Materia oscura. Cos'è la materia oscura

La materia oscura è oscura non perché è nera, ma perché lo è” cavallo nero"nel senso letterale: nessuno sa cosa sia. I fisici hanno bisogno della materia oscura per spiegare la discrepanza nell'accelerazione dell'espansione dell'universo e la discrepanza nella massa visibile della materia. La materia oscura rappresenta oltre il 95% della materia invisibile nell'universo. Il problema è che la materia oscura interagisce debolmente con mondo reale, solo a livello di gravità, quindi non è possibile catturarlo, fissarlo o crearlo questo momento. E i nostri strumenti di monitoraggio e ricerca sono troppo deboli per catturare le particelle di materia oscura, anche se il lavoro in questo settore è decisamente in corso.

Il Laboratorio europeo di ricerca fisica CERN ha dichiarato che sta pianificando un nuovo esperimento per cercare particelle associate alla materia oscura, che si ritiene costituisca circa il 27% dell'universo. L'esperimento verrà effettuato nello stesso luogo in cui si trova: un gigantesco laboratorio in un tunnel di 27 chilometri al confine franco-svizzero. Il suo compito sarà quello di cercare “particelle leggere e che interagiscono debolmente”.

Un costrutto teorico in fisica chiamato Modello Standard descrive le interazioni di tutto ciò che è 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.

È noto che la materia oscura interagisce con la materia “luminosa” (barionica), almeno in maniera gravitazionale, e rappresenta un mezzo con una densità cosmologica media parecchie volte superiore alla densità dei barioni. Questi ultimi vengono catturati nei buchi gravitazionali delle concentrazioni di materia oscura. Pertanto, sebbene le particelle di materia oscura non interagiscano con la luce, la luce viene emessa dal punto in cui si trova la materia oscura. Questa notevole proprietà dell’instabilità gravitazionale ha reso possibile studiare la quantità, lo stato e la distribuzione della materia oscura utilizzando dati osservativi dalla radio ai raggi X.

Lo studio diretto della distribuzione della materia oscura negli ammassi di galassie è diventato possibile dopo che negli anni '90 sono state ottenute immagini altamente dettagliate. In questo caso, le immagini delle galassie più distanti proiettate sull'ammasso risultano distorte o addirittura spezzate a causa dell'effetto della lente gravitazionale. In base alla natura di queste distorsioni, diventa possibile ricostruire la distribuzione e la grandezza della massa all'interno dell'ammasso, indipendentemente dalle osservazioni delle galassie nell'ammasso stesso. Pertanto, la presenza di massa nascosta e materia oscura negli ammassi di galassie è confermata con un metodo diretto.

Uno studio pubblicato nel 2012 sui movimenti di oltre 400 stelle situate a distanze fino a 13.000 anni luce dal Sole non ha trovato prove di materia oscura nel grande volume di spazio attorno al Sole. Secondo le previsioni teoriche, la quantità media di materia oscura nelle vicinanze del Sole avrebbe dovuto essere di circa 0,5 kg di volume globo. Tuttavia, le misurazioni hanno dato un valore di 0,00±0,06 kg di materia oscura in questo volume. Ciò significa che i tentativi di rilevare la materia oscura sulla Terra, ad esempio attraverso rare interazioni di particelle di materia oscura con la materia “ordinaria”, difficilmente avranno successo.

Candidati della materia oscura

Materia oscura barionica

L’ipotesi più naturale sembra essere che la materia oscura sia costituita da materia ordinaria, barionica, che per qualche motivo interagisce debolmente elettromagneticamente e quindi non è rilevabile quando si studiano, ad esempio, le linee di emissione e di assorbimento. Parte materia oscura possono includere molti oggetti cosmici già scoperti, come: aloni galattici oscuri, nane brune e pianeti massicci, oggetti compatti nelle fasi finali dell'evoluzione: nane bianche, stelle di neutroni, buchi neri. Inoltre, anche ipotetici oggetti come stelle di quark, stelle Q e stelle preoni potrebbero far parte della materia oscura barionica.

