le forze di attrazione gravitazionale che agivano tra i frammenti volanti della materia generata durante l'esplosione non potevano compensare l'energia cinetica dell'espansione. La materia semplicemente non avrebbe dovuto raccogliersi nelle galassie, nelle quali tuttavia osserviamo era moderna. Questo problema fu chiamato paradosso galattico e per molto tempo fu considerato un serio argomento contro la teoria del Big Bang. Tuttavia, se assumiamo che le particelle di materia ordinaria nell'Universo primordiale fossero mescolate con particelle di materia oscura invisibile, allora tutto va a posto nei calcoli e le estremità iniziano a incontrarsi: la formazione di galassie dalle stelle e quindi ammassi di galassie , diventa possibile. Allo stesso tempo, come mostrano i calcoli, dapprima nelle galassie si accumulò un numero enorme di particelle di materia oscura e solo allora, a causa delle forze gravitazionali, su di esse si raccolsero elementi di materia ordinaria, peso totale che rappresentava solo una piccola percentuale della massa totale dell'Universo. Si scopre che è familiare e, sembrerebbe, studiato nei dettagli mondo visibile, che solo di recente pensavamo fosse quasi compreso, è solo una piccola aggiunta a qualcosa di cui in realtà consiste l'Universo. I pianeti, le stelle, le galassie e io e te siamo solo uno schermo per un enorme “qualcosa” di cui non abbiamo la minima idea.

Fotofatto

L'ammasso di galassie (in basso a sinistra dell'area cerchiata) crea una lente gravitazionale. Distorce la forma degli oggetti situati dietro l'obiettivo, allungando le loro immagini in una direzione. Sulla base della magnitudo e della direzione del tratto, un gruppo internazionale di astronomi dell'Osservatorio dell'Europa meridionale, guidato da scienziati dell'Istituto di Astrofisica di Parigi, ha costruito una distribuzione di massa, che è mostrata nell'immagine in basso. Come puoi vedere, l'ammasso contiene molta più massa di quella che può essere vista attraverso un telescopio.

La caccia a oggetti scuri e massicci è un processo lento e i risultati non sembrano dei più impressionanti nelle fotografie. Nel 1995, il telescopio Hubble notò che una delle stelle nella Grande Nube di Magellano lampeggiava più luminosa. Questo bagliore durò tre secondi. mese in più, ma poi la stella ritornò al suo stato naturale. E sei anni dopo, accanto alla stella apparve un oggetto appena luminoso. Si trattava di una nana fredda che, passando a una distanza di 600 anni luce dalla stella, creava una lente gravitazionale che amplificava la luce. I calcoli hanno dimostrato che la massa di questa nana è solo il 5-10% della massa del Sole.

Infine, la teoria generale della relatività collega in modo inequivocabile il tasso di espansione dell'Universo con la densità media della materia in esso contenuta. Supponendo che la curvatura media dello spazio sia zero, cioè che in essa operi la geometria di Euclide e non di Lobachevskij (che è stato verificato in modo affidabile, ad esempio, in esperimenti con la radiazione cosmica di fondo a microonde), questa densità dovrebbe essere uguale a 10 - 29 grammi per centimetro cubo. La densità della materia visibile è circa 20 volte inferiore. Il 95% mancante della massa dell'Universo è materia oscura. Si noti che il valore di densità misurato dal tasso di espansione dell'Universo è uguale al valore critico. Due valori, calcolati completamente indipendentemente diversi modi, ha coinciso! Se infatti la densità dell'Universo è esattamente uguale alla densità critica, ciò non può essere una coincidenza, ma è la conseguenza di alcune proprietà fondamentali del nostro mondo, che devono ancora essere comprese e comprese.

Cos'è questo?

Cosa sappiamo oggi della materia oscura, che costituisce il 95% della massa dell’Universo? Quasi niente. Ma sappiamo ancora qualcosa. Prima di tutto, non c'è dubbio che la materia oscura esista: i fatti sopra indicati lo dimostrano inconfutabilmente. Sappiamo anche con certezza che la materia oscura esiste in diverse forme. Dopo l'inizio del 21° secolo, come risultato di molti anni di osservazioni negli esperimenti SuperKamiokande(Giappone) e SNO (Canada) è stato stabilito che i neutrini hanno massa, è diventato chiaro che dallo 0,3% al 3% del 95% della massa nascosta si trova nei neutrini che ci sono familiari da tempo - anche se la loro massa è estremamente piccoli, ma la loro quantità è pari a circa un miliardo di volte il numero dei nucleoni: ogni centimetro cubo contiene in media 300 neutrini. Il restante 92-95% è composto da due parti: materia oscura ed energia oscura. Una piccola frazione della materia oscura è materia barionica ordinaria, costituita da nucleoni, il resto è apparentemente rappresentato da alcune particelle massicce sconosciute che interagiscono debolmente (la cosiddetta materia oscura fredda); Bilancio energetico dentro universo modernoè presentato nella tabella e la storia delle sue ultime tre colonne è riportata di seguito.

Materia oscura barionica

Una piccola parte (4-5%) della materia oscura è materia ordinaria che emette poca o nessuna radiazione propria ed è quindi invisibile. L'esistenza di diverse classi di tali oggetti può essere considerata confermata sperimentalmente. Gli esperimenti più complessi, basati sulla stessa lente gravitazionale, hanno portato alla scoperta dei cosiddetti oggetti massicci e compatti dell'alone, cioè situati alla periferia dei dischi galattici. Ciò ha richiesto il monitoraggio di milioni di galassie distanti per diversi anni. Quando un corpo scuro e massiccio passa tra un osservatore e una galassia distante, la sua luminosità diminuisce brevemente (o aumenta poiché il corpo scuro agisce come una lente gravitazionale). Come risultato di ricerche scrupolose, tali eventi sono stati identificati. La natura degli oggetti massicci e compatti dell'alone non è del tutto chiara. Molto probabilmente, si tratta di stelle raffreddate (nane brune) o di oggetti simili a pianeti che non sono associati alle stelle e viaggiano da soli nella galassia. Un altro rappresentante della materia oscura barionica è il gas caldo recentemente scoperto negli ammassi di galassie utilizzando metodi di astronomia a raggi X, che non brilla nella gamma visibile.

Materia oscura non barionica

I principali candidati per la materia oscura non barionica sono i cosiddetti WIMP (abbreviazione dell'inglese Particelle massicce debolmente interattive- particelle massicce che interagiscono debolmente). La particolarità delle WIMP è che non mostrano quasi alcuna interazione con la materia ordinaria. Questo è il motivo per cui costituiscono la vera materia oscura invisibile e sono estremamente difficili da rilevare. La massa del WIMP deve essere almeno decine di volte maggiore della massa di un protone. La ricerca delle WIMP è stata effettuata in molti esperimenti negli ultimi 20-30 anni, ma nonostante tutti gli sforzi non sono ancora state rilevate.

Un’idea è che se tali particelle esistono, allora la Terra, nella sua orbita con il Sole attorno al centro galattico, dovrebbe volare attraverso una pioggia di WIMP. Nonostante il fatto che WIMP sia una particella che interagisce estremamente debolmente, ha ancora una probabilità molto piccola di interagire con un atomo normale. Allo stesso tempo, in installazioni speciali, molto complesse e costose, è possibile registrare un segnale. Il numero di tali segnali dovrebbe cambiare nel corso dell’anno perché, mentre la Terra si muove in orbita attorno al Sole, cambia la sua velocità e direzione rispetto al vento, che consiste di WIMP. Il gruppo sperimentale DAMA, che lavora presso il laboratorio sotterraneo del Gran Sasso in Italia, riferisce di aver osservato variazioni di anno in anno nella velocità di conteggio del segnale. Tuttavia altri gruppi non hanno ancora confermato questi risultati e la questione resta sostanzialmente aperta.

