Mørk materie: fra startforhold til dannelsen av universets struktur. Hva er mørk materie

I artiklene i serien undersøkte vi strukturen til det synlige universet. Vi snakket om strukturen og partiklene som danner denne strukturen. Om nukleoner som spiller hovedrolle, siden det er fra dem all synlig materie består. Om fotoner, elektroner, nøytrinoer, og også om biaktørene som er involvert i det universelle skuespillet som utspiller seg 14 milliarder år etter Big Bang. Det ser ut til at det ikke er mer å snakke om. Men det er ikke sant. Faktum er at stoffet vi ser bare er en liten del av det vår verden består av. Alt annet er noe vi nesten ikke vet noe om. Dette mystiske "noe" kalles mørk materie.

Hvis skyggene til objekter ikke var avhengig av størrelsen på disse sistnevnte,
og hvis de hadde sin egen vilkårlige vekst, så kanskje
snart ville det ikke være igjen i det hele tatt kloden ikke et eneste lyst sted.

Kozma Prutkov

Hva vil skje med vår verden?

Etter Edward Hubbles oppdagelse av rødforskyvninger i spektrene til fjerne galakser i 1929, ble det klart at universet utvidet seg. Et av spørsmålene som dukket opp i denne forbindelse var følgende: hvor lenge vil utvidelsen vare og hvordan vil den ende? Gravitasjonskraften som virker mellom individuelle deler av universet har en tendens til å bremse tilbaketrekkingen til disse delene. Hva bremsingen vil føre til avhenger av universets totale masse. Hvis den er stor nok, vil gravitasjonskrefter gradvis stoppe utvidelsen og den erstattes av kompresjon. Som et resultat vil universet til slutt "kollapse" igjen til det punktet det en gang begynte å utvide seg fra. Hvis massen er mindre enn en viss kritisk masse, vil ekspansjonen fortsette for alltid. Det er vanligvis vanlig å snakke ikke om masse, men om tetthet, som er relatert til masse ved et enkelt forhold, kjent fra skolekurs: Tetthet er masse delt på volum.

Den beregnede verdien av den kritiske gjennomsnittlige tettheten til universet er omtrent 10 -29 gram per kubikkcentimeter, som tilsvarer et gjennomsnitt på fem nukleoner per kubikkmeter. Det bør understrekes vi snakker om spesielt om gjennomsnittlig tetthet. Den karakteristiske konsentrasjonen av nukleoner i vann, jord og i deg og meg er omtrent 10 30 per kubikkmeter. Men i tomrommet som skiller galaksehoper og opptar brorparten av universets volum, er tettheten titalls størrelsesordener lavere. Verdien av nukleonkonsentrasjonen, gjennomsnittlig over hele volumet av universet, ble målt titalls og hundrevis av ganger, og telle nøye antall stjerner og gass- og støvskyer ved hjelp av forskjellige metoder. Resultatene av slike målinger avviker noe, men den kvalitative konklusjonen er uendret: universets tetthet når knapt noen få prosent av den kritiske verdien.

Derfor, frem til 70-tallet av det 20. århundre, var den allment aksepterte prognosen den evige utvidelsen av vår verden, som uunngåelig skulle føre til den såkalte varmedøden. Varmedød er en tilstand av et system når stoffet i det er jevnt fordelt og dets forskjellige deler har samme temperatur. Som en konsekvens er verken overføring av energi fra en del av systemet til en annen, eller omfordeling av materie mulig. I et slikt system skjer ingenting og kan aldri skje igjen. En klar analogi er vann sølt på en hvilken som helst overflate. Hvis overflaten er ujevn og det er til og med små høydeforskjeller, beveger vann seg langs den fra høyere til lavere steder og samler seg til slutt i lavlandet og danner vannpytter. Bevegelsen stopper. Den eneste trøsten som var igjen var at varmedød ville inntreffe om titalls og hundrevis av milliarder år. Følgelig trenger du ikke tenke på dette dystre prospektet på veldig, veldig lang tid.

Imidlertid ble det gradvis klart at universets sanne masse er mye større enn den synlige massen i stjerner og gass- og støvskyer, og mest sannsynlig er nær kritisk. Eller kanskje akkurat lik det.

Bevis for mørk materie

Den første indikasjonen på at noe var galt med beregningen av universets masse dukket opp på midten av 30-tallet av det 20. århundre. Den sveitsiske astronomen Fritz Zwicky målte hastigheten som galakser i Coma-hopen (en av de største klyngene vi kjenner til, den inkluderer tusenvis av galakser) beveger seg rundt et felles senter. Resultatet var nedslående: hastighetene til galaksene viste seg å være mye større enn man kunne forvente basert på den observerte totale massen til klyngen. Dette betydde at den sanne massen til Coma-klyngen var mye større enn den tilsynelatende massen. Men hovedmengden av materie som er tilstede i denne regionen av universet forblir av en eller annen grunn usynlig og utilgjengelig for direkte observasjoner, og manifesterer seg bare gravitasjonsmessig, det vil si bare som masse.

Tilstedeværelsen av skjult masse i galaksehoper er også bevist av eksperimenter på den såkalte gravitasjonslinsen. Forklaringen på dette fenomenet følger av relativitetsteorien. I samsvar med den deformerer enhver masse rommet og forvrenger, som en linse, den rettlinjede banen til lysstråler. Forvrengningen som galaksehoper forårsaker er så stor at den er lett å legge merke til. Spesielt ut fra forvrengningen av bildet av galaksen som ligger bak klyngen, er det mulig å beregne fordelingen av materie i linsehopen og derved måle dens totale masse. Og det viser seg at det alltid er mange ganger større enn bidraget til det synlige stoffet i klyngen.

40 år etter Zwickys arbeid, på 70-tallet, studerte den amerikanske astronomen Vera Rubin rotasjonshastigheten rundt det galaktiske senteret av materie som ligger i periferien av galakser. I samsvar med Keplers lover (og de følger direkte av loven universell gravitasjon), når man beveger seg fra sentrum av galaksen til dens periferi, bør rotasjonshastigheten til galaktiske objekter avta i omvendt proporsjon med kvadratrot fra avstanden til sentrum. Målinger har vist at for mange galakser holder denne hastigheten seg nesten konstant i en svært betydelig avstand fra sentrum. Disse resultatene kan bare tolkes på én måte: tettheten av materie i slike galakser avtar ikke når de beveger seg fra sentrum, men forblir nesten uendret. Siden tettheten av synlig materie (inneholdt i stjerner og interstellar gass) raskt faller mot periferien av galaksen, må den manglende tettheten tilføres av noe vi av en eller annen grunn ikke kan se. For å kvantitativt forklare de observerte avhengighetene til rotasjonshastigheten av avstanden til sentrum av galakser, kreves det at dette usynlige "noe" er omtrent 10 ganger større enn vanlig synlig materie. Dette "noe" ble kalt "dark matter" (på engelsk " mørk materie") og er fortsatt det mest spennende mysteriet innen astrofysikk.

