Kas ir noslēpumaina tumšā matērija? Krievu fiziķi saka, ka Visuma tumšā matērija “zaudē svaru”.

MASKAVA, 12. decembris — RIA Novosti. Tumšās vielas daudzums Visumā ir samazinājies par aptuveni 2-5%, kas var izskaidrot dažu svarīgu kosmoloģisko parametru vērtību atšķirības Lielā sprādziena laikā un mūsdienās, žurnālā Physical Review publicētajā rakstā norāda Krievijas kosmologi. D.

“Iedomāsimies, ka tumšā matērija sastāv no vairākiem komponentiem, tāpat kā parastā viela, un viena sastāvdaļa sastāv no nestabilām daļiņām, kuru mūžs ir diezgan ilgs: ūdeņraža veidošanās laikmetā, simtiem tūkstošu gadu vēlāk. lielais sprādziens, tie joprojām pastāv Visumā, taču šodien tie jau ir pazuduši, sadaloties neitrīnos vai hipotētiskās relatīvistiskās daļiņās. Tad tumšās vielas daudzums pagātnē un šodien atšķirsies," sacīja Dmitrijs Gorbunovs no Maskavas Phystech, kura teikto citē universitātes preses dienests.

Tumšā viela ir hipotētiska viela, kas izpaužas tikai gravitācijas mijiedarbībā ar galaktikām, ieviešot izkropļojumus to kustībā. Tumšās vielas daļiņas nesadarbojas ar nevienu sugu elektromagnētiskais starojums, un tāpēc to nevar reģistrēt tiešu novērojumu laikā. Tumšā matērija veido aptuveni 26% no Visuma masas, savukārt "parastā" matērija veido tikai aptuveni 4,8% no tās masas — pārējā daļa ir tikpat noslēpumaina tumšā enerģija.

Habls palīdzēja zinātniekiem atklāt negaidīti straujo Visuma paplašināšanosIzrādījās, ka Visums tagad paplašinās pat ātrāk, nekā liecina aprēķini, kas balstīti uz Lielā sprādziena “atbalss” novērojumiem. Tas norāda uz trešās noslēpumainas "tumšās" vielas - tumšā starojuma - esamību vai relativitātes teorijas nepilnību.

Tumšās matērijas izplatības novērojumi Visuma tuvākajos un tālākajos nostūros, kas veikti, izmantojot uz zemes izvietotus teleskopus un Planka zondi, nesen atklāja dīvainu lietu – izrādījās, ka Visuma izplešanās ātrums un dažas īpašības Lielā sprādziena “atbalss” tālā pagātnē un mūsdienās manāmi atšķirīga. Piemēram, mūsdienās galaktikas viena no otras lido daudz ātrāk, nekā tas izriet no kosmiskā mikroviļņu fona starojuma analīzes rezultātiem.

Gorbunovs un viņa kolēģi atrada iespējamais iemeslsšis.

Pirms gada viens no raksta autoriem, institūta akadēmiķis Igors Tkačovs kodolfizika RAS Maskavā formulēja tā sauktās bojājošās tumšās vielas (DDM) teoriju, kurā atšķirībā no vispārpieņemtās “aukstās tumšās vielas” (CDM) teorijas dažas vai visas tās daļiņas ir nestabilas. Šīm daļiņām, kā ierosināja Tkačovs un viņa domubiedri, vajadzētu sabrukt diezgan reti, bet ievērojamos daudzumos, lai radītu novirzes starp jauno un mūsdienu Visumu.

Viņa jauns darbs Tkačovs, Gorbunovs un viņu kolēģis Antons Čudaikins mēģināja aprēķināt, cik daudz tumšās matērijas ir sabrukusi, izmantojot Planka un citu observatoriju savāktos datus, kas pētīja kosmisko mikroviļņu fona starojumu un pirmās Visuma galaktikas.

Kā parādīja viņu aprēķini, tumšās vielas sabrukšana patiešām var izskaidrot, kāpēc šīs vielas novērojumu rezultāti, izmantojot Planku, neatbilst mums tuvāko galaktiku kopu novērojumiem.

