Qual è la materia oscura dell'Universo? La materia oscura in astronomia, cosmologia e filosofia: fatti interessanti.

Siamo sulla soglia di una scoperta che può cambiare l'essenza delle nostre idee sul Mondo. Riguarda sulla natura della materia oscura. Negli ultimi anni, l'astronomia ha compiuto passi importanti nella fondatezza osservativa della materia oscura, e oggi l'esistenza di tale materia nell'Universo può essere considerata un fatto fermamente stabilito. La particolarità della situazione è che gli astronomi osservano strutture costituite da una sostanza sconosciuta ai fisici. Sorgeva così il problema dell’identificazione natura fisica questo argomento.

1. “Portami qualcosa, non so cosa”

La moderna fisica delle particelle non conosce particelle che abbiano le proprietà della materia oscura. Richiede un'estensione al Modello Standard. Ma come, in che direzione muoversi, cosa e dove guardare? Le parole della famosa fiaba russa nel titolo di questa sezione riflettono perfettamente la situazione attuale.

I fisici stanno cercando particelle sconosciute solo con idee generali sulle proprietà della materia osservata. Quali sono queste proprietà?

Tutto quello che sappiamo è che la materia oscura interagisce con la materia luminosa (barioni) in modo gravitazionale ed è un mezzo freddo con una densità cosmologica molte volte superiore alla densità dei barioni. A causa di proprietà così semplici, la materia oscura influenza direttamente lo sviluppo del potenziale gravitazionale dell'Universo. Il suo contrasto di densità è aumentato nel tempo, portando alla formazione di sistemi di aloni di materia oscura legati gravitazionalmente.

Va sottolineato che questo processo di instabilità gravitazionale potrebbe avviarsi nell’Universo di Friedmann solo in presenza di perturbazioni di densità dei semi, la cui esistenza stessa non ha nulla a che fare con la materia oscura, ma è dovuta alla fisica del Big Bang. Pertanto, sorge un'altra importante domanda sull'emergere delle perturbazioni seme da cui si è sviluppata la struttura della materia oscura.

Considereremo la questione della generazione dei primi disturbi cosmologici un po' più tardi. Ora torniamo alla materia oscura.

I barioni vengono catturati nei pozzi gravitazionali di concentrazione di materia oscura. Quindi, anche se le particelle di materia oscura non interagiscono con la luce, la luce esiste dove c’è la materia oscura. Questa straordinaria proprietà dell’instabilità gravitazionale ha reso possibile studiare la quantità, lo stato e la distribuzione della materia oscura utilizzando dati osservativi dalla gamma dei raggi radio a quelli dei raggi X.

Una conferma indipendente delle nostre conclusioni sulle proprietà della materia oscura e di altri parametri dell'Universo è fornita dai dati sull'anisotropia e polarizzazione della radiazione cosmica di fondo a microonde, sull'abbondanza di elementi leggeri nell'Universo e sulla distribuzione delle linee di assorbimento della materia negli spettri di quasar lontani. La modellazione numerica sta giocando un ruolo sempre più importante, sostituendo l'esperimento nella ricerca cosmologica. Le informazioni più preziose sulla distribuzione della materia oscura sono contenute in numerosi dati osservativi sulla lente gravitazionale di sorgenti distanti da parte di ammassi di materia vicini.

Riso. 1. Fotografia del cielo in direzione dell'ammasso di galassie 0024+1654, ottenuta con il telescopio Hubble.

La Figura 1 mostra una sezione del cielo in direzione di uno di questi grumi di massa oscura ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vediamo un ammasso di galassie catturato campo gravitazionale di questo ammasso, il gas caldo a raggi X che riposa sul fondo del pozzo di potenziale gravitazionale e un'immagine multipla di una delle galassie sullo sfondo, catturata nella linea di vista dell'alone scuro e distorta dal suo campo gravitazionale.

Tabella 1. Principali parametri cosmologici

La tabella 1 mostra i valori medi dei parametri cosmologici ottenuti dalle osservazioni astronomiche (precisione del 10%). Ovviamente, la densità energetica totale di tutti i tipi di particelle nell'Universo non supera il 30% della densità critica totale (il contributo dei neutrini non è superiore a pochi punti percentuali). Il restante 70% si trova in una forma che non partecipa all'affollamento gravitazionale della materia. Solo la costante cosmologica o la sua generalizzazione - un mezzo con pressione negativa ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), chiamato "energia oscura" ha questa proprietà. Determinare la natura di quest'ultimo è una prospettiva a lungo termine per lo sviluppo della fisica.

Questo rapporto è dedicato ai problemi della cosmologia fisica, la cui soluzione è prevista nei prossimi anni. Si tratta innanzitutto della determinazione delle condizioni iniziali per la formazione delle strutture della materia oscura e della ricerca delle particelle sconosciute stesse.

2. Universo primordiale e universo tardo

La struttura osservata dell'Universo è il risultato dell'azione combinata delle condizioni di partenza e dell'evoluzione del campo perturbativo di densità. I moderni dati osservativi hanno permesso di determinare le caratteristiche del campo dei disturbi della densità in diverse epoche del suo sviluppo. Pertanto, è stato possibile separare le informazioni sulle condizioni iniziali e sulle condizioni di sviluppo, che hanno segnato l'inizio di uno studio indipendente della fisica dell'Universo primordiale e tardo.

Il termine “Universo primordiale” nella cosmologia moderna significa lo stadio finale di espansione accelerata seguito da una transizione alla fase calda dell’evoluzione. Non conosciamo i parametri del Big Bang, ci sono solo restrizioni superiori (vedi Sezione 3, relazioni (12)). Tuttavia, esiste una teoria ben sviluppata sulla generazione di disturbi cosmologici, secondo la quale possiamo calcolare gli spettri dei disturbi iniziali nella densità della materia e delle onde gravitazionali primarie in base ai valori dei parametri cosmologici.
Le ragioni della mancanza di un modello generalmente accettato dell'Universo primordiale risiedono nella stabilità delle previsioni del paradigma inflazionistico del Big Bang: la vicinanza degli spettri generati all'universo vista piatta, la relativa piccolezza dell'ampiezza delle onde gravitazionali cosmologiche, la natura euclidea tridimensionale dell'Universo visibile, ecc., che può essere ottenuta in un'ampia classe di parametri del modello. Il momento della verità per costruire un modello dell'Universo primordiale potrebbe essere la scoperta delle onde gravitazionali cosmologiche, che sembra possibile se l'esperimento spaziale internazionale Planck, il cui inizio è previsto nel 2008, avrà successo.

