Kas ir Visuma tumšā matērija? Tumšā matērija astronomijā, kosmoloģijā un filozofijā - interesanti fakti.

Mēs esam uz atklājuma sliekšņa, kas var mainīt mūsu priekšstatu par Pasauli būtību. Tas ir par par tumšās matērijas būtību. Pēdējos gados astronomija ir spērusi lielus soļus tumšās matērijas novērojumu pamatošanā, un mūsdienās šādas matērijas esamību Visumā var uzskatīt par stingri pierādītu faktu. Situācijas īpatnība ir tāda, ka astronomi novēro struktūras, kas sastāv no fiziķiem nezināmas vielas. Tādējādi radās identifikācijas problēma fiziskā dabašo lietu.

1. “Atnes man kaut ko, es nezinu ko”

Mūsdienu daļiņu fizika nepazīst daļiņas, kurām būtu tumšās vielas īpašības. Nepieciešams standarta modeļa paplašinājums. Bet kā, kādā virzienā virzīties, ko un kur meklēt? Vārdi no slavenās krievu pasakas šīs sadaļas nosaukumā lieliski atspoguļo pašreizējo situāciju.

Fiziķi meklē nezināmas daļiņas tikai ar vispārīgas idejas par novērotās matērijas īpašībām. Kādas ir šīs īpašības?

Mēs zinām tikai to, ka tumšā viela mijiedarbojas ar gaismas vielu (barioniem) gravitācijas veidā un ir auksta vide, kuras kosmoloģiskais blīvums vairākas reizes pārsniedz barionu blīvumu. Pateicoties šādām vienkāršām īpašībām, tumšā matērija tieši ietekmē Visuma gravitācijas potenciāla attīstību. Tā blīvuma kontrasts laika gaitā palielinājās, izraisot gravitācijas ceļā saistītu tumšās vielas halo sistēmu veidošanos.

Jāuzsver, ka šis gravitācijas nestabilitātes process Frīdmaņa Visumā varētu tikt uzsākts tikai sēklu blīvuma traucējumu klātbūtnē, kuru eksistencei nav nekāda sakara ar tumšo vielu, bet gan to nosaka Lielā sprādziena fizika. Tāpēc rodas vēl viens svarīgs jautājums par sēklu perturbāciju rašanos, no kurām attīstījās tumšās vielas struktūra.

Jautājumu par sākotnējo kosmoloģisko traucējumu rašanos mēs aplūkosim nedaudz vēlāk. Tagad atgriezīsimies pie tumšās matērijas.

Barioni tiek notverti tumšās vielas koncentrācijas gravitācijas akās. Tāpēc, lai gan tumšās vielas daļiņas nesadarbojas ar gaismu, gaisma ir sastopama tur, kur ir tumšā viela. Šī ievērojamā gravitācijas nestabilitātes īpašība ir ļāvusi izpētīt tumšās vielas daudzumu, stāvokli un izplatību, izmantojot novērošanas datus no radio līdz rentgenstaru diapazonam.

Neatkarīgu apstiprinājumu mūsu secinājumiem par tumšās matērijas īpašībām un citiem Visuma parametriem sniedz dati par kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropiju un polarizāciju, gaismas elementu pārpilnību Visumā un matērijas absorbcijas līniju sadalījumu. tālu kvazāru spektros. Arvien nozīmīgāku lomu spēlē skaitliskā modelēšana, kas aizstāj eksperimentu kosmoloģiskajos pētījumos. Visvērtīgākā informācija par tumšās matērijas izplatību ir ietverta daudzos novērojumu datos par attālu avotu gravitācijas lēcām, ko veic tuvumā esošie matērijas gabali.

Rīsi. 1. Debesu fotogrāfija galaktiku kopas 0024 + 1654 virzienā, kas iegūta ar Habla teleskopu.

1. attēlā parādīts debess posms virzienā uz vienu no šiem tumšās masas klučiem ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Mēs redzam, ka ir notverta galaktiku kopa gravitācijas lauksšī kluča, karstā rentgena gāze, kas atrodas gravitācijas potenciāla akas apakšā, un vairākas fona galaktikas, kas ir noķertas tumšā oreola redzamības līnijā un izkropļotas gravitācijas lauka ietekmē.

1. tabula. Galvenie kosmoloģiskie parametri

1. tabulā parādītas astronomisko novērojumu rezultātā iegūtās vidējās kosmoloģisko parametru vērtības (10% precizitāte). Acīmredzot visu veidu daļiņu kopējais enerģijas blīvums Visumā nepārsniedz 30% no kopējā kritiskā blīvuma (neitrīnu devums ir ne vairāk kā daži procenti). Atlikušie 70% ir tādā formā, kas nepiedalījās matērijas gravitācijas drūzmēšanā. Šāda īpašība piemīt tikai kosmoloģiskajai konstantei vai tās vispārinājumam - videi ar negatīvu spiedienu ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), ko sauc par "tumšo enerģiju". Pēdējās būtības noteikšana ir ilgtermiņa perspektīva fizikas attīstībai.

Šis ziņojums ir veltīts fizikālās kosmoloģijas jautājumiem, kuru risinājums gaidāms tuvāko gadu laikā. Pirmkārt, tas attiecas uz tumšās vielas struktūru veidošanās sākotnējo apstākļu noteikšanu un pašu nezināmo daļiņu meklēšanu.

2. Agrīnais Visums un Vēlais Visums

Novērotā Visuma struktūra ir sākuma apstākļu un blīvuma traucējumu lauka evolūcijas kombinācijas rezultāts. Mūsdienu novērojumu dati ir ļāvuši noteikt blīvuma traucējumu lauka raksturlielumus dažādos tā attīstības periodos. Tādējādi bija iespējams nodalīt informāciju par sākotnējiem apstākļiem un attīstības apstākļiem, kas iezīmēja sākumu neatkarīgam agrīnā un vēlīnā Visuma fizikas pētījumam.

Termins "agrīns Visums" mūsdienu kosmoloģijā nozīmē paātrinātas izplešanās pēdējo posmu, kam seko pāreja uz karsto evolūcijas fāzi. Mēs nezinām Lielā sprādziena parametrus, ir tikai augšējie ierobežojumi (skat. 3. sadaļas attiecības (12)). Tomēr ir labi izstrādāta kosmoloģisko traucējumu rašanās teorija, saskaņā ar kuru mēs varam aprēķināt sākotnējo traucējumu spektrus vielas blīvumā un primārajos gravitācijas viļņos atkarībā no kosmoloģisko parametru vērtībām.
Vispārpieņemta agrīnā Visuma modeļa trūkuma iemesli ir Lielā sprādziena inflācijas paradigmas prognožu stabilitāte - radīto spektru tuvums plakans skats, kosmoloģisko gravitācijas viļņu amplitūdas relatīvais mazums, redzamā Visuma trīsdimensiju eiklīda raksturs utt., ko var iegūt plašā modeļa parametru klasē. Patiesības brīdis agrīnā Visuma modeļa izveidei varētu būt kosmoloģisko gravitācijas viļņu atklāšana, kas šķiet iespējams, ja starptautiskais kosmosa eksperiments Planck, kuru plānots sākt 2008. gadā, būs veiksmīgs.