I problemi con questo approccio si manifestano nella cosmologia del Big Bang: se tutta la materia oscura è rappresentata da barioni, allora il rapporto tra le concentrazioni di elementi leggeri dopo la nucleosintesi primaria, osservato negli oggetti astronomici più antichi, dovrebbe essere diverso, nettamente diverso da quanto osservato . Inoltre, gli esperimenti per la ricerca della lente gravitazionale della luce delle stelle nella nostra Galassia mostrano che non si osserva una concentrazione sufficiente di grandi oggetti gravitanti come pianeti o buchi neri per spiegare la massa dell'alone della nostra Galassia, e piccoli oggetti di una concentrazione sufficiente dovrebbe assorbire la luce delle stelle in modo troppo forte.

Materia oscura non barionica

I modelli teorici forniscono un’ampia selezione di possibili candidati per il ruolo della materia invisibile non barionica. Elenchiamone alcuni.

Neutrini leggeri

A differenza di altri candidati, i neutrini hanno un chiaro vantaggio: si sa che esistono. Poiché il numero di neutrini nell'Universo è paragonabile al numero di fotoni, anche se hanno una massa piccola, i neutrini potrebbero determinare la dinamica dell'Universo. Per ottenere , dove si trova la cosiddetta densità critica, sono necessarie masse di neutrini dell'ordine di eV, dove indica il numero di tipi di neutrini leggeri. Gli esperimenti condotti finora forniscono stime delle masse dei neutrini dell'ordine degli eV. Pertanto, i neutrini leggeri sono praticamente esclusi come candidati per la frazione dominante della materia oscura.

Neutrini pesanti

Dai dati sull'ampiezza di decadimento del bosone Z segue che il numero di generazioni di particelle debolmente interagenti (compresi i neutrini) è pari a 3. Pertanto, i neutrini pesanti (almeno con una massa inferiore a 45 GeV) sono necessariamente i così- chiamato. “sterili”, cioè particelle che non interagiscono debolmente. I modelli teorici prevedono la massa su un intervallo di valori molto ampio (a seconda della natura di quel neutrino). Dalla fenomenologia che segue un intervallo di massa di circa eV, i neutrini sterili potrebbero costituire una parte significativa della materia oscura.

Particelle supersimmetriche

Nelle teorie supersimmetriche (SUSY), esiste almeno una particella stabile che è un nuovo candidato per la materia oscura. Si presume che questa particella (LSP) non partecipi alle interazioni elettromagnetiche e forti. Le particelle LSP possono essere fotino, gravitino, higgsino (superpartner del fotone, gravitone e bosone di Higgs, rispettivamente), nonché sneutrino, vino e zino. Nella maggior parte delle teorie, una particella LSP è una combinazione delle particelle SUSY di cui sopra con una massa dell'ordine di 10 GeV.

Cosmoni

I cosmioni sono stati introdotti nella fisica per risolvere il problema dei neutrini solari, che consiste in una differenza significativa nel flusso di neutrini rilevati sulla Terra rispetto al valore previsto dal modello standard del Sole. Tuttavia, questo problema è stato risolto nel quadro della teoria delle oscillazioni dei neutrini e dell'effetto Mikheev-Smirnov-Wolfenstein, quindi i cosmioni sono apparentemente esclusi dai candidati al ruolo di materia oscura.

