Tumšā viela: no sākotnējiem apstākļiem līdz Visuma struktūras veidošanai. Kas ir tumšā matērija

Sērijas rakstos mēs apskatījām redzamā Visuma uzbūvi. Mēs runājām par tā struktūru un daļiņām, kas veido šo struktūru. Par nuklonu spēlēšanu galvenā loma, jo no tiem sastāv visa redzamā matērija. Par fotoniem, elektroniem, neitrīniem un arī par otrā plāna aktieriem, kas iesaistīti universālajā lugā, kas risinās 14 miljardus gadu pēc Lielā sprādziena. Šķiet, ka vairs nav par ko runāt. Bet tā nav taisnība. Fakts ir tāds, ka viela, ko mēs redzam, ir tikai neliela daļa no tā, no kā sastāv mūsu pasaule. Viss pārējais ir tas, par ko mēs gandrīz neko nezinām. Šo noslēpumaino “kaut ko” sauc par tumšo matēriju.

Ja objektu ēnas nebūtu atkarīgas no šo pēdējo lieluma,
un ja viņiem būtu sava patvaļīga izaugsme, tad varbūt
drīz vairs nebūtu pa kreisi globuss nav nevienas gaišas vietas.

Kozma Prutkova

Kas notiks ar mūsu pasauli?

Pēc tam, kad Edvards Habls 1929. gadā atklāja sarkanās nobīdes tālu galaktiku spektros, kļuva skaidrs, ka Visums paplašinās. Viens no jautājumiem, kas radās šajā sakarā, bija šāds: cik ilgi turpināsies paplašināšanās un ar ko tā beigsies? Gravitācijas pievilkšanās spēki, kas darbojas starp atsevišķām Visuma daļām, mēdz palēnināt šo daļu atkāpšanos. Pie kā novedīs bremzēšana, ir atkarīgs no Visuma kopējās masas. Ja tas ir pietiekami liels, gravitācijas spēki pakāpeniski apturēs izplešanos un to nomainīs saspiešana. Rezultātā Visums galu galā atkal “sabruks” līdz vietai, no kuras tas kādreiz sāka paplašināties. Ja masa ir mazāka par noteiktu kritisko masu, tad izplešanās turpināsies mūžīgi. Parasti ir pieņemts runāt nevis par masu, bet par blīvumu, ko ar masu saista vienkāršas attiecības, kas zināmas no plkst. skolas kurss: Blīvums ir masa dalīta ar tilpumu.

Visuma kritiskā vidējā blīvuma aprēķinātā vērtība ir aptuveni 10 -29 grami uz kubikcentimetru, kas atbilst vidēji pieciem nukleoniem uz kubikmetru. Jāuzsver, ka mēs runājam parīpaši par vidējo blīvumu. Raksturīgā nukleonu koncentrācija ūdenī, zemē un tevī un manī ir aptuveni 10 30 uz kubikmetru. Tomēr tukšumā, kas atdala galaktiku kopas un aizņem lauvas tiesu no Visuma tilpuma, blīvums ir par desmitiem lielumu mazāks. Nuklonu koncentrācijas vērtība, kas aprēķināta vidēji visā Visuma tilpumā, tika mērīta desmitiem un simtiem reižu, rūpīgi skaitot zvaigžņu un gāzes un putekļu mākoņu skaitu, izmantojot dažādas metodes. Šādu mērījumu rezultāti nedaudz atšķiras, taču kvalitatīvais secinājums ir nemainīgs: Visuma blīvums knapi sasniedz dažus procentus no kritiskās vērtības.

Tāpēc līdz 20. gadsimta 70. gadiem vispārpieņemtā prognoze bija mūsu pasaules mūžīgā izplešanās, kam neizbēgami būtu jānoved pie tā sauktās karstuma nāves. Siltuma nāve ir sistēmas stāvoklis, kad tajā esošā viela ir vienmērīgi sadalīta un dažādās tās daļās ir vienāda temperatūra. Tā rezultātā nav iespējama ne enerģijas pārnešana no vienas sistēmas daļas uz otru, ne matērijas pārdale. Šādā sistēmā nekas nenotiek un nevar atkārtoties. Skaidra līdzība ir ūdens, kas izlijis uz jebkuras virsmas. Ja virsma ir nelīdzena un ir kaut nelielas augstuma atšķirības, ūdens pārvietojas pa to no augstākām vietām uz zemākām vietām un galu galā sakrājas zemienē, veidojot peļķes. Kustība apstājas. Vienīgais mierinājums bija tas, ka karstuma nāve iestāsies pēc desmitiem un simtiem miljardu gadu. Līdz ar to jums nav jādomā par šo drūmo perspektīvu ļoti, ļoti ilgi.

Tomēr pamazām kļuva skaidrs, ka patiesā Visuma masa ir daudz lielāka par redzamo masu, ko satur zvaigznes un gāzes un putekļu mākoņi, un, visticamāk, ir tuvu kritiskajai. Vai varbūt tieši līdzvērtīgs tam.

Pierādījumi par tumšo vielu

Pirmā norāde, ka kaut kas nav kārtībā ar Visuma masas aprēķināšanu, parādījās 20. gadsimta 30. gadu vidū. Šveices astronoms Frics Cvikijs izmērīja ātrumu, ar kādu galaktikas Komas kopā (viena no lielākajām mums zināmajām kopām, tajā ietilpst tūkstošiem galaktiku) pārvietojas ap kopīgu centru. Rezultāts bija atbaidošs: galaktiku ātrumi izrādījās daudz lielāki, nekā varēja gaidīt, pamatojoties uz novēroto kopas kopējo masu. Tas nozīmēja, ka Komas kopas patiesā masa bija daudz lielāka par šķietamo masu. Bet galvenais matērijas daudzums, kas atrodas šajā Visuma reģionā, nez kāpēc paliek neredzams un tiešiem novērojumiem nepieejams, izpaužas tikai gravitācijas ceļā, tas ir, tikai kā masa.

Par slēptās masas klātbūtni galaktiku kopās liecina arī eksperimenti ar tā saukto gravitācijas lēcu. Šīs parādības skaidrojums izriet no relativitātes teorijas. Saskaņā ar to jebkura masa deformē telpu un, tāpat kā lēca, izkropļo gaismas staru taisno ceļu. Galaktiku kopu radītie izkropļojumi ir tik lieli, ka tos ir viegli pamanīt. Jo īpaši, ņemot vērā galaktikas attēla izkropļojumus, kas atrodas aiz kopas, ir iespējams aprēķināt vielas sadalījumu lēcu kopā un tādējādi izmērīt tā kopējo masu. Un izrādās, ka tas vienmēr ir daudzkārt lielāks par klastera redzamās matērijas devumu.

40 gadus pēc Cvikija darba, 70. gados, amerikāņu astronome Vera Rubina pētīja rotācijas ātrumu ap galaktikas matērijas centru, kas atrodas galaktiku perifērijā. Saskaņā ar Keplera likumiem (un tie tieši izriet no likuma universālā gravitācija), pārvietojoties no galaktikas centra uz tās perifēriju, galaktikas objektu rotācijas ātrumam vajadzētu samazināties apgriezti proporcionāli kvadrātsakne no attāluma līdz centram. Mērījumi ir parādījuši, ka daudzām galaktikām šis ātrums saglabājas gandrīz nemainīgs ļoti ievērojamā attālumā no centra. Šos rezultātus var interpretēt tikai vienā veidā: matērijas blīvums šādās galaktikās nesamazinās, pārvietojoties no centra, bet paliek gandrīz nemainīgs. Tā kā redzamās matērijas blīvums (ko satur zvaigznes un starpzvaigžņu gāze) strauji krītas galaktikas perifērijā, trūkstošais blīvums ir jānodrošina ar kaut ko tādu, ko mēs kaut kādu iemeslu dēļ nevaram redzēt. Lai kvantitatīvi izskaidrotu novērotās rotācijas ātruma atkarības no attāluma līdz galaktiku centram, šim neredzamajam “kaut kam” ir jābūt aptuveni 10 reizes lielākam par parasto redzamo matēriju. Šo “kaut ko” sauca par “tumšo vielu” (angļu valodā “ tumšā viela") un joprojām ir intriģējošākais astrofizikas noslēpums.