Mūsu zināšanas par vēlo Visumu ir diametrāli pretējas. Mums ir diezgan precīzs modelis - mēs zinām matērijas sastāvu, struktūras attīstības likumus, kosmoloģisko parametru vērtības (skat. 1. tabulu), bet tajā pašā laikā mums nav vispārpieņemtas izcelsmes teorijas. no matērijas sastāvdaļām.

Mums zināmās redzamā Visuma īpašības ļauj aprakstīt tā ģeometriju perturbācijas teorijas ietvaros. Mazais parametrs ($10^(-5)$) ir kosmoloģisko traucējumu amplitūda.

Nulles kārtībā Visums ir Frīdmaņa un to raksturo viena laika funkcija - mēroga koeficients $a(t)$. Pirmais pasūtījums ir nedaudz sarežģītāks. Metrikas perturbācijas ir trīs neatkarīgu režīmu summa - skalārs $S(k)$, vektors $V(k)$ un tensors $T(k)$, katram no kuriem ir raksturīga sava viļņa numura $ spektrālā funkcija. k$. Skalārais režīms apraksta kosmoloģiskā blīvuma perturbācijas, vektora režīms ir atbildīgs par vielas virpuļveida kustībām, bet tenzora režīms ir gravitācijas viļņi. Tādējādi visa ģeometrija ir aprakstīta, izmantojot četras funkcijas: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ un $T(k)$, no kurām šodien zinām tikai pirmās divas (dažos domēnos). definīcijas).

Lielais sprādziens bija katastrofāls straujas izplešanās process, ko pavadīja intensīvs, strauji mainīgs gravitācijas lauks. Kosmoloģiskās ekspansijas laikā metriskās perturbācijas spontāni radās parametriskā veidā no vakuuma svārstībām, tāpat kā jebkuras bezmasas brīvības pakāpes rodas ārēja mainīga lauka ietekmē. Novērošanas datu analīze norāda uz kvantu gravitācijas mehānismu sēklu traucējumu rašanās gadījumā. Tādējādi Visuma liela mēroga struktūra ir piemērs izmērāmības problēmas risinājumam kvantu lauka teorijā.

Atzīmēsim galvenās ģenerēto traucējumu lauku īpašības: Gausa statistika ( nejaušie sadalījumi telpā), izteikta laika fāze (“pieaugošā” traucējumu atzars), atšķirīgas skalas trūkums plašā viļņu garuma diapazonā, gravitācijas viļņu amplitūda, kas nav nulles. Pēdējais ir ļoti svarīgs, lai izveidotu agrīnā Visuma modeli, jo, ņemot vērā vienkāršāko savienojumu ar fona metriku, gravitācijas viļņi nes tiešu informāciju par Lielā sprādziena enerģijas mērogu.

Traucējumu skalārā režīma attīstības rezultātā veidojās galaktikas un citi astronomiski objekti. Svarīgs sasniegums pēdējos gados(WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) eksperiments) kļuva par nozīmīgu mūsu zināšanu pilnveidošanu par kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropiju un polarizāciju, kas radās ilgi pirms galaktiku parādīšanās visu trīs kosmoloģisko traucējumu veidu ietekmes rezultātā. par fotonu sadalījumu.

Kopīga novērojumu datu analīze par galaktiku sadalījumu un kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropiju ļāva nodalīt sākuma apstākļus un evolūciju. Izmantojot nosacījumu, ka summa $S+V+T\apmēram 10^(-10)$ ir fiksēta ar kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropiju, mēs varam iegūt virpuļu un tenzoru traucējumu summas augšējo robežu. Visums (to noteikšana ir iespējama tikai ar pieaugošu novērošanas precizitāti):
$$\frac(V+T)(S) Ja tiktu pārkāpta nevienādība (1), blīvuma perturbāciju lielums būtu nepietiekams, lai izveidotu novēroto struktūru.

3. Sākumā bija skaņa...

Bezmasas lauku kvantu gravitācijas radīšanas ietekme ir labi pētīta. Tādā veidā var rasties matērijas daļiņas (skat., piemēram,) (lai gan jo īpaši reliktie fotoni radās protomateriāla sabrukšanas rezultātā agrīnajā Visumā). Tādā pašā veidā notiek gravitācijas viļņu veidošanās un blīvuma traucējumi, jo arī šie lauki ir bezmasas un to rašanos neaizliedz slieksnis enerģijas stāvoklis. Virpuļu traucējumu rašanās problēma joprojām gaida savus pētniekus.

Frīdmaņa Visuma traucējumu $S$- un $T$-režīmu teorija ir reducēta uz neatkarīgu oscilatoru $q_k(\eta)$ kvantu mehānisko problēmu, kas atrodas ārējā parametru laukā ($\alpha(\eta) $) Minkovska pasaulē ar laika koordinātu $\eta=\int dt/a$. Elementāro oscilatoru darbība un Lagranža vērtība ir atkarīga no to telpiskās frekvences $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2) $$
kur pirmskaitlis apzīmē laika atvasinājumu $\eta$, $\omega=\beta$ ir oscilatora frekvence, $\beta$ ir traucējumu izplatīšanās ātrums gaismas ātruma vienībās vakuumā (turpmāk $c =\hbar =1$, lauka $q$ indekss $k$ ir izlaists); $T$ režīma gadījumā $q = q_T$ ir metriskā tenzora šķērsvirziena bezizsekošanas sastāvdaļa,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3) $$
un $S$ režīma gadījumā $q = q_s$ ir lineāra superpozīcija starp garenvirziena gravitācijas potenciālu (mēroga faktora perturbācija) un vides 3 ātrumu potenciālu, kas reizināts ar Habla parametru,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\punkt(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4) $$
punkts nozīmē atvasinājumu attiecībā pret laiku $t$.

Kā redzams no (3), lauks $q_T$ ir fundamentāls, jo tas ir minimāli saistīts ar fona metriku un nav atkarīgs no matērijas īpašībām (vispārējā relativitātes teorijā gravitācijas viļņu izplatīšanās ātruma ir vienāds ar gaismas ātrumu). Kas attiecas uz $q_S$, tad tā saistība ar ārējo lauku (4) ir sarežģītāka: tajā ir ietverti gan mēroga faktora atvasinājumi, gan daži vielas raksturlielumi (piemēram, traucējumu izplatīšanās ātrums vidē). Mēs neko nezinām par protomateriālu agrīnajā Visumā — šim jautājumam ir tikai vispārīgas pieejas.
Parasti tiek uzskatīta ideāla vide ar enerģijas-impulsa tensoru atkarībā no enerģijas blīvuma $\epsilon$, spiediena $p$ un vielas 4-ātruma $u^\mu$. $S$-režīmā 4-ātrums ir potenciāls, un to var attēlot kā 4-skalāra $\phi$ gradientu:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5) $$
kur $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ ir normalizējošā funkcija, apakšindeksa komats nozīmē atvasinājumu attiecībā pret koordinātu. Skaņas ātrumu nosaka, izmantojot “stāvokļa vienādojumu” kā proporcionalitātes koeficientu starp saistītajiem spiediena un vielas enerģijas blīvuma traucējumiem:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6) $$
kur $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ ir vides 3 ātrumu potenciāls.