Et annet viktig bevis for tilstedeværelsen av mørk materie i vår verden kommer fra beregninger som simulerer prosessen med galaksedannelse som begynte omtrent 300 000 år etter Big Bang. Disse beregningene viser at gravitasjonskraften som virket mellom de flygende fragmentene av stoffet som ble generert under eksplosjonen, ikke kunne kompensere for den kinetiske energien til ekspansjonen. Saken burde rett og slett ikke ha samlet seg i galakser, som vi likevel observerer i moderne tid. Dette problemet ble kalt det galaktiske paradokset, og i lang tid ble det ansett som et seriøst argument mot Big Bang-teorien. Men hvis vi antar at partikler av vanlig materie i det tidlige universet ble blandet med partikler av usynlig mørk materie, så faller alt på plass i beregningene og endene begynner å møtes - dannelsen av galakser fra stjerner, og deretter galaksehoper , blir mulig. Samtidig, som beregninger viser, akkumulerte først et stort antall mørk materiepartikler i galakser, og først da, på grunn av gravitasjonskrefter, ble elementer av vanlig materie samlet på dem, Total vekt som utgjorde bare noen få prosent av universets totale masse. Det viser seg at det kjente og, ser det ut til, studert til detaljer synlig verden, som vi først nylig trodde var nesten forstått, er bare et lite tillegg til noe som universet faktisk består av. Planeter, stjerner, galakser og du og meg er bare en skjerm for et enormt "noe" som vi ikke har den minste anelse om.

Foto fakta

Galaksehopen (nederst til venstre i det sirklede området) lager en gravitasjonslinse. Det forvrenger formen på objekter som ligger bak linsen - og strekker bildene deres i én retning. Basert på størrelsen og retningen på strekningen konstruerte en internasjonal gruppe astronomer fra det søreuropeiske observatoriet, ledet av forskere fra Paris Institute of Astrophysics, en massefordeling, som er vist på det nederste bildet. Som du kan se, inneholder klyngen mye mer masse enn det som kan sees gjennom et teleskop.

Å jakte på mørke, massive gjenstander er ikke en rask oppgave, og resultatet ser ikke det mest imponerende ut på fotografier. I 1995 la Hubble-teleskopet merke til at en av stjernene i den store magellanske skyen blinket lysere. Denne gløden varte i tre sekunder. ekstra måned, men så vendte stjernen tilbake til sin naturlige tilstand. Og seks år senere dukket det opp et knapt lysende objekt ved siden av stjernen. Det var en kald dverg som passerte i en avstand på 600 lysår fra stjernen og skapte en gravitasjonslinse som forsterket lyset. Beregninger har vist at massen til denne dvergen bare er 5-10 % av solens masse.

Til slutt forbinder den generelle relativitetsteorien utvetydig universets ekspansjonshastighet med den gjennomsnittlige tettheten av stoffet som finnes i det. Forutsatt at den gjennomsnittlige krumningen av rommet er null, det vil si at geometrien til Euclid og ikke Lobachevsky opererer i den (som er pålitelig verifisert, for eksempel i eksperimenter med kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling), bør denne tettheten være lik 10 - 29 gram per kubikkcentimeter. Tettheten av synlig materiale er omtrent 20 ganger mindre. De manglende 95 % av massen til universet er mørk materie. Merk at tetthetsverdien målt fra ekspansjonshastigheten til universet er lik den kritiske verdien. To verdier, uavhengig beregnet fullstendig forskjellige måter, falt sammen! Hvis universets tetthet faktisk er nøyaktig lik den kritiske tettheten, kan ikke dette være en tilfeldighet, men er en konsekvens av en grunnleggende egenskap til vår verden, som ennå ikke er forstått og forstått.

Hva er dette?

Hva vet vi i dag om mørk materie, som utgjør 95 % av universets masse? Nesten ingenting. Men vi vet fortsatt noe. Først av alt er det ingen tvil om at mørk materie eksisterer - dette er ugjendrivelig bevist av fakta gitt ovenfor. Vi vet også med sikkerhet at mørk materie finnes i flere former. Etter begynnelsen av det 21. århundre, som et resultat av mange års observasjoner i eksperimenter SuperKamiokande(Japan) og SNO (Canada) ble det fastslått at nøytrinoer har masse, ble det klart at fra 0,3% til 3% av de 95% av den skjulte massen ligger i nøytrinoer som lenge har vært kjent for oss - selv om deres masse er ekstremt liten, men mengden deres er i Universet har omtrent en milliard ganger antallet nukleoner: hver kubikkcentimeter inneholder i gjennomsnitt 300 nøytrinoer. De resterende 92-95% består av to deler - mørk materie og mørk energi. En liten brøkdel av mørk materie er vanlig baryonisk materie, bygget av nukleoner; resten står tilsynelatende for noen ukjente massive svakt samvirkende partikler (den såkalte kalde mørke materien). Energibalanse i moderne univers er presentert i tabellen, og historien om de tre siste kolonnene er nedenfor.

Baryonisk mørk materie

En liten (4-5 %) del av mørk materie er vanlig materie som avgir lite eller ingen egen stråling og er derfor usynlig. Eksistensen av flere klasser av slike objekter kan betraktes som eksperimentelt bekreftet. De mest komplekse eksperimentene, basert på den samme gravitasjonslinsen, førte til oppdagelsen av såkalte massive kompakte haloobjekter, det vil si lokalisert i periferien av galaktiske skiver. Dette krevde overvåking av millioner av fjerne galakser over flere år. Når et mørkt, massivt legeme passerer mellom en observatør og en fjern galakse, reduseres lysstyrken kort (eller øker når den mørke kroppen fungerer som en gravitasjonslinse). Som et resultat av møysommelige søk ble slike hendelser identifisert. Naturen til massive kompakte halo-objekter er ikke helt klar. Mest sannsynlig er dette enten avkjølte stjerner (brune dverger) eller planetlignende objekter som ikke er assosiert med stjerner og reiser rundt i galaksen på egenhånd. En annen representant for baryonisk mørk materie er varm gass som nylig ble oppdaget i galaksehoper ved hjelp av røntgenastronomimetoder, som ikke lyser i det synlige området.