Difetti topologici dello spazio-tempo

Secondo i moderni concetti cosmologici, l'energia del vuoto è determinata da un certo campo scalare localmente omogeneo e isotropo. Questo campo è necessario per descrivere le cosiddette transizioni di fase del vuoto durante l'espansione dell'Universo, durante le quali si è verificata una consistente violazione della simmetria, che ha portato alla separazione delle interazioni fondamentali. Una transizione di fase è un salto nell'energia di un campo del vuoto che tende al suo stato fondamentale (lo stato con energia minima ad una data temperatura). Diverse regioni dello spazio potrebbero sperimentare tale transizione in modo indipendente, dando luogo alla formazione di regioni con un certo “allineamento” del campo scalare, che, espandendosi, potrebbero entrare in contatto tra loro. Nei punti d'incontro di regioni con diverso orientamento potrebbero formarsi difetti topologici stabili di varia configurazione: particelle puntiformi (in particolare monopoli magnetici), oggetti estesi lineari (stringhe cosmiche), membrane bidimensionali (pareti di dominio), difetti dimensionali (texture). Tutti questi oggetti, di regola, hanno una massa colossale e potrebbero dare un contributo dominante alla materia oscura. Al momento (2012), tali oggetti non sono stati scoperti nell'Universo.

Classificazione della materia oscura

A seconda della velocità delle particelle che presumibilmente compongono la materia oscura, questa può essere divisa in diverse classi.

Materia oscura calda

Composto da particelle che si muovono a una velocità prossima a quella della luce, probabilmente neutrini. Queste particelle hanno una massa molto piccola, ma ancora non zero, e dato l'enorme numero di neutrini nell'Universo (300 particelle per 1 cm³), ciò dà una massa enorme. In alcuni modelli, i neutrini rappresentano il 10% della materia oscura.

A causa della sua enorme velocità, questa materia non può formare strutture stabili, ma può influenzare la materia ordinaria e altri tipi di materia oscura.

Materia oscura calda

La materia che si muove a velocità relativistiche, ma inferiori alla materia oscura calda, è chiamata “calda”. Le velocità delle sue particelle possono variare da 0,1c a 0,95c. Alcune prove, in particolare le variazioni di temperatura nella radiazione di fondo a microonde, suggeriscono che questa forma di materia possa esistere.

Non ci sono ancora candidati per il ruolo di componenti della materia oscura calda, ma è possibile che i neutrini sterili, che dovrebbero muoversi più lentamente dei soliti tre tipi di neutrini, potrebbero essere uno di questi.

Materia oscura fredda

La materia oscura che si muove a velocità classiche è chiamata “fredda”. Questo tipo di materia è di grande interesse poiché, a differenza della materia oscura calda e calda, la materia fredda può formare formazioni stabili e persino intere galassie oscure.

Finora non sono state scoperte particelle adatte al ruolo di componenti della materia oscura fredda. I candidati per il ruolo di materia oscura fredda sono particelle massicce che interagiscono debolmente - WIMP, come gli assioni e i partner fermionici supersimmetrici dei bosoni leggeri - fotini, gravitini e altri.

Materia oscura mista

Nella cultura popolare

• Nella serie Mass Effect, la materia oscura e l'energia oscura sotto forma del cosiddetto "Elemento Zero" sono necessarie per il movimento a velocità superluminali. Alcune persone, i biotici, usando l'energia oscura, possono controllare i campi di effetto di massa.
• Nella serie animata Futurama, la materia oscura viene utilizzata come combustibile navicella spaziale Compagnia Espresso Interplanetario. La materia nasce sotto forma di feci della razza aliena "Zubastilons" ed è estremamente densa in densità.

Guarda anche

Appunti

Letteratura

• Sito di Modern Cosmology, che contiene anche una selezione di materiali sulla materia oscura.
• G.W.Klapdor-Kleingrothaus, A.Staudt Fisica non acceleratrice delle particelle elementari. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Collegamenti

• S. M. Bilenky, Masse dei neutrini, mescolamenti e oscillazioni, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, La materia oscura: dalle condizioni iniziali alla formazione della struttura dell'Universo, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Dark Matter", da una serie di conferenze del progetto PostScience (video)
• Anatoly Cherepashchuk. “Nuove forme di materia nell’Universo, prima parte” - Massa oscura ed energia oscura, dal ciclo di conferenze “ACADEMIA” (video)

Fondazione Wikimedia. 2010.