Perturbācijas teorijas lineārajā secībā ideālās vides jēdziens ir līdzvērtīgs lauka jēdzienam, saskaņā ar kuru materiāla laukam $\phi$ tiek piešķirts Lagranža blīvums $L=L(w,\phi)$. . Lauka pieejā ierosinājumu izplatīšanās ātrumu nosaka no vienādojuma
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7) $$
kas atbilst arī relācijai (6). Lielākā daļa agrīnā Visuma modeļu pieņem, ka $\beta\sim 1$ (jo īpaši starojuma dominētajā stadijā $\beta=1/\sqrt(3)$).

Elementāro oscilatoru evolūciju apraksta Kleina-Gordona vienādojums
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8) $$
Kur
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9) $$
(8) vienādojuma risinājumam ir divi asimptotiski uzvedības atzari: adiabātiskais ($\omega^2>U$), kad oscilators atrodas brīvās svārstības režīmā un tā ierosmes amplitūda samazinās ($|q|\sim(\alpha) \sqrt(\beta ))^(-1)$) un parametru ($\omega^2

Kvantitatīvi radīto traucējumu spektri ir atkarīgi no oscilatoru sākotnējā stāvokļa:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10) $$
koeficients 2 izteiksmē tenzora režīmam ņem vērā divas gravitācijas viļņu polarizācijas. $\langle\rangle$ stāvoklis tiek uzskatīts par galveno, t.i. kas atbilst minimālajam oscilatoru sākotnējās ierosmes līmenim. Šī ir galvenā Lielā sprādziena teorijas hipotēze. Adiabātiskās zonas klātbūtnē elementāro oscilatoru pamata (vakuuma) stāvoklis ir unikāls.
Tādējādi, pieņemot, ka funkcija U palielinās ar laiku un $\beta\sim 1$, iegūstam universālu vispārīgu rezultātu spektriem $T(k)$ un $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11) $$
kur $k=\sqrt(U)\approx aH$ un $M_p\equiv G^(-1/2)$ ir Planka masa. Kā redzams no (11), teorētiski režīms $T$ nekādā veidā nav pakļauts diskriminācijai attiecībā pret režīmu $S$. Tas viss ir par $\gamma$ faktora lielumu traucējumu radīšanas laikmetā.
No novērotā fakta par $T$ režīma mazumu mūsu Visumā (sk. 2. sadaļas sakarību (1)), mēs iegūstam Lielā sprādziena enerģijas skalas un parametra $\gamma$ augšējo robežu. agrīnais Visums:
$$H Pēdējais nosacījums nozīmē, ka Lielajam sprādzienam bija inflācijas raksturs ($\gamma Mums ir vissvarīgākā fāzes informācija: lauki dzimst noteiktā fāzē, parametriski tiek pastiprināts tikai augošais traucējumu atzars. Paskaidrosim to, izmantojot izkliedes problēmas piemērs, pieņemot, ka $U = 0 $ evolūcijas sākuma (adiabātiskā) un beigu (dominē radiācija, $a\propto n$) stadijā (skat. 2. att.).

Rīsi. 2. (8) vienādojuma risinājuma ilustrācija izkliedes uzdevuma formulējumā.

Katrai no iepriekš minētajām asimptotikām vispārīgajam risinājumam ir forma
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13) $$
kur operatori $C_(1,2)$ norāda evolūcijas “augošo” un “krītošo” atzaru amplitūdas. Vakuuma stāvoklī lauka sākotnējā laika fāze ir patvaļīga: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Taču evolūcijas vienādojumu risināšanas rezultātā izrādās, ka starojuma dominējošā stadijā rentabla paliek tikai augošais skaņas traucējumu atzars: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((out))|. Līdz brīdim, kad rekombinācijas laikmetā starojums tiek atvienots no matērijas, starojuma spektrs tiek modulēts ar fāzi $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, kur $n$ ir naturāls skaitlis.

Rīsi. 3. Skaņas modulācijas izpausme kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropijas spektrā. (Saskaņā ar eksperimentiem WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (ļoti mazs masīvs).)

Tieši šīs akustiskās svārstības ir novērojamas kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropijas spektros (3. att., lielais maksimums atbilst $n = 1$) un blīvuma perturbācijās, kas apstiprina $S$ kvantu gravitācijas izcelsmi. režīmā. Blīvuma traucējumu spektrā skaņas modulāciju nomāc mazā barionu daļa attiecībā pret kopējo vielas blīvumu, kas ļauj atrast šo daļu neatkarīgi no citiem kosmoloģiskiem testiem. Pati svārstību skala kalpo kā standarta lineāla paraugs, pēc kura tiek noteikti svarīgākie Visuma parametri. Šajā sakarā jāuzsver, ka kosmoloģisko parametru deģenerācijas problēmas nopietnība novērojumu datos, ilgi gadi kas neļāva izveidot reālu Visuma modeli, tagad ir noņemts, pateicoties neatkarīgu un papildinošu novērošanas testu pārpilnībai.

Rezumējot, mēs varam teikt, ka sākotnējo kosmoloģisko traucējumu veidošanās problēma un Visuma liela mēroga struktūra šodien ir principā atrisināta. Teorija par traucējumu kvantu-gravitācijas izcelsmi agrīnajā Visumā saņems galīgo apstiprinājumu pēc $T$ režīma atklāšanas, kas varētu notikt tuvākajā nākotnē. Tādējādi vienkāršākais Lielā sprādziena modelis (spēka likuma inflācija masīvā skalārā laukā) paredz, ka $T$ režīma amplitūda būs tikai 5 reizes mazāka nekā $S$ režīma amplitūda. Mūsdienu instrumenti un tehnoloģijas ļauj atrisināt šādu mazu signālu reģistrēšanas problēmu no kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropijas un polarizācijas novērojumiem.

4. Matērijas tumšā puse

Ir vairākas hipotēzes par matērijas izcelsmi, taču neviena no tām vēl nav apstiprināta. Ir tiešas novērojumu pazīmes, ka tumšās matērijas noslēpums ir cieši saistīts ar Visuma barionu asimetriju. Tomēr mūsdienās nav vispārpieņemtas teorijas par barionu asimetrijas un tumšās matērijas izcelsmi.

Kur atrodas tumšā matērija?