Un altro metodo di ricerca delle WIMP si basa sul presupposto che durante miliardi di anni della loro esistenza, vari oggetti astronomici (la Terra, il Sole, il centro della nostra Galassia) dovrebbero catturare le WIMP, che si accumulano al centro di questi oggetti e, annientando tra loro, danno origine ad un flusso di neutrini. Tentativi di rilevare il flusso di neutrini in eccesso dal centro della Terra verso il Sole e il centro della Galassia sono stati effettuati con rilevatori di neutrini sotterranei e subacquei MACRO, LVD (Laboratorio del Gran Sasso), NT-200 (Lago Baikal, Russia), SuperKamiokande, AMANDA (Stazione Scott -Amundsen, Polo Sud), ma non hanno ancora portato a un risultato positivo.

Anche gli esperimenti per la ricerca di WIMP vengono condotti attivamente presso gli acceleratori particelle elementari. Secondo la famosa equazione di Einstein E=mс 2, l'energia è equivalente alla massa. Pertanto, accelerando una particella (ad esempio un protone) ad un'energia molto elevata e facendola scontrare con un'altra particella, ci si può aspettare la creazione di coppie di altre particelle e antiparticelle (incluse le WIMP), la cui massa totale è pari a l’energia totale delle particelle in collisione. Ma gli esperimenti con l’acceleratore non hanno ancora portato a un risultato positivo.

Energia oscura

All'inizio del secolo scorso, Albert Einstein, volendo garantire l'indipendenza dal tempo del modello cosmologico nella teoria della relatività generale, introdusse nelle equazioni della teoria la cosiddetta costante cosmologica, che chiamò Lettera greca"lambda" - Λ. Questa Λ era una costante puramente formale, nella quale lo stesso Einstein non vedeva alcun significato fisico. Dopo che fu scoperta l'espansione dell'Universo, la sua necessità scomparve. Einstein si pentì moltissimo della fretta e definì la costante cosmologica Λ il suo più grande errore scientifico. Tuttavia, decenni dopo, si è scoperto che la costante di Hubble, che determina la velocità di espansione dell’Universo, cambia con il tempo, e la sua dipendenza dal tempo può essere spiegata selezionando il valore di quella “errata” costante di Einstein Λ, che contribuisce alla densità nascosta dell'Universo. Questa parte della massa nascosta venne chiamata “energia oscura”.

Si può dire ancora meno dell’energia oscura che della materia oscura. Innanzitutto, è distribuita uniformemente in tutto l’Universo, a differenza della materia ordinaria e di altre forme di materia oscura. Ce n'è tanto nelle galassie e negli ammassi di galassie quanto al di fuori di essi. In secondo luogo, possiede diverse proprietà molto strane, che possono essere comprese solo analizzando le equazioni della teoria della relatività e interpretando le loro soluzioni. Ad esempio, l'energia oscura sperimenta l'antigravità: a causa della sua presenza aumenta la velocità di espansione dell'Universo. L’energia oscura sembra allontanarsi, accelerando la dispersione della materia ordinaria raccolta nelle galassie. L'energia oscura ha anche una pressione negativa, a causa della quale nella sostanza si forma una forza che le impedisce di allungarsi.

Il principale candidato per l’energia oscura è il vuoto. La densità di energia del vuoto non cambia mentre l'Universo si espande, il che corrisponde alla pressione negativa. Un altro candidato è un ipotetico campo superdebole, chiamato quintessenza. Le speranze di chiarire la natura dell'energia oscura sono legate principalmente a nuove osservazioni astronomiche. I progressi in questa direzione porteranno senza dubbio all’umanità conoscenze radicalmente nuove, poiché in ogni caso l’energia oscura deve essere una sostanza del tutto insolita, completamente diversa da quella con cui si è occupata finora la fisica.

Quindi, il 95% del nostro mondo è costituito da qualcosa di cui non sappiamo quasi nulla. Si possono avere atteggiamenti diversi nei confronti di un fatto del genere che è al di là di ogni dubbio. Può causare ansia, che accompagna sempre un incontro con qualcosa di sconosciuto. O delusione perché così lunga e percorso difficile la costruzione di una teoria fisica che descrive le proprietà del nostro mondo ha portato all'affermazione: la maggior parte dell'Universo ci è nascosta e ci è sconosciuta.

Ma la maggior parte dei fisici ora si sente incoraggiata. L'esperienza mostra che tutti gli enigmi posti dalla natura all'umanità prima o poi furono risolti. Senza dubbio verrà risolto anche il mistero della materia oscura. E questo porterà sicuramente conoscenze e concetti completamente nuovi di cui non abbiamo ancora idea. E forse incontreremo nuovi misteri che, a loro volta, verranno anche risolti. Ma questa sarà una storia completamente diversa, che i lettori di “Chimica e Vita” non potranno leggere se non qualche anno dopo. O forse tra qualche decennio.

Un costrutto teorico in fisica chiamato Modello Standard descrive le interazioni di tutti noto alla scienza particelle elementari. Ma questo è solo il 5% della materia esistente nell'Universo, il restante 95% è di natura del tutto sconosciuta. Cos’è questa ipotetica materia oscura e come stanno cercando di rilevarla gli scienziati? Hayk Hakobyan, studente del MIPT e dipendente del Dipartimento di Fisica e Astrofisica, ne parla nell'ambito di un progetto speciale.

Il Modello Standard delle particelle elementari, finalmente confermato dopo la scoperta del bosone di Higgs, descrive le interazioni fondamentali (elettrodeboli e forti) delle particelle ordinarie che conosciamo: leptoni, quark e trasportatori di forza (bosoni e gluoni). Tuttavia, si scopre che tutta questa teoria enorme e complessa descrive solo circa il 5-6% di tutta la materia, mentre il resto non rientra in questo modello. Le osservazioni dei primi istanti del nostro Universo ci mostrano che circa il 95% della materia che ci circonda è di natura completamente sconosciuta. In altre parole, vediamo indirettamente la presenza di questa materia nascosta a causa della sua influenza gravitazionale, ma non siamo ancora riusciti a catturarla direttamente. Questo fenomeno di massa nascosta è chiamato in codice “materia oscura”.

La scienza moderna, in particolare la cosmologia, funziona secondo il metodo deduttivo di Sherlock Holmes

Ora il principale candidato del gruppo WISP è l'assione, che si presenta nella teoria dell'interazione forte e ha una massa molto piccola. Una particella del genere è in grado di trasformarsi in una coppia fotone-fotone in campi magnetici elevati, il che dà suggerimenti su come si potrebbe provare a rilevarla. L'esperimento ADMX utilizza grandi camere che creano un campo magnetico di 80.000 gauss (ovvero 100.000 volte di più campo magnetico Terra). In teoria, un tale campo dovrebbe stimolare il decadimento di un assione in una coppia fotone-fotone, che i rilevatori dovrebbero catturare. Nonostante numerosi tentativi, non è stato ancora possibile rilevare WIMP, assioni o neutrini sterili.

Abbiamo quindi percorso un gran numero di ipotesi diverse cercando di spiegare la strana presenza della massa nascosta e, dopo aver respinto tutte le impossibilità con l'aiuto delle osservazioni, siamo arrivati a diverse ipotesi possibili con le quali possiamo già lavorare.

Anche un risultato negativo nella scienza è un risultato, poiché fornisce restrizioni su vari parametri delle particelle, ad esempio elimina la gamma di possibili masse. Di anno in anno, sempre più nuove osservazioni ed esperimenti negli acceleratori forniscono nuove e più severe restrizioni sulla massa e su altri parametri delle particelle di materia oscura. Pertanto, eliminando tutte le opzioni impossibili e restringendo il cerchio delle ricerche, giorno dopo giorno ci avviciniamo alla comprensione di cosa costituisce il 95% della materia nel nostro Universo.

Tutto ciò che vediamo intorno a noi (stelle e galassie) non rappresenta più del 4-5% della massa totale dell'Universo!

Secondo le moderne teorie cosmologiche, il nostro Universo è costituito solo dal 5% della materia ordinaria, cosiddetta barionica, che forma tutti gli oggetti osservabili; 25% di materia oscura rilevata a causa della gravità; e l’energia oscura, che costituisce fino al 70% del totale.