Vēl viens svarīgs pierādījums tumšās matērijas klātbūtnei mūsu pasaulē nāk no aprēķiniem, kas simulē galaktiku veidošanās procesu, kas sākās aptuveni 300 000 gadu pēc Lielā sprādziena. Šie aprēķini liecina, ka gravitācijas pievilkšanās spēki, kas darbojās starp sprādziena laikā radušās matērijas lidojošajiem fragmentiem, nevarēja kompensēt izplešanās kinētisko enerģiju. Vielai vienkārši nevajadzēja savākties galaktikās, kuras mēs tomēr novērojam mūsdienu laikmets. Šo problēmu sauca par galaktisko paradoksu, un ilgu laiku tā tika uzskatīta par nopietnu argumentu pret Lielā sprādziena teoriju. Taču, ja pieņemam, ka parastās matērijas daļiņas agrīnajā Visumā tika sajauktas ar neredzamās tumšās matērijas daļiņām, tad aprēķinos viss nostājas savās vietās un sāk sanākt galaktiku veidošanās no zvaigznēm, bet pēc tam galaktiku kopas. , kļūst iespējams. Tajā pašā laikā, kā liecina aprēķini, sākumā galaktikās uzkrājās milzīgs skaits tumšās vielas daļiņu un tikai pēc tam gravitācijas spēku dēļ uz tām savāca parastās vielas elementi, kopējā masa kas veidoja tikai dažus procentus no Visuma kopējās masas. Izrādās, ka pazīstamais un, šķiet, izpētīts līdz detaļām redzamā pasaule, par kuru mēs tikai nesen domājām, ka tas ir gandrīz saprotams, ir tikai neliels papildinājums tam, no kā patiesībā sastāv Visums. Planētas, zvaigznes, galaktikas un tu un es esam tikai ekrāns milzīgam “kaut kam”, par ko mums nav ne mazākās nojausmas.

Fotofakts

Galaktiku kopa (apļa apgabala apakšējā kreisajā stūrī) rada gravitācijas lēcu. Tas izkropļo objektu formu, kas atrodas aiz objektīva – izstiepjot to attēlus vienā virzienā. Balstoties uz stiepes lielumu un virzienu, starptautiska Dienvideiropas observatorijas astronomu grupa Parīzes Astrofizikas institūta zinātnieku vadībā izveidoja masas sadalījumu, kas parādīts apakšējā attēlā. Kā redzat, klasterī ir daudz vairāk masas, nekā var redzēt caur teleskopu.

Tumšu, masīvu objektu medības ir lēns process, un rezultāti fotogrāfijās neizskatās iespaidīgākie. 1995. gadā Habla teleskops pamanīja, ka viena no zvaigznēm Lielajā Magelāna mākonī mirgo spožāk. Šis spīdums ilga trīs sekundes. papildu mēnesis, bet pēc tam zvaigzne atgriezās savā dabiskajā stāvoklī. Un sešus gadus vēlāk blakus zvaigznei parādījās tikko spīdošs objekts. Tas bija auksts punduris, kas, ejot garām 600 gaismas gadu attālumā no zvaigznes, radīja gravitācijas lēcu, kas pastiprināja gaismu. Aprēķini liecina, ka šī pundura masa ir tikai 5-10% no Saules masas.

Visbeidzot, vispārējā relativitātes teorija nepārprotami saista Visuma izplešanās ātrumu ar tajā esošās vielas vidējo blīvumu. Pieņemot, ka telpas vidējais izliekums ir nulle, tas ir, tajā darbojas Eiklida, nevis Lobačevska ģeometrija (kas ir ticami pārbaudīts, piemēram, eksperimentos ar kosmisko mikroviļņu fona starojumu), šim blīvumam jābūt vienādam ar 10 - 29 grami uz kubikcentimetru. Redzamās vielas blīvums ir aptuveni 20 reizes mazāks. Trūkstošie 95% no Visuma masas ir tumšā viela. Ņemiet vērā, ka blīvuma vērtība, ko mēra no Visuma izplešanās ātruma, ir vienāda ar kritisko vērtību. Divas vērtības, neatkarīgi aprēķinātas pilnībā dažādos veidos, sakrita! Ja patiesībā Visuma blīvums ir tieši vienāds ar kritisko blīvumu, tā nevar būt nejaušība, bet ir kādas mūsu pasaules pamatīpašības sekas, kas vēl ir jāsaprot un jāsaprot.

Kas tas ir?

Ko mēs šodien zinām par tumšo vielu, kas veido 95% no Visuma masas? Gandrīz nekā. Bet mēs joprojām kaut ko zinām. Pirmkārt, nav šaubu, ka tumšā matērija eksistē – to neapgāžami pierāda iepriekš minētie fakti. Mēs arī noteikti zinām, ka tumšā viela pastāv vairākos veidos. Pēc 21. gadsimta sākuma daudzu gadu eksperimentu novērojumu rezultātā SuperKamiokande(Japāna) un SNO (Kanāda) tika noskaidrots, ka neitrīno ir masa, kļuva skaidrs, ka no 0,3% līdz 3% no 95% slēptās masas atrodas neitrīnos, kas mums jau sen ir pazīstami - pat ja to masa ir ārkārtīgi mazs, bet to daudzums ir Visumā aptuveni miljards reižu vairāk nukleonu: katrā kubikcentimetrā ir vidēji 300 neitrīno. Atlikušie 92-95% sastāv no divām daļām – tumšās matērijas un tumšās enerģijas. Neliela daļa tumšās vielas sastāv no parastas barionu vielas, kas veidota no nukleoniem, šķiet, ka to veido dažas nezināmas masīvas, vāji mijiedarbīgas daļiņas (tā sauktā aukstā tumšā viela). Enerģijas līdzsvars iekšā mūsdienu Visums ir parādīts tabulā, un tālāk ir sniegts stāsts par tās pēdējām trim kolonnām.

Barionu tumšā viela

Neliela (4-5%) tumšās matērijas daļa ir parasta viela, kas pati izstaro maz vai nemaz neizstaro un tāpēc ir neredzama. Vairāku šādu objektu klašu esamību var uzskatīt par eksperimentāli apstiprinātu. Sarežģītākie eksperimenti, kas balstīti uz to pašu gravitācijas lēcu, noveda pie tā saukto masīvu kompakto halo objektu atklāšanas, tas ir, kas atrodas galaktikas disku perifērijā. Tam vairākus gadus bija jāuzrauga miljoniem tālu galaktiku. Kad tumšs, masīvs ķermenis iet starp novērotāju un tālu galaktiku, tā spilgtums īslaicīgi samazinās (vai palielinās, jo tumšais ķermenis darbojas kā gravitācijas lēca). Rūpīgu meklējumu rezultātā šādi notikumi tika identificēti. Masīvu kompakto halo objektu raksturs nav pilnībā skaidrs. Visticamāk, tās ir vai nu atdzisušas zvaigznes (brūnie punduri), vai planētām līdzīgi objekti, kas nav saistīti ar zvaigznēm un paši ceļo pa galaktiku. Vēl viens barioniskās tumšās vielas pārstāvis ir nesen galaktiku kopās ar rentgena astronomijas metodēm atklātā karstā gāze, kas nespīd redzamajā diapazonā.

Nebarioniskā tumšā viela

Galvenie nebarioniskās tumšās vielas kandidāti ir tā sauktie WIMP (saīsinājums no angļu valodas Vāji interaktīvas masīvas daļiņas- vāji mijiedarbojošas masīvas daļiņas). WIMP īpatnība ir tāda, ka tie gandrīz neuzrāda mijiedarbību ar parasto vielu. Tāpēc tās ir īstā neredzamā tumšā viela, un tāpēc tās ir ārkārtīgi grūti noteikt. WIMP masai jābūt vismaz desmitiem reižu lielākai par protona masu. WIMP meklēšana ir veikta daudzos eksperimentos pēdējo 20-30 gadu laikā, taču, neskatoties uz visiem centieniem, tie vēl nav atklāti.

Viena ideja ir tāda, ka, ja šādas daļiņas pastāv, tad Zemei savā orbītā ar Sauli ap galaktikas centru vajadzētu lidot cauri WIMP lietum. Neskatoties uz to, ka WIMP ir ārkārtīgi vāji mijiedarbīga daļiņa, tai joprojām ir ļoti maza varbūtība mijiedarboties ar parastu atomu. Tajā pašā laikā īpašās instalācijās - ļoti sarežģītās un dārgās - var ierakstīt signālu. Šādu signālu skaitam vajadzētu mainīties visa gada garumā, jo, Zemei pārvietojoties orbītā ap Sauli, tā maina savu ātrumu un virzienu attiecībā pret vēju, kas sastāv no WIMP. DAMA eksperimentālā grupa, kas strādā Itālijas Gran Sasso pazemes laboratorijā, ziņo par katru gadu novērotajām signālu skaitīšanas ātruma izmaiņām. Tomēr citas grupas vēl nav apstiprinājušas šos rezultātus, un jautājums būtībā paliek atklāts.

Vēl viena WIMP meklēšanas metode ir balstīta uz pieņēmumu, ka miljardiem to pastāvēšanas gadu laikā dažādiem astronomiskiem objektiem (Zemei, Saulei, mūsu Galaktikas centram) vajadzētu uztvert WIMP, kas uzkrājas šo objektu centrā un iznīcinot. viens otru, rada neitrīno plūsmu. Mēģinājumi noteikt lieko neitrīno plūsmu no Zemes centra uz Sauli un Galaktikas centru tika veikti ar pazemes un zemūdens neitrīno detektoriem MACRO, LVD (Gran Sasso Laboratory), NT-200 (Baikāla ezers, Krievija), SuperKamiokande, AMANDA (Scott Station -Amundsen, Dienvidpols), bet vēl nav noveduši pie pozitīva rezultāta.