La nostra conoscenza dell’Universo tardo è diametralmente opposta. Abbiamo un modello abbastanza accurato: conosciamo la composizione della materia, le leggi di sviluppo della struttura, i valori dei parametri cosmologici (vedi Tabella 1), ma allo stesso tempo non abbiamo una teoria dell'origine generalmente accettata dei componenti della materia.

Le proprietà dell'Universo visibile a noi note ci consentono di descriverne la geometria nell'ambito della teoria delle perturbazioni. Il parametro piccolo ($10^(-5)$) è l'ampiezza dei disturbi cosmologici.

All'ordine zero, l'Universo è Friedmanniano ed è descritto da un'unica funzione del tempo: il fattore di scala $a(t)$. Il primo ordine è un po’ più complicato. Le perturbazioni della metrica sono la somma di tre modi indipendenti: scalare $S(k)$, vettore $V(k)$ e tensore $T(k)$, ciascuno dei quali è caratterizzato dalla propria funzione spettrale del numero d'onda $ k$. La modalità scalare descrive le perturbazioni della densità cosmologica, la modalità vettoriale è responsabile dei movimenti vorticosi della materia e la modalità tensore è quella delle onde gravitazionali. Pertanto, l'intera geometria viene descritta utilizzando quattro funzioni: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ e $Т(k)$, di cui oggi conosciamo solo le prime due (in alcuni domini di definizione).

Il Big Bang fu un processo catastrofico di rapida espansione accompagnato da un campo gravitazionale intenso e in rapido cambiamento. Durante l'espansione cosmologica, le perturbazioni metriche nascono spontaneamente in modo parametrico dalle fluttuazioni del vuoto, così come qualsiasi grado di libertà privo di massa nasce sotto l'influenza di un campo alternato esterno. L'analisi dei dati osservativi indica un meccanismo quantistico-gravitazionale per la nascita delle perturbazioni seme. Pertanto, la struttura su larga scala dell’Universo è un esempio di soluzione al problema della misurabilità nella teoria quantistica dei campi.

Notiamo le principali proprietà dei campi di disturbo generati: statistica gaussiana ( distribuzioni casuali nello spazio), una fase temporale distinta (ramo “crescente” dei disturbi), l'assenza di una scala distinta in un'ampia gamma di lunghezze d'onda, un'ampiezza diversa da zero delle onde gravitazionali. Quest'ultima è fondamentale per costruire un modello dell'Universo primordiale, poiché, avendo la connessione più semplice con la metrica di fondo, le onde gravitazionali trasportano informazioni dirette sulla scala energetica del Big Bang.

Come risultato dello sviluppo della modalità scalare dei disturbi, si formarono galassie e altri oggetti astronomici. Un risultato importante anni recenti(esperimento WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) è diventato un significativo affinamento della nostra conoscenza dell'anisotropia e della polarizzazione della radiazione cosmica di fondo a microonde, che è sorta molto prima della comparsa delle galassie come risultato dell'influenza di tutte e tre le modalità di disturbi cosmologici sulla distribuzione dei fotoni.

Un'analisi congiunta dei dati osservativi sulla distribuzione delle galassie e sull'anisotropia della radiazione cosmica di fondo a microonde ha permesso di separare le condizioni iniziali e l'evoluzione. Usando la condizione che la somma $S+V+T\circa 10^(-10)$ sia fissata dall'anisotropia della radiazione cosmica di fondo a microonde, possiamo ottenere un limite superiore alla somma dei modi vorticosi e tensoriali dei disturbi in l'Universo (il loro rilevamento è possibile solo con un aumento della precisione delle osservazioni):
$$\frac(V+T)(S) Se la disuguaglianza (1) fosse violata, l'entità delle perturbazioni di densità sarebbe insufficiente a formare la struttura osservata.

3. In principio era il suono...

L'effetto della creazione quantistica-gravitazionale di campi privi di massa è stato ben studiato. È così che possono nascere particelle di materia (vedi, ad esempio,) (anche se, in particolare, i fotoni relitti sono sorti a seguito del decadimento della protomateria nell'Universo primordiale). Allo stesso modo si verifica la generazione di onde gravitazionali e disturbi di densità, poiché anche questi campi sono privi di massa e la loro nascita non è vietata dalla soglia condizione energetica. Il problema della generazione di disturbi dei vortici attende ancora i suoi ricercatori.

La teoria dei modi di perturbazione $S$- e $T$ nell'Universo di Friedmann si riduce al problema quantomeccanico degli oscillatori indipendenti $q_k(\eta)$ situati in un campo parametrico esterno ($\alpha(\eta) $) nel mondo di Minkowski con coordinata temporale $\eta=\int dt/a$. L'azione e la Lagrangiana degli oscillatori elementari dipendono dalla loro frequenza spaziale $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
dove il primo indica la derivata temporale $\eta$, $\omega=\beta$ è la frequenza dell'oscillatore, $\beta$ è la velocità di propagazione dei disturbi in unità della velocità della luce nel vuoto (di seguito $c =\hbar =1$, il campo indice $k$ viene omesso); nel caso della modalità $T$ $q = q_T$ è la componente trasversale senza traccia del tensore metrico,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi SOL)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
e nel caso della modalità $S$ $q = q_s$ è una sovrapposizione lineare del potenziale gravitazionale longitudinale (perturbazione del fattore di scala) e del potenziale a 3 velocità del mezzo, moltiplicato per il parametro di Hubble,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\punto(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
il punto indica la derivata rispetto al tempo $t$.

