Kas ir tumšā matērija? Tikai par sarežģītām lietām: kas ir tumšā matērija un kur to meklēt

Teorētiskā konstrukcija fizikā, ko sauc par standarta modeli, apraksta visu mijiedarbību zinātnei zināms elementārdaļiņas. Bet tie ir tikai 5% no Visumā esošās matērijas, bet pārējiem 95% ir absolūti nezināma daba. 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 agrāko mirkļu novērojumi liecina, ka aptuveni 95% no mums apkārt esošās matērijas ir pilnīgi nezināmas dabas. Citiem vārdiem sakot, mēs netieši redzam šīs slēptās matērijas klātbūtni tās gravitācijas ietekmes dēļ, bet mēs vēl neesam spējuši to tieši notvert. Šī slēptā masas parādība tiek saukta par "tumšo vielu".

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

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

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 palicis vispār 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 koncentrācija, kas aprēķināta vidēji visā Visuma tilpumā, tika mērīta desmitiem un simtiem reižu, rūpīgi skaitot zvaigžņu un gāzu 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), virzoties 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 matērija") 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 vielas lidojošajiem fragmentiem, nevarēja kompensēt kinētiskā enerģija izkliedēšana Vielai vienkārši nevajadzēja savākties galaktikās, kuras mēs tomēr novērojam mūsdienu laikmets. Šo problēmu sauc par galaktisko paradoksu, un ilgu laiku tas tika uzskatīts 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 daudzums tumšās vielas daļiņu un tikai pēc tam gravitācijas spēku dēļ uz tām savāca parastās vielas elementi, kopējais svars 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.

Foto fakts

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 medīšana 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 daži tik tikko parādījās kvēlojošs 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 Dažādi ceļi, 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 līdz XXI sākums gadsimtiem 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 ir parasta barionu viela, 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 ir īsu laiku 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, kad tā riņķo ap Sauli un 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 (Skotas stacija — Amundsena, dienvidpols), taču tie vēl nav devuši pozitīvu rezultātu.

Eksperimenti WIMP meklēšanai tiek aktīvi veikti arī daļiņu paātrinātājos. 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 paplašināšanās, 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.

• 1314 7
• avots: www.vesti.ru

11. februāra pārstāvji starptautisks projekts Lāzera interferometra gravitācijas viļņu observatorija (LIGO) paziņoja par pirmo gravitācijas viļņu noteikšanu.

Tiek uzskatīts, ka tumšā enerģija ir dzinējspēks, kas nodrošina pastāvīgu Visuma paplašināšanos. Šajā gadījumā vairāku melno caurumu saplūšanas novērošana var liecināt par tās būtību. Signāla parametri, piemēram, viļņu frekvence un amplitūda, daudz pastāsta par to avotu. Un, salīdzinot sadursmes jaudu, kas noteikta, izmantojot parastos teleskopus, ar gravitācijas svārstību jaudu, ko mēra detektori, ir iespējams noteikt, cik tālu notikums notika un cik daudz telpas paplašinājās, kamēr viļņi lidoja uz Zemi.

"Šim tumšās enerģijas ietekmes mērījumam vajadzētu būt spēcīgākam un uzticamākam nekā jebkam, ko mēs pašlaik izmantojam," saka astrofiziķis Avi Lēbs no Hārvardas universitātes , tas kļūs par jaunu virzienu kosmoloģijā."

Gravitācijas viļņu atklāšana varētu būt nopietns pārbaudījums Alberta Einšteina vispārējai relativitātes teorijai. Galu galā ar viņu palīdzību jūs varat apstiprināt vai atspēkot pamatprincipu gravitācijas un inerces spēku ekvivalences teorija, no kā izriet, ka gravitācijas mijiedarbības spēki ir proporcionāli ķermeņa masai un ietekmē visas masas (ķermeņa dažādas masas) ir tāds pats.

Zinātnieki tagad var noteikt, kā gravitācijas viļņu stiprums samazinās, kad tie pārvietojas lielos attālumos. Un, ja spēks nesamazināsies, kā prognozē modeļi, tas radīs nopietnu izaicinājumu vienai no fizikas pamatteorijām.