Mēs zinām, ka matērijas gaismas komponents tiek novērots galaktikās savākto zvaigžņu veidā dažādas masas, un rentgena gāzes veidā no kopām. Tomēr lielākā daļa parastās vielas (līdz 90%) ir retinātas starpgalaktikas gāzes veidā ar vairāku elektronvoltu temperatūru, kā arī MACHO (Massive Compact Halo Object) formā - kompaktas evolūcijas paliekas. zvaigznes un mazmasas objekti. Tā kā šīm struktūrām parasti ir zems spilgtums, tās sauc par "tumšajiem barioniem".

Rīsi. 4. Galaktikas halo masas daļas augšējā robeža MASNO saskaņā ar EROS eksperimentu (no franču valodas - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Vairākas grupas (MASNO, EROS utt.) ir pētījušas kompakto tumšo objektu skaitu un izplatību mūsu galaktikas oreolā, pamatojoties uz mikroobjektīva notikumiem. Kopīgās analīzes rezultātā tika iegūts būtisks ierobežojums - ne vairāk kā 20% no kopējās halo masas ir koncentrēti MACNO vērtību diapazonā no mēness masas līdz zvaigžņu masai (4. att. ). Pārējo tumšo vielu oreolā veido nezināmas dabas daļiņas.

Kur vēl ir paslēpta nebarioniskā tumšā viela?

Augsto tehnoloģiju attīstība 20. gadsimta novērojumu astronomijā ļāva iegūt skaidru atbildi uz šo jautājumu: nebarioniskā tumšā viela ir sastopama gravitācijas sistēmās (halos). Tumšās vielas daļiņas ir nerelativistiskas un vāji mijiedarbojas – to izkliedes procesi nenotiek tāpat kā barioniem. Barioni starojoši atdziest, nosēžas un uzkrājas oreola centros, sasniedzot rotācijas līdzsvaru. tumšā matērija paliekas izplatītas ap galaktiku redzamo vielu ar raksturīgo mērogu aptuveni 200 kpc. Tādējādi vietējā grupā, kurā ietilpst Andromedas miglājs un Piena ceļš, vairāk nekā puse no visas tumšās vielas ir koncentrēta šajās divās lielajās galaktikās. Daļiņu fizikas standarta modelī nav daļiņu ar nepieciešamajām īpašībām. Svarīgs parametrs, ko nevar noteikt no novērojumiem ekvivalences principa dēļ, ir daļiņas masa. Standarta modeļa iespējamajos paplašinājumos ir vairākas tumšās vielas daļiņas. Galvenie no tiem ir norādīti tabulā. 2 to miera masas pieaugošā secībā.

2. tabula. Nebarionālās tumšās vielas daļiņas

Kandidāts
Gravitoni
"Sterilie" neitrīni
Spoguļviela
Masīvas daļiņas
Supermasīvas daļiņas	$10^(13)$ GeV
Monopoli un defekti	$10^(19)$ GeV
Pirmie melnie caurumi	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Mūsdienās galvenā masīvo daļiņu versija - neitralīna hipotēze - ir saistīta ar minimālu supersimetriju. Šo hipotēzi var pārbaudīt Lielajā hadronu paātrinātājā CERN, ko plānots palaist 2008. gadā. Paredzamā šādu daļiņu masa ir $\sim$ 100 GeV, un to blīvums mūsu Galaktikā ir viena daļiņa tējas tilpumā. stikls.

Visā pasaulē daudzās iekārtās tiek meklētas tumšās vielas daļiņas. Interesanti atzīmēt, ka neitralīna hipotēzi var neatkarīgi pārbaudīt gan pazemes eksperimentos par elastīgo izkliedi, gan netiešos datos par neitralīnu iznīcināšanu Galaktikā. Pagaidām pozitīva atbilde saņemta tikai vienā no projekta DAMA (DArk MAtter) pazemes detektoriem, kur jau vairākus gadus ir novērots nezināmas izcelsmes “vasaras-ziemas” tipa signāls. Tomēr ar šo eksperimentu saistītais masu un šķērsgriezumu diapazons vēl nav apstiprināts citās instalācijās, kas rada šaubas gan par rezultāta ticamību, gan nozīmīgumu.

Svarīga neitralīnu īpašība ir iespēja tos netieši novērot ar iznīcināšanas plūsmu gamma reģionā. Hierarhiskās drūzmēšanās procesā šādas daļiņas varētu veidot mini halos ar raksturīgu izmēru Saules sistēmas lieluma secībā un masu, kas atbilst Zemes masas kārtai, kuru atliekas ir saglabājušās līdz mūsdienām. . Pati Zeme, ļoti iespējams, var atrasties šādos minihalos, kur daļiņu blīvums palielinās vairākus desmitus reižu. Tas palielina gan tiešas, gan netiešas tumšās vielas noteikšanas iespējamību mūsu Galaktikā. Šādu dažādu meklēšanas metožu esamība iedvesmo optimismu un ļauj cerēt uz ātru tumšās matērijas fiziskās dabas noteikšanu.

5. Uz jaunās fizikas sliekšņa

Mūsu laikā ir kļuvis iespējams neatkarīgi noteikt agrīnā Visuma un vēlīnā Visuma īpašības, izmantojot novērojumu astronomijas datus. Mēs saprotam, kā radās sākotnējie kosmoloģiskā blīvuma traucējumi, no kuriem attīstījās Visuma struktūra. Mēs zinām svarīgāko kosmoloģisko parametru vērtības, kas ir Visuma standarta modeļa pamatā, kuram šodien nav nopietnu konkurentu. Tomēr fundamentāli jautājumi par Lielā sprādziena izcelsmi un matērijas galvenajām sastāvdaļām joprojām nav atrisināti.

Kosmoloģisko traucējumu tenzora režīma novērošanas noteikšana ir atslēga agrīnā Visuma modeļa izveidošanai. Šeit mēs runājam ar skaidru prognozi par teoriju, kas ir labi pārbaudīta $S$ režīma gadījumā un kurai ir iespēja eksperimentāli pārbaudīt $T$ režīmu turpmākajos gados.

Teorētiskā fizika, sniedzot plašu iespējamo tumšās vielas daļiņu meklēšanas virzienu un metožu sarakstu, ir sevi izsmēlusi. Tagad ir laiks eksperimentēt. Pašreizējā situācija atgādina to, kas bija pirms lielajiem atklājumiem – kvarku, W un Z bozonu, neitrīno svārstību, kosmiskā mikroviļņu fona starojuma anizotropijas un polarizācijas atklāšanas.

Rodas viens jautājums, kas tomēr ir ārpus šī pārskata ziņojuma jomas: kāpēc daba ir tik dāsna pret mums un ļauj atklāt savus noslēpumus?