Come si vede dalla (3), il campo $q_T$ è fondamentale, poiché è minimamente correlato alla metrica di fondo e non dipende dalle proprietà della materia (nella teoria della relatività generale, la velocità di propagazione delle onde gravitazionali è uguale alla velocità della luce). Per quanto riguarda $q_S$, la sua connessione con il campo esterno (4) è più complessa: comprende sia le derivate del fattore di scala sia alcune caratteristiche della sostanza (ad esempio, la velocità di propagazione dei disturbi nel mezzo). Non sappiamo nulla della protomateria nell'Universo primordiale: esistono solo approcci generali a questo problema.
Di solito viene considerato un mezzo ideale con un tensore energia-momento dipendente dalla densità di energia $\epsilon$, dalla pressione $p$ e dalla quadrivelocità della materia $u^\mu$. Per la modalità $S$, la quadrivelocità è potenziale e può essere rappresentata come il gradiente del quadrilatero $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
dove $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ è la funzione di normalizzazione, la virgola in pedice indica la derivata rispetto alla coordinata. La velocità del suono viene specificata utilizzando l’“equazione di stato” come coefficiente di proporzionalità tra i disturbi associati alla pressione e alla densità di energia della materia:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
dove $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ è il potenziale a 3 velocità del mezzo.

Nell'ordine lineare della teoria delle perturbazioni, il concetto di mezzo ideale equivale al concetto di campo, secondo il quale la densità lagrangiana, $L=L(w,\phi)$, è assegnata al campo materiale $\phi$ . Nell'approccio sul campo, dall'equazione si ricava la velocità di propagazione delle eccitazioni
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
che corrisponde anche alla relazione (6). La maggior parte dei modelli dell'Universo primordiale presuppone che $\beta\sim 1$ (in particolare nello stadio dominato dalla radiazione $\beta=1/\sqrt(3)$).

L'evoluzione degli oscillatori elementari è descritta dall'equazione di Klein-Gordon
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Dove
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
La soluzione dell'equazione (8) ha due rami asintotici di comportamento: adiabatico ($\omega^2>U$), quando l'oscillatore è in modalità di oscillazione libera e la sua ampiezza di eccitazione decade ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$) e parametrico ($\omega^2

Quantitativamente, gli spettri dei disturbi generati dipendono dallo stato iniziale degli oscillatori:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
il coefficiente 2 nell'espressione per il modo tensore tiene conto di due polarizzazioni delle onde gravitazionali. Lo stato $\langle\rangle$ è considerato quello principale, cioè corrispondente al livello minimo di eccitazione iniziale degli oscillatori. Questa è l'ipotesi principale della teoria del Big Bang. In presenza di una zona adiabatica, lo stato fondamentale (di vuoto) degli oscillatori elementari è unico.
Pertanto, assumendo che la funzione U aumenti con il tempo e $\beta\sim 1$, otteniamo un risultato generale universale per gli spettri $T(k)$ e $S(k)$:
$$T\circa\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\circa4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
dove $k=\sqrt(U)\circa aH$ e $M_p\equiv G^(-1/2)$ è la massa di Planck. Come si vede dalla (11), in teoria il modo $T$ non è soggetto ad alcuna discriminazione rispetto al modo $S$. Riguarda l'entità del fattore $\gamma$ nell'era della generazione di disturbi.
Dal fatto osservato della piccolezza del modo $T$ nel nostro Universo (vedi Sezione 2, relazione (1)), otteniamo un limite superiore sulla scala energetica del Big Bang e sul parametro $\gamma$ in l'Universo primordiale:
$$H L'ultima condizione significa che il Big Bang era di natura inflazionistica ($\gamma Abbiamo l'informazione di fase più importante: i campi nascono in una certa fase, solo il ramo crescente dei disturbi è amplificato parametricamente. Spieghiamolo usando l'esempio del problema dello scattering, assumendo che $U = 0 $ negli stadi di evoluzione iniziale (adiabatico) e finale (dominato dalla radiazione, $a\propto n$) (vedi Fig. 2).

Riso. 2. Illustrazione della soluzione dell'equazione (8) nella formulazione del problema dello scattering

Per ciascuno degli asintotici di cui sopra, la soluzione generale ha la forma
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
dove gli operatori $C_(1,2)$ specificano le ampiezze dei rami dell'evoluzione “crescente” e “discendente”. In uno stato di vuoto, la fase temporale iniziale del campo è arbitraria: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Tuttavia, risolvendo le equazioni di evoluzione, si scopre che nella fase dominata dalle radiazioni, solo il ramo crescente dei disturbi sonori rimane redditizio: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((fuori))|\rangle$. Nel momento in cui la radiazione viene disconnessa dalla materia nell'epoca di ricombinazione, lo spettro della radiazione viene modulato con la fase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, dove $n$ è un numero naturale.

Riso. 3. Manifestazione della modulazione del suono nello spettro di anisotropia della radiazione cosmica di fondo a microonde. (Secondo gli esperimenti WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geofisica), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Sono proprio queste oscillazioni acustiche che si osservano negli spettri di anisotropia della radiazione cosmica di fondo a microonde (Fig. 3, il grande picco corrisponde a $n = 1$) e perturbazioni di densità, che confermano l'origine quantistica-gravitazionale della $S$ modalità. Nello spettro delle perturbazioni della densità, la modulazione del suono è soppressa dalla piccola frazione di barioni rispetto alla densità totale della materia, il che rende possibile trovare questa frazione indipendentemente da altri test cosmologici. La scala di oscillazione stessa serve come esempio di un righello standard in base al quale vengono determinati i parametri più importanti dell'Universo. A questo proposito va sottolineato che la gravità del problema della degenerazione dei parametri cosmologici nei dati osservativi, lunghi anni che impediva la costruzione di un modello reale dell’Universo, è ora stato rimosso grazie all’abbondanza di test osservativi indipendenti e complementari.

Riassumendo, possiamo affermare che il problema della formazione dei primi disturbi cosmologici e della struttura su larga scala dell'Universo è stato oggi in linea di principio risolto. La teoria dell'origine quantistica-gravitazionale dei disturbi nell'Universo primordiale riceverà la conferma definitiva dopo la scoperta del modo $T$, che potrebbe avvenire nel prossimo futuro. Pertanto, il modello più semplice del Big Bang (inflazione basata sulla legge di potenza su un campo scalare massiccio) prevede che l'ampiezza della modalità $ T $ sia solo 5 volte inferiore all'ampiezza della modalità $ S $. Strumenti e tecnologie moderne consentono di risolvere il problema della registrazione di segnali così piccoli sulla base dell'osservazione dell'anisotropia e della polarizzazione della radiazione cosmica di fondo a microonde.