Vēl viens virziens, kurā zinātne var virzīties uz priekšu, pateicoties jaunākajam atklājumam, ir pēdu meklēšana t.s kosmiskā inflācija. Saskaņā ar inflācijas kosmoloģisko modeli, īsi pēc Lielā sprādziena, Visums paplašinājās daudz ātrāk nekā standarta karstā Visuma modelī.

Ja pēc LIGO projekta panākumiem visā pasaulē parādīsies jauni, vēl jutīgāki gravitācijas detektori, tie, iespējams, spēs noteikt īsākus viļņus, kas radušies jaunā Visuma pastiprinātas izplešanās periodā. Saskaņā ar teoriju, tajā laikā telpa bija gaismai necaurlaidīga un elektromagnētiskā radiācija, tāpēc gravitācijas svārstības var būt vienīgie šī perioda “liecinieki”.

"Mēs varētu izsekot gandrīz līdz pat Lielā sprādziena brīdim," saka Dejans Stojkovičs no Ņujorkas universitātes, "LIGO nespēs sajust šādas vibrācijas, bet tagad, kad mēs zinām, ka viļņi pastāv, tas būs daudz vieglāk. lai pārliecinātu cilvēkus ieguldīt naudu cita veida detektoru izveidē."

Visbeidzot, gravitācijas viļņi var būt ilgi gaidītā atslēga Lielās apvienošanās teorijas, kas liecina, ka Visuma attīstības sākumposmā visi četri fundamentālie spēki – gravitācijas, elektromagnētiskā, stiprā un vājā mijiedarbība – tika apvienoti vienā spēkā. Visumam izpletoties un atdziestot, spēki atdalījās vēl neskaidru iemeslu dēļ. Arī turpmāk šo notikumu pēdas var atrast, izmantojot īpaši jutīgus detektorus.

Jebkurā gadījumā tuvākā nākotne solās būt interesanta. Galu galā jauni gravitācijas viļņu pētījumi beidzot var pierādīt daudzu pamata modeļu pareizību vai, gluži pretēji, pilnībā mainīt mūsu izpratni par Visumu.

Interesants raksts?

Paul Goeltz / flickr.com

Itāļu teorētiskie fiziķi ir parādījuši, ka krāsainās tumšās matērijas modelis, tas ir, tumšā viela, kas sastāv no saistītiem daļiņu stāvokļiem ar nulles krāsas lādiņu (quorns), var būt dzīvotspējīgs. Pretēji izplatītajam uzskatam, šādu daļiņu esamība neizraisa veidošanos liels skaits jauktos parasto un “tumšo” kvarku stāvokļos, un mēra plkst Šis brīdisŠķērsgriezums koronu mijiedarbībai ar parastās vielas daļiņām atbilst modeļa prognozēm. Raksts publicēts Fiziskais apskats D un ir brīvi pieejams.

Tomēr Alesandro Strumia vadītā zinātnieku komanda ir apstrīdējusi šo argumentu un parādījusi, ka tumšās vielas daļiņām var būt krāsains lādiņš. Lai to izdarītu, viņi standarta modelim pievienoja stabilu masīvu daļiņu J ar nulles krāsas lādiņu, vienkāršības labad ņemot vērā to elektriski neitrālu (tātad vienīgais modeļa brīvais parametrs bija masa MQ). Šī daļiņa, ko sauc par Kornu, var atrasties gan hromodinamikas grupas fundamentālajos, gan blakus attēlos. S.U.(3) c ; pirmajā gadījumā daļiņa J ir “tumšs kvarks” un veido saistītus bezkrāsainus formas stāvokļus QQQ, un otrajā gadījumā - “tumšais gluons”, kura saistītajiem stāvokļiem ir forma QQ("tumšas līmbumbiņas"). Lasiet par grupas priekšnesumiem S.U.(3) c un to saistību ar hromodinamiku var atrast, piemēram, Valērija Rubakova grāmatā. Zinātnieki šādus hadroniskos stāvokļus, kas sastāv tikai no tumšās vielas daļiņām, sauc par “tīrajiem koroniem” (tikai kvorna hadroniem). Protams, kopā ar “tīrajiem” stāvokļiem ierosinātajā teorijā patīk jaukti stāvokļi J qq, QQ q un J q̄ (ja J- kvarks) vai J g, J qq’ (ja J- gluons).