Bibliogrāfija

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvantu efekti intensīvos ārējos laukos (Maskava: Atomizdat, 1980)
2. Zeldovičs Ja B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukašs V N, astro-ph/9910009
6. Strokovs VN Astrons. žurnāls 84 483 (2007)
7. Lukašs VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J.Mod. Fiz. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukašs, E.V. Mihejeva

Jautājums par Visuma izcelsmi, tā pagātni un nākotni cilvēkus ir satraucis kopš neatminamiem laikiem. Gadsimtu gaitā ir radušās un atspēkotas teorijas, kas piedāvā pasaules ainu, pamatojoties uz zināmiem datiem. Einšteina relativitātes teorija bija liels šoks zinātnes pasaulei. Viņa arī sniedza milzīgu ieguldījumu Visumu veidojošo procesu izpratnē. Tomēr relativitātes teorija nevarēja pretendēt uz galīgo patiesību, neprasot nekādus papildinājumus. Uzlabotās tehnoloģijas ir ļāvušas astronomiem izdarīt iepriekš neiedomājamus atklājumus, kuriem bija nepieciešama jauna teorētiskā sistēma vai ievērojama esošo noteikumu paplašināšana. Viena no šādām parādībām ir tumšā viela. Bet vispirms vispirms.

Lietas no pagājušām dienām

Lai saprastu terminu “tumšā matērija”, atgriezīsimies pagājušā gadsimta sākumā. Tolaik valdošais uzskats par Visumu bija stacionāra struktūra. Tikmēr vispārējā relativitātes teorijā (GTR) tika pieņemts, ka agrāk vai vēlāk tas novedīs pie visu kosmosa objektu “salipšanas” vienā bumbiņā, notiks tā sauktais gravitācijas sabrukums. Starp kosmosa objektiem nav atgrūdošu spēku. Savstarpējo pievilkšanos kompensē centrbēdzes spēki, radot pastāvīga kustība zvaigznes, planētas un citi ķermeņi. Tādā veidā tiek uzturēts sistēmas līdzsvars.

Lai nepieļautu teorētisko Visuma sabrukumu, Einšteins ieviesa lielumu, kas ieved sistēmu vajadzīgajā stacionārajā stāvoklī, bet tajā pašā laikā tas faktiski tika izgudrots un tam nebija acīmredzama pamata.

Paplašinošs Visums

Frīdmena un Habla aprēķini un atklājumi parādīja, ka nav nepieciešams pārkāpt harmoniskos vispārējās relativitātes vienādojumus, izmantojot jaunu konstanti. Ir pierādīts, un šodien par šo faktu praktiski neviens nešaubās, ka Visums paplašinās, tam kādreiz bija sākums, un par stacionaritāti nevar būt ne runas. Tālāka attīstība kosmoloģija noveda pie lielā sprādziena teorijas rašanās. Galvenais jauno pieņēmumu apstiprinājums ir novērotais attāluma pieaugums starp galaktikām laika gaitā. Tas bija ātruma mērīšana, ar kādu blakus esošās kosmiskās sistēmas attālinās viena no otras, un tas noveda pie hipotēzes veidošanās, ka pastāv tumšā matērija un tumšā enerģija.

Dati neatbilst teorijai

Frics Cvikijs 1931. gadā un pēc tam Jans Orts 1932. gadā un 60. gados nodarbojās ar attālā klasteru galaktiku matērijas masas aprēķināšanu un tās saistību ar to atdalīšanas ātrumu viena no otras. Laiku pa laikam zinātnieki nonāca pie vieniem un tiem pašiem secinājumiem: šis vielas daudzums nav pietiekams, lai gravitācija, ko tā rada, noturētu kopā galaktikas, kas pārvietojas tik lielā ātrumā. Cvikijs un Orts ierosināja, ka pastāv slēpta masa, Visuma tumšā matērija, kas neļauj kosmiskiem objektiem izkliedēties dažādos virzienos.

Tomēr hipotēze saņēma zinātniskās pasaules atzinību tikai septiņdesmitajos gados, kad tika paziņoti Veras Rubinas darba rezultāti.

Viņa izveidoja rotācijas līknes, kas skaidri parāda galaktikas matērijas kustības ātruma atkarību no attāluma, kas to atdala no sistēmas centra. Pretēji teorētiskajiem pieņēmumiem izrādījās, ka zvaigžņu ātrumi nevis samazinās, tām attālinoties no galaktikas centra, bet gan palielinās. Šo zvaigžņu uzvedību varēja izskaidrot tikai ar halo klātbūtni galaktikā, kas ir piepildīta ar tumšo vielu. Tādējādi astronomija saskārās ar pilnīgi neizpētītu Visuma daļu.

Īpašības un sastāvs

To sauc par tumšo, jo to nevar redzēt ne ar kādiem līdzekļiem. Tās klātbūtni atpazīst ar netiešu zīmi: tumšā viela rada gravitācijas lauku, vienlaikus neizstaro elektromagnētiskos viļņus.

Svarīgākais zinātnieku uzdevums bija iegūt atbildi uz jautājumu, no kā sastāv šī matērija. Astrofiziķi mēģināja to “piepildīt” ar parasto barionu vielu (barionu viela sastāv no vairāk vai mazāk izpētītiem protoniem, neitroniem un elektroniem). Galaktiku tumšajā oreolā ietilpa kompaktas vāji izstarojošas šāda veida zvaigznes un milzīgas planētas, kas pēc masas bija tuvu Jupiteram. Tomēr šādi pieņēmumi neizturēja pārbaudi. Barioniskā viela, kas ir pazīstama un pazīstama, tādējādi nevar spēlēt nozīmīgu lomu slēptajā galaktiku masā.

Mūsdienās fizika nodarbojas ar nezināmu komponentu meklēšanu. Zinātnieku praktiskie pētījumi balstās uz mikropasaules supersimetrijas teoriju, saskaņā ar kuru katrai zināmajai daļiņai ir supersimetrisks pāris. Tie veido tumšo vielu. Tomēr vēl nav izdevies iegūt pierādījumus par šādu daļiņu esamību, iespējams, tas ir tuvākās nākotnes jautājums.

Tumšā enerģija

Jauna veida matērijas atklāšana nebeidza pārsteigumus, ko Visums bija sagatavojis zinātniekiem. 1998. gadā astrofiziķiem bija vēl viena iespēja salīdzināt teorētiskos datus ar faktiem. Šis gads iezīmējās ar sprādzienu galaktikā, kas atrodas tālu no mums.

Astronomi izmērīja attālumu līdz tai un bija ārkārtīgi pārsteigti par saņemtajiem datiem: zvaigzne uzliesmoja daudz tālāk, nekā tai vajadzēja būt saskaņā ar esošo teoriju. Izrādījās, ka laika gaitā tas palielinās: tagad tas ir daudz augstāks nekā pirms 14 miljardiem gadu, kad it kā notika Lielais sprādziens.