Eksperimenti WIMP meklēšanai tiek aktīvi veikti arī akseleratoros elementārdaļiņas. Saskaņā ar Einšteina slaveno vienādojumu E=mс 2 enerģija ir līdzvērtīga masai. Tāpēc, paātrinot daļiņu (piemēram, protonu) līdz ļoti lielai enerģijai un saduroties ar citu daļiņu, var sagaidīt citu daļiņu un antidaļiņu (ieskaitot WIMP) pāru izveidi, kuru kopējā masa ir vienāda ar sadursmes daļiņu kopējā enerģija. Taču akseleratora eksperimenti vēl nav devuši pozitīvu rezultātu.

Tumšā enerģija

Pagājušā gadsimta sākumā Alberts Einšteins, vēlēdamies nodrošināt laika neatkarību kosmoloģiskajam modelim vispārējā relativitātes teorijā, teorijas vienādojumos ieviesa tā saukto kosmoloģisko konstanti, ko viņš apzīmēja. grieķu burts"lambda" - Λ. Šī Λ bija tīri formāla konstante, kurā pats Einšteins nesaskatīja nekādu fizisku nozīmi. Pēc tam, kad tika atklāta Visuma izplešanās, nepieciešamība pēc tā pazuda. Einšteins ļoti nožēloja savu steigu un nosauca kosmoloģisko konstanti Λ par savu lielāko zinātnisko kļūdu. Tomēr gadu desmitiem vēlāk izrādījās, ka Habla konstante, kas nosaka Visuma izplešanās ātrumu, laika gaitā mainās, un tās atkarību no laika var izskaidrot, izvēloties ļoti “kļūdainās” Einšteina konstantes Λ vērtību, kas veicina līdz Visuma slēptajam blīvumam. Šo slēptās masas daļu sāka saukt par "tumšo enerģiju".

Par tumšo enerģiju var teikt pat mazāk nekā par tumšo vielu. Pirmkārt, tas ir vienmērīgi sadalīts visā Visumā, atšķirībā no parastās matērijas un citiem tumšās matērijas veidiem. Tā ir tikpat daudz galaktikās un galaktiku kopās, kā ārpus tām. Otrkārt, tai ir vairākas ļoti dīvainas īpašības, kuras var saprast, tikai analizējot relativitātes teorijas vienādojumus un interpretējot to risinājumus. Piemēram, tumšā enerģija piedzīvo antigravitāciju: tās klātbūtnes dēļ palielinās Visuma izplešanās ātrums. Šķiet, ka tumšā enerģija atgrūž sevi, paātrinot galaktikās savāktās parastās vielas izkliedi. Tumšai enerģijai ir arī negatīvs spiediens, kura dēļ vielā rodas spēks, kas neļauj tai izstiepties.

Galvenais tumšās enerģijas kandidāts ir vakuums. Vakuuma enerģijas blīvums nemainās, Visumam paplašinoties, kas atbilst negatīvam spiedienam. Vēl viens kandidāts ir hipotētisks īpaši vājš lauks, ko sauc par kvintesenci. Cerības noskaidrot tumšās enerģijas būtību galvenokārt ir saistītas ar jauniem astronomiskiem novērojumiem. Progress šajā virzienā neapšaubāmi radīs radikāli jaunas zināšanas cilvēcei, jo jebkurā gadījumā tumšajai enerģijai ir jābūt pilnīgi neparastai vielai, kas pilnīgi atšķiras no tā, ar ko līdz šim nodarbojusies fizika.

Tātad 95% mūsu pasaules sastāv no kaut kā, par ko mēs gandrīz neko nezinām. Var būt dažāda attieksme pret šādu faktu, par ko nav šaubu. Tas var izraisīt trauksmi, kas vienmēr pavada tikšanos ar kaut ko nezināmu. Vai vilšanās, jo tik ilgi un grūts ceļš fizikālās teorijas konstrukcija, kas apraksta mūsu pasaules īpašības, noveda pie apgalvojuma: lielākā daļa Visuma ir mums apslēpta un mums nezināma.

Taču lielākā daļa fiziķu tagad jūtas iedrošināti. Pieredze rāda, ka visas mīklas, ko daba uzdeva cilvēcei, agrāk vai vēlāk tika atrisinātas. Neapšaubāmi, tiks atrisināts arī tumšās matērijas noslēpums. Un tas noteikti nesīs pilnīgi jaunas zināšanas un koncepcijas, par kurām mums vēl nav ne jausmas. Un, iespējams, mēs satiksim jaunus noslēpumus, kas, savukārt, arī tiks atrisināti. Taču tas būs pavisam cits stāsts, kuru “Ķīmijas un dzīves” lasītāji varēs izlasīt tikai pēc dažiem gadiem. Vai varbūt pēc dažām desmitgadēm.

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 pilnīgi nezināmas dabas. Kas ir šī hipotētiskā tumšā viela un kā zinātnieki mēģina to atklāt? Par to īpaša projekta ietvaros 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 pārveidoties par fotonu-fotonu pāri, kas dod mājienus, kā to varētu mēģināt noteikt. 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 neitrīnus.

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 nodrošina jaunus, stingrākus ierobežojumus tumšās vielas daļiņu masai un citiem parametriem. Tādējādi, izmetot visas neiespējamās iespējas un sašaurinot meklējumu loku, mēs ar katru dienu kļūstam tuvāk izpratnei par to, no kā sastāv 95% no mūsu Visuma matērijas.

Viss, ko mēs redzam sev apkārt (zvaigznes un galaktikas), ir ne vairāk kā 4-5% no kopējās masas Visumā!

Saskaņā ar mūsdienu kosmoloģiskajām teorijām mūsu Visums sastāv tikai no 5% parastās, tā sauktās barioniskās matērijas, kas veido visus novērojamos objektus; 25% tumšās vielas atklātas gravitācijas dēļ; un tumšā enerģija, kas veido pat 70% no kopējā.

Termini tumšā enerģija un tumšā viela nav pilnībā veiksmīgi un ir burtisks, bet ne semantisks tulkojums no angļu valodas.

Fiziskā nozīmē šie termini nozīmē tikai to, ka šīs vielas nesadarbojas ar fotoniem, un tās tikpat viegli varētu saukt par neredzamu vai caurspīdīgu vielu un enerģiju.

Daudzi mūsdienu zinātnieki ir pārliecināti, ka pētījumi, kuru mērķis ir pētīt tumšo enerģiju un matēriju, visticamāk palīdzēs atbildēt globāla problēma: kas mūsu Visumu sagaida nākotnē?

Grupas galaktikas lielumā

Tumšā viela ir viela, kas, visticamāk, sastāv no jaunām daļiņām, kuras sauszemes apstākļos joprojām nav zināmas un kurām piemīt īpašības, kas raksturīgas pašai parastajai vielai. Piemēram, tas, tāpat kā parastās vielas, spēj savākties puduros un piedalīties gravitācijas mijiedarbībā. Taču šo tā saukto kopu izmērs var pārsniegt visu galaktiku vai pat galaktiku kopu.

Tumšās vielas daļiņu izpētes pieejas un metodes

Šobrīd zinātnieki visā pasaulē visos iespējamos veidos cenšas atklāt vai mākslīgi iegūt tumšās vielas daļiņas sauszemes apstākļos, izmantojot īpaši izstrādātas ultratehnoloģiskās iekārtas un daudzas dažādas pētniecības metodes, taču līdz šim visi viņu centieni nav vainagojušies. ar panākumiem.

Viena metode ietver eksperimentu veikšanu ar augstas enerģijas paātrinātājiem, ko parasti sauc par paātrinātājiem. Zinātnieki, uzskatot, ka tumšās matērijas daļiņas ir 100-1000 reižu smagākas par protonu, pieņem, ka tās būs jāģenerē parasto daļiņu sadursmē, kas paātrināta līdz augstām enerģijām caur kolektoru. Citas metodes būtība ir reģistrēt tumšās vielas daļiņas, kas atrodamas mums visapkārt. Galvenās grūtības šo daļiņu reģistrācijā ir tas, ka tām ir ļoti vāja mijiedarbība ar parastajām daļiņām, kas tām pēc būtības ir caurspīdīgas. Un tomēr tumšās vielas daļiņas ļoti reti saduras ar atomu kodoliem, un ir cerība agrāk vai vēlāk reģistrēt šo parādību.

Ir arī citas pieejas un metodes tumšās vielas daļiņu pētīšanai, un tikai laiks rādīs, kura pirmā gūs panākumus, taču jebkurā gadījumā šo jauno daļiņu atklāšana būs liels zinātnes sasniegums.