I termini energia oscura e materia oscura non hanno del tutto successo e rappresentano una traduzione letterale, ma non semantica, dall'inglese.

In senso fisico, questi termini implicano solo che queste sostanze non interagiscono con i fotoni, e potrebbero facilmente essere chiamate materia ed energia invisibili o trasparenti.

Molti scienziati moderni sono convinti che la ricerca mirata allo studio dell’energia oscura e della materia probabilmente aiuterà a trovare una risposta problema globale: cosa attende il nostro Universo in futuro?

Raggruppamenti delle dimensioni di una galassia

La materia oscura è una sostanza che molto probabilmente è costituita da nuove particelle ancora sconosciute nelle condizioni terrestri e ha proprietà inerenti alla stessa materia ordinaria. Ad esempio, è anche capace, come le sostanze comuni, di raggrupparsi in grumi e di partecipare alle interazioni gravitazionali. Ma la dimensione di questi cosiddetti ammassi può superare un’intera galassia o addirittura un ammasso di galassie.

Approcci e metodi per lo studio delle particelle di materia oscura

Al momento, gli scienziati di tutto il mondo stanno cercando in ogni modo possibile di scoprire o ottenere artificialmente particelle di materia oscura in condizioni terrestri, utilizzando apparecchiature ultratecnologiche appositamente sviluppate e molti metodi di ricerca diversi, ma finora tutti i loro sforzi non sono stati coronati con successo.

Un metodo prevede la conduzione di esperimenti presso acceleratori ad alta energia, comunemente noti come collisori. Gli scienziati, ritenendo che le particelle di materia oscura siano 100-1000 volte più pesanti di un protone, presumono che dovranno essere generate dalla collisione di particelle ordinarie accelerate ad alte energie attraverso un collisore. L'essenza di un altro metodo è registrare le particelle di materia oscura che si trovano intorno a noi. La principale difficoltà nel registrare queste particelle è che mostrano un’interazione molto debole con le particelle ordinarie, che sono per loro intrinsecamente trasparenti. Eppure, le particelle di materia oscura si scontrano molto raramente con i nuclei atomici, e c'è qualche speranza di registrare questo fenomeno prima o poi.

Esistono altri approcci e metodi per studiare le particelle di materia oscura, e solo il tempo dirà quale di questi avrà successo per primo, ma in ogni caso la scoperta di queste nuove particelle sarà il risultato scientifico più importante.

Sostanza con antigravità

L’energia oscura è una sostanza ancora più insolita della materia oscura. Non ha la capacità di riunirsi in grumi, per cui è distribuito uniformemente in tutto l'Universo. Ma la sua proprietà più insolita al momento è l’antigravità.

La natura della materia oscura e dei buchi neri

Grazie a moderno metodi astronomiciÈ possibile determinare il tasso di espansione dell'Universo al momento e simulare il processo del suo cambiamento in precedenza. Di conseguenza, è stata ottenuta l'informazione che al momento, così come nel recente passato, il nostro Universo si sta espandendo e il ritmo di questo processo è in costante aumento. Ecco perché è nata l'ipotesi sull'antigravità dell'energia oscura, poiché l'attrazione gravitazionale ordinaria avrebbe un effetto rallentante sul processo di “dispersione delle galassie”, frenando il tasso di espansione dell'Universo. Questo fenomeno non contraddice la teoria generale della relatività, ma l'energia oscura deve avere una pressione negativa, una proprietà che nessuna sostanza attualmente conosciuta possiede.

Candidati per il ruolo di "Energia Oscura"

La massa delle galassie nell'ammasso Abel 2744 è inferiore al 5% della sua massa totale. Questo gas è così caldo che emette luce solo nei raggi X (rosso in questa immagine). La distribuzione della materia oscura invisibile (che costituisce circa il 75% della massa dell'ammasso) è colorata in blu.

Uno dei possibili candidati al ruolo di energia oscura è il vuoto, la cui densità energetica rimane invariata durante l'espansione dell'Universo e conferma quindi la pressione negativa del vuoto. Un altro presunto candidato è la "quintessenza", un campo ultradebole precedentemente sconosciuto che presumibilmente attraversa l'intero Universo. Ci sono anche altri possibili candidati, ma nessuno di loro finora ha contribuito a ottenere una risposta precisa alla domanda: cos'è l'energia oscura? Ma è già chiaro che l'energia oscura è qualcosa di completamente soprannaturale, rimanendo il mistero principale della fisica fondamentale del 21° secolo.

Oggi è un mistero la sua provenienza. materia oscura non è stato ancora risolto. Ci sono teorie che suggeriscono che sia costituito da gas interstellare a bassa temperatura. In questo caso, la sostanza non può produrre alcuna radiazione. Tuttavia, ci sono teorie contro questa idea. Dicono che il gas è in grado di riscaldarsi, il che porta al fatto che diventano normali sostanze “barioniche”. Questa teoria è supportata dal fatto che la massa di gas allo stato freddo non può eliminare il deficit che ne deriva.

Ci sono così tante domande sulle teorie della materia oscura che vale la pena esaminarle un po’ di più.

Cos'è la materia oscura?

La questione su cosa sia la materia oscura è nata circa 80 anni fa. Indietro all'inizio del 20° secolo. A quel tempo, l'astronomo svizzero F. Zwicky ebbe l'idea che la massa di tutte le galassie in realtà è maggiore della massa di tutti quegli oggetti che possono essere visti con i propri gas in un telescopio. Tutti i numerosi indizi lasciavano intendere che esistesse qualcosa di sconosciuto nello spazio, dotato di una massa impressionante. Si decise di dare il nome di “sostanza oscura” a questa sostanza inspiegabile.

Questa sostanza invisibile occupa almeno un quarto dell'intero Universo. La particolarità di questa sostanza è che le sue particelle interagiscono male tra loro e con altre sostanze ordinarie. Questa interazione è così debole che gli scienziati non riescono nemmeno a rilevarla. In effetti, ci sono solo segni di influenza da parte delle particelle.

Lo studio di questo problema è condotto dalle più grandi menti di tutto il mondo, quindi anche i più grandi scettici del mondo credono che sarà possibile catturare particelle della sostanza. L'obiettivo più desiderabile è farlo in un ambiente di laboratorio. Il lavoro viene svolto nelle miniere a grandi profondità; tali condizioni per gli esperimenti sono necessarie per eliminare l'interferenza causata dalle particelle di raggi provenienti dallo spazio.

C'è una possibilità che molto nuova informazione sarà possibile ottenerlo grazie ai moderni acceleratori, in particolare, con l'ausilio del Large Hadron Collider.

Le particelle di materia oscura hanno una caratteristica strana: la distruzione reciproca. Come risultato di tali processi compaiono radiazioni gamma, antiparticelle e particelle (come elettroni e positroni). Pertanto, gli astrofisici stanno cercando di trovare tracce di radiazioni gamma o antiparticelle. Per questo vengono utilizzate varie installazioni terrestri e spaziali.

Prove dell'esistenza della materia oscura

I primissimi dubbi sulla correttezza dei calcoli della massa dell'Universo, come già accennato, furono condivisi dall'astronomo svizzero F. Zwicky. Per cominciare, ha deciso di misurare la velocità delle galassie dell'ammasso della Chioma che si muovono attorno al centro. E il risultato del suo lavoro lo lasciò un po' perplesso, perché la velocità di movimento di queste galassie si rivelò maggiore di quanto si aspettasse. Inoltre, ha precalcolato questo valore. Ma i risultati non furono gli stessi.

La conclusione era ovvia: la massa reale dell'ammasso era molto maggiore di quella apparente. Ciò potrebbe essere spiegato dal fatto che la maggior parte della materia che si trova in questa parte dell'Universo non può essere vista, ed è anche impossibile osservarla. Questa sostanza mostra le sue proprietà solo sotto forma di massa.