Scopri cos'è la "materia oscura" in altri dizionari:

MATERIA OSCURA- (TM) materia insolita del nostro Universo, costituita non da (vedi), cioè non da protoni, neutroni, mesoni, ecc., e scoperta dal più forte effetto gravitazionale su oggetti cosmici di ordinaria natura barionica (stelle, galassie, nero... …

Materia oscura The Outer Limits: Dark Matters Genere fantasy ... Wikipedia

Questo termine ha altri significati, vedi Dark Star. Una stella oscura è un tipo di stella teoricamente previsto che avrebbe potuto esistere all'inizio della formazione dell'Universo, anche prima... ... Wikipedia

QUESTIONE- realtà oggettiva che esiste al di fuori e indipendentemente dalla coscienza umana e che è riflessa da essa (ad esempio, M. vivente e non vivente). L'unità del mondo è nella sua materialità. In fisica M. tutti i tipi di esistenza (vedi), che possono essere in diversi... ... Grande Enciclopedia del Politecnico

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 cercano particelle sconosciute, avendo solo una comprensione generale delle proprietà della materia osservata. Quali sono queste proprietà?

Tutto quello che sappiamo è questo materia oscura interagisce con i luminosi (barioni) in modo gravitazionale e rappresenta un mezzo freddo con una densità cosmologica molte volte superiore alla densità dei barioni. Come risultato di questo proprietà 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 di perturbazioni 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 su condizioni iniziali e sulle condizioni di sviluppo, che segnarono 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 a una forma piatta, la relativa piccolezza dell'ampiezza delle onde gravitazionali cosmologiche, l'euclideanità 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 perturbazione cosmologica 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 $c =\hbar =1$, l'indice $k$ del campo $q$ 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.
Quindi, supponendo che la funzione U aumenti con il tempo e $\beta\sim 1$, otteniamo l'universale risultato complessivo 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 discriminato in alcun modo 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. COSÌ, modello più semplice Il 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 provenienti da osservazioni di anisotropia e 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 vanno allo stesso modo dei barioni. I barioni si raffreddano radiativamente, si depositano e si accumulano nei centri dell'alone, raggiungendo l'equilibrio rotazionale. La materia oscura rimane distribuita 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 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 clustering gerarchico, tali particelle potrebbero formare mini-aloni con dimensioni caratteristiche dell'ordine della dimensione 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?

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V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

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Che è successo materia oscura ed energia oscura L'Universo: struttura dello spazio con foto, volume in percentuale, influenza sugli oggetti, ricerca, espansione dell'Universo.

Circa l'80% dello spazio è rappresentato da materiale nascosto all'osservazione diretta. Questo è circa materia oscura– una sostanza che non produce energia né luce. Come hanno fatto i ricercatori a rendersi conto che era dominante?

Negli anni '50, gli scienziati iniziarono a studiare attivamente altre galassie. Durante le analisi hanno notato che l'Universo è pieno grande quantità materiale che può essere catturato su “ occhio visibile" Ogni giorno emergevano sostenitori della materia oscura. Sebbene non esistessero prove dirette della sua esistenza, le teorie si moltiplicarono, così come le soluzioni alternative per l'osservazione.

La materia che vediamo è chiamata materia barionica. È rappresentato da protoni, neutroni ed elettroni. Si ritiene che la materia oscura sia in grado di combinare materia barionica e non barionica. Affinché l'Universo rimanga nella sua consueta integrità, la materia oscura deve essere presente in una quantità pari all'80%.

La sostanza sfuggente può essere incredibilmente difficile da trovare se contiene materia barionica. Tra i candidati ci sono le nane brune e bianche, nonché le stelle di neutroni. Anche i buchi neri supermassicci possono fare la differenza. Ma devono aver contribuito con più influenza di quanto visto dagli scienziati. C’è anche chi pensa che la materia oscura debba consistere in qualcosa di più insolito e raro.

