Tumšā matērija. Kas ir tumšā matērija

Tumšā viela ir tumša nevis tāpēc, ka tā ir melna, bet tāpēc, ka tā ir " tumšais Zirgs"Tiešā nozīmē: neviens nezina, kas tas ir. Fiziķiem tumšā matērija ir vajadzīga, lai izskaidrotu Visuma izplešanās paātrinājuma un redzamās matērijas masas neatbilstību. Tumšā viela veido vairāk nekā 95% no neredzamās vielas Visumā. Problēma ir tā, ka tumšā viela vāji mijiedarbojas ar īstā pasaule, tikai gravitācijas līmenī, tāpēc to nav iespējams noķert, salabot vai izveidot uz Šis brīdis. Un mūsu uzraudzības un meklēšanas rīki ir pārāk vāji, lai noķertu tumšās vielas daļiņas, lai gan darbs šajā jomā noteikti notiek.

Eiropas Fizikālo pētījumu laboratorija CERN paziņoja, ka plāno jaunu eksperimentu, lai meklētu daļiņas, kas saistītas ar tumšo vielu, kas, domājams, veido aptuveni 27% no Visuma. Eksperiments tiks veikts tajā pašā vietā, kur tas atrodas – milzu laboratorijā 27 kilometrus garā tunelī uz Francijas un Šveices robežas. Tās uzdevums būs meklēt "vieglas un vāji mijiedarbīgas daļiņas".

Teorētiskā konstrukcija fizikā, ko sauc par standarta modeli, apraksta visu zinātnei zināmo mijiedarbību 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 neitrīno.

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

Negatīvs rezultāts zinātnē ir arī rezultāts, jo tas dod ierobežojumus dažādiem daļiņu parametriem, piemēram, tas novērš iespējamo masu diapazonu. Gadu no gada arvien jauni novērojumi un eksperimenti paātrinātājos 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.

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

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

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

Tumšās vielas kandidāti

Barionu tumšā viela

Visdabiskākais pieņēmums šķiet, ka tumšā matērija sastāv no parastās, barioniskās matērijas, kas nez kāpēc vāji mijiedarbojas elektromagnētiski un tāpēc nav nosakāma, pētot, piemēram, emisijas un absorbcijas līnijas. daļa tumšā matērija var ietvert daudzus jau atklātus kosmiskos objektus, piemēram: tumšos galaktiskos oreolus, brūnos pundurus un masīvas planētas, kompaktus objektus evolūcijas beigu stadijā: baltos pundurus, neitronu zvaigznes, melnos caurumus. Turklāt hipotētiski objekti, piemēram, kvarku zvaigznes, Q zvaigznes un preona zvaigznes, var būt arī daļa no barioniskās tumšās vielas.

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

Nebarioniskā tumšā viela

Teorētiskie modeļi nodrošina lielu iespējamo kandidātu izvēli nebarioniskās neredzamās matērijas lomai. Uzskaitīsim dažus no tiem.

Vieglie neitrīni

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

Smagie neitrīni

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

Supersimetriskas daļiņas

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

Kosmija

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

Telpas-laika topoloģiskie defekti

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

Tumšās vielas klasifikācija

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

Karstā tumšā viela

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

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

Silta tumšā viela

Matēriju, kas pārvietojas ar relatīvismu ātrumu, bet zemāka par karsto tumšo vielu, sauc par "siltu". Tās daļiņu ātrums var svārstīties no 0,1 līdz 0,95 c. Daži pierādījumi, jo īpaši temperatūras svārstības fona mikroviļņu starojumā, liecina, ka šāda veida matērija var pastāvēt.

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

Aukstā tumšā viela

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

Līdz šim nav atklātas daļiņas, kas piemērotas aukstās tumšās vielas komponentu lomai. Aukstās tumšās matērijas lomas kandidāti ir vāji mijiedarbojošas masīvas daļiņas - WIMP, piemēram, gaismas bozonu aksioni un supersimetriski fermionu partneri - fotono, gravitino un citi.

Jaukta tumšā viela

Populārajā kultūrā

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

Skatīt arī

Piezīmes

Literatūra

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

Saites

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

Wikimedia fonds. 2010. gads.