Interesanti, ka tas prasa relatīvu sabrukšanu neliels daudzums tumšā viela - no 2,5 līdz 5% no tā kopējā masa, kura daudzums gandrīz nav atkarīgs no tā, kādām pamatīpašībām vajadzētu būt Visumam. Tagad, kā skaidro zinātnieki, visa šī viela ir sabrukusi, un pārējā tumšā viela, kas ir dabā stabila, darbojas, kā aprakstīts CDM teorijā. No otras puses, ir arī iespējams, ka tas turpina sadalīties.

"Tas nozīmē, ka mūsdienu Visumā ir par 5% mazāk tumšās matērijas nekā pirmo ūdeņraža un hēlija molekulu veidošanās laikmetā pēc Visuma dzimšanas Mēs tagad nevaram pateikt, cik ātri šī nestabilā daļa sabruka iespējams, ka tumšā viela turpina sadalīties, un tagad, lai gan šis ir cits, daudz sarežģītāks modelis,” secina Tkačovs.

Tumšā matērija- tas ir vēl viens no cilvēces atklājumiem, kas veikti “pildspalvas galā”. Neviens nekad to nav izjutis, tas neizstaro elektromagnētiskie viļņi un nesadarbojas ar viņiem. Vairāk nekā pusgadsimtu nav bijuši eksperimentāli pierādījumi par tumšās matērijas esamību, ir sniegti tikai eksperimentāli aprēķini, kas it kā apstiprina tās esamību. Bet tālāk šobrīd- tā ir tikai astrofiziķu hipotēze. Tomēr jāatzīmē, ka šī ir viena no intriģējošākajām un ļoti pamatotākajām zinātniskajām hipotēzēm.

Tas viss sākās pagājušā gadsimta sākumā: astronomi pamanīja, ka viņi novēroja pasaules attēlu neiederas gravitācijas teorijā. Teorētiski galaktikas, kurām ir aprēķinātā masa, griežas ātrāk nekā vajadzētu.

Tas nozīmē, ka tām (galaktikām) ir daudz lielāka masa, nekā liecina veikto novērojumu aprēķini. Bet, tā kā tie joprojām griežas, vai nu gravitācijas teorija nav pareiza, vai arī šī teorija “nedarbojas” tādos objektos kā galaktikas. Vai arī Visumā ir vairāk matērijas, nekā mūsdienu instrumenti spēj noteikt. Šī teorija kļuva populārāka zinātnieku vidū, un šo nemateriālo hipotētisko vielu sauca par tumšo vielu.
No aprēķiniem izrādās, ka tumšās matērijas galaktikās ir aptuveni 10 reizes vairāk nekā parasti un dažādas vielas savā starpā mijiedarbojas tikai gravitācijas līmenī, tas ir, tumšā matērija izpaužas tikai masas formā.
Daži zinātnieki norāda, ka daži tumšā viela- Šī ir parasta viela, taču tā neizstaro elektromagnētisko starojumu. Pie šādiem objektiem pieder tumši galaktikas oreoli, neitronu zvaigznes un brūnie punduri, kā arī citi joprojām hipotētiski kosmosa objekti.

Ja ticat zinātnieku secinājumiem, tad tiek savākta parastā viela (galvenokārt galaktikās).
ap apgabaliem ar visblīvāko tumšās vielas koncentrāciju. Uz iegūto telpu
Kartē tumšā viela laika gaitā ir nevienmērīgs milzu pavedienu tīkls
palielinās un samazinās galaktisko kopu vietās.

Tumšā viela ir sadalīta vairākās klasēs: karstā, siltā un aukstā (tas ir atkarīgs no daļiņu ātruma, no kurām tā sastāv). Šādi izšķir karstu, siltu un aukstu tumšo vielu. Tā ir aukstā tumšā viela, kas astronomus interesē visvairāk, jo tā var veidot stabilus objektus, piemēram, veselas tumšās galaktikas.
Tumšās matērijas teorija iekļaujas arī Lielā sprādziena teorijā. Tāpēc zinātnieki pieļauj, ka 300 tūkstošus gadu pēc sprādziena tumšās matērijas daļiņas vispirms sāka grupēties milzīgos daudzumos, un pēc tam uz tām ar gravitācijas spēku savāktās parastās vielas daļiņas veidojās galaktikas.
Šie pārsteidzošie atklājumi nozīmē ka parastās matērijas masa ir tikai daži procenti no Visuma kopējās masas!!!