Ikke-baryonisk mørk materie

Hovedkandidatene for ikke-baryonisk mørk materie er de såkalte WIMP-ene (forkortelse for engelsk Svak interaktive massive partikler- svakt samvirkende massive partikler). Det særegne med WIMP-er er at de nesten ikke viser noen interaksjon med vanlig materie. Dette er grunnen til at de er den virkelige usynlige mørke materien, og hvorfor de er ekstremt vanskelige å oppdage. Massen til WIMP må være minst titalls ganger større enn massen til et proton. Søket etter WIMP-er har blitt utført i mange eksperimenter de siste 20-30 årene, men til tross for alle anstrengelser har de ennå ikke blitt oppdaget.

En idé er at hvis slike partikler eksisterer, bør jorden, når den kretser rundt solen med solen rundt det galaktiske sentrum, fly gjennom et regn av WIMPs. Til tross for at WIMP er en ekstremt svakt samvirkende partikkel, har den fortsatt en svært liten sannsynlighet for å samhandle med et vanlig atom. Samtidig kan et signal tas opp i spesielle installasjoner - veldig komplekse og kostbare. Antallet slike signaler bør endres i løpet av året fordi når jorden beveger seg i bane rundt solen, endrer den hastighet og retning i forhold til vinden, som består av WIMP-er. DAMA-eksperimentgruppen, som arbeider ved Italias Gran Sasso underjordiske laboratorium, rapporterer observerte variasjoner fra år til år i signalteller. Andre grupper har imidlertid ennå ikke bekreftet disse resultatene, og spørsmålet forblir i hovedsak åpent.

En annen metode for å søke etter WIMP-er er basert på antakelsen om at i løpet av milliarder av år av deres eksistens, bør forskjellige astronomiske objekter (Jorden, Solen, sentrum av galaksen vår) fange WIMP-er, som samler seg i sentrum av disse objektene, og tilintetgjøre hverandre, gir opphav til en nøytrinostrøm . Forsøk på å oppdage overflødig nøytrino-fluks fra sentrum av jorden mot solen og sentrum av galaksen ble gjort på underjordiske og undersjøiske nøytrino-detektorer MACRO, LVD (Gran Sasso Laboratory), NT-200 (Baikalsjøen, Russland), SuperKamiokande, AMANDA (Scott Station -Amundsen, Sydpolen), men har ennå ikke ført til positivt resultat.

Eksperimenter for å søke etter WIMP-er utføres også aktivt ved akseleratorer elementærpartikler. I samsvar med Einsteins berømte ligning E=mс 2 er energi ekvivalent med masse. Derfor, ved å akselerere en partikkel (for eksempel et proton) til en veldig høy energi og kollidere den med en annen partikkel, kan man forvente dannelsen av par av andre partikler og antipartikler (inkludert WIMPer), hvis totale masse er lik den totale energien til de kolliderende partiklene. Men akseleratoreksperimenter har ennå ikke ført til et positivt resultat.

Mørk energi

På begynnelsen av forrige århundre introduserte Albert Einstein, som ønsket å sikre tidsuavhengighet for den kosmologiske modellen i den generelle relativitetsteorien, den såkalte kosmologiske konstanten i teoriens ligninger, som han utpekte. Gresk bokstav"lambda" - Λ. Denne Λ var en rent formell konstant, der Einstein selv ikke så noen fysisk mening. Etter at universets utvidelse ble oppdaget, forsvant behovet for det. Einstein angret sterkt på hastverket og kalte den kosmologiske konstanten sin største vitenskapelige feil. Men tiår senere viste det seg at Hubble-konstanten, som bestemmer universets ekspansjonshastighet, endres med tiden, og dens avhengighet av tid kan forklares ved å velge verdien av den svært "feilaktige" Einstein-konstanten Λ, som bidrar til universets skjulte tetthet. Denne delen av den skjulte massen ble kalt "mørk energi".

Enda mindre kan sies om mørk energi enn om mørk materie. For det første er den jevnt fordelt over hele universet, i motsetning til vanlig materie og andre former for mørk materie. Det er like mye av det i galakser og galaksehoper som utenfor dem. For det andre har den flere veldig merkelige egenskaper, som bare kan forstås ved å analysere relativitetsteoriens ligninger og tolke løsningene deres. For eksempel opplever mørk energi antigravitasjon: på grunn av sin tilstedeværelse øker universets ekspansjonshastighet. Mørk energi ser ut til å skyve seg bort, og akselerere spredningen av vanlig materie samlet i galakser. Mørk energi har også undertrykk, på grunn av at det oppstår en kraft i stoffet som hindrer det i å strekke seg.

Hovedkandidaten for mørk energi er vakuum. Vakuumenergitettheten endres ikke når universet ekspanderer, noe som tilsvarer negativt trykk. En annen kandidat er et hypotetisk supersvak felt, kalt kvintessens. Håp om å avklare naturen til mørk energi er først og fremst forbundet med nye astronomiske observasjoner. Fremskritt i denne retningen vil utvilsomt bringe radikalt ny kunnskap til menneskeheten, siden i alle fall må mørk energi være et helt uvanlig stoff, helt annerledes enn det fysikken har beskjeftiget seg med så langt.

Så, 95% av vår verden består av noe vi nesten ikke vet noe om. Man kan ha ulike holdninger til et slikt faktum som er hevet over enhver tvil. Det kan forårsake angst, som alltid følger med et møte med noe ukjent. Eller skuffelse fordi en så lang og vanskelig vei konstruksjonen av en fysisk teori som beskriver egenskapene til vår verden førte til utsagnet: det meste av universet er skjult for oss og ukjent for oss.

Men de fleste fysikere føler seg nå oppmuntret. Erfaring viser at alle gåtene som naturen stilte for menneskeheten før eller siden ble løst. Utvilsomt vil mysteriet med mørk materie også bli løst. Og dette vil helt sikkert bringe helt ny kunnskap og konsepter som vi ikke aner noe om ennå. Og kanskje møter vi nye mysterier, som i sin tur også vil løses. Men dette blir en helt annen historie, som lesere av «Kjemi og liv» ikke vil kunne lese før noen år senere. Eller kanskje om noen tiår.