Numerosi esperimenti gravitazionali hanno confermato la presenza di massa invisibile negli ammassi di galassie. La teoria della relatività ha qualche interpretazione di questo fenomeno. Se lo segui, ogni massa è in grado di deformare lo spazio, inoltre, come una lente, piega il flusso diretto dei raggi luminosi. L'ammasso di galassie provoca distorsioni, la sua influenza è così forte che diventa evidente. La visione della galassia che si trova direttamente dietro l'ammasso è molto distorta. Questa distorsione viene utilizzata per calcolare come è distribuita la materia in questo cluster. Ecco come viene misurata la massa reale. Risulta invariabilmente essere molte volte più grande della massa della materia visibile.

Quattro decenni dopo il lavoro del pioniere in questo campo, F. Zwicky, l'astronomo americano V. Rubin si occupò di questo problema. Ha studiato la velocità con cui la materia, che si trova ai margini delle galassie, ruota attorno al centro della galassia. Se seguiamo le leggi di Keplero relative alle leggi di gravità, allora esiste una certa relazione tra la velocità di rotazione delle galassie e la distanza dal centro.

Ma in realtà, le misurazioni hanno mostrato che la velocità di rotazione non cambiava con l’aumentare della distanza dal centro. Tali dati potrebbero essere spiegati solo in un modo: la materia della galassia ha la stessa densità sia al centro che ai bordi. Ma la sostanza visibile aveva una densità molto maggiore al centro ed era caratterizzata da scarsità ai bordi, e la mancanza di densità poteva essere spiegata solo con la presenza di qualche sostanza non visibile all'occhio.

Per spiegare il fenomeno, è necessario che nelle galassie ci sia quasi 10 volte più di questa materia invisibile di quella che possiamo vedere. Questa sostanza sconosciuta è chiamata “materia oscura” o “materia oscura”. Ad oggi, questo fenomeno rimane il mistero più interessante per gli astrofisici.

C'è un altro argomento a favore della prova dell'esistenza della materia oscura. Deriva dai calcoli che descrivono il processo di formazione delle galassie. Si ritiene che ciò sia iniziato circa 300.000 anni dopo il Big Bang. I risultati dei calcoli dicono che l'attrazione tra i frammenti di materia apparsi durante l'esplosione non è riuscita a compensare l'energia cinetica derivante dall'espansione. Cioè, la materia non potrebbe concentrarsi nelle galassie, ma possiamo vederla oggi.

Questo fatto inspiegabile chiamato paradosso della galassia, è stato citato come argomento che distrugge la teoria del Big Bang. Ma puoi guardarlo dall'altra parte. Dopotutto, le particelle della materia più ordinaria potrebbero mescolarsi con particelle della materia oscura. Quindi i calcoli diventano corretti e si scopre come si sono formate le galassie in cui si era accumulata molta materia oscura e particelle di materia ordinaria si erano già unite a loro a causa della gravità. Dopotutto, la materia ordinaria costituisce una piccola frazione della massa totale dell’Universo.

La materia visibile ha una densità relativamente bassa rispetto alla materia oscura perché è 20 volte più densa. Pertanto, quel 95% della massa dell’Universo che manca secondo i calcoli degli scienziati è materia oscura.

Tuttavia, ciò portò alla conclusione che l'intero mondo visibile, studiato in lungo e in largo, così familiare e comprensibile, era solo una piccola aggiunta a ciò che in realtà era costituito.

Tutte le galassie, i pianeti e le stelle sono solo una piccola parte di qualcosa di cui non abbiamo idea. Questo è ciò che viene esposto, ma il reale ci è nascosto.

introduzione

Ci sono forti argomentazioni secondo cui gran parte della materia nell’Universo non emette né assorbe nulla ed è quindi invisibile. La presenza di tale materia invisibile può essere riconosciuta dalla sua interazione gravitazionale con la materia radiante. Gli studi sugli ammassi di galassie e sulle curve di rotazione galattica forniscono la prova dell'esistenza di questa cosiddetta materia oscura. Quindi, per definizione, la materia oscura è la materia che non interagisce con la radiazione elettromagnetica, cioè non la emette né la assorbe.
La prima rilevazione di materia invisibile risale al secolo scorso. Nel 1844, Friedrich Bessel scrisse in una lettera a Karl Gauss che l'irregolarità inspiegabile nel movimento di Sirio potrebbe essere il risultato della sua interazione gravitazionale con qualche corpo vicino, e quest'ultimo in questo caso dovrebbe avere una massa abbastanza grande. Al tempo di Bessel, una compagna così oscura di Sirio era invisibile; fu scoperta otticamente solo nel 1862. Si scoprì essere una nana bianca, chiamata Sirio-B, mentre Sirio stessa era chiamata Sirio-A.
La densità della materia nell'Universo, ρ, può essere stimata dall'osservazione del movimento delle singole galassie. Di solito ρ è espresso in unità della cosiddetta densità critica ρ c:

In questa formula, G è la costante gravitazionale, H è la costante di Hubble, nota con bassa precisione (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Formula di Hubble per la velocità di espansione dell’Universo,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

Per ρ > ρ с l’Universo è chiuso, cioè L'interazione gravitazionale è abbastanza forte perché l'espansione dell'Universo ceda il passo alla compressione.
Pertanto la densità critica è data da:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

La densità cosmologica Ω = ρ/ρ с, determinata in base alla dinamica degli ammassi e superammassi di galassie, è pari a 0,1< Ω < 0.3.
Osservando la natura della rimozione di regioni su larga scala dell'Universo utilizzando il satellite astronomico a infrarossi IRAS, si è scoperto che 0,25< Ω < 2.
D'altra parte, stimando la densità barionica Ω b dalla luminosità delle galassie si ottiene un valore significativamente più piccolo: Ω b< 0.02.
Questa discrepanza viene solitamente considerata un'indicazione dell'esistenza della materia invisibile.
Recentemente è stata prestata molta attenzione al problema della ricerca della materia oscura. Se prendiamo in considerazione tutte le forme di materia barionica, come la polvere interplanetaria, le nane brune e bianche, le stelle di neutroni e i buchi neri, risulta che per spiegare tutti i fenomeni osservati è necessaria una percentuale significativa di materia non barionica. Questa affermazione rimane valida anche dopo aver preso in considerazione i dati moderni sui cosiddetti oggetti MACHO ( MA ssivo C compatto H alo O sono oggetti galattici compatti e massicci) scoperti utilizzando l'effetto di lente gravitazionale.

. Prove dell'esistenza della materia oscura

2.1. Curve di rotazione galattica

Quando galassie a spirale la velocità di rotazione delle singole stelle attorno al centro della galassia è determinata dalla condizione di costanza delle orbite. Equiparazione delle forze centrifughe e gravitazionali:

per la velocità di rotazione abbiamo:

dove M r è l'intera massa di materia contenuta in una sfera di raggio r. Nel caso della simmetria sferica o cilindrica ideale, l'influenza della massa situata all'esterno di questa sfera è reciprocamente compensata. In prima approssimazione, la regione centrale della galassia può essere considerata sferica, cioè

dove ρ è la densità media.
Nella parte interna della galassia è previsto un aumento lineare della velocità di rotazione con l'aumentare della distanza dal centro. Nella regione esterna della galassia, la massa Mr è quasi costante e la dipendenza della velocità dalla distanza corrisponde al caso di una massa puntiforme al centro della galassia:

La velocità di rotazione v(r) viene determinata, ad esempio, misurando lo spostamento Doppler nello spettro di emissione delle regioni He-II attorno alle stelle O. Il comportamento delle curve di rotazione misurate sperimentalmente delle galassie a spirale non corrisponde ad una diminuzione di v(r) all'aumentare del raggio. Uno studio sulla linea di 21 cm (transizione della struttura iperfine dell'atomo di idrogeno) emessa dalla materia interstellare ha portato a un risultato simile. La costanza di v(r) a grandi valori del raggio fa sì che anche la massa M r aumenti all'aumentare del raggio: M r ~ r. Ciò indica la presenza di materia invisibile. Le stelle si muovono più velocemente di quanto ci si aspetterebbe in base alla quantità apparente di materia.
Sulla base di questa osservazione è stata postulata l'esistenza di un alone sferico di materia oscura che circonda la galassia e responsabile del comportamento non decrescente delle curve di rotazione. Inoltre, un alone sferico potrebbe contribuire alla stabilità della forma del disco delle galassie e confermare l'ipotesi della formazione delle galassie da una protogalassia sferica. I calcoli effettuati sui modelli della Via Lattea, che sono riusciti a riprodurre le curve di rotazione tenendo conto della presenza di un alone, indicano che una parte significativa della massa deve trovarsi in questo alone. La prova a favore dell'esistenza di aloni sferici è fornita anche dagli ammassi globulari - ammassi sferici di stelle, che sono gli oggetti più antichi della galassia e che sono distribuiti sfericamente.
Tuttavia, recenti ricerche sulla trasparenza delle galassie hanno messo in dubbio questo quadro. Considerando il grado di oscurità delle galassie a spirale in funzione dell'angolo di inclinazione, si può dedurre la trasparenza di tali oggetti. Se la galassia fosse completamente trasparente, la sua luminosità totale non dipenderebbe dall'angolo con cui si osserva questa galassia, poiché tutte le stelle sarebbero visibili ugualmente bene (ignorando la dimensione delle stelle). D'altra parte, una luminosità superficiale costante significa che la galassia non è trasparente. In questo caso l'osservatore vede sempre e solo le stelle esterne, cioè sempre lo stesso numero per unità di superficie, indipendentemente dall'angolo di visione. È stato stabilito sperimentalmente che la luminosità superficiale rimane in media costante, il che potrebbe indicare l'opacità quasi completa delle galassie a spirale. In questo caso, l'uso di metodi ottici per determinare la densità di massa dell'Universo non è del tutto accurato. Un'analisi più approfondita dei risultati delle misurazioni ha portato alla conclusione che le nubi molecolari sono un materiale assorbente (il loro diametro è di circa 50 ps e la temperatura è di circa 20 K). Secondo la legge sullo spostamento di Wien, tali nubi dovrebbero emettere nella regione submillimetrica. Questo risultato potrebbe fornire una spiegazione per il comportamento delle curve di rotazione senza l’ipotesi di ulteriore materia oscura esotica.
Prove dell'esistenza della materia oscura sono state trovate anche nelle galassie ellittiche. Aloni gassosi con temperature intorno ai 10 7 K sono stati registrati dal loro assorbimento dei raggi X. Le velocità di queste molecole di gas sono maggiori della velocità di espansione:

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

supponendo che le loro masse corrispondano alla loro luminosità. Per le galassie ellittiche, il rapporto massa/luminosità è circa due ordini di grandezza maggiore di quello del Sole, che è un tipico esempio di stella media. Un valore così grande è solitamente associato all’esistenza della materia oscura.

2.2. Dinamica degli ammassi di galassie

La dinamica degli ammassi di galassie fornisce la prova dell’esistenza della materia oscura. Quando il movimento del sistema energia potenziale che è una funzione omogenea di coordinate, si verifica in una regione spaziale limitata, quindi i valori medi nel tempo dell'energia cinetica e potenziale sono legati tra loro dal teorema del viriale. Può essere utilizzato per stimare la densità della materia negli ammassi di un gran numero di galassie.
Se l'energia potenziale U è una funzione omogenea dei raggi vettori R i di grado k, quindi U e energia cinetica T sono correlati come 2T = kU. Poiché T + U = E = E, ne consegue che

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

dove E è l'energia totale. Per l'interazione gravitazionale (U ~ 1/r) k = -1, quindi 2T = -U. L’energia cinetica media di un ammasso di N galassie è data da:

T=N /2.

Queste galassie N possono interagire tra loro in coppia. Esistono quindi N(N–1)/2 coppie indipendenti di galassie, la cui energia potenziale media totale ha la forma

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Con Nm = M e (N − 1) ≈ N per la massa dinamica risulta M ≈ 2 /G.
Misurazioni della distanza media e velocità media danno un valore di massa dinamica che è circa due ordini di grandezza superiore alla massa ottenuta da un'analisi della luminosità delle galassie. Questo fatto può essere interpretato come un’ulteriore prova a favore dell’esistenza della materia oscura.
Anche questo argomento ha il suo punti deboli. L'equazione viriale è valida solo quando si fa la media su un lungo periodo di tempo, quando i sistemi chiusi sono in uno stato di equilibrio. Tuttavia, le misurazioni degli ammassi di galassie sono qualcosa come delle istantanee. Inoltre, gli ammassi di galassie non sono sistemi chiusi, sono collegati tra loro. Infine, non è chiaro se abbiano raggiunto o meno uno stato di equilibrio.

2.3. Evidenza cosmologica

La definizione della densità critica ρ c è stata data sopra. Formalmente può essere ottenuto sulla base della dinamica newtoniana calcolando il tasso di espansione critica di una galassia sferica:

La relazione per ρ c segue dall'espressione per E, se assumiamo che H = r"/r = v/r.
La descrizione della dinamica dell'Universo si basa sulle equazioni di campo di Einstein (Teoria Generale della Relatività - GTR). Sono in qualche modo semplificati presupponendo l'omogeneità e l'isotropia dello spazio. Nella metrica di Robertson-Walker l’elemento lineare infinitesimo è dato da:

dove r, θ, φ sono le coordinate sferiche del punto. I gradi di libertà di questa metrica sono compresi nel parametro k e nel fattore di scala R. Il valore di k assume solo valori discreti (se non si tiene conto della geometria frattale) e non dipende dal tempo. Il valore k è una caratteristica del modello dell'Universo (k = -1 - metrica iperbolica (Universo aperto), k = 0 - metrica euclidea (Universo piatto), k = +1 - metrica sferica (Universo chiuso)).
La dinamica dell'Universo è completamente specificata dalla funzione di scala R(t) (la distanza tra due punti vicini nello spazio con coordinate r, θ, φ cambia nel tempo come R(t)). Nel caso della metrica sferica, R(t) rappresenta il raggio dell'Universo. Questa funzione di scala soddisfa le equazioni di Einstein-Friedmann-Lemaitre:

dove p(t) è la pressione totale e Λ è la costante cosmologica che, nel quadro delle moderne teorie quantistiche dei campi, viene interpretata come la densità di energia del vuoto. Assumiamo inoltre che Λ = 0, come spesso si fa per spiegare fatti sperimentali senza introdurre la materia oscura. Il coefficiente R 0 "/R 0 determina la costante di Hubble H 0, dove l'indice "0" segna i valori moderni delle quantità corrispondenti. Dalle formule sopra segue che per il parametro di curvatura k = 0, il critico moderno la densità dell'Universo è data dall'espressione il cui valore rappresenta il confine tra l'Universo aperto e uno chiuso (questo valore separa lo scenario in cui l'Universo è eternamente in espansione dallo scenario in cui l'Universo prevede il collasso al termine dell'espansione temporanea fase):

Viene spesso utilizzato il parametro della densità

dove q 0 è il parametro di frenatura: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Sono quindi possibili tre casi:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – Universo piatto,
Ω 0 > 1 – Universo chiuso.
Le misurazioni del parametro di densità hanno dato una stima: Ω 0 ≈ 0,2, in base alla quale ci si poteva aspettare la natura aperta dell'Universo. Tuttavia, alcuni concetti teorici sono difficilmente conciliabili con l’apertura dell’Universo, ad esempio il cosiddetto problema della “piattezza” e la genesi delle galassie.