4. Il lato oscuro della materia

Esistono diverse ipotesi sull'origine della materia, ma nessuna è stata ancora confermata. Esistono indicazioni osservative dirette che il mistero della materia oscura è strettamente correlato all'asimmetria barionica dell'Universo. Tuttavia, oggi non esiste una teoria generalmente accettata sull’origine dell’asimmetria barionica e della materia oscura.

Dove si trova la materia oscura?

Sappiamo che la componente luminosa della materia si osserva sotto forma di stelle raccolte nelle galassie masse diverse e sotto forma di gas a raggi X proveniente dagli ammassi. Tuttavia, la maggior parte della materia ordinaria (fino al 90%) è sotto forma di gas intergalattico rarefatto con una temperatura di diversi elettronvolt, nonché sotto forma di MACHO (Massive Compact Halo Object) - resti compatti dell'evoluzione di stelle e oggetti di piccola massa. Poiché queste strutture solitamente hanno una bassa luminosità, sono chiamate “barioni oscuri”.

Riso. 4. Limite superiore della frazione della massa dell'alone galattico in MASNO secondo l'esperimento EROS (dal francese - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Diversi gruppi (MASNO, EROS, ecc.) hanno studiato il numero e la distribuzione degli oggetti scuri compatti nell'alone della nostra Galassia sulla base di eventi di microlensing. Come risultato dell'analisi congiunta, è stata ottenuta un'importante limitazione: non più del 20% della massa totale dell'alone è concentrata nel MACNO nell'intervallo di valori dalla massa della luna alla massa delle stelle (Fig. 4 ). Il resto della materia oscura nell'alone è costituita da particelle di natura sconosciuta.

Dove altro si nasconde la materia oscura non barionica?

Lo sviluppo delle alte tecnologie nell'astronomia osservativa del 20 ° secolo ha permesso di ottenere una risposta chiara a questa domanda: la materia oscura non barionica si trova in sistemi legati gravitazionalmente (aloni). Le particelle di materia oscura non sono relativistiche e interagiscono debolmente: i loro processi dissipativi non procedono allo stesso modo di quelli dei barioni. I barioni si raffreddano radiativamente, si depositano e si accumulano nei centri dell'alone, raggiungendo l'equilibrio rotazionale. materia oscura rimane distribuito attorno alla materia visibile delle galassie con una scala caratteristica di circa 200 kpc. Pertanto, nel Gruppo Locale, che comprende la Nebulosa di Andromeda e la Via Lattea, più della metà di tutta la materia oscura è concentrata in queste due grandi galassie. Non ci sono particelle con le proprietà richieste nel Modello Standard della fisica delle particelle. Un parametro importante che non può essere determinato mediante osservazioni a causa del Principio di Equivalenza è la massa della particella. All’interno delle possibili estensioni del Modello Standard, ci sono diverse particelle candidate di materia oscura. I principali sono elencati in tabella. 2 in ordine crescente rispetto alla loro massa a riposo.

Tabella 2. Particelle candidate di materia oscura non barionica

Candidato
Gravitoni
Neutrini "sterili".
Sostanza speculare
Particelle massicce
Particelle supermassicce	$10^(13)$GeV
Monopoli e difetti	$10^(19)$GeV
Buchi neri primordiali	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

La versione principale delle particelle massicce oggi - l'ipotesi del neutralino - è associata alla supersimmetria minima. Questa ipotesi può essere testata presso il Large Hadron Accelerator del CERN, il cui lancio è previsto nel 2008. La massa prevista di tali particelle è di $\sim$ 100 GeV, e la loro densità nella nostra Galassia è di una particella nel volume di un tè. bicchiere.

La ricerca delle particelle di materia oscura viene condotta in tutto il mondo in numerose installazioni. È interessante notare che l'ipotesi della neutralina può essere verificata in modo indipendente sia in esperimenti sotterranei sullo scattering elastico che in dati indiretti sull'annichilazione dei neutralini nella Galassia. Finora la risposta positiva è arrivata solo in uno dei rilevatori sotterranei del progetto DAMA (DArk MAtter), dove da diversi anni viene osservato un segnale di origine sconosciuta del tipo “estate-inverno”. Tuttavia, la gamma di masse e sezioni trasversali associate a questo esperimento non è stata ancora confermata in altre installazioni, il che mette in dubbio sia l'affidabilità che il significato del risultato.

Una proprietà importante dei neutralini è la possibilità della loro osservazione indiretta attraverso il flusso di annichilazione nella regione gamma. Nel processo di affollamento gerarchico, tali particelle potrebbero formare mini-alone con una dimensione caratteristica dell'ordine di quella del Sistema Solare e una massa dell'ordine della massa della Terra, i cui resti sono sopravvissuti fino ad oggi . La Terra stessa potrebbe molto probabilmente trovarsi all’interno di tali mini-aloni, dove la densità delle particelle aumenta di diverse decine di volte. Ciò aumenta la probabilità di rilevamento sia diretto che indiretto della materia oscura nella nostra Galassia. L'esistenza di metodi di ricerca così diversi ispira ottimismo e ci fa sperare in una rapida determinazione della natura fisica della materia oscura.

5. Alle soglie della nuova fisica

Ai nostri giorni, è diventato possibile determinare in modo indipendente le proprietà dell'Universo primordiale e dell'Universo tardo utilizzando dati astronomici osservativi. Comprendiamo come sono nati i primi disturbi della densità cosmologica, da cui si è evoluta la struttura dell'Universo. Conosciamo i valori dei più importanti parametri cosmologici alla base del Modello Standard dell'Universo, che oggi non ha concorrenti seri. Tuttavia, le questioni fondamentali sull’origine del Big Bang e sui principali componenti della materia rimangono irrisolte.

La determinazione osservativa della modalità tensore delle perturbazioni cosmologiche è la chiave per costruire un modello dell'Universo primordiale. Qui abbiamo a che fare con una chiara previsione di una teoria che è stata ben testata nel caso della modalità $S$ e che ha la possibilità di verifica sperimentale della modalità $T$ nei prossimi anni.