En teoretisk konstruksjon i fysikk kalt standardmodellen beskriver interaksjonene til alle kjent for vitenskapen elementærpartikler. Men dette er bare 5% av stoffet som eksisterer i universet, de resterende 95% er av helt ukjent natur. Hva er denne hypotetiske mørke materien og hvordan prøver forskere å oppdage den? Hayk Hakobyan, MIPT-student og ansatt ved Institutt for fysikk og astrofysikk, forteller om dette som en del av et spesielt prosjekt.

Standardmodellen av elementærpartikler, endelig bekreftet etter oppdagelsen av Higgs-bosonet, beskriver de grunnleggende interaksjonene (elektrosvake og sterke) til de vanlige partiklene vi kjenner: leptoner, kvarker og kraftbærere (bosoner og gluoner). Det viser seg imidlertid at hele denne enorme komplekse teorien bare beskriver omtrent 5-6% av all materie, mens resten ikke passer inn i denne modellen. Observasjoner av de tidligste øyeblikkene i universet vårt viser oss at omtrent 95 % av stoffet som omgir oss er av en helt ukjent natur. Med andre ord, vi ser indirekte tilstedeværelsen av denne skjulte materien på grunn av dens gravitasjonspåvirkning, men vi har ennå ikke klart å fange den direkte. Dette skjulte massefenomenet har kodenavnet «mørk materie».

Moderne vitenskap, spesielt kosmologi, fungerer etter den deduktive metoden til Sherlock Holmes

Nå er hovedkandidaten fra WISP-gruppen aksionen, som oppstår i teorien om den sterke interaksjonen og har en veldig liten masse. En slik partikkel er i stand til å bli til et foton-foton-par i høye magnetiske felt, noe som gir hint om hvordan man kan prøve å oppdage den. ADMX-eksperimentet bruker store kamre som skaper et magnetfelt på 80 000 gauss (det er 100 000 ganger mer magnetfelt Jord). I teorien burde et slikt felt stimulere nedbrytningen av en aksion til et foton-foton-par, som detektorer skal fange. Til tross for mange forsøk, har det ennå ikke vært mulig å oppdage WIMPs, aksioner eller sterile nøytrinoer.

Dermed har vi reist gjennom et stort antall forskjellige hypoteser for å forsøke å forklare den underlige tilstedeværelsen av den skjulte massen, og etter å ha avvist alle umulighetene ved hjelp av observasjoner, har vi kommet til flere mulige hypoteser som vi allerede kan jobbe med.

Et negativt resultat i vitenskapen er også et resultat, siden det gir begrensninger på forskjellige parametere for partikler, for eksempel eliminerer det rekkevidden av mulige masser. Fra år til år gir flere og flere nye observasjoner og eksperimenter med akseleratorer nye, strengere restriksjoner på massen og andre parametere til mørk materiepartikler. Dermed, ved å kaste ut alle de umulige alternativene og innsnevre sirkelen av søk, blir vi dag for dag nærmere å forstå hva 95% av materien i universet vårt består av.

Alt vi ser rundt oss (stjerner og galakser) er ikke mer enn 4-5 % av den totale massen i universet!

I følge moderne kosmologiske teorier består vårt univers av kun 5 % av vanlig, såkalt baryonisk materie, som danner alle observerbare objekter; 25 % mørk materie oppdaget på grunn av tyngdekraften; og mørk energi, som utgjør så mye som 70 % av totalen.

Begrepene mørk energi og mørk materie er ikke helt vellykket og representerer en bokstavelig, men ikke semantisk, oversettelse fra engelsk.

I fysisk forstand innebærer disse begrepene bare at disse stoffene ikke interagerer med fotoner, og de kan like gjerne kalles usynlig eller gjennomsiktig materie og energi.

Mange moderne forskere er overbevist om at forskning rettet mot å studere mørk energi og materie sannsynligvis vil bidra til å svare globalt problem: hva venter universet vårt i fremtiden?

Klumper på størrelse med en galakse

Mørk materie er et stoff som, mest sannsynlig, består av nye partikler, fortsatt ukjent under terrestriske forhold, og som har egenskaper som er iboende i selve vanlig materie. For eksempel er den også i stand til, som vanlige stoffer, å samle seg til klumper og delta i gravitasjonsinteraksjoner. Men størrelsen på disse såkalte klumpene kan overstige en hel galakse eller til og med en klynge galakser.

Tilnærminger og metoder for å studere mørk materie partikler

For øyeblikket prøver forskere over hele verden på alle mulige måter å oppdage eller kunstig skaffe partikler av mørk materie under terrestriske forhold, ved å bruke spesialdesignet ultrateknologisk utstyr og mange forskjellige forskningsmetoder, men så langt har ikke all deres innsats blitt kronet. med suksess.

En metode innebærer å utføre eksperimenter med høyenergiakseleratorer, ofte kjent som kollidere. Forskere, som tror at mørk materiepartikler er 100-1000 ganger tyngre enn et proton, antar at de må genereres i kollisjonen av vanlige partikler akselerert til høye energier gjennom en kolliderer. Essensen av en annen metode er å registrere mørk materie partikler som finnes rundt oss. Hovedvanskeligheten med å registrere disse partiklene er at de viser svært svak interaksjon med vanlige partikler, som iboende er transparente for dem. Og likevel kolliderer mørk materiepartikler svært sjelden med atomkjerner, og det er et visst håp om å registrere dette fenomenet før eller siden.

Det finnes andre tilnærminger og metoder for å studere mørk materie-partikler, og bare tiden vil vise hvilken som vil være den første til å lykkes, men uansett vil oppdagelsen av disse nye partiklene være en stor vitenskapelig prestasjon.

Stoff med anti-tyngdekraft

Mørk energi er et enda mer uvanlig stoff enn mørk materie. Den har ikke evnen til å samle seg i klumper, som et resultat av at den er jevnt fordelt over hele universet. Men dens mest uvanlige egenskap for øyeblikket er antigravitasjon.