Kā jūs zināt, lai paātrinātu ķermeņa kustību, tai ir jānodod enerģija. Spēku, kas piespiež Visumu izplesties ātrāk, sāka saukt par tumšo enerģiju. Šī ir ne mazāk noslēpumaina kosmosa daļa kā tumšā viela. Ir zināms tikai tas, ka to raksturo vienmērīgs sadalījums visā Visumā, un tā ietekmi var reģistrēt tikai milzīgos kosmiskos attālumos.

Un atkal kosmoloģiskā konstante

Tumšā enerģija ir satricinājusi lielā sprādziena teoriju. Daļa zinātniskās pasaules ir skeptiski noskaņota pret šādas vielas iespējamību un tās izraisīto izplešanās paātrinājumu. Daži astrofiziķi cenšas atdzīvināt Einšteina aizmirsto kosmoloģisko konstanti, kas atkal var kļūt no lielas zinātniskas kļūdas par darba hipotēzi. Tā klātbūtne vienādojumos rada antigravitāciju, kas izraisa izplešanās paātrinājumu. Tomēr dažas kosmoloģiskās konstantes klātbūtnes sekas neatbilst novērojumu datiem.

Mūsdienās tumšā matērija un tumšā enerģija, kas veido lielāko daļu matērijas Visumā, ir zinātniekiem noslēpumi. Nav skaidras atbildes uz jautājumu par to būtību. Turklāt, iespējams, tas nav pēdējais noslēpums, ko kosmoss no mums slēpj. Tumšā matērija un enerģija var būt jaunu atklājumu slieksnis, kas varētu mainīt mūsu izpratni par Visuma uzbūvi.

Kas bija pirmais: ola vai vista? Virs šī vienkāršs jautājums Zinātnieki visā pasaulē ir cīnījušies gadu desmitiem. Līdzīgs jautājums rodas par to, kas notika pašā sākumā, Visuma radīšanas brīdī. Vai tas notika, šī radīšana, vai arī Visumi ir cikliski vai bezgalīgi? Kas ir melnā viela kosmosā un kā tā atšķiras no baltās vielas? Metot malā dažāda veida reliģiju, mēģināsim pieiet atbildēm uz šiem jautājumiem no zinātniskā viedokļa. Dažu pēdējo gadu laikā zinātnieki ir paveikuši kaut ko neticamu. Iespējams, pirmo reizi vēsturē teorētisko fiziķu aprēķini sakrita ar eksperimentālo fiziķu aprēķiniem. Gadu gaitā zinātnieku aprindām ir prezentētas vairākas dažādas teorijas. Vairāk vai mazāk precīzi, empīriski, dažkārt kvazizinātniski, tomēr teorētiskie aprēķinātie dati tika apstiprināti ar eksperimentiem, daži pat ar vairāku gadu desmitu nobīdi (piemēram, Higsa bozons).

- melnā enerģija

Ir daudz šādu teoriju, piemēram: Lielais sprādziens, ciklisko Visumu teorija, paralēlo Visumu teorija, Modificētā Ņūtona dinamika (MOND), F. Hoila stacionārā Visuma teorija un citas. Tomēr teorija par pastāvīgi paplašinās un attīstās Visums, kura tēzes labi iekļaujas Lielā sprādziena koncepcijas ietvaros, šobrīd tiek uzskatīta par vispārpieņemtu. Tajā pašā laikā kvaziempīriski (t.i., empīriski, bet ar lielām pielaidēm un pamatojoties uz esošo mūsdienu teorijas mikropasaules struktūra), tika iegūti dati, ka visas mums zināmās mikrodaļiņas veido tikai 4,02% no visa Visuma sastāva kopējā tilpuma. Tas ir tā sauktais “barionu kokteilis” jeb barioniskā viela. Taču mūsu Visuma galvenā daļa (vairāk nekā 95%) ir cita veida vielas, ar citu sastāvu un īpašībām. Tā ir tā sauktā melnā viela un melnā enerģija. Viņi uzvedas atšķirīgi: atšķirīgi reaģē uz dažāda veida reakcijām, netiek atklāti ar esošajiem tehniskajiem līdzekļiem, un tiem piemīt iepriekš neizpētītas īpašības. No tā mēs varam secināt, ka vai nu šīs vielas pakļaujas citiem fizikas likumiem (neņūtona fizika, neeiklīda ģeometrijas verbālais analogs), vai arī mūsu zinātnes un tehnikas attīstības līmenis ir tikai tā veidošanās sākuma stadijā.

Kas ir barioni?

Saskaņā ar pašlaik esošo spēcīgas mijiedarbības kvarka-gluona modeli ir tikai sešpadsmit elementārdaļiņas (un nesenais Higsa bozona atklājums to apstiprina): seši kvarku veidi (garšas), astoņi gluoni un divi bozoni. Barioni ir smagas elementārdaļiņas ar spēcīgu mijiedarbību. Slavenākie no tiem ir kvarki, protoni un neitroni. Šādu vielu saimes, kas atšķiras pēc griešanās, masas, to "krāsas", kā arī "fascinācijas" un "dīvainuma" skaitļiem, ir tieši tā, ko mēs saucam par barionu matēriju, pamatelementi. Melnā (tumšā) matērija, kas veido 21,8% no kopējā Visuma sastāva, sastāv no citām daļiņām, kas neizstaro elektromagnētisko starojumu un nekādā veidā ar to nereaģē. Tāpēc, lai veiktu vismaz tiešu novērošanu un vēl jo vairāk šādu vielu reģistrāciju, vispirms ir jāsaprot to fizika un jāvienojas par likumiem, kuriem tās ievēro. Pašlaik daudzi mūsdienu zinātnieki strādā pie šī jautājuma dažādu valstu pētniecības institūtos.

Visticamākais variants

Kādas vielas tiek uzskatītas par iespējamām? Vispirms jāatzīmē, ka ir tikai divas iespējamās iespējas. Saskaņā ar GTR un STR (vispārējā un īpašā relativitātes teorija) šī viela var būt gan barioniska, gan nebarioniska tumšā viela (melna). Saskaņā ar Lielā sprādziena pamata teoriju visa esošā matērija ir attēlota barionu formā. Šī tēze ir pierādīta ar ārkārtīgi augstu precizitāti. Šobrīd zinātnieki ir iemācījušies atklāt daļiņas, kas izveidojušās minūti pēc singularitātes pārrāvuma, tas ir, pēc superblīvas vielas stāvokļa eksplozijas, ar ķermeņa masu līdz bezgalībai un ķermeņa izmēriem līdz nullei. Visticamākais ir scenārijs ar barionu daļiņām, jo ​​tieši no tām sastāv mūsu Visums un caur tām turpinās savu paplašināšanos. Melnā viela saskaņā ar šo pieņēmumu sastāv no Ņūtona fizikas vispārpieņemtām pamatdaļiņām, bet nez kāpēc vāji mijiedarbojas elektromagnētiski. Tāpēc detektori tos neatklāj.