Tas ir, pasaule, ko mēs redzam, ir tikai neliela daļa no tā, no kā patiesībā sastāv Visums. Un mēs pat nevaram iedomāties, kas ir šis milzīgais “kaut kas”.

Ir zināms, ka tumšā viela mijiedarbojas ar "gaismas" (barionu) vielu, vismaz gravitācijas veidā, un ir vide, kuras vidējais kosmoloģiskais blīvums vairākas reizes pārsniedz barionu blīvumu. Pēdējie ir notverti tumšās vielas koncentrācijas gravitācijas caurumos. Tāpēc, lai gan tumšās vielas daļiņas nesadarbojas ar gaismu, gaisma tiek izstarota no vietas, kur atrodas tumšā viela. Šī ievērojamā gravitācijas nestabilitātes īpašība ir ļāvusi izpētīt tumšās vielas daudzumu, stāvokli un izplatību, izmantojot novērošanas datus no radio līdz rentgena stariem.

Tieša tumšās vielas izplatības izpēte galaktiku kopās kļuva iespējama pēc tam, kad deviņdesmitajos gados tika iegūti ļoti detalizēti attēli. Šajā gadījumā uz kopu projicēti attālāku galaktiku attēli izrādās izkropļoti vai pat sadalīti gravitācijas lēcu ietekmes dēļ. Pamatojoties uz šo izkropļojumu raksturu, kļūst iespējams rekonstruēt masas sadalījumu un lielumu klasterī neatkarīgi no galaktiku novērojumiem pašā klasterī. Tādējādi slēptās masas un tumšās vielas klātbūtne galaktiku kopās tiek apstiprināta ar tiešu metodi.

2012. gadā publicētajā pētījumā par vairāk nekā 400 zvaigžņu kustībām, kas atrodas līdz pat 13 000 gaismas gadu attālumā no Saules, lielajā kosmosa ap Sauli nekonstatēja tumšās vielas pierādījumus. Saskaņā ar teorētiskajām prognozēm vidējam tumšās vielas daudzumam Saules tuvumā vajadzēja būt aptuveni 0,5 kg. globuss. Tomēr mērījumi sniedza vērtību 0, 00 ± 0, 06 kg tumšās vielas šajā tilpumā. Tas nozīmē, ka mēģinājumi atklāt tumšo vielu uz Zemes, piemēram, retām tumšās vielas daļiņām mijiedarbojoties ar “parasto” vielu, visticamāk, nebūs veiksmīgi.

Tumšās vielas kandidāti

Barionu tumšā viela

Visdabiskākais pieņēmums šķiet, ka tumšā matērija sastāv no parastās, barioniskās matērijas, kas nez kāpēc vāji mijiedarbojas elektromagnētiski un tāpēc nav nosakāma, pētot, piemēram, emisijas un absorbcijas līnijas. Tumšās matērijas sastāvā var ietilpt daudzi jau atklāti kosmiskie objekti, piemēram: tumši galaktikas oreoli, brūnie punduri un masīvas planētas, kompakti objekti evolūcijas beigu stadijā: baltie punduri, neitronu zvaigznes, melnie caurumi. Turklāt hipotētiski objekti, piemēram, kvarku zvaigznes, Q zvaigznes un preona zvaigznes, var būt arī daļa no barioniskās tumšās vielas.

Problēmas ar šo pieeju izpaužas Lielā sprādziena kosmoloģijā: ja visu tumšo vielu attēlo barioni, tad gaišo elementu koncentrāciju attiecībai pēc primārās nukleosintēzes, kas novērota vecākajos astronomiskajos objektos, vajadzētu būt citai, krasi atšķirīgai no novērotā. . Turklāt eksperimenti, lai meklētu gravitācijas lēcas zvaigžņu gaismai mūsu Galaktikā, liecina, ka nav novērota pietiekama lielu gravitācijas objektu, piemēram, planētu vai melno caurumu koncentrācija, lai izskaidrotu mūsu Galaktikas oreola masu un mazos objektus. pietiekamai koncentrācijai vajadzētu pārāk spēcīgi absorbēt zvaigžņu gaismu.