Naturen til mørk materie og sorte hull

Takket være moderne astronomiske metoder Det er mulig å bestemme ekspansjonshastigheten til universet på det nåværende tidspunkt og simulere prosessen med dets endring tidligere i tid. Som et resultat av dette ble det innhentet informasjon om at for øyeblikket, så vel som i den siste tiden, utvider universet vårt, og tempoet i denne prosessen øker stadig. Det er grunnen til at hypotesen om antigravitasjonen til mørk energi oppsto, siden vanlig gravitasjonsattraksjon ville ha en bremsende effekt på prosessen med "galakse-resesjon", og begrense ekspansjonshastigheten til universet. Dette fenomenet motsier ikke den generelle relativitetsteorien, men mørk energi må ha negativt trykk – en egenskap som ingen kjente substanser har.

Kandidater til rollen som "Dark Energy"

Massen til galaksene i Abel 2744-hopen er mindre enn 5 prosent av dens totale masse. Denne gassen er så varm at den bare lyser i røntgenstråler (rød på dette bildet). Fordelingen av usynlig mørk materie (som utgjør omtrent 75 prosent av klyngens masse) er farget blå.

En av de antatte kandidatene for rollen som mørk energi er vakuum, hvis energitetthet forblir uendret under utvidelsen av universet og dermed bekrefter det negative trykket i vakuumet. En annen antatt kandidat er "kvintessensen" - et tidligere ukjent ultrasvakt felt som visstnok passerer gjennom hele universet. Det er også andre mulige kandidater, men ingen av dem har så langt bidratt til å få et eksakt svar på spørsmålet: hva er mørk energi? Men det er allerede klart at mørk energi er noe helt overnaturlig, og forblir hovedmysteriet for grunnleggende fysikk i det 21. århundre.

I dag er det et mysterium om hvor det kom fra. mørk materie er ennå ikke løst. Det er teorier som tyder på at den består av lavtemperatur interstellar gass. I dette tilfellet kan ikke stoffet produsere noen stråling. Det er imidlertid teorier mot denne ideen. De sier at gassen er i stand til å varmes opp, noe som fører til at de blir vanlige "baryoniske" stoffer. Denne teorien støttes av det faktum at massen av gass i kald tilstand ikke kan eliminere underskuddet som oppstår.

Det er så mange spørsmål om teorier om mørk materie at det er verdt å se litt nærmere på det.

Hva er mørk materie?

Spørsmålet om hva mørk materie er dukket opp for rundt 80 år siden. Tilbake på begynnelsen av 1900-tallet. På den tiden kom den sveitsiske astronomen F. Zwicky på ideen om at massen til alle galakser i virkeligheten er større enn massen til alle de objektene som kan sees med sine egne gasser i et teleskop. Alle de tallrike ledetrådene antydet at det var noe ukjent i verdensrommet som hadde en imponerende masse. Det ble besluttet å gi navnet "mørk substans" til dette uforklarlige stoffet.

Dette usynlige stoffet opptar minst en fjerdedel av hele universet. Det særegne ved dette stoffet er at partiklene samhandler dårlig med hverandre og med vanlige andre stoffer. Denne interaksjonen er så svak at forskerne ikke engang kan oppdage den. Faktisk er det bare tegn på påvirkning fra partikler.

Studiet av dette problemet blir utført av de største hjernene rundt om i verden, så selv de største skeptikerne i verden tror at det vil være mulig å fange partikler av stoffet. Det mest ønskelige målet er å gjøre dette i laboratoriemiljø. Arbeid utføres i gruver på store dyp; slike forhold for eksperimenter er nødvendige for å eliminere interferensen forårsaket av partikler av stråler fra verdensrommet.

Det er en mulighet for at mye ny informasjon vil være mulig å skaffe takket være moderne akseleratorer, spesielt ved hjelp av Large Hadron Collider.

Partikler av mørk materie har en merkelig funksjon - gjensidig ødeleggelse. Som et resultat av slike prosesser oppstår gammastråling, antipartikler og partikler (som elektron og positron). Derfor prøver astrofysikere å finne spor av gammastråling eller antipartikler. Til dette brukes ulike grunn- og rominstallasjoner.

Bevis for eksistensen av mørk materie

De aller første tvilene om riktigheten av beregninger av universets masse, som allerede nevnt, ble delt av astronomen fra Sveits F. Zwicky. Til å begynne med bestemte han seg for å måle hastigheten til galakser fra Coma-hopen som beveger seg rundt sentrum. Og resultatet av arbeidet hans forundret ham noe, fordi bevegelseshastigheten til disse galaksene viste seg å være høyere enn han hadde forventet. I tillegg har han forhåndsberegnet denne verdien. Men resultatene var ikke de samme.

Konklusjonen var åpenbar: den virkelige massen til klyngen var mye større enn den tilsynelatende. Dette kan forklares med det faktum at det meste av materien som er i denne delen av universet ikke kan sees, og det er også umulig å observere det. Dette stoffet viser sine egenskaper bare i form av masse.

En rekke gravitasjonseksperimenter har bekreftet tilstedeværelsen av usynlig masse i galaksehoper. Relativitetsteorien har en viss tolkning av dette fenomenet. Hvis du følger den, er hver masse i stand til å deformere rommet, i tillegg, som en linse, bøyer den den direkte strømmen av lysstråler. Galaksehopen forårsaker forvrengning, dens innflytelse er så sterk at den blir merkbar. Synet av galaksen som ligger rett bak klyngen er mest forvrengt. Denne forvrengningen brukes til å beregne hvordan saken er fordelt i denne klyngen. Slik måles virkelig masse. Det viser seg alltid å være flere ganger større enn massen av synlig materie.

Fire tiår etter arbeidet til pioneren på dette området, F. Zwicky, tok den amerikanske astronomen V. Rubin opp dette spørsmålet. Hun studerte hastigheten som materie, som befinner seg ved kantene av galakser, roterer rundt sentrum av galaksen. Hvis vi følger Keplers lover angående tyngdelovene, så er det en viss sammenheng mellom rotasjonshastigheten til galakser og avstanden til sentrum.

Men i realiteten viste målinger at rotasjonshastigheten ikke endret seg med økende avstand til sentrum. Slike data kan bare forklares på én måte - galaksens materie har samme tetthet både i sentrum og i kantene. Men det synlige stoffet hadde en mye større tetthet i sentrum og var preget av sparsomhet i kantene, og mangelen på tetthet kunne bare forklares med tilstedeværelsen av et eller annet stoff som ikke var synlig for øyet.

For å forklare fenomenet er det nødvendig at det er nesten 10 ganger mer av denne usynlige materien i galakser enn materien vi kan se. Dette ukjente stoffet kalles "mørk materie" eller "mørk materie". Til dags dato er dette fenomenet fortsatt det mest interessante mysteriet for astrofysikere.