Skatiet, kas ir “Dark Matter” citās vārdnīcās:

TUMŠĀ MATĒRIJA- (TM) mūsu Visuma neparasta matērija, kas nesastāv no (skat.), t.i., nesastāv no protoniem, neitroniem, mezoniem utt., un ko atklāj visspēcīgākā gravitācijas ietekme uz parastas barioniskas dabas kosmiskiem objektiem (zvaigznes, galaktikas, melni... …

Tumšā matērijaĀrējās robežas: Dark Matters Žanra fantāzija ... Wikipedia

Šim terminam ir citas nozīmes, skatiet Dark Star. Tumšā zvaigzne ir teorētiski prognozēts zvaigžņu veids, kas varēja pastāvēt Visuma veidošanās sākumā, pat pirms... ... Wikipedia

LIETA- objektīva realitāte, kas eksistē ārpus cilvēka apziņas un neatkarīgi no tās un tiek atspoguļota tajā (piemēram, dzīvā un nedzīvā M.). Pasaules vienotība ir tās materialitātē. Fizikā M. visi esamības veidi (sk.), kas var būt dažādās... ... Lielā Politehniskā enciklopēdija

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, kam ir tikai vispārēja izpratne par novērotās vielas īpašībām. Kādas ir šīs īpašības?

Viss, ko mēs zinām, ir tas tumšā matērija mijiedarbojas ar gaismas (barioniem) gravitācijas veidā un pārstāv aukstu vidi, kuras kosmoloģiskais blīvums vairākas reizes pārsniedz barionu blīvumu. Tā rezultātā vienkāršas īpašības tumšā viela 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 sākotnējie nosacījumi un par 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 - ģenerēto spektru tuvums plakanai formai, kosmoloģisko gravitācijas viļņu amplitūdas relatīvais mazums, redzamā Visuma trīsdimensiju eiklīdu u.c. – 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 kopējais rezultāts 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. Tātad, vienkāršākais modelis Lielais sprādziens (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 viela paliek izplatīta 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 lieluma secībā. Saules sistēma un masa pēc Zemes masas, kuras 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

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

V.N. Lukašs, E.V. Mihejeva

Kas notika tumšā matērija un tumšā enerģija Visums: telpas uzbūve ar fotogrāfijām, tilpums procentos, ietekme uz objektiem, izpēte, Visuma paplašināšanās.

Apmēram 80% telpas veido materiāls, kas ir paslēpts no tiešas novērošanas. Tas ir par tumšā matērija– viela, kas neražo enerģiju vai gaismu. Kā pētnieki saprata, ka tas ir dominējošs?

50. gados zinātnieki sāka aktīvi pētīt citas galaktikas. Analīžu laikā viņi pamanīja, ka Visums ir piepildīts liela summa materiāls, ko var uzņemt uz " redzama acs" Katru dienu parādījās tumšās matērijas atbalstītāji. Lai gan nebija tiešu pierādījumu par tā esamību, teorijas pieauga, kā arī novērošanas risinājumi.

Materiālu, ko mēs redzam, sauc par barionisku vielu. To attēlo protoni, neitroni un elektroni. Tiek uzskatīts, ka tumšā viela spēj apvienot barionisku un nebarionisku vielu. Lai Visums saglabātu ierasto integritāti, tumšajai vielai jābūt 80% apmērā.

Netveramo vielu var būt neticami grūti atrast, ja tā satur barionu vielu. Kandidātu vidū ir brūnie un baltie punduri, kā arī neitronu zvaigznes. Atšķirību var palielināt arī supermasīvie melnie caurumi. Bet viņiem noteikti bija lielāka ietekme, nekā to redzēja zinātnieki. Ir arī tādi, kas domā, ka tumšajai matērijai jāsastāv no kaut kā neparastāka un retāka.

Habla teleskopa salikts attēls, kurā redzams spokains tumšās vielas gredzens galaktiku kopā Cl 0024+17

Lielākā daļa zinātniskās pasaules uzskata, ka nezināmo vielu galvenokārt pārstāv nebarioniska viela. Populārākais kandidāts ir WIMPS (vāji mijiedarbīgas masīvas daļiņas), kuras masa ir 10–100 reizes lielāka nekā protonam. Bet to mijiedarbība ar parasto vielu ir pārāk vāja, tāpēc to ir grūtāk atrast.