Viela ar pretgravitāciju

Tumšā enerģija ir vēl neparastāka viela nekā tumšā viela. Tam nav iespējas savākties puduros, kā rezultātā tas ir vienmērīgi sadalīts pa visu Visumu. Bet tā neparastākā īpašība šobrīd ir antigravitācija.

Tumšās matērijas un melno caurumu būtība

Pateicoties mūsdienu astronomiskās metodes Ir iespējams noteikt Visuma izplešanās ātrumu pašreizējā laikā un simulēt tā izmaiņu procesu agrāk. Tā rezultātā tika iegūta informācija, ka šobrīd, kā arī nesenā pagātnē mūsu Visums paplašinās, un šī procesa tempi nepārtraukti pieaug. Tāpēc radās hipotēze par tumšās enerģijas antigravitāciju, jo parastajai gravitācijas pievilkšanai būtu palēninoša ietekme uz “galaktikas lejupslīdes” procesu, ierobežojot Visuma izplešanās ātrumu. Šī parādība nav pretrunā ar vispārējo relativitātes teoriju, taču tumšajai enerģijai ir jābūt negatīvam spiedienam – tādai īpašībai, kāda nav nevienai šobrīd zināmai vielai.

Kandidāti uz lomu "Tumšā enerģija"

Ābela 2744 klastera galaktiku masa ir mazāka par 5 procentiem no tās kopējās masas. Šī gāze ir tik karsta, ka tā spīd tikai rentgena staros (šajā attēlā sarkana). Neredzamās tumšās vielas sadalījums (kas veido apmēram 75 procentus no kopas masas) ir zilā krāsā.

Viens no iespējamiem tumšās enerģijas lomas kandidātiem ir vakuums, kura enerģijas blīvums Visuma izplešanās laikā paliek nemainīgs un tādējādi apstiprina vakuuma negatīvo spiedienu. Vēl viens iespējamais kandidāts ir “kvintesence” - iepriekš nezināms īpaši vājš lauks, kas it kā iet cauri visam Visumam. Ir arī citi iespējamie kandidāti, taču neviens no viņiem līdz šim nav palīdzējis iegūt precīzu atbildi uz jautājumu: kas ir tumšā enerģija? Taču jau tagad ir skaidrs, ka tumšā enerģija ir kaut kas pilnīgi pārdabisks, paliekot par galveno 21. gadsimta fundamentālās fizikas noslēpumu.

Šodien tas ir noslēpums par to, no kurienes tas nāca. tumšā viela vēl 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 darīt laboratorijas apstākļos. Raktuvēs notiek darbs lielā dziļumā, lai novērstu kosmosa staru daļiņu radītos traucējumus.

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 saka, ka pievilcība starp vielas fragmentiem, kas parādījās sprādziena laikā, nevarēja kompensēt izplešanās radīto kinētisko enerģiju. Tas ir, matērija nevarēja koncentrēties galaktikās, bet mēs to varam redzēt šodien.

Šis neizskaidrojams fakts saukts 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 tumšo vielu, jo tā ir 20 reizes blīvāka. Tāpēc tie 95% no Visuma masas, kas pēc zinātnieku aprēķiniem trūkst, ir tumšā viela.

Tomēr tas lika secināt, ka visa tālu un plaši pētītā, tik pazīstamā un saprotamā redzamā pasaule ir tikai neliels papildinājums tam, kas patiesībā sastāv.

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.

Ievads

Pastāv spēcīgi argumenti, ka liela daļa Visuma matērijas neko ne izstaro, ne absorbē un tāpēc ir neredzama. Šādas neredzamas matērijas klātbūtni var atpazīt pēc tās gravitācijas mijiedarbības ar izstarojošo vielu. Galaktiku kopu un galaktikas rotācijas līkņu pētījumi liecina par šīs tā dēvētās tumšās matērijas esamību. Tātad pēc definīcijas tumšā viela ir matērija, kas nesadarbojas ar elektromagnētisko starojumu, tas ir, tā to neizstaro un neuzsūc.
Pirmā neredzamās matērijas atklāšana aizsākās pagājušajā gadsimtā. 1844. gadā Frīdrihs Besels vēstulē Kārlim Gausam rakstīja, ka neizskaidrojamais Sīriusa kustības pārkāpums varētu būt tā gravitācijas mijiedarbības rezultāts ar kādu blakus esošo ķermeni, un pēdējam šajā gadījumā vajadzētu būt ar diezgan lielu masu. Besela laikā šāds tumšs Sīriusa pavadonis bija neredzams, tas tika optiski atklāts tikai 1862. gadā. Tas izrādījās baltais punduris, ko sauca par Sirius-B, bet pats Siriuss tika saukts par Sirius-A.
Vielas blīvumu Visumā, ρ, var noteikt, novērojot atsevišķu galaktiku kustību. Parasti ρ norāda tā sauktā kritiskā blīvuma ρ c vienībās:

Šajā formulā G ir gravitācijas konstante, H ir Habla konstante, kas zināma ar zemu precizitāti (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Habla formula Visuma izplešanās ātrumam,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1.

Attiecībā uz ρ > ρ с Visums ir slēgts, t.i. Gravitācijas mijiedarbība ir pietiekami spēcīga, lai Visuma izplešanās dotu vietu saspiešanai.
Tādējādi kritisko blīvumu nosaka:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3.

Kosmoloģiskais blīvums Ω = ρ/ρ с, kas noteikts, pamatojoties uz galaktiku kopu un superkopu dinamiku, ir vienāds ar 0,1< Ω < 0.3.
Novērojot liela mēroga Visuma reģionu izņemšanas raksturu, izmantojot infrasarkano astronomisko satelītu IRAS, tika konstatēts, ka 0,25< Ω < 2.
No otras puses, novērtējot barionu blīvumu Ω b no galaktiku spilgtuma, iegūst ievērojami mazāku vērtību: Ω b< 0.02.
Šo neatbilstību parasti uzskata par norādi uz neredzamas matērijas esamību.
Pēdējā laikā liela uzmanība tiek pievērsta tumšās vielas meklēšanas problēmai. Ja ņemam vērā visas barioniskās vielas formas, piemēram, starpplanētu putekļus, brūnos un baltos pundurus, neitronu zvaigznes un melnos caurumus, izrādās, ka visu novēroto parādību izskaidrošanai ir nepieciešama ievērojama daļa no nebarioniskās vielas. Šis apgalvojums paliek spēkā arī tad, ja tiek ņemti vērā mūsdienu dati par tā sauktajiem MACHO objektiem ( M.A. ssive C kompakts H alo O objekti ir masīvi kompakti galaktikas objekti), kas atklāti, izmantojot gravitācijas lēcas efektu.

. Pierādījumi par tumšo vielu

2.1. Galaktiskās rotācijas līknes

Gadījumā spirālveida galaktikas atsevišķu zvaigžņu rotācijas ātrumu ap galaktikas centru nosaka pēc orbītu noturības stāvokļa. Centrbēdzes un gravitācijas spēku pielīdzināšana:

mūsu griešanās ātrumam:

kur M r ir visa vielas masa sfērā ar rādiusu r. Ideālas sfēriskas vai cilindriskas simetrijas gadījumā ārpus šīs sfēras esošās masas ietekme tiek savstarpēji kompensēta. Pirmajā tuvinājumā galaktikas centrālo reģionu var uzskatīt par sfērisku, t.i.

kur ρ ir vidējais blīvums.
Galaktikas iekšējā daļā ir sagaidāms lineārs rotācijas ātruma pieaugums, palielinoties attālumam no centra. Galaktikas ārējā apgabalā masa M r ir gandrīz nemainīga, un ātruma atkarība no attāluma atbilst gadījumam ar punkta masu galaktikas centrā:

Rotācijas ātrumu v(r) nosaka, piemēram, mērot Doplera nobīdi He-II apgabalu emisijas spektrā ap O zvaigznēm. Spirālveida galaktiku eksperimentāli izmērīto rotācijas līkņu uzvedība neatbilst v(r) samazinājumam, palielinoties rādiusam. Pētījums par 21 cm līniju (hipersmalkas struktūras pāreju ūdeņraža atomā), ko izstaro starpzvaigžņu viela, noveda pie līdzīga rezultāta. V(r) nemainīgums pie lielām rādiusa vērtībām nozīmē, ka, palielinoties rādiusam, palielinās arī masa M r: M r ~ r. Tas norāda uz neredzamas vielas klātbūtni. Zvaigznes pārvietojas ātrāk, nekā varētu gaidīt, pamatojoties uz šķietamo matērijas daudzumu.
Pamatojoties uz šo novērojumu, tika postulēts sfērisks tumšās vielas oreols, kas ieskauj galaktiku un ir atbildīgs par rotācijas līkņu uzvedību, kas nesamazinās. Turklāt sfērisks halo varētu veicināt galaktiku diska formas stabilitāti un apstiprināt hipotēzi par galaktiku veidošanos no sfēriskas protogalaktikas. Piena ceļam veiktie modeļu aprēķini, kas spēja reproducēt rotācijas līknes, ņemot vērā oreola klātbūtni, liecina, ka šajā oreolā jāatrodas nozīmīgai masas daļai. Pierādījumus par labu sfērisku oreolu eksistencei sniedz arī lodveida kopas - sfēriskas zvaigžņu kopas, kas ir senākie objekti galaktikā un kas ir izplatītas sfēriski.
Tomēr nesenie pētījumi par galaktiku caurspīdīgumu ir radījuši šaubas par šo attēlu. Apsverot spirālveida galaktiku neskaidrības pakāpi kā slīpuma leņķa funkciju, var secināt par šādu objektu caurspīdīgumu. Ja galaktika būtu pilnīgi caurspīdīga, tad tās kopējais spilgtums nebūtu atkarīgs no leņķa, kādā šī galaktika tiek novērota, jo visas zvaigznes būtu vienlīdz labi redzamas (neņemot vērā zvaigžņu izmērus). No otras puses, nemainīgs virsmas spilgtums nozīmē, ka galaktika nav caurspīdīga. Šajā gadījumā novērotājs vienmēr redz tikai ārējās zvaigznes, t.i. vienmēr vienāds skaits uz virsmas vienību, neatkarīgi no skata leņķa. Eksperimentāli tika noskaidrots, ka virsmas spilgtums vidēji paliek nemainīgs, kas varētu liecināt par gandrīz pilnīgu spirālveida galaktiku necaurredzamību. Šajā gadījumā optisko metožu izmantošana Visuma masas blīvuma noteikšanai nav pilnīgi precīza. Rūpīgāk analizējot mērījumu rezultātus, tika secināts, ka molekulārie mākoņi ir absorbējošs materiāls (to diametrs ir aptuveni 50 ps un temperatūra ir aptuveni 20 K). Saskaņā ar Vīnes pārvietošanās likumu šādiem mākoņiem vajadzētu izstarot submilimetru apgabalā. Šis rezultāts varētu sniegt skaidrojumu rotācijas līkņu uzvedībai, nepieņemot papildu eksotisku tumšo vielu.
Pierādījumi tumšās matērijas esamībai ir atrasti arī eliptiskajās galaktikās. Gāzveida haloni ar temperatūru aptuveni 10 7 K ir reģistrēti pēc to rentgenstaru absorbcijas. Šo gāzes molekulu ātrums ir lielāks par izplešanās ātrumu:

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

pieņemot, ka to masa atbilst to spožumam. Eliptiskām galaktikām masas un spilgtuma attiecība ir aptuveni divas kārtas lielāka nekā Saulei, kas ir tipisks vidējas zvaigznes piemērs. Tik liela vērtība parasti tiek saistīta ar tumšās matērijas esamību.

2.2. Galaktiku kopu dinamika

Galaktiku kopu dinamika liecina par tumšās matērijas esamību. Kad sistēmas kustība potenciālā enerģija kas ir viendabīga koordinātu funkcija, notiek ierobežotā telpiskā apgabalā, tad kinētiskās un potenciālās enerģijas laika vidējās vērtības ir savstarpēji saistītas ar viriālo teorēmu. To var izmantot, lai novērtētu vielas blīvumu daudzu galaktiku kopās.
Ja potenciālā enerģija U ir rādiusu vektoru viendabīga funkcija r i pakāpes k, tad U un kinētiskā enerģija T ir saistīti kā 2T = kU. Tā kā T + U = E = E, no tā izriet

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

kur E ir kopējā enerģija. Gravitācijas mijiedarbībai (U ~ 1/r) k = -1, tātad 2T = -U. N galaktiku kopas vidējo kinētisko enerģiju nosaka:

T=N /2.

Šīs N galaktikas var mijiedarboties viena ar otru pa pāriem. Tāpēc pastāv N(N–1)/2 neatkarīgi galaktiku pāri, kuru kopējā vidējā potenciālā enerģija ir šāda veida

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Ja dinamiskajai masai Nm = M un (N − 1) ≈ N, izrādās, ka M ≈ 2 /G.
Vidējā attāluma mērījumi un vidējais ātrums norādiet dinamiskas masas vērtību, kas ir aptuveni divas kārtas lielāka par masu, kas iegūta, analizējot galaktiku spilgtumu. Šis fakts var interpretēt kā papildu pierādījumus par labu tumšās matērijas esamībai.
Arī šim argumentam ir savs vājās vietas. Viriālais vienādojums ir spēkā tikai tad, kad tiek aprēķināts vidējais rādītājs ilgā laika periodā, kad slēgtas sistēmas atrodas līdzsvara stāvoklī. Tomēr galaktiku kopu mērījumi ir kaut kas līdzīgs momentuzņēmumiem. Turklāt galaktiku kopas nav slēgtas sistēmas, tās ir savienotas viena ar otru. Visbeidzot, nav skaidrs, vai tie ir sasnieguši līdzsvara stāvokli vai nē.

2.3. Kosmoloģiskie pierādījumi

Kritiskā blīvuma ρ c definīcija tika dota iepriekš. Formāli to var iegūt, pamatojoties uz Ņūtona dinamiku, aprēķinot sfēriskas galaktikas kritisko izplešanās ātrumu:

Attiecība ρ c izriet no izteiksmes E, ja pieņemam, ka H = r"/r = v/r.
Visuma dinamikas apraksts ir balstīts uz Einšteina lauka vienādojumiem (Vispārējā relativitātes teorija - GTR). Tie ir nedaudz vienkāršoti, pieņemot telpas viendabīgumu un izotropiju. Robertsona-Volkera metrikā bezgalīgi mazo lineāro elementu nosaka:

kur r, θ, φ ir punkta sfēriskās koordinātas. Šīs metrikas brīvības pakāpes ir iekļautas parametrā k un mēroga koeficientā R. K vērtībai ir tikai diskrētas vērtības (ja netiek ņemta vērā fraktāļu ģeometrija) un tā nav atkarīga no laika. Vērtība k ir Visuma modeļa raksturlielums (k = -1 - hiperboliskā metrika (atvērts Visums), k = 0 - Eiklīda metrika (plakans Visums), k = +1 - sfēriskā metrika (slēgts Visums)).
Visuma dinamiku pilnībā nosaka mēroga funkcija R(t) (attālums starp diviem blakus esošajiem punktiem telpā ar koordinātām r, θ, φ mainās ar laiku kā R(t)). Sfēriskās metrikas gadījumā R(t) apzīmē Visuma rādiusu. Šī mēroga funkcija apmierina Einšteina-Frīdmaņa-Lemaitra vienādojumus:

kur p(t) ir kopējais spiediens un Λ ir kosmoloģiskā konstante, kas mūsdienu kvantu lauka teoriju ietvaros tiek interpretēta kā vakuuma enerģijas blīvums. Tālāk pieņemsim, ka Λ = 0, kā tas bieži tiek darīts, lai izskaidrotu eksperimentālos faktus, neieviešot tumšo vielu. Koeficients R 0 "/R 0 nosaka Habla konstanti H 0, kur indekss "0" apzīmē atbilstošo lielumu mūsdienu vērtības. No iepriekšminētajām formulām izriet, ka izliekuma parametram k = 0 mūsdienu kritiskais Visuma blīvumu dod izteiksme, kuras vērtība attēlo robežu starp atvērto un slēgto Visumu (šī vērtība atdala scenāriju, kurā Visums mūžīgi izplešas no scenārija, kurā Visums sagaida sabrukumu pagaidu izplešanās beigās fāze):

Bieži tiek izmantots blīvuma parametrs

kur q 0 ir bremzēšanas parametrs: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Tādējādi ir iespējami trīs gadījumi:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – plakans Visums,
Ω 0 > 1 – slēgts Visums.
Blīvuma parametra mērījumi deva novērtējumu: Ω 0 ≈ 0,2, uz kura pamata varēja sagaidīt Visuma atvērto dabu. Tomēr vairākas teorētiskas koncepcijas ir grūti savienojamas ar Visuma atvērtību, piemēram, tā sauktā “plakanuma” problēma un galaktiku ģenēze.