Problema di planarità

Come puoi vedere, la densità dell'Universo è molto vicina al livello critico. Dalle equazioni di Einstein-Friedmann-Lemaitre segue (a Λ = 0) che

Poiché la densità ρ(t) è proporzionale a 1/R(t) 3, utilizzando l'espressione per Ω 0 (k non è uguale a 0) abbiamo:

Pertanto, il valore Ω ≈ 1 è molto instabile. Qualsiasi deviazione dal caso perfettamente piatto aumenta notevolmente man mano che l'Universo si espande. Ciò significa che durante la fusione nucleare originaria, l’Universo doveva essere significativamente più piatto di quanto lo sia adesso.
Una possibile soluzione a questo problema è fornita dai modelli di inflazione. Si presume che l'espansione dell'Universo primordiale (nell'intervallo tra 10 -34 s e 10 -31 s dopo il Big Bang) sia avvenuta in modo esponenziale nella fase di inflazione. In questi modelli il parametro di densità è solitamente indipendente dal tempo (Ω = 1). Tuttavia, ci sono indicazioni teoriche che il valore del parametro di densità sia compreso tra 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesi delle galassie

Per la genesi delle galassie sono necessarie disomogeneità di densità. Le galassie dovevano sorgere in regioni spaziali dove la densità era maggiore che intorno a loro, così che come risultato dell'interazione gravitazionale queste regioni riuscirono a raggrupparsi più velocemente di quanto avvenisse la loro rarefazione dovuta all'espansione generale.
Tuttavia, questo tipo di accumulo di materia potrebbe iniziare solo dopo la formazione di atomi da nuclei ed elettroni, cioè. circa 150.000 anni dopo il Big Bang a temperature di circa 3000 K (poiché nelle fasi iniziali materia e radiazione erano in uno stato di equilibrio dinamico: qualsiasi ammasso di materia risultante veniva immediatamente distrutto sotto l'influenza della radiazione e allo stesso tempo la radiazione poteva non uscire oltre i confini della materia). Notevoli fluttuazioni nella densità della materia ordinaria a quel tempo erano escluse fino a livelli molto bassi dall'isotropia della radiazione di fondo. Dopo la fase di formazione degli atomi neutri, la radiazione cessa di essere in uno stato di equilibrio termico con la materia, quindi le successive fluttuazioni nella densità della materia non si riflettono più nella natura della radiazione.
Ma se calcoliamo l'evoluzione nel tempo del processo di compressione della materia, iniziato proprio allora, si scopre che il tempo trascorso da allora non è sufficiente per la formazione di strutture così grandi come le galassie o i loro ammassi. Apparentemente è necessario richiedere l'esistenza di particelle massicce liberate da uno stato di equilibrio termico in una fase precedente, in modo che queste particelle abbiano l'opportunità di manifestarsi come semi per la condensazione della materia ordinaria attorno a loro. Tali candidati potrebbero essere le cosiddette particelle WIMP. In questo caso è necessario tenere conto del requisito che la radiazione cosmica di fondo sia isotropa. Una piccola anisotropia (10 -4) nella radiazione cosmica di fondo (temperatura di circa 2,7 K) è stata scoperta solo di recente utilizzando il satellite COBE.

III. Candidati della materia oscura

3.1. Materia oscura barionica

Il candidato più ovvio per la materia oscura sarebbe la materia barionica ordinaria, che non emette e ha un’abbondanza corrispondente. Una possibilità potrebbe essere realizzata dal gas interstellare o intergalattico. Tuttavia, in questo caso, dovrebbero apparire caratteristiche linee di emissione o di assorbimento che non vengono rilevate.
Un altro candidato potrebbe essere le nane brune – corpi cosmici con masse significativamente inferiori alla massa del Sole (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 corpi celestiali A una distanza di diversi anni luce, è particolarmente difficile stimare il numero di tali oggetti.
Anche oggetti molto compatti nelle fasi finali dello sviluppo stellare (nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri) potrebbero far parte della materia oscura. Poiché praticamente ogni stella raggiunge uno di questi tre stadi finali nel corso della sua vita, una porzione significativa della massa delle stelle precedenti e più pesanti deve essere presente in forma non radiante come nane bianche. stelle di neutroni o buchi neri. Parte di questa materia ritorna nello spazio interstellare attraverso esplosioni di supernova o in altri modi e prende parte alla formazione di nuove stelle. In questo caso le stelle con massa M non dovrebbero essere prese in considerazione< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
I limiti superiori sulla possibile densità della materia barionica nell'Universo possono essere ottenuti dai dati sulla fusione nucleare iniziale, iniziata circa 3 minuti dopo il Big Bang. Le misurazioni dell'attuale abbondanza di deuterio sono particolarmente importanti −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, poiché durante la fusione nucleare iniziale si formò principalmente deuterio. Sebbene il deuterio sia apparso successivamente anche come prodotto intermedio delle reazioni di fusione nucleare, la quantità totale di deuterio non è aumentata in modo significativo a causa di ciò. L'analisi dei processi che si verificano nella fase iniziale della fusione nucleare fornisce un limite superiore − 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.
D'altra parte, è ormai del tutto chiaro che la materia barionica da sola non è in grado di soddisfare il requisito Ω = 1, che consegue dai modelli inflazionistici. Inoltre, il problema della formazione delle galassie rimane irrisolto. Tutto ciò porta alla necessità dell'esistenza di materia oscura non barionica, soprattutto nel caso in cui debba essere soddisfatta la condizione Ω = 1 a costante cosmologica nulla.

3.2. Materia oscura non barionica

I modelli teorici forniscono grande scelta possibili candidati per il ruolo della materia oscura non barionica, tra cui: neutrini leggeri e pesanti, particelle supersimmetriche dei modelli SUSY, assioni, cosmioni, monopoli magnetici, particelle di Higgs - sono riassunti nella tabella. La tabella contiene anche teorie che spiegano i dati sperimentali senza introdurre la materia oscura (la costante gravitazionale dipendente dal tempo nella gravità non newtoniana e la costante cosmologica). Denominazioni: DM - materia oscura, GUT - Teoria della Grande Unificazione, SUSY - teorie supersimmetriche, SUGRA - supergravità, QCD - cromodinamica quantistica, QED - elettrodinamica quantistica, GTR - relatività generale. Il concetto WIMP (particelle massicce che interagiscono debolmente) viene utilizzato per denotare particelle con una massa superiore a pochi GeV/c 2 che partecipano solo a interazioni deboli. Tenendo conto delle nuove misurazioni della radiazione cosmica di fondo del satellite COBE e dello spostamento verso il rosso del satellite IRAS, la distribuzione delle galassie a grandi distanze e la formazione di strutture su larga scala nella nostra galassia sono state recentemente riesaminate. Sulla base dell'analisi di vari modelli di formazione delle strutture, si è concluso che con Ω = 1 è possibile un solo modello soddisfacente dell'Universo, in cui la materia oscura è di natura mista: il 70% esiste sotto forma di materia oscura fredda e Il 30% sotto forma di materia oscura calda, quest'ultima composta da due neutrini privi di massa e un neutrino con massa di 7,2 ± 2 eV. Ciò significa una rinascita del modello della materia oscura mista precedentemente scartato.

Neutrini leggeri

A differenza di tutti gli altri candidati alla materia oscura, i neutrini hanno il netto vantaggio di essere conosciuti. La loro prevalenza nell'Universo è approssimativamente nota. Affinché i neutrini possano essere candidati alla materia oscura, devono certamente avere massa. Per raggiungere la densità critica dell'Universo, le masse dei neutrini devono trovarsi nell'ordine di diversi GeV/c 2 o nell'intervallo da 10 a 100 eV/c 2 .
Anche i neutrini pesanti sono possibili come tali candidati, poiché il prodotto cosmologicamente significativo m ν exp(-m ν /kT f) diventa piccolo anche per grandi masse. Qui Tf è la temperatura alla quale i neutrini pesanti cessano di essere in uno stato di equilibrio termico. Questo fattore di Boltzmann dà l'abbondanza di neutrini con massa m ν rispetto all'abbondanza di neutrini senza massa.
Per ogni tipo di neutrino nell'Universo, la densità del neutrino è legata alla densità dei fotoni dalla relazione n ν = (3/11)n γ. A rigore questa espressione è valida solo per i neutrini leggeri di Majorana (per i neutrini di Dirac, in determinate circostanze, è necessario introdurre un altro fattore statistico pari a due). La densità dei fotoni può essere determinata in base alla radiazione cosmica di fondo a microonde di 3 K e raggiunge n γ ≈ 400 cm -3 .