Immagine composita del telescopio Hubble che mostra un anello spettrale di materia oscura nell'ammasso di galassie Cl 0024+17

La maggior parte del mondo scientifico ritiene che la sostanza sconosciuta sia rappresentata principalmente da materia non barionica. Il candidato più popolare è WIMPS (particelle massicce che interagiscono debolmente), la cui massa è 10-100 volte maggiore di quella di un protone. Ma la loro interazione con la materia ordinaria è troppo debole, il che rende più difficile la loro individuazione.

I neutrini, ipotetiche particelle massicce che hanno una massa maggiore dei neutrini, ma sono caratterizzate dalla loro lentezza, vengono ora esaminati con molta attenzione. Non sono stati ancora trovati. COME possibili opzioni vengono presi in considerazione anche l'assioma neutro più piccolo e i fotoni intatti.

Un’altra possibilità è che la conoscenza sulla gravità sia obsoleta e debba essere aggiornata.

Materia oscura invisibile ed energia oscura

Ma se non vediamo qualcosa, come possiamo dimostrare che esiste? E perché abbiamo deciso che la materia oscura e l’energia oscura sono qualcosa di reale?

La massa degli oggetti di grandi dimensioni viene calcolata dal loro movimento spaziale. Negli anni '50, i ricercatori che studiavano le galassie a spirale presumevano che il materiale vicino al centro si sarebbe mosso molto più velocemente del materiale più lontano. Ma si è scoperto che le stelle si muovevano alla stessa velocità, il che significava che la massa era molto più grande di quanto si pensasse in precedenza. Il gas studiato nei tipi ellittici ha mostrato gli stessi risultati. La stessa conclusione si è suggerita: se fossimo guidati solo dalla massa visibile, gli ammassi di galassie sarebbero collassati molto tempo fa.

Albert Einstein è riuscito a dimostrare che i grandi oggetti universali sono in grado di piegare e distorcere i raggi luminosi. Ciò ha permesso loro di essere utilizzati come lente d'ingrandimento naturale. Studiando questo processo, gli scienziati sono stati in grado di creare una mappa della materia oscura.

Si scopre che gran parte del nostro mondo è rappresentato da una sostanza ancora sfuggente. Imparerai cose più interessanti sulla materia oscura se guardi il video.

Materia oscura

Il fisico Dmitry Kazakov sul bilancio energetico complessivo dell'Universo, la teoria della massa nascosta e le particelle di materia oscura:

Se parliamo di materia, allora la materia oscura è sicuramente in testa in termini percentuali. Ma nel complesso occupa solo un quarto di tutto. L'universo abbonda energia oscura.

Da Big Bang lo spazio iniziò un processo di espansione che continua ancora oggi. I ricercatori credevano che prima o poi l’energia iniziale si sarebbe esaurita e avrebbe rallentato. Ma le supernovae lontane dimostrano che lo spazio non si ferma, ma acquista velocità. Tutto ciò è possibile solo se la quantità di energia è così grande da superare l'influenza gravitazionale.

Materia oscura ed energia oscura: un mistero spiegato

Sappiamo che l'Universo è costituito principalmente da energia oscura. Questa è una forza misteriosa che fa sì che lo spazio aumenti il ​​tasso di espansione dell'Universo. Un'altra componente misteriosa è la materia oscura, che mantiene il contatto con gli oggetti solo attraverso la gravità.

Gli scienziati non possono vedere la materia oscura attraverso l’osservazione diretta, ma gli effetti possono essere studiati. Riescono a catturare la luce, curvati forza gravitazionale oggetti invisibili (lente gravitazionale). Notano anche momenti in cui la stella ruota attorno alla galassia molto più velocemente di quanto dovrebbe.

Tutto ciò si spiega con la presenza di un'enorme quantità di sostanza sfuggente che influenza massa e velocità. In realtà questa sostanza è avvolta nel mistero. Si scopre che i ricercatori possono piuttosto dire non cosa c'è di fronte a loro, ma cosa "esso" non è.