La fisica teorica, dopo aver fornito un ampio elenco di possibili direzioni e metodi per la ricerca delle particelle di materia oscura, si è esaurita. Ora è il momento di sperimentare. La situazione attuale ricorda quella che ha preceduto le grandi scoperte: la scoperta dei quark, dei bosoni W e Z, delle oscillazioni dei neutrini, dell'anisotropia e della polarizzazione della radiazione cosmica di fondo a microonde.

Sorge una domanda che, tuttavia, esula dallo scopo di questo rapporto di revisione: perché la Natura è così generosa con noi e ci permette di svelare i suoi segreti?

Bibliografia

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko VM Effetti quantistici in campi esterni intensi (Mosca: 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. rivista 84.483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash VN, Mikheeva EV Int. J.Mod. Fis. A153783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

La questione dell'origine dell'Universo, del suo passato e del suo futuro preoccupa le persone da tempo immemorabile. Nel corso dei secoli sono sorte e poi confutate teorie che offrivano un quadro del mondo basato su dati conosciuti. La teoria della relatività di Einstein fu un grande shock per il mondo scientifico. Ha anche dato un enorme contributo alla comprensione dei processi che modellano l'Universo. Tuttavia, la teoria della relatività non poteva pretendere di essere la verità ultima, non richiedendo alcuna aggiunta. Le tecnologie migliorate hanno consentito agli astronomi di fare scoperte precedentemente inimmaginabili che richiedevano un nuovo quadro teorico o una significativa espansione delle disposizioni esistenti. Uno di questi fenomeni è la materia oscura. Ma prima le cose principali.

Cose d'altri tempi

Per comprendere il termine “materia oscura”, torniamo all’inizio del secolo scorso. A quel tempo, l’idea dominante era che l’Universo esistesse struttura stazionaria. Nel frattempo, la teoria generale della relatività (GTR) presupponeva che prima o poi tutti gli oggetti nello spazio si unissero in un'unica palla, si sarebbe verificato il cosiddetto collasso gravitazionale. Non ci sono forze repulsive tra gli oggetti spaziali. L'attrazione reciproca è compensata dalla creazione di forze centrifughe movimento costante stelle, pianeti e altri corpi. In questo modo si mantiene l’equilibrio del sistema.

Per prevenire il collasso teorico dell'Universo, Einstein ha introdotto una quantità che porta il sistema allo stato stazionario necessario, ma allo stesso tempo è stata effettivamente inventata e non aveva basi evidenti.

Universo in espansione

I calcoli e le scoperte di Friedman e Hubble dimostrarono che non era necessario violare le equazioni armoniche della relatività generale utilizzando una nuova costante. È stato dimostrato, e oggi quasi nessuno ne dubita, che l'Universo si sta espandendo, una volta ha avuto un inizio e non si può parlare di stazionarietà. Ulteriori sviluppi La cosmologia portò alla nascita della teoria del Big Bang. La principale conferma delle nuove ipotesi è l’aumento osservato della distanza tra le galassie nel tempo. È stata la misurazione della velocità con cui i sistemi cosmici vicini si allontanano l’uno dall’altro che ha portato alla formazione dell’ipotesi dell’esistenza della materia oscura e dell’energia oscura.

Dati incoerenti con la teoria

Fritz Zwicky nel 1931, e poi Jan Oort nel 1932 e negli anni '60, furono impegnati nel calcolare la massa di materia delle galassie in un ammasso distante e la sua relazione con la velocità del loro allontanamento l'una dall'altra. Di volta in volta, gli scienziati sono giunti alle stesse conclusioni: questa quantità di materia non è sufficiente per la gravità che crea per tenere insieme le galassie che si muovono a velocità così elevate. Zwicky e Oort hanno suggerito che esiste una massa nascosta, la materia oscura dell'Universo, che impedisce agli oggetti cosmici di disperdersi in direzioni diverse.

Tuttavia, l’ipotesi ricevette il riconoscimento del mondo scientifico solo negli anni settanta, dopo che furono annunciati i risultati del lavoro di Vera Rubin.

Ha costruito curve di rotazione che dimostrano chiaramente la dipendenza della velocità di movimento della materia galattica dalla distanza che la separa dal centro del sistema. Contrariamente alle ipotesi teoriche, si è scoperto che la velocità delle stelle non diminuisce man mano che si allontanano dal centro galattico, ma aumenta. Questo comportamento delle stelle potrebbe essere spiegato solo dalla presenza di un alone nella galassia, pieno di materia oscura. L'astronomia si trovò così di fronte ad una parte dell'universo del tutto inesplorata.

Proprietà e composizione

Questo è chiamato oscuro perché non può essere visto con nessun mezzo esistente. La sua presenza si riconosce da un segno indiretto: la materia oscura crea un campo gravitazionale, pur non emettendo affatto onde elettromagnetiche.

Il compito più importante che gli scienziati devono affrontare è stato quello di ottenere una risposta alla domanda in cosa consiste questa questione. Gli astrofisici hanno cercato di "riempirlo" con la solita materia barionica (la materia barionica è costituita da protoni, neutroni ed elettroni più o meno studiati). L'alone oscuro delle galassie comprendeva stelle compatte del tipo a debole emissione ed enormi pianeti vicini in massa a Giove. Tuttavia, tali ipotesi non reggevano ad un esame accurato. La materia barionica, familiare e familiare, quindi non può svolgere un ruolo significativo nella massa nascosta delle galassie.

Oggi la fisica è impegnata nella ricerca di componenti sconosciuti. La ricerca pratica degli scienziati si basa sulla teoria della supersimmetria del micromondo, secondo la quale per ogni particella conosciuta esiste una coppia supersimmetrica. Questi sono ciò che costituisce la materia oscura. Tuttavia non è ancora stato possibile ottenere prove dell'esistenza di tali particelle, forse si tratta di una questione del prossimo futuro;

Energia oscura

La scoperta di un nuovo tipo di materia non ha posto fine alle sorprese che l'Universo aveva preparato per gli scienziati. Nel 1998 gli astrofisici hanno avuto un'altra possibilità di confrontare i dati teorici con i fatti. Quest'anno è stato segnato da un'esplosione in una galassia lontana da noi.