Particella	Peso	Teoria	Manifestazione
G(R)	-	Gravità non newtoniana	DM trasparente su larga scala
Λ (costante spaziale)	-	GTO	Ω=1 senza DM
Axion, maggiorana, pietra dorata. bosone	10-5 eV	QCD; violazione della sim. Pechei-Quina	DM freddo
Neutrino ordinario	10-100 eV	INTESTINO	DM caldo
Higgsino leggero, fotino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafotone	20-400 eV	Modificatore QED	Caldo, caldo DM
Neutrini giusti	500 eV	Interazione superdebole	DM caldo
Gravitino ecc.	500 eV	SUSY/SUGRA	DM caldo
Fotino, gravitino, assione, specchi. particelle, neutrino di Simpson	keV	SUSY/SUGRA	DM caldo/freddo
Fotino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrino pesante	MeV	SUSY/SUGRA	DM freddo
Materia d'ombra	MeV	SUSY/SUGRA	Caldo freddo (come i barioni) DM
Preon	20-200 TeV	Modelli compositi	DM freddo
Monopolio	10 16 GeV	INTESTINO	DM freddo
Pyrgon, Maximon, Pole Perry, Newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorie di dimensioni superiori	DM freddo
Superstringhe	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	DM freddo
Quark "pepite"	10 15 g	QCD, GUT	DM freddo
Spazio stringhe, muri di dominio	(10 8 -10 10)M sole	INTESTINO	La formazione delle galassie potrebbe non contribuire molto
Cosmione	4-11 GeV	Problema dei neutrini	Formazione di un flusso di neutrini sul Sole
Buchi neri	10 15 -10 30 gr	GTO	DM freddo

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Risulta che la densità di massa dei neutrini è prossima al critico se la condizione è soddisfatta

dove g ν è un fattore statistico che tiene conto del numero di diversi stati di elicità per ciascun tipo di neutrino. Per i neutrini di Majorana questo fattore è pari a 2. Per i neutrini di Dirac dovrebbe essere pari a 4. Tuttavia, di solito si assume che le componenti destrorse abbiano lasciato lo stato di equilibrio termico molto prima, quindi possiamo anche assumere che g ν = 2 per il caso Dirac.
Poiché la densità dei neutrini è dello stesso ordine di grandezza della densità dei fotoni, ci sono circa 10 9 volte più neutrini che barioni, quindi anche una piccola massa di neutrini potrebbe determinare la dinamica dell'Universo. Per ottenere Ω = ρ ν /ρ с = 1, sono necessarie masse di neutrini m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, dove N ν è il numero di tipi di neutrini leggeri. I limiti superiori sperimentali per le masse dei tre tipi conosciuti di neutrini sono: 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

In un Universo dominato dai neutrini, il grado di compressione richiesto potrebbe essere stabilito in una fase relativamente tardiva, le prime strutture corrisponderebbero a superammassi di galassie. Pertanto, gli ammassi di galassie e le galassie potrebbero svilupparsi attraverso la frammentazione di queste strutture primarie (modello top-down). Tuttavia, questo approccio incontra problemi quando si considera la formazione di strutture molto piccole come le galassie nane. Per spiegare la formazione di compressioni piuttosto massicce è necessario tenere conto anche del principio di Pauli per i fermioni.

Neutrini pesanti

Secondo i dati LEP e SLAC relativi a misurazioni di precisione dell'ampiezza di decadimento del bosone Z 0, esistono solo tre tipi di neutrini leggeri ed è esclusa l'esistenza di neutrini pesanti fino a valori di massa di 45 GeV/c 2 .
Quando i neutrini con masse così grandi lasciarono lo stato di equilibrio termico, avevano già velocità non relativistiche, motivo per cui vengono chiamati particelle di materia oscura fredda. La presenza di neutrini pesanti potrebbe portare ad una precoce compressione gravitazionale della materia. In questo caso si formerebbero prima strutture più piccole. Ammassi e superammassi di galassie si sarebbero formati successivamente mediante l'accumulo di singoli gruppi di galassie (modello dal basso verso l'alto).

Assioni

Gli assioni sono particelle ipotetiche che sorgono in connessione con il problema della violazione di CP nell'interazione forte (problema θ). L'esistenza di tale particella pseudoscalare è dovuta alla rottura della simmetria chirale di Pechey-Quin. La massa dell'assione è data da

L'interazione con fermioni e bosoni di gauge è descritta rispettivamente dalle seguenti costanti di accoppiamento:

Costante di decadimento dell'assione F a è determinato dalla media del vuoto del campo di Higgs. Perché F a è una costante libera che può assumere qualsiasi valore compreso tra la scala elettrodebole e quella di Planck, quindi i possibili valori delle masse assioniche variano di 18 ordini di grandezza. Viene fatta una distinzione tra assioni DFSZ, che interagiscono direttamente con gli elettroni, e i cosiddetti assioni adronici, che interagiscono con gli elettroni solo nel primo ordine della teoria delle perturbazioni. Si ritiene generalmente che gli assioni costituiscano la materia oscura fredda. Affinché la loro densità non superi il valore critico, è necessario averlo F UN< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с F a ≈ 250 GeV sono già state escluse sperimentalmente altre opzioni con masse inferiori e, di conseguenza, parametri di accoppiamento più grandi sono significativamente limitati da vari dati, principalmente astrofisici;

Particelle supersimmetriche

La maggior parte delle teorie supersimmetriche contengono una particella stabile, che è un nuovo candidato per la materia oscura. L'esistenza di una particella supersimmetrica stabile deriva dalla conservazione del numero quantico moltiplicativo, la cosiddetta R-parità, che assume un valore di +1 per le particelle ordinarie e –1 per i loro superpartner. È lì Legge di conservazione della parità R. Secondo questa legge di conservazione, le particelle SUSY possono formarsi solo in coppia. Le particelle SUSY possono decadere solo in un numero dispari di particelle SUSY. Pertanto, la particella supersimmetrica più leggera deve essere stabile.
È possibile violare la legge di conservazione della R-parità. Il numero quantico R è legato al numero barionico B e al numero leptonico L dalla relazione R = (–1) 3B+L+2S, dove S è lo spin della particella. In altre parole, la violazione di B e/o L può portare al fallimento della R-parità. Tuttavia, ci sono limiti molto stretti alla possibilità di violazione della parità R.
Si presume che la particella supersimmetrica più leggera (LSP) non partecipi né alle interazioni elettromagnetiche né a quelle forti. Altrimenti si combinerebbe con la materia ordinaria e attualmente apparirebbe come un'insolita particella pesante. Allora l'abbondanza di tale LSP, normalizzata all'abbondanza del protone, sarebbe pari a 10 -10 per l'interazione forte, e 10 -6 per quella elettromagnetica. Questi valori non sono coerenti con i limiti superiori sperimentali: 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.
Tra i possibili candidati per il ruolo della particella supersimmetrica più leggera neutra ci sono fotino (S = 1/2) e zino (S = 1/2), che di solito vengono chiamati gaijino, così come higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) e gravitino (S = 3/2). Nella maggior parte delle teorie, una particella LSP è una combinazione lineare delle particelle SUSY di spin 1/2 menzionate sopra. La massa di questo cosiddetto neutralino dovrebbe molto probabilmente essere maggiore di 10 GeV/c 2 . Considerare le particelle SUSY come materia oscura è di particolare interesse, poiché sono apparse in un contesto completamente diverso e non sono state introdotte specificamente per risolvere il problema della materia oscura (non barionica). Cosmoni I cosmioni furono originariamente introdotti per risolvere il problema dei neutrini solari. Grazie al suo ad alta velocità queste particelle attraversano la superficie della stella quasi senza ostacoli. Nella regione centrale della stella si scontrano con i nuclei. Se la perdita di energia è abbastanza grande, non possono lasciare di nuovo questa stella e accumularsi al suo interno nel tempo. All'interno del Sole, i cosmi catturati influenzano la natura del trasferimento di energia e quindi contribuiscono al raffreddamento della regione centrale del Sole. Ciò comporterebbe una minore probabilità di produzione di neutrini da 8 V e spiegherebbe perché il flusso di neutrini misurato sulla Terra è inferiore al previsto. Per risolvere questo problema dei neutrini, la massa del cosmio deve essere compresa tra 4 e 11 GeV/c 2 e la sezione d'urto per l'interazione dei cosmioni con la materia deve avere un valore di 10 -36 cm 2. Tuttavia, i dati sperimentali sembrano escludere una tale soluzione al problema dei neutrini solari.