Det er et annet argument for bevis på eksistensen av mørk materie. Det følger av beregninger som beskriver prosessen med hvordan galakser ble dannet. Det antas at dette begynte omtrent 300 000 år etter Big Bang fant sted. Beregningsresultatene sier at tiltrekningen mellom stofffragmentene som dukket opp under eksplosjonen ikke kunne kompensere for den kinetiske energien fra ekspansjonen. Det vil si at saken ikke kunne konsentrere seg i galakser, men vi kan se det i dag.

Dette uforklarlig faktum kalt galakseparadokset, ble det sitert som et argument som ødelegger Big Bang-teorien. Men du kan se det fra den andre siden. Tross alt kunne partikler av den mest vanlige materie blandes med partikler av mørk materie. Da blir beregningene riktige, og hvordan galakser ble dannet der mye mørk materie hadde samlet seg, og partikler av vanlig materie allerede hadde sluttet seg til dem på grunn av tyngdekraften. Tross alt utgjør vanlig materie en liten brøkdel av den totale massen til universet.

Synlig materie har en relativt lav tetthet sammenlignet med mørk materie fordi den er 20 ganger tettere. Derfor er de 95 % av universets masse som mangler ifølge forskernes beregninger mørk materie.

Dette førte imidlertid til konklusjonen at hele den synlige verden, som var studert opp og ned, så kjent og forståelig, bare var et lite tillegg til det som faktisk utgjorde.

Alle galakser, planeter og stjerner er bare en liten del av noe vi ikke aner noe om. Det er dette som avsløres, men det virkelige er skjult for oss.

Introduksjon

Det er sterke argumenter for at mye av materien i universet verken avgir eller absorberer noe og derfor er usynlig. Tilstedeværelsen av slik usynlig materie kan gjenkjennes av dens gravitasjonsinteraksjon med utstrålende materie. Studier av galaksehoper og galaktiske rotasjonskurver gir bevis på eksistensen av denne såkalte mørke materien. Så per definisjon er mørk materie materie som ikke samhandler med elektromagnetisk stråling, det vil si at den ikke sender ut eller absorberer den.
Den første oppdagelsen av usynlig materie dateres tilbake til forrige århundre. I 1844 skrev Friedrich Bessel i et brev til Karl Gauss at den uforklarlige uregelmessigheten i bevegelsen til Sirius kunne være et resultat av dens gravitasjonsinteraksjon med et eller annet nabolegeme, og sistnevnte i dette tilfellet skulle ha en ganske stor masse. På Bessels tid var en slik mørk følgesvenn til Sirius usynlig, den ble optisk oppdaget først i 1862. Det viste seg å være en hvit dverg, kalt Sirius-B, mens Sirius selv ble kalt Sirius-A.
Tettheten av materie i universet, ρ, kan estimeres fra observasjoner av bevegelsen til individuelle galakser. Vanligvis er ρ gitt i enheter av den såkalte kritiske tettheten ρ c:

I denne formelen er G gravitasjonskonstanten, H er Hubble-konstanten, som er kjent med lav nøyaktighet (0,4)< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Hubbles formel for ekspansjonshastigheten til universet,
H = 100 t km∙s -1 ∙Mpc -1 .

For ρ > ρ с er universet lukket, dvs. Gravitasjonsinteraksjonen er sterk nok til at universets utvidelse viker for kompresjon.
Dermed er den kritiske tettheten gitt av:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

Kosmologisk tetthet Ω = ρ/ρ с, bestemt basert på dynamikken til galaksehoper og superhoper, er lik 0,1< Ω < 0.3.
Fra å observere arten av fjerningen av store områder av universet ved bruk av den infrarøde astronomiske satellitten IRAS, ble det funnet at 0,25< Ω < 2.
På den annen side gir estimering av baryontettheten Ω b fra lysstyrken til galakser en betydelig mindre verdi: Ω b< 0.02.
Denne uoverensstemmelsen tas vanligvis som en indikasjon på eksistensen av usynlig materie.
Nylig har mye oppmerksomhet blitt viet til problemet med å søke etter mørk materie. Hvis vi tar i betraktning alle former for baryonisk materie, som interplanetært støv, brune og hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull, viser det seg at det trengs en betydelig andel ikke-baryonisk materie for å forklare alle observerte fenomener. Denne uttalelsen forblir gyldig selv etter å ha tatt hensyn til moderne data om de såkalte MAHO-objektene ( M.A. ssive C kompakt H alo O bjects er massive kompakte galaktiske objekter) oppdaget ved hjelp av gravitasjonslinseeffekten.

. Bevis for mørk materie

2.1. Galaktiske rotasjonskurver

Når spiralgalakser rotasjonshastigheten til individuelle stjerner rundt sentrum av galaksen bestemmes ut fra tilstanden til konstante baner. Sette likhetstegn mellom sentrifugal- og gravitasjonskrefter:

for rotasjonshastigheten har vi:

der M r er hele massen av materie innenfor en kule med radius r. Ved ideell sfærisk eller sylindrisk symmetri, kompenseres påvirkningen av massen utenfor denne sfæren gjensidig. Til en første tilnærming kan det sentrale området av galaksen betraktes som sfærisk, dvs.

hvor ρ er gjennomsnittlig tetthet.
I den indre delen av galaksen forventes en lineær økning i rotasjonshastigheten med økende avstand fra sentrum. I det ytre området av galaksen er massen M r nesten konstant og hastighetens avhengighet av avstand tilsvarer tilfellet med en punktmasse i sentrum av galaksen:

Rotasjonshastigheten v(r) bestemmes for eksempel ved å måle Doppler-forskyvningen i emisjonsspekteret til He-II-regioner rundt O-stjerner. Oppførselen til de eksperimentelt målte rotasjonskurvene til spiralgalakser tilsvarer ikke en reduksjon i v(r) med økende radius. En studie av linjen på 21 cm (hyperfin strukturovergang i hydrogenatomet) sendt ut av interstellar materie førte til et lignende resultat. Konstansen til v(r) ved store verdier av radien betyr at massen M r også øker med økende radius: M r ~ r. Dette indikerer tilstedeværelsen av usynlig materie. Stjerner beveger seg raskere enn forventet basert på den tilsynelatende mengden materie.
Basert på denne observasjonen ble eksistensen av en sfærisk mørk materie-halo som omgir galaksen og som er ansvarlig for den ikke-minkende oppførselen til rotasjonskurvene, postulert. I tillegg kan en sfærisk halo bidra til stabiliteten til formen til galakseskiven og bekrefte hypotesen om dannelsen av galakser fra en sfærisk protogalakse. Modellberegninger utført for Melkeveien, som var i stand til å reprodusere rotasjonskurvene ved å ta hensyn til tilstedeværelsen av en halo, indikerer at en betydelig del av massen må være i denne haloen. Bevis til fordel for eksistensen av sfæriske glorier er også gitt av kulehoper - sfæriske klynger av stjerner, som er de eldste objektene i galaksen og som er fordelt sfærisk.
Nyere forskning på gjennomsiktigheten til galakser har imidlertid sådd tvil om dette bildet. Ved å vurdere graden av uklarhet til spiralgalakser som en funksjon av helningsvinkelen, kan vi trekke konklusjoner om gjennomsiktigheten til slike objekter. Hvis galaksen var helt gjennomsiktig, ville dens totale lysstyrke ikke avhenge av vinkelen denne galaksen blir observert i, siden alle stjernene ville vært like godt synlige (ignorerer størrelsen på stjernene). På den annen side betyr en konstant overflatelysstyrke at galaksen ikke er gjennomsiktig. I dette tilfellet ser observatøren alltid bare de ytre stjernene, dvs. alltid samme antall per overflateenhet, uavhengig av synsvinkel. Det ble eksperimentelt fastslått at overflatelysstyrken forblir konstant i gjennomsnitt, noe som kan indikere den nesten fullstendige opasiteten til spiralgalakser. I dette tilfellet er bruken av optiske metoder for å bestemme massetettheten til universet ikke helt nøyaktig. En grundigere analyse av måleresultatene førte til konklusjonen at molekylære skyer er et absorberende materiale (deres diameter er omtrent 50 ps og temperaturen er omtrent 20 K). I følge Wiens forskyvningslov skal slike skyer slippe ut i submillimeterområdet. Dette resultatet kan gi en forklaring på oppførselen til rotasjonskurvene uten antagelsen om ekstra eksotisk mørk materie.
Bevis for eksistensen av mørk materie er også funnet i elliptiske galakser. Gassformige haloer med temperaturer rundt 10 7 K er registrert ved deres absorpsjon av røntgenstråler. Hastighetene til disse gassmolekylene er større enn ekspansjonshastigheten:

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

forutsatt at massene deres tilsvarer deres lysstyrke. For elliptiske galakser er forholdet mellom masse og lysstyrke omtrent to størrelsesordener større enn solens, som er et typisk eksempel på en gjennomsnittlig stjerne. En så stor verdi er vanligvis forbundet med eksistensen av mørk materie.

2.2. Dynamikk til galaksehoper

Dynamikken til galaksehoper gir bevis for eksistensen av mørk materie. Når bevegelsen av systemet potensiell energi som er en homogen funksjon av koordinater, forekommer i et begrenset romlig område, så er de tidsgjennomsnittlige verdiene for kinetisk og potensiell energi relatert til hverandre av virial teoremet. Den kan brukes til å beregne tettheten av materie i klynger av et stort antall galakser.
Hvis den potensielle energien U er en homogen funksjon av radiusvektorer r i av grad k, deretter U og kinetisk energi T er relatert som 2T = kU. Siden T + U = E = E, følger det at

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

hvor E er den totale energien. For gravitasjonsinteraksjon (U ~ 1/r) k = -1, så 2T = -U. Den gjennomsnittlige kinetiske energien til en klynge av N galakser er gitt av:

T=N /2.

Disse N-galaksene kan samhandle med hverandre i par. Derfor er det N(N–1)/2 uavhengige par av galakser, hvis totale gjennomsnittlige potensielle energi har formen

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Med Nm = M og (N − 1) ≈ N for den dynamiske massen viser det seg M ≈ 2 /G.
Gjennomsnittlige avstandsmålinger og gjennomsnittlig hastighet gi en dynamisk masseverdi som er omtrent to størrelsesordener høyere enn massen oppnådd fra en analyse av lysstyrken til galakser. Denne faktaen kan tolkes som ytterligere bevis til fordel for eksistensen av mørk materie.
Dette argumentet har også sitt eget svake punkter. Den viriale ligningen er bare gyldig når man tar gjennomsnitt over en lang tidsperiode, når lukkede systemer er i en likevektstilstand. Imidlertid er målinger av galaksehoper noe som øyeblikksbilder. Dessuten er ikke galaksehoper lukkede systemer, de er koblet til hverandre. Til slutt er det ikke klart om de har nådd en tilstand av likevekt eller ikke.

2.3. Kosmologisk bevis

Definisjonen av den kritiske tettheten ρ c ble gitt ovenfor. Formelt kan det oppnås på grunnlag av newtonsk dynamikk ved å beregne den kritiske ekspansjonshastigheten til en sfærisk galakse:

Forholdet for ρ c følger av uttrykket for E, hvis vi antar at H = r"/r = v/r.
Beskrivelsen av dynamikken i universet er basert på Einsteins feltligninger (General Relativity Theory - GTR). De er noe forenklet under antakelsen om homogenitet og isotropi av rommet. I Robertson-Walker-metrikken er det infinitesimale lineære elementet gitt av:

hvor r, θ, φ er de sfæriske koordinatene til punktet. Frihetsgradene til denne metrikken er inkludert i parameteren k og skalafaktoren R. Verdien av k tar bare diskrete verdier (hvis fraktal geometri ikke tas i betraktning) og er ikke avhengig av tid. Verdien k er en karakteristikk av universmodellen (k = -1 - hyperbolsk metrikk (åpent univers), k = 0 - euklidisk metrikk (flat univers), k = +1 - sfærisk metrikk (lukket univers)).
Universets dynamikk er fullstendig spesifisert av skalafunksjonen R(t) (avstanden mellom to nabopunkter i rommet med koordinatene r, θ, φ endres med tiden som R(t)). Når det gjelder den sfæriske metrikken, representerer R(t) universets radius. Denne skalafunksjonen tilfredsstiller Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningene:

hvor p(t) er det totale trykket, og Λ er den kosmologiske konstanten, som innenfor rammen av moderne kvantefeltteorier tolkes som vakuumenergitettheten. La oss videre anta at Λ = 0, som ofte gjøres for å forklare eksperimentelle fakta uten å introdusere mørk materie. Koeffisienten R 0 "/R 0 bestemmer Hubble-konstanten H 0, hvor indeksen "0" markerer de moderne verdiene for de tilsvarende mengdene. Fra formlene ovenfor følger det at for krumningsparameteren k = 0, den moderne kritiske universets tetthet er gitt av uttrykket hvis verdi representerer grensen mellom det åpne og et lukket univers (denne verdien skiller scenariet der universet utvider seg evig fra scenariet der universet forventer kollaps ved slutten av den midlertidige ekspansjonen fase):