Questo collage mostra le immagini di sei diversi ammassi di galassie scattate dal telescopio spaziale Hubble della NASA. Gli ammassi sono stati scoperti durante i tentativi di studiare il comportamento della materia oscura negli ammassi di galassie durante la loro collisione

Materia oscura... oscura. Non produce luce e non è osservabile alla vista diretta. Pertanto, escludiamo stelle e pianeti.

Non agisce come una nuvola di materia ordinaria (tali particelle sono chiamate barioni). Se i barioni fossero presenti nella materia oscura, sarebbero visibili all’osservazione diretta.

Escludiamo anche i buchi neri, perché agiscono come lenti gravitazionali che emettono luce. Gli scienziati non osservano abbastanza eventi di lensing per calcolare la quantità di materia oscura che deve essere presente.

Sebbene l'Universo sia un luogo enorme, tutto ha avuto inizio con le strutture più piccole. Si ritiene che la materia oscura abbia cominciato a condensarsi per creare "mattoni" con la materia normale, producendo le prime galassie e ammassi.

Per trovare la materia oscura, gli scienziati utilizzano vari metodi:

• Il grande collisore di adroni.
• strumenti come WNAP e l’osservatorio spaziale Planck.
• esperimenti a vista diretta: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP e ArDM.
• rivelazione indiretta: rivelatori di raggi gamma (Fermi), telescopi di neutrini (IceCube), rivelatori di antimateria (PAMELA), sensori di raggi X e radio.

Metodi per la ricerca della materia oscura

Il fisico Anton Baushev sulle interazioni deboli tra particelle, radioattività e ricerca di tracce di annichilazione:

Scavando più a fondo nel mistero della materia oscura e dell'energia oscura

Gli scienziati non sono mai stati in grado di vedere letteralmente la materia oscura, perché non entra in contatto con la materia barionica, il che significa che rimane sfuggente alla luce e ad altri tipi di radiazioni elettromagnetiche. Ma i ricercatori sono fiduciosi nella sua presenza, mentre osservano l’impatto su galassie e ammassi.

La fisica standard dice che le stelle situate ai bordi di una galassia a spirale dovrebbero rallentare. Ma si scopre che appaiono stelle la cui velocità non obbedisce al principio di posizione rispetto al centro. Ciò può essere spiegato solo dal fatto che le stelle avvertono l'influenza della materia oscura invisibile nell'alone attorno alla galassia.

La presenza della materia oscura può anche decifrare alcune delle illusioni osservate nelle profondità dell'universo. Ad esempio, la presenza di strani anelli e archi di luce nelle galassie. Cioè, la luce proveniente da galassie lontane passa attraverso la distorsione e viene amplificata da uno strato invisibile di materia oscura (lente gravitazionale).

Finora abbiamo alcune idee su cosa sia la materia oscura. l'idea principale- Queste sono particelle esotiche che non entrano in contatto con la materia ordinaria e la luce, ma hanno potere in senso gravitazionale. Ora diversi gruppi (alcuni che utilizzano il Large Hadron Collider) stanno lavorando alla creazione di particelle di materia oscura da studiare in laboratorio.

Altri pensano che l’influenza possa essere spiegata da una modifica fondamentale della teoria gravitazionale. Quindi otteniamo diverse forme di gravità, che differiscono significativamente dal quadro abituale e dalle leggi stabilite dalla fisica.

L'Universo in Espansione e l'Energia Oscura

La situazione con l’energia oscura è ancora più confusa e la scoperta stessa è diventata imprevedibile negli anni ’90. I fisici hanno sempre pensato che la forza di gravità lavori per rallentare e un giorno potrebbe fermare il processo di espansione universale. Due squadre si sono incaricate di misurare la velocità ed entrambe, con loro sorpresa, hanno rilevato un'accelerazione. È come se lanciassi una mela in aria e sapessi che è destinata a cadere, ma si allontana sempre più da te.

È diventato chiaro che l'accelerazione era influenzata da una certa forza. Inoltre, sembra che più ampio è l’Universo, maggiore è il “potere” che questa forza acquisisce. Gli scienziati hanno deciso di chiamarla energia oscura.