Ne viss ir tik gludi

Šis scenārijs ir piemērots daudziem zinātniekiem, taču joprojām ir vairāk jautājumu nekā atbilžu. Ja gan melno, gan balto vielu attēlo tikai barioni, tad vieglo barionu koncentrācijai procentos no smagajiem primārās nukleosintēzes rezultātā Visuma oriģinālajos astronomiskajos objektos vajadzētu būt atšķirīgai. Un mūsu galaktikā līdzsvarota pietiekama skaita lielu gravitācijas objektu, piemēram, melno caurumu vai neitronu zvaigznes, lai līdzsvarotu mūsu Piena Ceļa oreola masu. Tomēr tās pašas neitronu zvaigznes, tumši galaktikas oreoli, melni melni un (zvaigznes dažādās to stadijās dzīves cikls), visticamāk, ir daļa no tumšās vielas, kas veido tumšo vielu. Melnā enerģija var arī tos piepildīt, tostarp prognozētajos hipotētiskajos objektos, piemēram, preonā, kvarkā un Q zvaigznēs.

Nebarioniski kandidāti

Otrais scenārijs nozīmē nebarionisku sākumu. Šeit kā kandidāti var darboties vairāku veidu daļiņas. Piemēram, vieglie neitrīno, kuru esamību jau ir pierādījuši zinātnieki. Tomēr to masa, kas ir no vienas simtdaļas līdz vienai desmittūkstošdaļai eV (elektronu voltu), praktiski izslēdz tos no iespējamām daļiņām vajadzīgā kritiskā blīvuma nesasniedzamības dēļ. Bet smagie neitrīni, kas savienoti pārī ar smagajiem leptoniem, parastos apstākļos praktiski neizpaužas. Šādus neitrīnus sauc par steriliem, un to maksimālā masa ir līdz vienai desmitdaļai eV, un tie, visticamāk, ir tumšās vielas daļiņas. Aksijas un kosmijas tika mākslīgi ieviestas fiziskajos vienādojumos, lai atrisinātu problēmas kvantu hromodinamikā un standarta modelī. Kopā ar citu stabilu supersimetrisko daļiņu (SUSY-LSP) tie var būt kandidāti, jo tie nepiedalās elektromagnētiskā un spēcīgā mijiedarbībā. Tomēr atšķirībā no neitrīniem tie joprojām ir hipotētiski, un tie joprojām ir jāpierāda.

Melnās vielas teorija

Masas trūkums Visumā rada dažādas teorijas par šo jautājumu, dažas no kurām ir diezgan pamatotas. Piemēram, teorija, ka parastā gravitācija nespēj izskaidrot dīvaino un ārkārtīgi ātro zvaigžņu rotāciju spirālveida galaktikās. Pie tādiem ātrumiem tie vienkārši lidotu pāri tās robežām, ja ne kāds noturošais spēks, ko vēl nav iespējams reģistrēt. Citas teorijas izskaidro neiespējamību iegūt WIMP (masīvas elektrovāji mijiedarbīgas elementāru apakšdaļiņu partnerdaļiņas, supersimetriskas un supersmagas, tas ir, ideāli kandidāti) zemes apstākļos, jo tie dzīvo n-dimensijā, kas vairāk atšķiras no mūsu trīsdimensiju. viens. Saskaņā ar Kaluza-Klein teoriju šādi mērījumi mums nav pieejami.

Maināmas zvaigznes

Cita teorija apraksta, kā mainīgas zvaigznes un melnā viela mijiedarbojas viena ar otru. Šādas zvaigznes spilgtums var mainīties ne tikai iekšā notiekošo metafizisko procesu dēļ (pulsācija, hromosfēras aktivitāte, izvirzījumu izgrūšana, pārplūde un aptumsumi binārās zvaigznēs). zvaigžņu sistēmas, supernovas sprādziens), bet arī tumšās vielas anomālo īpašību dēļ.

WARP dzinējs

Saskaņā ar vienu teoriju tumšo vielu var izmantot kā degvielu kosmosa kuģu kosmosa dzinējiem, kas darbojas, izmantojot hipotētisku WARP Engine tehnoloģiju. Potenciāli šādi dzinēji ļauj kuģim pārvietoties ar ātrumu, kas pārsniedz gaismas ātrumu. Teorētiski tie spēj saliekt telpu kuģa priekšā un aizmugurē un pārvietot to tajā pat ātrāk nekā elektromagnētiskais vilnis paātrina vakuumā. Pats kuģis nav lokāli paātrināts – izliekts tikai telpiskais lauks tā priekšā. Daudzi zinātniskās fantastikas stāsti izmanto šo tehnoloģiju, piemēram, Star Trek sāga.

Ražošana sauszemes apstākļos

Mēģinājumi ģenerēt un iegūt melno vielu uz zemes joprojām nav devuši panākumus. Šobrīd tiek veikti eksperimenti LHC (Large Hadron Collider), tieši tur, kur pirmo reizi tika atklāts Higsa bozons, kā arī citos, mazāk jaudīgos, tai skaitā lineārajos sadursmēs, meklējot stabilus, bet elektromagnētiski vāji mijiedarbīgus elementāru partnerus. daļiņas. Tomēr vēl nav iegūti ne fototino, ne gravitino, ne higsino, ne sneutrino (neutralino), kā arī citi WIMP (WIMP). Saskaņā ar zinātnieku provizoriskiem piesardzīgiem aprēķiniem, lai saražotu vienu miligramu tumšās vielas sauszemes apstākļos, ir nepieciešams ekvivalents enerģijai, ko patērē Amerikas Savienotajās Valstīs gadā.

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

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, kas joprojām nav zināmas zemes apstākļos 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 atrodas visapkārt. Galvenās grūtības šo daļiņu reģistrēšanā 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 iespēju 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.

Visums sastāv tikai no 4,9% parastās matērijas – barioniskās matērijas, kas veido mūsu pasauli. Lielāko daļu no 74% no visa Visuma veido noslēpumaina tumšā enerģija, un 26,8% no Visuma masas veido fizikas prasībām neatbilstošas, grūti nosakāmas daļiņas, ko sauc par tumšo vielu.

Šī dīvainā un neparastā tumšās matērijas koncepcija tika ierosināta, mēģinot izskaidrot neizskaidrojamo astronomiskās parādības. Tātad zinātnieki sāka runāt par kādas spēcīgas, tik blīvas un masīvas enerģijas esamību – tās ir piecas reizes vairāk nekā parastā matērijas viela, no kuras sastāv mūsu pasaule, no kuras mēs sastāvam, atklājot nesaprotamas parādības zvaigžņu gravitācijā un Visuma veidošanās.

No kurienes radās tumšās matērijas jēdziens?

Tādējādi zvaigznēm tādās spirālveida galaktikās kā mūsējā ir diezgan liels ātrums apelācijas un pēc visiem likumiem ar tik strauju kustību vienkārši vajadzētu izlidot starpgalaktiskajā telpā, kā apelsīniem no apgāzta groza, bet viņi to nedara. Tos notur kāds ļoti spēcīgs gravitācijas spēks, ko nereģistrē vai neuztver neviena no mūsu metodēm.