Nebarioniskā tumšā viela

Teorētiskie modeļi nodrošina liela izvēle iespējamie kandidāti nebarioniskās neredzamās matērijas lomai. Uzskaitīsim dažus no tiem.

Vieglie neitrīni

Atšķirībā no citiem kandidātiem neitrīniem ir skaidra priekšrocība: zināms, ka tie pastāv. Tā kā neitrīno skaits Visumā ir salīdzināms ar fotonu skaitu, tad, pat ja tiem ir maza masa, tie var labi noteikt Visuma dinamiku. Lai sasniegtu , kur ir tā sauktais kritiskais blīvums, ir nepieciešamas neitrīno masas eV kārtībā, kur apzīmē gaismas neitrīno tipu skaitu. Līdz šim veiktie eksperimenti sniedz neitrīno masu aplēses eV kārtībā. Tādējādi gaišie neitrīno praktiski ir izslēgti kā tumšās vielas dominējošās frakcijas kandidāti.

Smagie neitrīni

No datiem par Z-bozona sabrukšanas platumu var secināt, ka vāji mijiedarbojošo daļiņu (ieskaitot neitrīno) paaudžu skaits ir vienāds ar 3. Tādējādi smagie neitrīno (vismaz ar masu, kas mazāka par 45 GeV) noteikti ir so. sauca. “sterils”, tas ir, daļiņas, kas mijiedarbojas vāji. Teorētiskie modeļi paredz masu ļoti plašā vērtību diapazonā (atkarībā no šī neitrīno rakstura). No fenomenoloģijas izriet, ka masas diapazons ir aptuveni eV, sterili neitrīno var būt nozīmīga tumšās vielas daļa.

Supersimetriskas daļiņas

Saskaņā ar supersimetrisko (SUSY) teorijām ir vismaz viena stabila daļiņa, kas ir jauna tumšās vielas kandidāte. Tiek pieņemts, ka šī daļiņa (LSP) nepiedalās elektromagnētiskā un spēcīgā mijiedarbībā. LSP daļiņas var būt fotona, gravitīno, higsino (attiecīgi fotona, gravitona un Higsa bozona superpartneri), kā arī sneutrino, vīns un zino. Lielākajā daļā teoriju LSP daļiņa ir iepriekš minēto SUSY daļiņu kombinācija ar masu aptuveni 10 GeV.

Kosmija

Kosmioni tika ieviesti fizikā, lai atrisinātu Saules neitrīno problēmu, kas sastāv no ievērojamas atšķirības uz Zemes konstatētajā neitrīno plūsmā no Saules standarta modeļa prognozētās vērtības. Tomēr šī problēma ir atrisināta neitrīno svārstību teorijas un Mihejeva-Smirnova-Volfenšteina efekta ietvaros, tāpēc kosmioni acīmredzot ir izslēgti no kandidātiem uz tumšās matērijas lomu.

Telpas-laika topoloģiskie defekti

Saskaņā ar mūsdienu kosmoloģiskajām koncepcijām vakuuma enerģiju nosaka noteikts lokāli viendabīgs un izotropisks skalāra lauks. Šis lauks ir nepieciešams, lai aprakstītu tā sauktās vakuuma fāzu pārejas Visuma izplešanās laikā, kuru laikā notika konsekvents simetrijas pārkāpums, kas noveda pie fundamentālo mijiedarbību atdalīšanas. Fāzes pāreja ir vakuuma lauka enerģijas lēciens, kas tiecas uz tā pamata stāvokli (stāvoklis ar minimālo enerģiju noteiktā temperatūrā). Dažādi telpas reģioni šādu pāreju varētu piedzīvot neatkarīgi, kā rezultātā veidojas apgabali ar noteiktu skalārā lauka “līdzinājumu”, kas, paplašinoties, varētu saskarties viens ar otru. Dažādas orientācijas reģionu satikšanās vietās var veidoties stabili dažādu konfigurāciju topoloģiski defekti: punktveida daļiņas (jo īpaši magnētiskie monopoli), lineāri izstiepti objekti (kosmiskās stīgas), divdimensiju membrānas (domēna sienas), trīsdimensiju membrānas. izmēru defekti (tekstūras). Visiem šiem objektiem, kā likums, ir milzīga masa un tie varētu dot dominējošu ieguldījumu tumšajā matērijā. Šobrīd (2012) šādi objekti Visumā nav atklāti.