Gli astronomi ne misurarono la distanza e rimasero estremamente sorpresi dai dati ricevuti: la stella divampò molto più lontano di quanto avrebbe dovuto essere secondo la teoria esistente. Si è scoperto che sta aumentando nel tempo: ora è molto più alto di 14 miliardi di anni fa, quando presumibilmente avvenne il Big Bang.

Come sai, per accelerare il movimento di un corpo, è necessario trasferire energia. La forza che costringe l’Universo ad espandersi più velocemente è chiamata energia oscura. Questa non è una parte dello spazio meno misteriosa della materia oscura. Si sa solo che è caratterizzato da una distribuzione uniforme in tutto l'Universo e che il suo impatto può essere registrato solo a enormi distanze cosmiche.

E ancora la costante cosmologica

L’energia oscura ha scosso la teoria del Big Bang. Una parte del mondo scientifico è scettica sulla possibilità di una tale sostanza e sull'accelerazione dell'espansione da essa causata. Alcuni astrofisici stanno cercando di far rivivere la costante cosmologica dimenticata di Einstein, che può ancora una volta trasformarsi da un grave errore scientifico in un’ipotesi di lavoro. La sua presenza nelle equazioni crea antigravità, portando ad un'accelerazione dell'espansione. Tuttavia, alcune conseguenze della presenza di una costante cosmologica non sono coerenti con i dati osservativi.

Oggi la materia oscura e l’energia oscura, che costituiscono la maggior parte della materia nell’Universo, sono misteri per gli scienziati. Non esiste una risposta chiara alla domanda sulla loro natura. Inoltre, forse questo non è l'ultimo segreto che lo spazio ci nasconde. La materia e l’energia oscura potrebbero rappresentare la soglia di nuove scoperte che potrebbero rivoluzionare la nostra comprensione della struttura dell’Universo.

Cos'è venuto prima: l'uovo o la gallina? Sopra questo una semplice domanda Gli scienziati di tutto il mondo combattono da decenni. Sorge una domanda simile su ciò che è accaduto all'inizio, al momento della creazione dell'Universo. È avvenuta questa creazione oppure gli Universi sono ciclici o infiniti? Cos'è la materia nera nello spazio e in cosa differisce dalla materia bianca? Mettendo da parte vari tipi religione, proviamo ad affrontare le risposte a queste domande da un punto di vista scientifico. Negli ultimi anni, gli scienziati hanno realizzato qualcosa di incredibile. Probabilmente, per la prima volta nella storia, i calcoli dei fisici teorici concordavano con i calcoli dei fisici sperimentali. Nel corso degli anni sono state presentate alla comunità scientifica diverse teorie. In modo più o meno accurato, empirico, talvolta quasi scientifico, i dati teorici calcolati sono stati tuttavia confermati da esperimenti, in parte anche con un ritardo di diversi decenni (ad esempio il bosone di Higgs).

-energia nera

Esistono molte di queste teorie, ad esempio: il Big Bang, la teoria degli universi ciclici, la teoria degli universi paralleli, la dinamica newtoniana modificata (MOND), la teoria di F. Hoyle di un universo stazionario e altre. Tuttavia, la teoria di un Universo in costante espansione ed evoluzione, le cui tesi si adattano bene al concetto di Big Bang, è attualmente considerata generalmente accettata. Allo stesso tempo, quasi empiricamente (cioè empiricamente, ma con ampie tolleranze e sulla base delle conoscenze esistenti) teorie moderne struttura del micromondo), sono stati ottenuti dati secondo cui tutte le microparticelle a noi conosciute costituiscono solo il 4,02% del volume totale dell'intera composizione dell'Universo. Questo è il cosiddetto “cocktail barionico”, o materia barionica. Tuttavia, la maggior parte del nostro Universo (oltre il 95%) è costituita da sostanze di tipo diverso, con composizione e proprietà diverse. Questa è la cosiddetta materia nera ed energia nera. Si comportano diversamente: reagiscono in modo diverso a vari tipi di reazioni, non vengono rilevati con i mezzi tecnici esistenti e presentano proprietà precedentemente non studiate. Da ciò possiamo concludere che o queste sostanze obbediscono ad altre leggi della fisica (fisica non newtoniana, l'analogo verbale della geometria non euclidea), oppure il nostro livello di sviluppo della scienza e della tecnologia è solo nella fase iniziale della sua formazione.

Cosa sono i barioni?

Secondo il modello quark-gluone delle interazioni forti attualmente esistente, ci sono solo sedici particelle elementari (e la recente scoperta del bosone di Higgs lo conferma): sei tipi (sapori) di quark, otto gluoni e due bosoni. I barioni sono particelle elementari pesanti con interazioni forti. I più famosi sono i quark, il protone e il neutrone. Famiglie di tali sostanze, diverse per spin, massa, “colore”, nonché numeri di “fascino” e “stranezza”, sono proprio gli elementi costitutivi di ciò che chiamiamo materia barionica. La materia nera (oscura), che costituisce il 21,8% della composizione totale dell'Universo, è costituita da altre particelle che non emettono radiazioni elettromagnetiche e non reagiscono in alcun modo con esse. Pertanto, per l'osservazione diretta almeno, e ancor più per la registrazione di tali sostanze, è necessario prima comprenderne la fisica e concordare le leggi a cui obbediscono. Molti scienziati moderni stanno attualmente lavorando su questo argomento negli istituti di ricerca di diversi paesi.

L'opzione più probabile

Quali sostanze sono considerate possibili? Per cominciare, va notato che ci sono solo due opzioni possibili. Secondo GTR e STR (Teoria Generale e Speciale della Relatività), nella composizione questa sostanza può essere sia materia oscura barionica che non barionica (nera). Secondo la teoria fondamentale del Big Bang, tutta la materia esistente è rappresentata sotto forma di barioni. Questa tesi è stata dimostrata con estrema precisione. Attualmente gli scienziati hanno imparato a rilevare particelle formatesi un minuto dopo la rottura della singolarità, cioè dopo l'esplosione di uno stato superdenso della materia, con una massa corporea tendente all'infinito e dimensioni corporee tendenti allo zero. Lo scenario con le particelle barioniche è il più probabile, poiché è da esse che consiste il nostro Universo e attraverso di esse continua la sua espansione. La materia nera, secondo questo presupposto, è costituita da particelle elementari generalmente accettate dalla fisica newtoniana, ma che per qualche motivo interagiscono debolmente elettromagneticamente. Ecco perché i rilevatori non li rilevano.