Plakanuma problēma

Kā redzat, Visuma blīvums ir ļoti tuvu kritiskajam. No Einšteina-Frīdmaņa-Lemaitra vienādojumiem (pie Λ = 0) izriet, ka

Tā kā blīvums ρ(t) ir proporcionāls 1/R(t) 3, tad, izmantojot izteiksmi Ω 0 (k nav vienāds ar 0), mēs iegūstam:

Tādējādi vērtība Ω ≈ 1 ir ļoti nestabila. Jebkura novirze no perfekti plakana korpusa ievērojami palielinās, Visumam izplešoties. Tas nozīmē, ka sākotnējās kodolsintēzes laikā Visumam bija jābūt ievērojami plakanam nekā tagad.
Viens no iespējamiem šīs problēmas risinājumiem ir inflācijas modeļi. Tiek pieņemts, ka agrīnā Visuma izplešanās (intervālā starp 10 -34 s un 10 -31 s pēc Lielā sprādziena) notika eksponenciāli inflācijas fāzē. Šajos modeļos blīvuma parametrs parasti nav atkarīgs no laika (Ω = 1). Tomēr ir teorētiskas norādes, ka blīvuma parametra vērtība ir diapazonā no 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Galaktiku ģenēze

Galaktiku ģenēzei ir nepieciešama blīvuma neviendabība. Galaktikām bija jārodas tādos telpiskajos apgabalos, kur blīvums bija lielāks nekā ap tām, lai gravitācijas mijiedarbības rezultātā šiem reģioniem izdevās sagrupēties ātrāk, nekā notika to retināšana vispārējās izplešanās dēļ.
Taču šāda veida vielu uzkrāšanās varētu sākties tikai pēc atomu veidošanās no kodoliem un elektroniem, t.i. aptuveni 150 000 gadu pēc Lielā sprādziena aptuveni 3000 K temperatūrā (jo sākuma stadijā viela un radiācija atradās dinamiskā līdzsvara stāvoklī: jebkura radusies vielas kopa tika nekavējoties iznīcināta starojuma ietekmē, un tajā pašā laikā starojums varēja neizkļūt aiz matērijas robežām). Ievērojamās parastās vielas blīvuma svārstības tajā laikā tika izslēgtas līdz ļoti zemam līmenim, pateicoties fona starojuma izotropijai. Pēc neitrālu atomu veidošanās stadijas starojums pārstāj atrasties termiskā līdzsvara stāvoklī ar vielu, līdz ar to sekojošās vielas blīvuma svārstības vairs neatspoguļojas starojuma dabā.
Bet, ja parēķinām evolūciju laika gaitā matērijas saspiešanas procesam, kas tikko sākās, izrādās, ka kopš tā laika pagājis laiks nav pietiekams, lai izveidotu tādas lielas struktūras kā galaktikas vai to kopas. Acīmredzot ir nepieciešams pieprasīt masīvu daļiņu esamību, kas atbrīvotas no termiskā līdzsvara stāvokļa agrākā stadijā, lai šīm daļiņām būtu iespēja izpausties kā dažas sēklas parastās vielas kondensācijai ap tām. Šādi kandidāti varētu būt tā sauktās WIMP daļiņas. Šajā gadījumā ir jāņem vērā prasība, ka fona kosmiskais starojums ir izotropisks. Neliela anizotropija (10–4) kosmiskajā mikroviļņu fona starojumā (temperatūra aptuveni 2,7 K) tika atklāta tikai nesen, izmantojot COBE satelītu.

III. Tumšās vielas kandidāti

3.1. Barionu tumšā viela

Acīmredzamākais tumšās vielas kandidāts būtu parastā bariona viela, kas neizstaro un tai ir atbilstošs pārpilnība. Vienu iespēju varētu realizēt starpzvaigžņu vai starpgalaktiskā gāze. Tomēr šajā gadījumā jāparādās raksturīgajām emisijas vai absorbcijas līnijām, kuras netiek atklātas.
Vēl viens kandidāts varētu būt brūnie punduri - kosmiskie ķermeņi, kuru masa ir ievērojami mazāka par Saules masu (M< 0.08M солнца). Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий. Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности фотометрической детектируемости debess ķermeņi Vairāku gaismas gadu attālumā ir īpaši grūti novērtēt šādu objektu skaitu.
Ļoti kompakti objekti zvaigžņu attīstības beigu stadijā (baltie punduri, neitronu zvaigznes un melnie caurumi) arī varētu būt daļa no tumšās matērijas. Tā kā praktiski katra zvaigzne dzīves laikā sasniedz vienu no šīm trim pēdējām fāzēm, nozīmīgai agrāko un smagāku zvaigžņu masas daļai ir jābūt neizstarojošā formā kā baltajiem punduriem. neitronu zvaigznes vai melnajiem caurumiem. Daļa no šīs vielas atgriežas starpzvaigžņu telpā ar supernovas sprādzieniem vai citos veidos un piedalās jaunu zvaigžņu veidošanā. Šajā gadījumā zvaigznes ar masu M nav jāņem vērā< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Augšējo robežu iespējamajam barionu vielas blīvumam Visumā var iegūt no datiem par sākotnējo kodolsintēzi, kas sākās aptuveni 3 minūtes pēc Lielā sprādziena. Īpaši svarīgi ir pašreizējā deitērija daudzuma mērījumi
(D/H) 0 ≈ 10 -5, jo sākotnējā kodolsintēzes laikā galvenokārt veidojās deitērijs. Lai gan deitērijs parādījās arī vēlāk kā kodolsintēzes reakciju starpprodukts, kopējais deitērija daudzums tādēļ būtiski nepalielinājās. Agrīnās kodolsintēzes stadijā notiekošo procesu analīze dod augšējo robežu − Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
No otras puses, tagad ir pilnīgi skaidrs, ka barionu viela pati par sevi nespēj izpildīt prasību Ω = 1, kas izriet no inflācijas modeļiem. Turklāt galaktiku veidošanās problēma joprojām nav atrisināta. Tas viss noved pie nepieciešamības pēc nebarioniskas tumšās vielas eksistences, īpaši gadījumā, ja ir nepieciešams nosacījums Ω = 1 pie nulles kosmoloģiskās konstantes.

3.2. Nebarioniskā tumšā viela

Teorētiskie modeļi nodrošina liela izvēle iespējamie kandidāti nebarioniskās tumšās vielas lomai, tai skaitā: vieglie un smagie neitrīni, SUSY modeļu supersimetriskas daļiņas, aksioni, kosmioni, magnētiskie monopoli, Higsa daļiņas - tie apkopoti tabulā. Tabulā ir arī teorijas, kas izskaidro eksperimentālos datus, neieviešot tumšo vielu (no laika atkarīgā gravitācijas konstante neŅūtona gravitācijā un kosmoloģiskā konstante). Apzīmējumi: DM - tumšā viela, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - supersimetriskas teorijas, SUGRA - supergravitācija, QCD - kvantu hromodinamika, QED - kvantu elektrodinamika, GTR - vispārējā relativitāte. Jēdziens WIMP (vāji mijiedarbojošās masīvās daļiņas) tiek izmantots, lai apzīmētu daļiņas, kuru masa ir lielāka par dažiem GeV/c 2 un kuras piedalās tikai vājā mijiedarbībā. Ņemot vērā jaunos kosmiskā mikroviļņu fona starojuma mērījumus no COBE satelīta un sarkanās nobīdes no IRAS satelīta, nesen tika atkārtoti pārbaudīta galaktiku izplatība lielos attālumos un liela mēroga struktūru veidošanās mūsu galaktikā. Balstoties uz dažādu struktūru veidošanās modeļu analīzi, tika secināts, ka ar Ω = 1 ir iespējams tikai viens apmierinošs Visuma modelis, kurā tumšajai vielai ir jaukts raksturs: 70% eksistē aukstas tumšās vielas veidā un 30% karstas tumšās vielas veidā, pēdējā sastāv no diviem bezmasas neitrīno un viena neitrīno ar masu 7,2 ± 2 eV. Tas nozīmē iepriekš izmestā jauktās tumšās vielas modeļa atdzimšanu.

Vieglie neitrīni

Atšķirībā no visiem citiem tumšās vielas kandidātiem, neitrīniem ir skaidra priekšrocība, ka tie pastāv. To izplatība Visumā ir aptuveni zināma. Lai neitrīno varētu būt tumšās vielas kandidāti, tiem noteikti ir jābūt masai. Lai sasniegtu Visuma kritisko blīvumu, neitrīno masām jāatrodas vairāku GeV/c 2 apgabalā vai apgabalā no 10 līdz 100 eV/c 2 .
Kā tādi kandidāti ir iespējami arī smagie neitrīno, jo kosmoloģiski nozīmīgais produkts m ν exp (-m ν /kT f) kļūst mazs pat lielām masām. Šeit Tf ir temperatūra, kurā smagie neitrīno pārstāj atrasties termiskā līdzsvara stāvoklī. Šis Bolcmana faktors nosaka neitrīno ar masu m ν daudzumu attiecībā pret bezmasas neitrīno pārpilnību.
Katram neitrīno tipam Visumā neitrīno blīvums ir saistīts ar fotonu blīvumu ar attiecību n ν = (3/11)n γ. Stingri sakot, šī izteiksme ir derīga tikai vieglajiem Majorana neitrīno (Dirac neitrīno noteiktos apstākļos ir nepieciešams ieviest vēl vienu statistisko koeficientu, kas vienāds ar diviem). Fotonu blīvumu var noteikt, pamatojoties uz fona kosmisko mikroviļņu fona starojumu 3 K un sasniedz n γ ≈ 400 cm -3.