Tumšās vielas klasifikācija

Atkarībā no daļiņu ātruma, kas, iespējams, veido tumšo vielu, to var iedalīt vairākās klasēs.

Karstā tumšā viela

Sastāv no daļiņām, kas pārvietojas tuvu gaismas ātrumam – iespējams, neitrīno. Šīm daļiņām ir ļoti maza masa, taču tā joprojām nav nulle, un, ņemot vērā milzīgo neitrīno skaitu Visumā (300 daļiņas uz 1 cm³), tas dod milzīgu masu. Dažos modeļos neitrīno veido 10% no tumšās vielas.

Tā milzīgā ātruma dēļ šī viela nevar veidot stabilas struktūras, taču tā var ietekmēt parasto vielu un cita veida tumšo vielu.

Silta tumšā viela

Matēriju, kas pārvietojas ar relatīvistisko ātrumu, bet zemāka par karsto tumšo vielu, sauc par "siltu". Tās daļiņu ātrums var svārstīties no 0,1 līdz 0,95 c. Jo īpaši daži dati temperatūras svārstības fona mikroviļņu starojums ļauj uzskatīt, ka šāda veida matērija var pastāvēt.

Pagaidām nav kandidātu uz siltās tumšās vielas komponentu lomu, taču iespējams, ka viens no tiem varētu būt sterili neitrīno, kuriem vajadzētu kustēties lēnāk nekā ierastās trīs neitrīno garšas.

Aukstā tumšā viela

Tumšo vielu, kas pārvietojas klasiskā ātrumā, sauc par "aukstu". Šāda veida viela rada vislielāko interesi, jo atšķirībā no siltās un karstās tumšās vielas aukstā viela var veidot stabilus veidojumus un pat veselas tumšās galaktikas.

Kaut arī lomai piemērotas daļiņas sastāvdaļas aukstā tumšā viela nav konstatēta. Aukstās tumšās matērijas lomas kandidāti ir vāji mijiedarbojošas masīvas daļiņas - WIMP, piemēram, gaismas bozonu aksioni un supersimetriski fermionu partneri - fotono, gravitino un citi.

Jaukta tumšā viela

Populārajā kultūrā

• Mass Effect sērijā tumšā viela un tumšā enerģija tā sauktā "Elementa Zero" formā ir nepieciešamas, lai kustētos superluminālā ātrumā. Daži cilvēki, biotiķi, izmantojot tumšo enerģiju, var kontrolēt masu efektu laukus.
• Animācijas seriālā Futurama tumšā viela tiek izmantota kā degviela kosmosa kuģis Uzņēmums Interplanetary Express. Matērija dzimst citplanētiešu rases “Zubastilons” fekāliju veidā un ir ārkārtīgi blīva.

Skatīt arī

Piezīmes

Literatūra

• Modern Cosmology vietne, kurā ir arī materiālu izlase par tumšo vielu.
• G.W.Klapdor-Kleingrothaus, A.Staudt Fizika bez paātrinātāja elementārdaļiņas. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997. gads.

Saites

• S. M. Biļenkijs, Neitrīno masas, sajaukšanās un svārstības, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukašs, E. V. Mihejeva, Tumšā viela: no sākotnējiem apstākļiem līdz Visuma struktūras veidošanai, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakova "Dark Matter", no lekciju cikla PostScience projektā (video)
• Anatolijs Čerepaščuks. “Jaunas matērijas formas Visumā, 1.daļa” - Tumšā masa un tumšā enerģija, no lekciju cikla “AKADĒMIJA” (video)

Wikimedia fonds.