Neitrīnos, masīvas hipotētiskas daļiņas, kuru masa ir lielāka nekā neitrīno, bet kurām raksturīgs to lēnums, tagad tiek ļoti rūpīgi pārbaudītas. Viņi vēl nav atrasti. Kā iespējamie varianti tiek ņemta vērā arī mazākā neitrāla aksioma un neskartie fotoni.

Vēl viena iespēja ir tāda, ka zināšanas par gravitāciju ir novecojušas un ir jāatjaunina.

Neredzamā tumšā matērija un tumšā enerģija

Bet, ja mēs kaut ko neredzam, kā mēs varam pierādīt, ka tas pastāv? Un kāpēc mēs nolēmām, ka tumšā matērija un tumšā enerģija ir kaut kas reāls?

Lielo objektu masu aprēķina pēc to telpiskās kustības. 1950. gados pētnieki, kas aplūkoja spirālveida galaktikas, pieņēma, ka materiāls, kas atrodas tuvu centram, pārvietosies daudz ātrāk nekā materiāls, kas atrodas tālāk. Bet izrādījās, ka zvaigznes pārvietojās ar tādu pašu ātrumu, kas nozīmēja, ka masas bija daudz vairāk, nekā tika uzskatīts iepriekš. Eliptiskajos veidos pētītā gāze uzrādīja tādus pašus rezultātus. Tas pats secināja: ja mūs vadītu tikai redzamā masa, tad galaktiku kopas jau sen būtu sabrukušas.

Alberts Einšteins spēja pierādīt, ka lieli universāli objekti spēj saliekt un izkropļot gaismas starus. Tas ļāva tos izmantot kā dabisku palielināmo objektīvu. Pētot šo procesu, zinātnieki varēja izveidot tumšās matērijas karti.

Izrādās, ka lielāko daļu mūsu pasaules pārstāv joprojām nenotverama viela. Noskatoties video, jūs uzzināsit vairāk interesantu lietu par tumšo vielu.

Tumšā matērija

Fiziķis Dmitrijs Kazakovs par kopējo Visuma enerģijas bilanci, slēptās masas un tumšās vielas daļiņu teoriju:

Ja mēs runājam par matēriju, tad tumšā viela noteikti ir vadošā procentuālā izteiksmē. Bet kopumā tas aizņem tikai ceturto daļu no visa. Visums ir pārpilns tumšā enerģija.

Kopš Lielais sprādziens telpa sāka paplašināšanās procesu, kas turpinās arī šodien. Pētnieki uzskatīja, ka galu galā sākotnējā enerģija beigsies un tas palēnināsies. Taču tālas supernovas demonstrē, ka kosmoss neapstājas, bet uzņem ātrumu. Tas viss ir iespējams tikai tad, ja enerģijas daudzums ir tik milzīgs, ka tas pārvar gravitācijas ietekmi.

Tumšā matērija un tumšā enerģija: izskaidrots noslēpums

Mēs zinām, ka Visums galvenokārt ir tumšā enerģija. Tas ir noslēpumains spēks, kas liek telpai palielināt Visuma izplešanās ātrumu. Vēl viena noslēpumaina sastāvdaļa ir tumšā viela, kas uztur kontaktu ar objektiem tikai caur gravitāciju.

Zinātnieki nevar redzēt tumšo vielu, veicot tiešu novērošanu, bet ietekmi var izpētīt. Viņiem izdodas noķert gaismu, izliektas gravitācijas spēks neredzami objekti (gravitācijas lēca). Viņi arī pamana brīžus, kad zvaigzne griežas ap galaktiku daudz ātrāk, nekā vajadzētu.

Tas viss izskaidrojams ar milzīgu netveramas vielas daudzumu, kas ietekmē masu un ātrumu. Patiesībā šī viela ir noslēpumaina. Izrādās, ka pētnieki drīzāk var pateikt nevis to, kas ir priekšā, bet gan to, kas “tas” nav.

Šajā kolāžā parādīti sešu dažādu galaktiku kopu attēli, kas uzņemti ar NASA Habla kosmosa teleskopu. Kopas tika atklātas, mēģinot izpētīt tumšās matērijas uzvedību galaktiku kopās to sadursmes laikā

Tumšā matērija... tumša. Tas nerada gaismu un nav novērojams tiešā skatā. Tāpēc mēs izslēdzam zvaigznes un planētas.