Non tutto è così liscio

Questo scenario si adatta a molti scienziati, ma ci sono ancora più domande che risposte. Se sia la materia nera che quella bianca sono rappresentate solo dai barioni, allora la concentrazione dei barioni leggeri come percentuale di quelli pesanti, come risultato della nucleosintesi primaria, dovrebbe essere diversa negli oggetti astronomici originali dell'Universo. E la presenza nella nostra galassia di un numero sufficiente di equilibrio di grandi oggetti gravitazionali, come i buchi neri o stelle di neutroni, per bilanciare la massa dell'alone della nostra Via Lattea. Tuttavia, le stesse stelle di neutroni, aloni galattici oscuri, stelle nere e nere in diversi stadi della loro ciclo vitale), molto probabilmente, fanno parte della materia oscura che costituisce la materia oscura. L’energia nera può anche riempirli, anche in oggetti ipotetici previsti come le stelle preon, quark e Q.

Candidati non barionici

Il secondo scenario implica un inizio non barionico. Qui, diversi tipi di particelle possono fungere da candidati. Ad esempio, i neutrini leggeri, la cui esistenza è già stata dimostrata dagli scienziati. Tuttavia, la loro massa, dell'ordine di un centesimo fino a un decimillesimo di eV (elettronvolt), li esclude praticamente dalle possibili particelle a causa dell'irraggiungibilità della densità critica richiesta. Ma i neutrini pesanti, accoppiati con i leptoni pesanti, praticamente non si manifestano in condizioni normali. Tali neutrini sono detti sterili; con la loro massa massima fino a un decimo di eV, è più probabile che siano candidate particelle di materia oscura. Assioni e cosmioni furono introdotti artificialmente nelle equazioni fisiche per risolvere problemi di cromodinamica quantistica e del modello standard. Insieme ad un'altra particella supersimmetrica stabile (SUSY-LSP), potrebbero essere dei candidati, poiché non prendono parte alle interazioni elettromagnetiche e forti. Tuttavia, a differenza dei neutrini, la loro esistenza è ancora ipotetica;

Teoria della materia nera

La mancanza di massa nell'Universo dà origine a diverse teorie al riguardo, alcune delle quali abbastanza valide. Ad esempio, la teoria secondo cui la gravità ordinaria non è in grado di spiegare la rotazione strana ed estremamente veloce delle stelle nelle galassie a spirale. A tali velocità, volerebbero semplicemente oltre i suoi limiti se non fosse per una certa forza di trattenimento, che non è ancora possibile registrare. Altre teorie spiegano l'impossibilità di ottenere WIMP (particelle partner massicce di sottoparticelle elementari, che interagiscono elettrodebolmente, supersimmetriche e superpesanti, cioè candidati ideali) in condizioni terrestri, poiché vivono nella dimensione n, che è più diversa dalla nostra dimensione tridimensionale. uno. Secondo la teoria di Kaluza-Klein tali misurazioni non sono a nostra disposizione.

Stelle mutevoli

Un'altra teoria descrive come le stelle variabili e la materia nera interagiscono tra loro. La luminosità di una stella del genere può cambiare non solo a causa dei processi metafisici che si verificano all'interno (pulsazione, attività cromosferica, espulsione di protuberanze, trabocco ed eclissi nelle stelle binarie). sistemi stellari, esplosione di supernova), ma anche a causa delle proprietà anomale della materia oscura.

Motore WARP

Secondo una teoria, la materia oscura può essere utilizzata come carburante per i motori subspaziali delle astronavi che operano utilizzando l'ipotetica tecnologia WARP Engine. Potenzialmente, tali motori consentono alla nave di muoversi a velocità superiori a quella della luce. Teoricamente, sono in grado di piegare lo spazio davanti e dietro la nave e di spostarlo al suo interno ancora più velocemente Onda elettromagnetica accelera nel vuoto. La nave stessa non è accelerata localmente: solo il campo spaziale davanti ad essa è piegato. Molte storie di fantascienza utilizzano questa tecnologia, come la saga di Star Trek.

Produzione in condizioni terrestri

I tentativi di generare e ottenere materia nera sulla terra non hanno ancora portato al successo. Attualmente, si stanno conducendo esperimenti presso l'LHC (Large Hadron Collider), esattamente dove è stato rilevato per la prima volta il bosone di Higgs, così come in altri collisori meno potenti, compresi i collisori lineari, alla ricerca di partner stabili, ma che interagiscono elettromagneticamente debolmente, di elementi elementari particelle. Tuttavia, non sono ancora stati ottenuti né fotino, né gravitino, né higsino, né sneutrino (neutralino), né altri WIMP (WIMP). Secondo una stima preliminare e prudente degli scienziati, per produrre un milligrammo di materia oscura in condizioni terrestri occorre l'equivalente dell'energia consumata negli Stati Uniti per un anno.

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 costituita, molto probabilmente, da nuove particelle, ancora sconosciute nelle condizioni terrestri, e che possiede 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 sarà il primo ad avere successo, ma in ogni caso la scoperta di queste nuove particelle sarà un importante risultato scientifico.

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 “recessione galattica”, 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 presunti 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 ad ottenere una risposta esatta 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.

L'universo è costituito solo dal 4,9% di materia ordinaria, la materia barionica, che costituisce il nostro mondo. La maggior parte del 74% dell’intero universo è costituito da misteriosa energia oscura e il 26,8% della massa dell’universo è costituito da particelle difficili da rilevare e che sfidano la fisica chiamate materia oscura.

Questo concetto strano e insolito di materia oscura è stato proposto nel tentativo di spiegare l'inspiegabile fenomeni astronomici. Quindi, gli scienziati hanno iniziato a parlare dell'esistenza di una sorta di energia potente, così densa e massiccia: è cinque volte più della sostanza ordinaria della materia di cui è composto il nostro mondo, di cui siamo fatti, dopo aver scoperto fenomeni incomprensibili nella gravità delle stelle e la formazione dell'Universo.

Da dove nasce il concetto di materia oscura?