2010. gads.

Skatiet, kas ir “tumšā matērija” citās vārdnīcās: TUMŠĀ VĒLIJA

- (TM) mūsu Visuma neparasta matērija, kas nesastāv no (skat.), t.i., nesastāv no protoniem, neitroniem, mezoniem utt., un ko atklāj spēcīgākā gravitācijas ietekme uz parastajiem barionu dabas objektiem (zvaigznes, galaktikas, melni... …

Dark Matter Ārējās robežas: Dark Maters Žanrs zinātniskā fantastika ... Wikipedia

Šim terminam ir citas nozīmes, skatiet Dark Star. Tumšā zvaigzne ir teorētiski prognozēts zvaigžņu veids, kas varēja pastāvēt Visuma veidošanās sākumā, pat pirms... ... Wikipedia- objektīva realitāte, kas eksistē ārpus cilvēka apziņas un neatkarīgi no tās un tiek atspoguļota tajā (piemēram, dzīvā un nedzīvā M.). Pasaules vienotība ir tās materialitātē. Fizikā M. visi esamības veidi (sk.), kas var būt dažādās... ... Lielā Politehniskā enciklopēdija

Līdz šim noslēpums par to, no kurienes nākusi tumšā viela, nav atrisināts. Ir teorijas, kas liecina, ka tā sastāv no zemas temperatūras starpzvaigžņu gāzes. Šajā gadījumā viela nevar radīt nekādu starojumu. Tomēr ir teorijas pret šo ideju. Viņi saka, ka gāze spēj uzkarst, kas noved pie tā, ka tās kļūst par parastām “barioniskām” vielām. Šo teoriju apstiprina fakts, ka gāzes masa aukstā stāvoklī nevar novērst radušos deficītu.

Ir tik daudz jautājumu par tumšās vielas teorijām, ka ir vērts to papētīt nedaudz vairāk.

Kas ir tumšā matērija?

Jautājums par to, kas ir tumšā matērija, radās apmēram pirms 80 gadiem. Vēl 20. gadsimta sākumā. Toreiz Šveices astronoms F. Cvikijs nāca klajā ar domu, ka visu galaktiku masa patiesībā ir lielāka par visu to objektu masu, kurus var redzēt ar savām gāzēm teleskopā. Visi daudzie pavedieni liecināja, ka kosmosā ir kaut kas nezināms, kam ir iespaidīga masa. Tika nolemts šai neizskaidrojamai vielai piešķirt nosaukumu “tumšā viela”.

Šī neredzamā viela aizņem vismaz ceturto daļu no visa Visuma. Šīs vielas īpatnība ir tāda, ka tās daļiņas slikti mijiedarbojas savā starpā un ar parastajām citām vielām. Šī mijiedarbība ir tik vāja, ka zinātnieki to pat nevar atklāt. Patiesībā ir tikai daļiņu ietekmes pazīmes.

Šī jautājuma izpēti veic lielākie prāti visā pasaulē, tāpēc pat lielākie skeptiķi pasaulē uzskata, ka izdosies noķert vielas daļiņas. Visvēlamākais mērķis ir to izdarīt laboratorijas apstākļos. Raktās tālāk liels dziļums notiek darbs, šādi apstākļi eksperimentiem ir nepieciešami, lai novērstu traucējumus, ko rada daļiņas no kosmosa.

Pastāv iespēja, ka daudz jaunu informāciju būs iespējams iegūt, pateicoties mūsdienu paātrinātājiem, jo ​​īpaši ar Lielā hadronu paātrinātāja palīdzību.

Tumšās matērijas daļiņām ir viena dīvaina iezīme - savstarpēja iznīcināšana. Šādu procesu rezultātā parādās gamma starojums, antidaļiņas un daļiņas (piemēram, elektrons un pozitrons). Tāpēc astrofiziķi cenšas atrast gamma starojuma vai antidaļiņu pēdas. Šim nolūkam tiek izmantotas dažādas zemes un telpas instalācijas.