Tas nedarbojas kā parastās matērijas mākonis (šādas daļiņas sauc par barioniem). Ja barioni atrastos tumšajā matērijā, tie parādītos tiešā novērošanā.

Mēs izslēdzam arī melnos caurumus, jo tie darbojas kā gravitācijas lēcas, kas izstaro gaismu. Zinātnieki nenovēro pietiekami daudz lēcu notikumu, lai aprēķinātu tumšās vielas daudzumu, kam jābūt klāt.

Lai gan Visums ir milzīga vieta, viss sākās ar mazākajām struktūrām. Tiek uzskatīts, ka tumšā matērija sāka kondensēties, veidojot "celtniecības blokus" ar parasto vielu, radot pirmās galaktikas un kopas.

Lai atrastu tumšo vielu, zinātnieki izmanto dažādas metodes:

Lielais hadronu paātrinātājs.
tādi instrumenti kā WNAP un Planka kosmosa observatorija.
tiešā skata eksperimenti: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP un ArDM.
netiešā noteikšana: gamma staru detektori (Fermi), neitrīno teleskopi (IceCube), antimatērijas detektori (PAMELA), rentgena un radio sensori.

Tumšās vielas meklēšanas metodes

Fiziķis Antons Bauševs par vājo mijiedarbību starp daļiņām, radioaktivitāti un iznīcināšanas pēdu meklēšanu:

Iedziļināties tumšās matērijas un tumšās enerģijas noslēpumā

Zinātnieki nekad nav spējuši burtiski redzēt tumšo vielu, jo tā nesaskaras ar barionu vielu, kas nozīmē, ka tā joprojām ir nenotverama gaismai un cita veida elektromagnētiskajam starojumam. Taču pētnieki ir pārliecināti par tā klātbūtni, jo viņi uzrauga ietekmi uz galaktikām un kopām.

Standarta fizika saka, ka zvaigznēm, kas atrodas spirālveida galaktikas malās, vajadzētu palēnināties. Bet izrādās, ka parādās zvaigznes, kuru ātrums nepakļaujas atrašanās vietas principam attiecībā pret centru. To var izskaidrot tikai ar to, ka zvaigznes sajūt neredzamās tumšās vielas ietekmi galaktikas oreolā.

Tumšās matērijas klātbūtne var arī atšifrēt dažas no Visuma dzīlēs novērotajām ilūzijām. Piemēram, dīvainu gredzenu un gaismas loku klātbūtne galaktikās. Tas ir, gaisma no tālām galaktikām iziet cauri kropļojumam un tiek pastiprināta ar neredzamu tumšās vielas slāni (gravitācijas lēca).

Pagaidām mums ir dažas idejas par to, kas ir tumšā matērija. galvenā doma- Tās ir eksotiskas daļiņas, kas nesaskaras ar parasto matēriju un gaismu, bet kurām ir spēks gravitācijas nozīmē. Tagad vairākas grupas (dažas izmanto lielo hadronu paātrinātāju) strādā pie tumšās vielas daļiņu radīšanas, lai tās pētītu laboratorijā.

Citi domā, ka ietekmi var izskaidrot ar gravitācijas teorijas fundamentālu modifikāciju. Tad iegūstam vairākas gravitācijas formas, kas būtiski atšķiras no ierastā attēla un fizikas noteiktajiem likumiem.

Paplašinošais Visums un tumšā enerģija

Situācija ar tumšo enerģiju ir vēl mulsinošāka un pats atklājums kļuva neprognozējams deviņdesmitajos gados. Fiziķi vienmēr ir domājuši, ka gravitācijas spēks palēninās un kādu dienu var apturēt universālās izplešanās procesu. Divas komandas uzņēmās ātruma mērīšanu un abas sev par pārsteigumu konstatēja paātrinājumu. Tas ir tāpat kā jūs iemetat ābolu gaisā un zināt, ka tas noteikti nokritīs, bet tas virzās arvien tālāk no jums.

Kļuva skaidrs, ka paātrinājumu ietekmēja zināms spēks. Turklāt šķiet, ka jo plašāks ir Visums, jo lielāku “jaudu” iegūst šis spēks. Zinātnieki nolēma to saukt par tumšo enerģiju.