Daļiņa	Svars	Teorija	Manifestācija
G(R)	-	Neņūtona gravitācija	Caurspīdīgs DM lielā mērogā
Λ (telpas konstante)	-	GTO	Ω=1 bez DM
Aksions, majorāns, zelta akmens. bozons	10 -5 eV	QCD; sim pārkāpums.	Pečei-Kvina
Aukstā DM	Parasts neitrīno	10-100 eV	GUT
Karstā DM	Parasts neitrīno	Viegls higsino, fototino, gravitīno, aksino, sneutrino
SUSY/DM	Parafotons	20-400 eV	Modifikators QED
Karsti, silti DM	Labie neitrīni	500 eV	Supervājš spēks
Silts DM	Labie neitrīni	Gravitino utt.	Supervājš spēks
SUSY/SUGRA	Phototino, gravitino, axion, spoguļi. daļiņas, Simpsona neitrīno	Gravitino utt.	keV
Silts/auksts DM	Fotono, sneirīno, higsino, gluino, smagais neitrīno	Gravitino utt.	Pečei-Kvina
MeV	Fotono, sneirīno, higsino, gluino, smagais neitrīno	Gravitino utt.	Ēnu matērija Karsts/auksts
(kā barioni) DM	Preon	20-200 TeV	Pečei-Kvina
Saliktie modeļi	Monopols	10-100 eV	Pečei-Kvina
10 16 GeV	Pirgons, maksimons, pole Perijs, ņūtorīts, Švarcšilds	10 19 GeV	Pečei-Kvina
Augstāko dimensiju teorijas	Pirgons, maksimons, pole Perijs, ņūtorīts, Švarcšilds	Gravitino utt.	Pečei-Kvina
Superstrings	Kvarka "tīrradņi"	10 15 g	Pečei-Kvina
QCD, GUT	Kosmoss stīgas, domēnu sienas	10-100 eV	(10 8 -10 10)M saule
Galaktiku veidošanās var nebūt daudz veicinājusi	Cosmion	4-11 GeV	Neitrīno problēma
Neitrīno plūsmas veidošanās uz Saules	Melnie caurumi	GTO	Pečei-Kvina

10 15 -10 30 g

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Izrādās, ka neitrīno masas blīvums ir tuvu kritiskajam, ja nosacījums ir izpildīts
Tā kā neitrīno blīvums ir tādā pašā lielumā kā fotonu blīvums, neitrīno ir aptuveni 10 9 reizes vairāk nekā barionu, tāpēc pat neliela neitrīno masa varētu noteikt Visuma dinamiku. Lai sasniegtu Ω = ρ ν /ρ с = 1, ir nepieciešamas neitrīno masas m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, kur N ν ir vieglo neitrīno tipu skaits. Trīs zināmo neitrīno tipu masas eksperimentālās augšējās robežas ir: m(ν e)< 7.2 эВ/c 2 , m(ν μ) < 250 кэВ/c 2 , m(ν τ) < 31 МэВ/c 2 . Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10 10 К (что отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в которой доминируют частицы массой m i , согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет гравитационных сил, равна

Visumā, kurā dominē neitrīno, nepieciešamo kompresijas pakāpi varētu noteikt salīdzinoši vēlā stadijā, pirmās struktūras atbilstu galaktiku superkopām. Tādējādi galaktiku kopas un galaktikas varētu attīstīties, sadrumstalojot šīs primārās struktūras (no augšas uz leju modelis). Tomēr šī pieeja saskaras ar problēmām, apsverot ļoti mazu struktūru, piemēram, pundurgalaktiku, veidošanos. Lai izskaidrotu diezgan masīvu kompresiju veidošanos, jāņem vērā arī Pauli princips fermioniem.

Smagie neitrīni

Saskaņā ar LEP un SLAC datiem, kas saistīti ar Z 0 bozona sabrukšanas platuma precizitātes mērījumiem, ir tikai trīs vieglo neitrīno veidi, un smago neitrīno pastāvēšana līdz masas vērtībām līdz 45 GeV/c 2 ir izslēgta.
Kad neitrīnos ar tik lielu masu atstāja termiskā līdzsvara stāvokli, tiem jau bija nerelativistiski ātrumi, tāpēc tos sauc par aukstās tumšās vielas daļiņām. Smago neitrīno klātbūtne var izraisīt vielas agrīnu gravitācijas saspiešanu. Šajā gadījumā vispirms veidojas mazākas struktūras. Galaktiku kopas un superkopas būtu veidojušās vēlāk, uzkrājoties atsevišķām galaktiku grupām (augšupējais modelis).

Axions

Aksioni ir hipotētiskas daļiņas, kas rodas saistībā ar CP pārkāpuma problēmu spēcīgajā mijiedarbībā (θ problēma). Šādas pseidoskalāras daļiņas pastāvēšana ir saistīta ar Pechey-Quin hirālās simetrijas pārtraukšanu. Aksiona masu nosaka ar

Mijiedarbību ar fermioniem un gabarītbozoniem apraksta attiecīgi ar šādām savienojuma konstantēm:

Aksiona sabrukšanas konstante f a nosaka Higsa lauka vakuuma vidējais rādītājs. Jo f a ir brīva konstante, kas var iegūt jebkuru vērtību starp elektrovājā un Planka skalu, tad aksionu masas iespējamās vērtības atšķiras par 18 kārtībām. Tiek izšķirtas DFSZ aksijas, kas tieši mijiedarbojas ar elektroniem, un tā sauktās hadroniskās aksijas, kas mijiedarbojas ar elektroniem tikai perturbācijas teorijas pirmajā kārtā. Parasti tiek uzskatīts, ka aksioni veido aukstu tumšo vielu. Lai to blīvums nepārsniegtu kritisko vērtību, ir jābūt f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV jau ir eksperimentāli izslēgtas citas iespējas ar mazāku masu, un attiecīgi arī lielāki savienojuma parametri ir ievērojami ierobežoti ar dažādiem datiem, galvenokārt astrofiziskiem.

Supersimetriskas daļiņas

Lielākā daļa supersimetrisko teoriju satur vienu stabilu daļiņu, kas ir jauna tumšās vielas kandidāte. Stabilas supersimetriskas daļiņas pastāvēšana izriet no reizināšanas kvantu skaitļa, tā sauktās R-paritātes, saglabāšanas, kas parastajām daļiņām iegūst vērtību +1 un to superpartneriem -1. Tas ir tur R-paritātes saglabāšanas likums. Saskaņā ar šo saglabāšanas likumu SUSY daļiņas var veidoties tikai pa pāriem. SUSY daļiņas var sadalīties tikai nepāra skaitā SUSY daļiņu. Tāpēc vieglākajai supersimetriskajai daļiņai jābūt stabilai.
Ir iespējams pārkāpt R-paritātes saglabāšanas likumu. Kvantu skaitlis R ir saistīts ar bariona skaitli B un leptona skaitli L ar sakarību R = (–1) 3B+L+2S, kur S ir daļiņas spins. Citiem vārdiem sakot, B un/vai L pārkāpums var izraisīt R-paritātes kļūmi. Tomēr R-paritātes pārkāpuma iespējamībai ir ļoti stingri ierobežojumi.
Tiek pieņemts, ka vieglākā supersimetriskā daļiņa (LSP) nepiedalās ne elektromagnētiskā, ne spēcīgā mijiedarbībā. Pretējā gadījumā tas apvienotos ar parasto vielu un šobrīd parādītos kā neparasta smaga daļiņa. Tad šāda LSP pārpilnība, normalizēta līdz protona pārpilnībai, būtu vienāda ar 10 -10 spēcīgai mijiedarbībai un 10 -6 elektromagnētiskajai. Šīs vērtības neatbilst eksperimentālajām augšējām robežām: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в данном случае отвечают области масс 1 ГэВ < m LSP c 2 < 10 7 ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
Starp iespējamiem kandidātiem neitrālās vieglākās supersimetriskās daļiņas lomai ir fototino (S = 1/2) un zino (S = 1/2), ko parasti sauc par gaijino, kā arī higsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) un gravitino (S = 3/2). Lielākajā daļā teoriju LSP daļiņa ir iepriekš minēto SUSY daļiņu lineāra kombinācija ar spinu 1/2. Šī tā sauktā neitralīna masai, visticamāk, vajadzētu būt lielākai par 10 GeV/c 2 . Īpaša interese ir SUSY daļiņu uzskatīšana par tumšo vielu, jo tās parādījās pilnīgi citā kontekstā un netika īpaši ieviestas, lai atrisinātu (nebarioniskās) tumšās vielas problēmu. Kosmija Kosmions sākotnēji tika ieviests, lai atrisinātu saules neitrīno problēmu. Pateicoties tai liels ātrumsšīs daļiņas gandrīz netraucēti iziet cauri zvaigznes virsmai. Zvaigznes centrālajā reģionā tie saduras ar kodoliem. Ja enerģijas zudums ir pietiekami liels, tad viņi nevar atkal atstāt šo zvaigzni un laika gaitā tajā uzkrāties. Saules iekšienē notvertās kosmijas ietekmē enerģijas pārneses raksturu un tādējādi veicina Saules centrālā reģiona dzesēšanu. Tas radītu mazāku neitrīno ražošanas iespējamību no 8 V un izskaidrotu, kāpēc uz Zemes izmērītā neitrīno plūsma ir mazāka nekā gaidīts. Lai atrisinātu šo neitrīno problēmu, kosmosa masai jābūt diapazonā no 4 līdz 11 GeV/c 2, un šķērsgriezumam kosmosa mijiedarbībai ar vielu jābūt 10–36 cm 2. Tomēr šķiet, ka eksperimentālie dati izslēdz šādu saules neitrīno problēmas risinājumu.