Pierādījumi tumšās matērijas esamībai

Pašas pirmās šaubas par Visuma masas aprēķinu pareizību, kā jau minēts, dalījās astronoms no Šveices F. Cvikijs. Sākumā viņš nolēma izmērīt galaktiku ātrumu no Komas kopas, kas pārvietojas pa centru. Un viņa darba rezultāts viņu nedaudz mulsināja, jo šo galaktiku kustības ātrums izrādījās lielāks, nekā viņš bija gaidījis. Turklāt viņš iepriekš aprēķināja šo vērtību. Taču rezultāti nebija tādi paši.

Secinājums bija acīmredzams: kopas reālā masa bija daudz lielāka nekā šķietamā. Tas varētu būt izskaidrojams ar to, ka lielākā daļa matērijas, kas atrodas šajā Visuma daļā, nav saskatāma, un to arī nav iespējams novērot. Šī viela uzrāda savas īpašības tikai masas veidā.

Vairāki gravitācijas eksperimenti ir apstiprinājuši neredzamas masas klātbūtni galaktiku kopās. Relativitātes teorijai ir zināma šīs parādības interpretācija. Ja to ievēro, tad katra masa spēj deformēt telpu, turklāt tā kā lēca saliec tiešo gaismas staru plūsmu. Galaktiku kopa rada kropļojumus, tā ietekme ir tik spēcīga, ka kļūst pamanāma. Galaktikas skats, kas atrodas tieši aiz kopas, ir visvairāk izkropļots. Šo izkropļojumu izmanto, lai aprēķinātu, kā viela tiek sadalīta šajā klasterī. Šādi mēra reālo masu. Tas vienmēr izrādās vairākas reizes lielāks par redzamās vielas masu.

Četras desmitgades pēc šīs jomas pioniera F. Cvikija darba amerikāņu astronoms V. Rubins pievērsās šim jautājumam. Viņa pētīja ātrumu, ar kādu matērija, kas atrodas galaktiku malās, griežas ap galaktikas centru. Ja sekojam Keplera likumiem attiecībā uz gravitācijas likumiem, tad pastāv zināma saistība starp galaktiku griešanās ātrumu un attālumu līdz centram.

Bet patiesībā mērījumi parādīja, ka rotācijas ātrums nemainījās, palielinoties attālumam līdz centram. Šādus datus varētu izskaidrot tikai vienā veidā – galaktikas matērijai ir vienāds blīvums gan centrā, gan malās. Bet redzamajai vielai centrā bija daudz lielāks blīvums, un to raksturoja retums malās, un blīvuma trūkumu varēja izskaidrot tikai ar kādas acij neredzamas vielas klātbūtni.

Lai izskaidrotu šo fenomenu, ir nepieciešams, lai šīs neredzamās matērijas galaktikās būtu gandrīz 10 reizes vairāk nekā matērijas, ko mēs varam redzēt. Šo nezināmo vielu sauc par "tumšo vielu" vai "tumšo vielu". Līdz šim šī parādība joprojām ir visinteresantākā astrofiziķu noslēpums.

Ir vēl viens arguments par labu pierādījumiem par tumšās matērijas esamību. Tas izriet no aprēķiniem, kas apraksta galaktiku veidošanās procesu. Tiek uzskatīts, ka tas sākās aptuveni 300 000 gadu pēc Lielā sprādziena. Aprēķinu rezultāti liecina, ka pievilcība starp vielas fragmentiem, kas parādījās sprādziena laikā, nevarēja kompensēt kinētiskā enerģija no izkliedēšanas. Tas ir, matērija nevarēja koncentrēties galaktikās, bet mēs to varam redzēt šodien.

Šis neizskaidrojams fakts sauc par galaktikas paradoksu, tas tika minēts kā arguments, kas iznīcina Lielā sprādziena teoriju. Bet uz to var paskatīties no otras puses. Galu galā visparastākās vielas daļiņas var sajaukt ar tumšās vielas daļiņām. Tad aprēķini kļūst pareizi un kā veidojās galaktikas, kurās bija sakrājies daudz tumšās matērijas, kurām gravitācijas ietekmē jau bija pievienojušās parastās matērijas daļiņas. Galu galā parastā viela veido nelielu daļu no Visuma kopējās masas.