Pēc tam zinātnieki pārbaudīja, kādos apstākļos piedāvātais modelis atveido novēroto tumšās vielas masu. Lai to izdarītu, viņi aprēķināja šķērsgriezumu staļļa veidošanai QQ-hadrons divu jauktu līmbumbiņu sadursmē J g+ J g → QQ+gg. Šādas reakcijas šķērsgriezums ir apgriezti proporcionāls QCD fāzes pārejas temperatūrai: σ ~π/Λ QCD 2, kas ir vienāds ar Λ QCD ≈ 0,31 gigaelektronvolts, un līdz ar to saistītā stāvokļa veidošanai QQ reakcijai jābūt ar salīdzinoši lielu trieciena parametru b~ 1/Λ QCD (atcerieties, ka sistēmā ℏ = c= 1 garuma izmērs sakrīt ar abpusējās masas izmēru, un masu mēra elektronvoltos). Rezultātā iegūtajam "tīrajam kvornam" būs liels leņķiskais impulss, un tāpēc tas būs nestabils. Tomēr zinātnieku veiktie aprēķini parādīja, ka temperatūrā, kas ir mazāka par T~0,3Λ QCD un Korna masa aptuveni 12,5 teraelektronvolti QQ-stāvoklis nesamazinās, kā varētu gaidīt, bet pāriet uz stabilu stāvokli ar nulles leņķisko impulsu, vienlaikus izstarojot mīkstus, zemas enerģijas standarta modeļa gluonus. Ir svarīgi atzīmēt, ka ar šādu masu pilns numurs Quorns, kas atbilst novērotajai tumšās vielas masai, ir tikai 10–14 reizes vairāk nekā parastās vielas daļiņas.

Pārejas šķērsgriezuma līdz stabilam stāvoklim atkarība no temperatūras apmēram 12,5 teraelektronvoltu masai un dažādām efektīvām savienojuma konstantēm

Tas nozīmē, ka kosmoloģisko procesu rezultātā Visuma dzīvē visi brīvie kvorni varētu nonākt saistītos bezkrāsainos stāvokļos, ja saplūšanas reakciju ātrums šajos posmos pārsniegtu Visuma izplešanās ātrumu, izraisot brīvo daļiņu koncentrācijas samazināšanos. samazināt. Faktiski fiziķi ir parādījuši, ka fāzes pārejas laikā QCD (vielas temperatūra T ~ ΛQCD) Visumam raksturīgajā izplešanās laikā izdevās notikt aptuveni ~10 19 kornu saplūšanas reakcijām. Tā kā šādu reakciju skaits ir daudz lielāks par parasto kvarku skaita attiecību pret koronu skaitu (~10 14), gandrīz visi kvorni pārgāja stabilos “tīri tumšos” stāvokļos, un jaukto stāvokļu koncentrācija izrādījās tāda. būt izzūdoši mazam. Pēc būtības šis process ir līdzīgs primārajai nukleosintēzei, kuras laikā veidojās vieglākie atomi ķīmiskie elementi. Turklāt modeļa prognozes labi saskan ar eksperimentāli novēroto pasaules attēlu.

Saistīto stabilo kvornu masas attiecība pret pašlaik novēroto tumšās vielas masu kā laika funkcija (vai enerģija, kas ir unikāli saistīta ar laiku, kas pagājis kopš Lielais sprādziens)

Valerio De Luka et al. / Fiz. Rev. D

Visbeidzot, fiziķi ir novērtējuši šķērsgriezumu stabilu hadronu mijiedarbībai QQ ar standarta modeļa daļiņām, kuras var izmērīt tiešos eksperimentos (izstrādātas līdzīgi