Telpas-laika topoloģiskie defekti

Papildus iepriekš minētajām daļiņām tumšās vielas veidošanos var veicināt arī topoloģiskie defekti. Tiek pieņemts, ka agrīnajā Visumā pie t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, notika GUT simetrijas pārkāpums, kas izraisīja SU(3) grupu aprakstīto mijiedarbību atdalīšanu. un SU(2)×U (1). 24. dimensijas Higsa lauks ieguva noteiktu izlīdzinājumu, un spontānas simetrijas pārrāvuma fāzes leņķu orientācija palika patvaļīga. Šīs fāzes pārejas rezultātā būtu jāveido telpiskie reģioni ar dažādu orientāciju. Šīs teritorijas laika gaitā kļuva lielākas un galu galā nonāca saskarē viena ar otru.
Pēc mūsdienu koncepcijām uz robežvirsmām, kur sastapās dažādas orientācijas laukumi, veidojās topoloģiski stabili defektu punkti. To izmēri var būt no nulles līdz trim, un tie var sastāvēt no nepārkāptas simetrijas vakuuma. Pēc simetrijas pārrāvuma šim sākotnējam vakuumam ir ļoti augsta vielas enerģija un blīvums.
Vissvarīgākie ir punktveida defekti. Tiem jābūt izolētam magnētiskam lādiņam, t.i. būt magnētiskiem monopoliem. To masa ir saistīta ar fāzes pārejas temperatūru un ir aptuveni 10 16 GeV/c 2. Līdz šim, neskatoties uz intensīvajiem meklējumiem, šādu objektu esamība nav reģistrēta.
Līdzīgi kā magnētiskajos monopolos, var veidoties arī lineāri defekti – kosmiskās stīgas. Šiem pavedieniem līdzīgiem objektiem raksturīgs lineārais masas blīvums ir 10 22 g∙cm –1, un tie var būt gan slēgti, gan atvērti. Gravitācijas pievilkšanās dēļ tās varēja kalpot kā sēklas matērijas kondensācijai, kā rezultātā veidojās galaktikas.
Lielas masas ļautu atklāt šādas stīgas, izmantojot gravitācijas lēcas. Stīgas saliektu apkārtējo telpu tā, lai tiktu izveidots aiz tām esošo objektu dubultatēls. Šī virkne var novirzīt gaismu no ļoti tālām galaktikām saskaņā ar vispārējās gravitācijas teorijas likumiem. Novērotājs uz Zemes redzētu divus blakus esošus galaktiku spoguļattēlus ar identisku spektrālo sastāvu. Šis gravitācijas lēcas efekts jau ir atklāts attāliem kvazāriem, kur galaktika, kas atrodas starp kvazāru un Zemi, kalpoja kā gravitācijas lēca.
Tiek apspriesta arī supravadītāja stāvokļa iespējamība kosmiskajās virknēs. Elektriski lādētas daļiņas, piemēram, elektroni virknes simetriskā vakuumā, būtu bezmasas, jo tās iegūst savu masu tikai simetrijas rezultātā, izlaužoties caur Higsa mehānismu. Tādējādi ar ļoti mazu enerģijas patēriņu šeit var izveidot daļiņu-pretdaļiņu pārus, kas pārvietojas ar gaismas ātrumu. Tā rezultātā rodas supravadoša strāva. Supravadošās stīgas varētu tikt uzbudinātas, mijiedarbojoties ar lādētām daļiņām, un šī ierosme tiktu noņemta, izstarojot radioviļņus.
Tiek ņemti vērā arī augstāku izmēru defekti, tostarp divdimensiju "domēna sienas" un jo īpaši trīsdimensiju defekti vai "tekstūras". Citi eksotiski kandidāti

Ēnu matērija. Pieņemot, ka stīgas ir viendimensionāli paplašināti objekti, superstīgu teorijas mēģina atkārtot supersimetrisko modeļu panākumus, novēršot atšķirības arī gravitācijā un iekļūt enerģijas reģionos ārpus Planka masas. No matemātiskā viedokļa superstīgu teorijas bez anomālijām var iegūt tikai SO(32) un E 8 *E 8" gabarītu grupām. Pēdējā sadalās divos sektoros, no kuriem viens apraksta parasto vielu, bet otrs atbilst. ēnot vielu (E 8 "). Šie divi sektori var mijiedarboties viens ar otru tikai gravitācijas ceļā.
"Quark Nuggets" Tie ir stabili makroskopiski kvarku vielas objekti, kas sastāv no u-, d- un s-kvarkiem. Šo objektu blīvums atrodas kodola blīvuma apgabalā 10 15 g/cm 3, un masas var svārstīties no vairākiem GeV/c 2 līdz neitronu zvaigžņu masām. Tie veidojas hipotētiskas QCD fāzes pārejas laikā, bet parasti tiek uzskatīti par ļoti maz ticamiem.

3.3. Modificētas teorijas (kosmoloģiskā konstante, MOND teorija, no laika atkarīga gravitācijas konstante)

Sākotnēji kosmoloģisko konstanti Λ Einšteins ieviesa vispārējās relativitātes teorijas lauka vienādojumos, lai nodrošinātu, saskaņā ar tā laika uzskatiem, Visuma stacionaritāti. Tomēr pēc tam, kad Habls atklāja Visuma paplašināšanos mūsu gadsimta 20. gadu beigās, tas izrādījās nevajadzīgs. Tāpēc viņi sāka uzskatīt, ka Λ = 0. Tomēr ietvaros mūsdienu teorijas laukā šī kosmoloģiskā konstante tiek interpretēta kā vakuuma enerģijas blīvums ρ v . Pastāv šāds vienādojums:

Gadījums Λ = 0 atbilst pieņēmumam, ka vakuums neveicina enerģijas blīvumu. Šis attēls atbilst klasiskās fizikas idejām. Kvantu lauka teorijā vakuums satur dažādus kvantu laukus, kas atrodas stāvoklī ar viszemāko enerģiju, kas ne vienmēr ir nulle.
Ņemot vērā ne-nulles kosmoloģisko konstanti, izmantojot attiecības

iegūstam zemāku kritisko blīvumu un augstāka vērtība blīvuma parametrs, nekā paredzēts saskaņā ar iepriekš sniegtajām formulām. Astronomiskie novērojumi, kuru pamatā ir galaktiku skaitļi, nodrošina mūsdienu kosmoloģiskās konstantes augšējo robežu
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

kur H 0,max izmanto vērtību 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Lai gan ir izrādījusies nepieciešama kosmoloģiskā konstante, kas nav nulle, lai interpretētu evolūcijas agrīno fāzi, daži zinātnieki ir secinājuši, ka Λ, kas nav nulle, varētu spēlēt lomu vēlākos Visuma attīstības posmos.
Kosmoloģiskā konstante

varētu novest pie vērtības Ω(Λ = 0), lai gan patiesībā Ω(Λ ≠ 0). Parametrs Ω(Λ = 0), kas definēts no ρ 0, nodrošinātu Ω = 1, kā prasīts inflācijas modeļos, ar nosacījumu, ka kosmoloģiskā konstante ir

Izmantojot skaitliskās vērtības H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 un Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 noved pie
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Vakuuma enerģijas blīvums, kas atbilst šai vērtībai, varētu atrisināt pretrunu starp novēroto blīvuma parametra vērtību un vērtību Ω = 1, ko pieprasa mūsdienu teorijas.
Papildus nulles kosmoloģiskās konstantes ieviešanai ir arī citi modeļi, kas novērš vismaz dažas problēmas, neiesaistot tumšās vielas hipotēzi.

MOND teorija (modificēta Ņūtona dinamika)

Šī teorija pieņem, ka gravitācijas likums atšķiras no parastās Ņūtona formas un ir šāds:

Šajā gadījumā pievilcības spēks būs lielāks, un tas ir jākompensē ar ātrāku periodisku kustību, kas var izskaidrot rotācijas līkņu plakano uzvedību.

No laika atkarīga gravitācijas konstante

Gravitācijas konstantes G(t) atkarībai no laika varētu būt liela nozīme galaktikas veidošanās procesā. Tomēr līdz šim precīzie mērījumi nav devuši nekādas norādes par G laika izmaiņām.

Literatūra