Redzamajai vielai ir salīdzinoši zems blīvums salīdzinājumā ar tumša viela, jo tas ir 20 reizes blīvāks. Tāpēc tie 95% no Visuma masas, kas pēc zinātnieku aprēķiniem trūkst, ir tumšā viela.

Tomēr tas lika secināt, ka viss redzamā pasaule, kas pētīts tālu un plaši, tik pazīstams un saprotams, ir tikai neliels papildinājums tam, kas patiesībā veido.

Visas galaktikas, planētas un zvaigznes ir tikai neliela daļiņa no kaut kā, par ko mums nav ne jausmas. Tas ir tas, kas tiek atmaskots, bet patiesais mums ir apslēpts.

Teorētiskā konstrukcija fizikā, ko sauc par standarta modeli, apraksta visu mijiedarbību zinātnei zināms elementārdaļiņas. Bet tie ir tikai 5% no Visumā esošās matērijas, pārējie 95% ir absolūti nezināma daba. Kas ir šī hipotētiskā tumšā viela un kā zinātnieki mēģina to atklāt? Par to kā daļu no īpaša projekta stāsta MIPT students un Fizikas un astrofizikas katedras darbinieks Heiks Hakobjans.

Elementārdaļiņu standarta modelis, kas beidzot tika apstiprināts pēc Higsa bozona atklāšanas, apraksta mums zināmo parasto daļiņu – leptonu, kvarku un spēka nesēju (bozonu un gluonu) – fundamentālo mijiedarbību (elektrisko vājo un stipro). Taču izrādās, ka visa šī milzīgā kompleksā teorija apraksta tikai aptuveni 5-6% no visas matērijas, savukārt pārējais šajā modelī neietilpst. Mūsu Visuma senāko mirkļu novērojumi liecina, ka aptuveni 95% no mums apkārt esošās matērijas ir pilnīgi nezināmas dabas. Citiem vārdiem sakot, mēs netieši redzam šīs slēptās matērijas klātbūtni tās gravitācijas ietekmes dēļ, bet mēs vēl neesam spējuši to tieši notvert. Šī slēptā masas parādība tiek saukta par "tumšo vielu".

Mūsdienu zinātne, īpaši kosmoloģija, darbojas pēc Šerloka Holmsa deduktīvās metodes

Tagad galvenais kandidāts no WISP grupas ir aksiona, kas rodas spēcīgas mijiedarbības teorijā un kurai ir ļoti maza masa. Šāda daļiņa augstos magnētiskajos laukos spēj pārvērsties par fotonu-fotonu pāri, kas dod mājienus, kā to varētu mēģināt atklāt. ADMX eksperimentā tiek izmantotas lielas kameras, kas rada 80 000 gausu magnētisko lauku (tas ir 100 000 reižu vairāk magnētiskais lauks Zeme). Teorētiski šādam laukam vajadzētu stimulēt aksionas sabrukšanu fotonu-fotonu pārī, ko detektoriem vajadzētu uztvert. Neskatoties uz daudzajiem mēģinājumiem, vēl nav izdevies atklāt WIMP, aksionus vai sterilus neitrīno.

Tādējādi esam izgājuši cauri ļoti daudzām dažādām hipotēzēm, cenšoties izskaidrot slēptās masas dīvaino klātbūtni, un, ar novērojumu palīdzību noraidot visas neiespējamības, esam nonākuši pie vairākām iespējamām hipotēzēm, ar kurām jau varam strādāt.

Negatīvs rezultāts zinātnē ir arī rezultāts, jo tas dod ierobežojumus dažādiem daļiņu parametriem, piemēram, tas novērš iespējamo masu diapazonu. Gadu no gada arvien jauni novērojumi un eksperimenti paātrinātājos sniedz jaunus, stingrākus ierobežojumus tumšās vielas daļiņu masai un citiem parametriem. Tādējādi, izmetot visas neiespējamās iespējas un sašaurinot meklējumu loku, ar katru dienu mēs kļūstam tuvāk izpratnei par to, no kā sastāv 95% no mūsu Visuma matērijas.