Difetti topologici dello spazio-tempo

Oltre alle particelle di cui sopra, anche i difetti topologici possono contribuire alla formazione della materia oscura. Si presume che nell'Universo primordiale at ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, si sia verificata una violazione della simmetria GUT, che ha portato alla separazione delle interazioni descritte dai gruppi SU(3) e SU(2)×U (1). Il campo di Higgs della dimensione 24 ha acquisito un certo allineamento e l'orientamento degli angoli di fase della rottura spontanea della simmetria è rimasto arbitrario. Come conseguenza di questa transizione di fase, dovrebbero essersi formate regioni spaziali con orientamenti diversi. Queste aree si sono ingrandite nel tempo e alla fine sono entrate in contatto tra loro.
Secondo i concetti moderni, sulle superfici di confine dove si incontravano regioni con orientamenti diversi si formavano punti di difetto topologicamente stabili. Potrebbero avere dimensioni da zero a tre e consistere in un vuoto di simmetria ininterrotta. Dopo aver rotto la simmetria, questo vuoto iniziale ha un'energia e una densità di materia molto elevate.
I più importanti sono i difetti puntiformi. Devono portare una carica magnetica isolata, cioè essere monopoli magnetici. La loro massa è correlata alla temperatura di transizione di fase ed è di circa 10 16 GeV/c 2. Fino ad ora, nonostante le ricerche approfondite, l'esistenza di tali oggetti non è stata registrata.
Similmente ai monopoli magnetici si possono formare anche difetti lineari, ovvero le stringhe cosmiche. Questi oggetti filiformi hanno una densità di massa lineare caratteristica dell'ordine di 10 22 g∙cm –1 e possono essere chiusi o aperti. A causa dell'attrazione gravitazionale, potrebbero servire da semi per la condensazione della materia, a seguito della quale si sono formate le galassie.
Grandi masse permetterebbero di rilevare tali stringhe attraverso l’effetto delle lenti gravitazionali. Le corde piegherebbero lo spazio circostante in modo tale da creare una doppia immagine degli oggetti dietro di loro. La luce proveniente da galassie molto lontane potrebbe essere deviata da questa corda secondo le leggi della teoria generale della gravità. Un osservatore sulla Terra vedrebbe due immagini speculari adiacenti di galassie con identica composizione spettrale. Questo effetto di lente gravitazionale è già stato scoperto per quasar distanti, dove una galassia situata tra il quasar e la Terra fungeva da lente gravitazionale.
Viene discussa anche la possibilità di uno stato superconduttore nelle stringhe cosmiche. Le particelle elettricamente cariche come gli elettroni nel vuoto simmetrico di una corda sarebbero prive di massa perché acquisiscono la loro massa solo attraverso la rottura della simmetria attraverso il meccanismo di Higgs. In questo modo è possibile creare coppie particella-antiparticella che si muovono alla velocità della luce con un dispendio energetico minimo. Il risultato è una corrente superconduttrice. Le stringhe superconduttrici potrebbero eccitarsi interagendo con particelle cariche e questa eccitazione verrebbe rimossa dall’emissione di onde radio.
Vengono considerati anche i difetti di dimensione superiore, tra cui le "pareti di dominio" bidimensionali e, in particolare, i difetti tridimensionali o "texture". Altri candidati esotici

Materia d'ombra. Assumendo che le stringhe siano oggetti estesi unidimensionali, le teorie delle superstringhe tentano di replicare il successo dei modelli supersimmetrici nell'eliminare le divergenze anche nella gravità e di penetrare nelle regioni energetiche oltre la massa di Planck. Da un punto di vista matematico, teorie delle superstringhe prive di anomalie possono essere ottenute solo per i gruppi di Gauge SO(32) ed E 8 *E 8". Quest'ultimo si divide in due settori, uno dei quali descrive la materia ordinaria, mentre l'altro corrisponde all'ombra della materia (mi 8"). Questi due settori possono interagire tra loro solo gravitazionalmente.
"Pepite di Quark" furono proposti nel 1984. Si tratta di oggetti macroscopici stabili di materia di quark, costituiti da quark u, d e s. La densità di questi oggetti è nell'ordine di 10 15 g/cm 3 e le masse possono variare da diversi GeV/c 2 fino alle masse delle stelle di neutroni. Si formano durante un'ipotetica transizione di fase QCD, ma sono generalmente considerati molto improbabili.

3.3. Teorie modificate (costante cosmologica, teoria MOND, costante gravitazionale dipendente dal tempo)

Inizialmente, la costante cosmologica Λ fu introdotta da Einstein nelle equazioni di campo della relatività generale per garantire, secondo le visioni dell'epoca, la stazionarietà dell'Universo. Tuttavia, dopo che Hubble scoprì l'espansione dell'Universo alla fine degli anni '20 del nostro secolo, ciò si rivelò inutile. Pertanto, hanno iniziato a credere che Λ = 0. Tuttavia, all'interno del quadro teorie moderne campo, questa costante cosmologica viene interpretata come la densità di energia del vuoto ρ v . Vale la seguente equazione:

Il caso Λ = 0 corrisponde all'ipotesi che il vuoto non contribuisca alla densità di energia. Questa immagine corrisponde alle idee della fisica classica. Nella teoria quantistica dei campi, il vuoto contiene vari campi quantistici che si trovano nello stato con l’energia più bassa, che non è necessariamente zero.
Tenendo conto della costante cosmologica diversa da zero, utilizzando le relazioni

otteniamo una densità critica inferiore e valore più alto parametro di densità rispetto a quello previsto secondo le formule sopra riportate. Le osservazioni astronomiche basate sul conteggio delle galassie forniscono un limite superiore per la costante cosmologica moderna
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

dove per H 0,max viene utilizzato il valore di 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Mentre una costante cosmologica diversa da zero si è rivelata necessaria per interpretare la fase iniziale dell’evoluzione, alcuni scienziati hanno concluso che un Λ diverso da zero potrebbe svolgere un ruolo nelle fasi successive dell’universo.
Costante cosmologica

potrebbe portare al valore Ω(Λ = 0), anche se in realtà Ω(Λ ≠ 0). Il parametro Ω(Λ = 0) definito da ρ 0 fornirebbe Ω = 1, come richiesto nei modelli inflazionari, a condizione che la costante cosmologica sia

Utilizzando i valori numerici H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 e Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 si ottiene
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Una densità di energia del vuoto corrispondente a questo valore potrebbe risolvere la contraddizione tra il valore osservato del parametro di densità e il valore Ω = 1 richiesto dalle teorie moderne.
Oltre a introdurre una costante cosmologica diversa da zero, esistono altri modelli che rimuovono almeno alcuni dei problemi senza coinvolgere l’ipotesi della materia oscura.

Teoria MOND (Dinamica Newtoniana Modificata)

Questa teoria presuppone che la legge di gravità differisca dalla solita forma newtoniana ed è la seguente:

In questo caso la forza attrattiva sarà maggiore e dovrà essere compensata da un movimento periodico più rapido, il che può spiegare il comportamento piatto delle curve di rotazione.

Costante gravitazionale dipendente dal tempo

La dipendenza dal tempo della costante gravitazionale G(t) potrebbe essere di grande importanza per il processo di formazione delle galassie. Tuttavia, finora le misurazioni di precisione non hanno fornito alcuna indicazione sulla variazione temporale di G.

Letteratura

G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Fisica delle particelle non acceleratrici".
C. Naranyan. "Astrofisica generale e cosmologia."
Bottino A. et al., 1994, Astropart. Fisica, 2, 67, 77.