Pertanto, le stelle nelle galassie a spirale come la nostra hanno abbastanza ad alta velocità gli appelli e secondo tutte le leggi, con un movimento così rapido, dovrebbero semplicemente volare nello spazio intergalattico, come le arance da un cesto rovesciato, ma non lo fanno. Sono trattenuti da una forza gravitazionale molto forte, che non viene registrata o catturata da nessuno dei nostri metodi.

Gli scienziati hanno ricevuto un'altra interessante conferma dell'esistenza di materia oscura dagli studi sullo sfondo cosmico a microonde. Hanno dimostrato che dopo il Big Bang la materia era inizialmente distribuita uniformemente nello spazio, ma in alcuni punti la sua densità era leggermente superiore alla media. Queste aree avevano una gravità più forte, a differenza di quelle che le circondavano, e allo stesso tempo, attirando a sé la materia, diventavano ancora più dense e massicce. L’intero processo avrebbe dovuto essere troppo lento per formare grandi galassie, compresa la nostra, in soli 13,8 miliardi di anni (che è l’età dell’Universo). via Lattea.

Pertanto, resta da presumere che il tasso di sviluppo delle galassie sia accelerato dalla presenza di una quantità sufficiente di materia oscura con la sua gravità aggiuntiva, che accelera significativamente questo processo.

Cos'è la materia oscura?

Una delle idee centrali è che la materia nera sia costituita da particelle subatomiche non ancora scoperte. Che tipo di particelle sono queste e chi si candida per questo ruolo, ci sono molti candidati.

Si presume che le particelle elementari fondamentali della famiglia dei fermioni abbiano partner supersimmetrici di un'altra famiglia: i bosoni. Tali particelle massicce che interagiscono debolmente sono chiamate WIMP (o semplicemente WIMP). Il superpartner più leggero e stabile è il neutralino. Questo è il candidato più probabile per il ruolo delle sostanze della materia oscura.

Al momento, i tentativi di ottenere un neutralino o almeno una particella di materia oscura simile o completamente diversa non hanno portato al successo. I test per la produzione di neutralini sono stati effettuati in collisioni ad altissima energia presso il famoso e variamente valutato Large Hadron Collider. In futuro verranno condotti esperimenti con energie di collisione ancora più elevate, ma ciò non garantisce che almeno alcuni modelli di materia oscura vengano scoperti.

Come dice Matthew McCullough (del Centro di fisica teorica del Massachusetts Institute of Technology). Istituto di Tecnologia) - "Il nostro mondo ordinario è complesso, non è costruito da particelle dello stesso tipo, ma cosa succederebbe se anche la materia oscura fosse complessa?" Secondo la sua teoria, la materia oscura potrebbe ipoteticamente interagire con se stessa, ma allo stesso tempo ignorare la materia ordinaria. Ecco perché non possiamo notare e in qualche modo registrare la sua presenza.

(Mappa del fondo cosmico a microonde (CMB) realizzata dalla Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

La nostra galassia, la Via Lattea, è costituita da una nube sferica rotante su vasta scala di materia oscura, mescolata con una piccola quantità di materia ordinaria compressa dalla gravità. Ciò avviene più velocemente tra i poli, non tanto quanto nella regione dell’equatore. Di conseguenza, la nostra galassia assume l'aspetto di un disco stellare appiattito a spirale e si tuffa in una nube sferoidale di materia oscura.

Teorie dell'esistenza della materia oscura

Per spiegare la natura della massa mancante nell'Universo, sono state avanzate varie teorie, in un modo o nell'altro, parlando dell'esistenza della materia oscura. Ecco qui alcuni di loro:

• L'attrazione gravitazionale della materia ordinaria rilevabile nell'Universo non può spiegare lo strano movimento delle stelle nelle galassie, dove nelle regioni esterne delle galassie a spirale le stelle ruotano così rapidamente che dovrebbero semplicemente volare nello spazio interstellare. Cosa li trattiene se non può essere registrato?
• La materia oscura esistente supera la materia ordinaria dell'Universo di 5,5 volte e solo la sua gravità aggiuntiva può spiegare i movimenti insoliti delle stelle nelle galassie a spirale.
• Le possibili particelle di materia oscura sono WIMP, sono particelle massicce che interagiscono debolmente e sono partner supersimmetrici superpesanti delle particelle subatomiche. In teoria, ci sono più di tre dimensioni spaziali che ci sono inaccessibili. La difficoltà è come registrarli quando dimensioni aggiuntive secondo la teoria di Kaluza-Klein si rivelano inaccessibili per noi.

È possibile rilevare la materia oscura?

Enormi quantità di particelle di materia oscura volano attraverso la Terra, ma poiché la materia oscura non interagisce e, se c'è interazione, è estremamente debole, quasi zero, con la materia ordinaria, nella maggior parte degli esperimenti non sono stati ottenuti risultati significativi.

Tuttavia, si tenta di registrare la presenza di materia oscura in esperimenti che comportano la collisione di vari nuclei atomici (silicio, xeno, fluoro, iodio e altri) nella speranza di vedere l'impatto della particella di materia oscura.

All'Osservatorio Astronomico dei Neutrini presso la Stazione Amundsen-Scott con nome interessante IceCube sta conducendo ricerche per rilevare i neutrini ad alta energia nati al di fuori del sistema solare.

Ecco qui Polo Sud, dove la temperatura esterna scende fino a -80 °C, a una profondità di 2,4 km sotto il ghiaccio, sono installati dispositivi elettronici di alta precisione, che forniscono un processo continuo di osservazione dei misteriosi processi dell'Universo che si verificano oltre la materia ordinaria. Finora si tratta solo di tentativi per avvicinarsi alla scoperta dei segreti più profondi dell'Universo, ma ci sono già alcuni successi, come la storica scoperta di 28 neutrini.

COSÌ. È incredibilmente interessante che l'Universo, costituito da materia oscura, inaccessibile da noi allo studio visibile, possa rivelarsi molte volte più complesso della struttura del nostro Universo. O forse l'Universo della materia oscura è significativamente superiore al nostro ed è lì che accadono tutte le cose importanti, i cui echi stiamo cercando di vedere nella nostra materia ordinaria, ma questo si sta già spostando nel regno della fantascienza.