Zinātnieki saņēma vēl vienu interesantu apstiprinājumu kādas tumšās vielas esamībai no kosmiskā mikroviļņu fona pētījumiem. Tie parādīja, ka pēc Lielā sprādziena matērija sākotnēji bija vienmērīgi sadalīta telpā, bet dažviet tās blīvums bija nedaudz lielāks par vidējo. Šiem apgabaliem bija spēcīgāka gravitācija, atšķirībā no tiem, kas tos ieskauj, un tajā pašā laikā, piesaistot matēriju, tie kļuva vēl blīvāki un masīvāki. Visam šim procesam vajadzēja būt pārāk lēnam, lai izveidotu lielas galaktikas, tostarp mūsu, tikai 13,8 miljardu gadu laikā (kas ir Visuma vecums). piena ceļš.

Tādējādi atliek pieņemt, ka galaktiku attīstības ātrumu paātrina pietiekama daudzuma tumšās vielas klātbūtne ar tās papildu gravitāciju, kas ievērojami paātrina šo procesu.

Kas ir tumšā matērija?

Viena no centrālajām idejām ir tāda, ka melnā viela sastāv no vēl neatklātām subatomiskām daļiņām. Kas tās ir par daļiņām un kas pretendē uz šo lomu, kandidātu ir daudz.

Tiek pieņemts, ka fermionu dzimtas fundamentālajām elementārdaļiņām ir supersimetriski partneri no citas ģimenes - bozoni. Šādas vāji mijiedarbīgas masīvas daļiņas sauc par WIMP (vai vienkārši WIMP). Vieglākais un stabilākais superpartneris ir neitralīns. Tas ir visticamākais kandidāts tumšās vielas vielu lomai.

Šobrīd mēģinājumi iegūt neitralīnu vai vismaz līdzīgu vai pilnīgi atšķirīgu tumšās vielas daļiņu nav noveduši pie panākumiem. Pārbaudes neitralīnu ražošanai tika veiktas īpaši augstas enerģijas sadursmēs slavenajā un dažādi novērtētajā lielajā hadronu paātrinātājā. Nākotnē tiks veikti eksperimenti ar vēl lielāku sadursmes enerģiju, taču tas negarantē, ka tiks atklāti vismaz daži tumšās matērijas modeļi.

Kā saka Metjū McCullough (no Masačūsetsas Tehnoloģiju institūta Teorētiskās fizikas centra) Tehnoloģiju institūts) - "Mūsu parastā pasaule ir sarežģīta, tā nav veidota no viena veida daļiņām, bet ja nu arī tumšā viela ir sarežģīta?" Saskaņā ar viņa teoriju tumšā matērija varētu hipotētiski mijiedarboties ar sevi, bet tajā pašā laikā ignorēt parasto vielu. Tāpēc mēs nevaram pamanīt un kaut kā reģistrēt tās klātbūtni.

(Kosmiskā mikroviļņu fona (CMB) karte, ko izveidojusi Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

Mūsu Piena Ceļa galaktika sastāv no milzīga mēroga sfēriska rotējoša tumšās vielas mākoņa, kas sajaukts ar neliels daudzums parastā viela, ko saspiež gravitācija. Tas notiek ātrāk starp poliem, ne tik daudz kā ekvatora reģionā. Tā rezultātā mūsu galaktika iegūst saplacināta zvaigžņu spirālveida diska izskatu un iegremdējas sfēriskā tumšās vielas mākonī.

Teorijas par tumšās matērijas esamību

Lai izskaidrotu Visumā trūkstošās masas būtību, tā vai citādi ir izvirzītas dažādas teorijas, kas runā par tumšās matērijas esamību. Šeit ir daži no tiem:

• Parastās nosakāmās vielas gravitācijas pievilcība Visumā nevar izskaidrot dīvaino zvaigžņu kustību galaktikās, kur spirālveida galaktiku ārējos apgabalos zvaigznes griežas tik ātri, ka tām vienkārši vajadzētu izlidot starpzvaigžņu telpā. Kas viņus kavē, ja to nevar ierakstīt?
• Esošā tumšā matērija 5,5 reizes pārsniedz parasto Visuma matēriju, un tikai tās papildu gravitācija var izskaidrot neraksturīgās zvaigžņu kustības spirālveida galaktikās.
• Iespējamās tumšās vielas daļiņas ir WIMP, tās ir vāji mijiedarbīgas masīvas daļiņas un ir supersmagas subatomisko daļiņu supersimetriski partneri. Teorētiski ir vairāk nekā trīs telpiskās dimensijas, kas mums nav pieejamas. Grūtības ir, kā tos reģistrēt, kad papildu izmēri saskaņā ar Kaluza-Klein teoriju mums izrādās nepieejami.

Vai ir iespējams noteikt tumšo vielu?

Caur Zemi lido milzīgs daudzums tumšās vielas daļiņu, bet tā kā tumšā matērija mijiedarbojas, un, ja ir mijiedarbība, tā ir ārkārtīgi vāja, praktiski nulle, ar parasto vielu, tad lielākajā daļā eksperimentu netika iegūti būtiski rezultāti.

Neskatoties uz to, mēģinājumi reģistrēt tumšās matērijas klātbūtni tiek izmēģināti eksperimentos, kas saistīti ar dažādu atomu kodolu (silīcija, ksenona, fluora, joda un citu) sadursmi, cerot redzēt tumšās vielas daļiņas ietekmi.

Neitrīno astronomiskajā observatorijā Amundsena-Skotas stacijā ar interesants vārds IceCube veic pētījumus, lai atklātu augstas enerģijas neitrīnus, kas dzimuši ārpus Saules sistēmas.

Šeit tālāk dienvidpols, kur ārā temperatūra ir līdz -80 °C, 2,4 km dziļumā zem ledus ir uzstādīta augstas precizitātes elektronika, kas nodrošina nepārtrauktu Visuma noslēpumaino procesu novērošanas procesu, kas notiek ārpus parastās matērijas. Pagaidām tie ir tikai mēģinājumi pietuvoties Visuma dziļāko noslēpumu atklāsmei, taču jau ir daži panākumi, piemēram, vēsturiski atklāti 28 neitrīno.

Tātad. Ir neticami interesanti, ka Visums, kas sastāv no tumšās matērijas, kas mums nav pieejams redzamiem pētījumiem, var izrādīties daudzkārt sarežģītāks nekā mūsu Visuma uzbūve. Vai varbūt tumšās matērijas Visums ir ievērojami pārāks par mūsējo, un tieši tur notiek visas svarīgākās lietas, kuru atbalsis mēs cenšamies saskatīt savā parastajā matērijā, bet tas jau virzās uz zinātniskās fantastikas sfēru.