Densitetsparameter brukes ofte

hvor q 0 er bremseparameteren: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Dermed er tre tilfeller mulige:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – flatt univers,
Ω 0 > 1 – lukket univers.
Målinger av tetthetsparameteren ga et estimat: Ω 0 ≈ 0,2, på grunnlag av hvilket man kunne forvente universets åpne natur. Imidlertid er en rekke teoretiske konsepter vanskelige å forene med universets åpenhet, for eksempel det såkalte "flathetsproblemet" og galaksenes tilblivelse.

Flathetsproblem

Som du kan se, er tettheten til universet veldig nær kritisk. Fra Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningene følger det (ved Λ = 0) at

Siden tettheten ρ(t) er proporsjonal med 1/R(t) 3, så har vi ved å bruke uttrykket for Ω 0 (k er ikke lik 0):

Dermed er verdien Ω ≈ 1 svært ustabil. Ethvert avvik fra den perfekt flate saken øker kraftig ettersom universet utvides. Dette betyr at under den opprinnelige atomfusjonen må universet ha vært betydelig flatere enn det er nå.
En mulig løsning på dette problemet er gitt av inflasjonsmodeller. Det antas at utvidelsen av det tidlige universet (i intervallet mellom 10 -34 s og 10 -31 s etter Big Bang) skjedde eksponentielt i inflasjonsfasen. I disse modellene er tetthetsparameteren vanligvis uavhengig av tid (Ω = 1). Imidlertid er det teoretiske indikasjoner på at verdien av tetthetsparameteren er i området 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesis av galakser

For tilblivelsen av galakser er tetthetsinhomogeniteter nødvendig. Galakser måtte oppstå i slike romlige områder hvor tetthetene var større enn rundt dem, slik at som et resultat av gravitasjonsinteraksjon klarte disse områdene å gruppere seg raskere enn deres sjeldenhet skjedde på grunn av generell ekspansjon.
Imidlertid kunne denne typen akkumulering av materie begynne først etter dannelsen av atomer fra kjerner og elektroner, dvs. omtrent 150 000 år etter Big Bang ved temperaturer på rundt 3000 K (siden i de tidlige stadiene var materie og stråling i en tilstand av dynamisk likevekt: enhver resulterende klump av materie ble umiddelbart ødelagt under påvirkning av stråling og samtidig kunne stråling ikke rømme utover materiens grenser). Merkbare svingninger i tettheten til vanlig materie på den tiden ble utelukket ned til svært lave nivåer av isotropien til bakgrunnsstråling. Etter dannelsesstadiet av nøytrale atomer slutter strålingen å være i termisk likevekt med materie, og dermed reflekteres de påfølgende svingningene i materiens tetthet ikke lenger i strålingens natur.
Men hvis vi beregner utviklingen over tid av prosessen med kompresjon av materie, som akkurat da begynte, viser det seg at tiden som har gått siden den gang ikke er nok til at så store strukturer som galakser eller deres klynger kan dannes. Tilsynelatende er det nødvendig å kreve eksistensen av massive partikler frigjort fra en tilstand av termisk likevekt på et tidligere stadium, slik at disse partiklene har muligheten til å manifestere seg som noen frø for kondensering av vanlig materie rundt dem. Slike kandidater kan være såkalte WIMP-partikler. I dette tilfellet er det nødvendig å ta hensyn til kravet om at den kosmiske bakgrunnsstrålingen er isotropisk. En liten anisotropi (10 -4) i den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen (temperatur ca. 2,7 K) ble nylig oppdaget ved bruk av COBE-satellitten.

III. Mørk materie-kandidater

3.1. Baryonisk mørk materie

Den mest åpenbare kandidaten for mørk materie vil være vanlig baryonisk materie, som ikke avgir og har en tilsvarende overflod. En mulighet kan realiseres med interstellar eller intergalaktisk gass. I dette tilfellet bør det imidlertid vises karakteristiske utslipps- eller absorpsjonslinjer som ikke oppdages.
En annen kandidat kan være brune dverger - kosmiske kropper med masse betydelig mindre enn solens masse (M< 0.08M солнца). Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий. Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности фотометрической детектируемости himmellegemer På en avstand på flere lysår er det spesielt vanskelig å anslå antallet slike objekter.
Svært kompakte objekter i sluttfasen av stjerneutviklingen (hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull) kan også være en del av mørk materie. Siden praktisk talt hver stjerne når ett av disse tre siste stadiene i løpet av sin levetid, må en betydelig del av massen til tidligere og tyngre stjerner være tilstede i ikke-utstrålende form som hvite dverger. nøytronstjerner eller sorte hull. Noe av denne materien går tilbake til det interstellare rommet gjennom supernovaeksplosjoner eller andre måter og tar del i dannelsen av nye stjerner. I dette tilfellet bør stjerner med massene M ikke tas i betraktning< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Øvre grenser for mulig tetthet av baryonisk materie i universet kan fås fra data om den første kjernefysiske fusjonen, som begynte omtrent 3 minutter etter Big Bang. Målinger av dagens forekomst av deuterium er spesielt viktige −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, siden det under den innledende kjernefysiske fusjonen hovedsakelig var deuterium som ble dannet. Selv om deuterium også senere dukket opp som et mellomprodukt av kjernefusjonsreaksjoner, økte ikke den totale mengden deuterium nevneverdig på grunn av dette. Analyse av prosessene som skjer på stadiet av tidlig kjernefysisk fusjon gir en øvre grense − Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
På den annen side er det nå helt klart at baryonisk materie i seg selv ikke er i stand til å tilfredsstille kravet Ω = 1, som følger av inflasjonsmodeller. I tillegg forblir problemet med galaksedannelse uløst. Alt dette fører til behovet for eksistensen av ikke-baryonisk mørk materie, spesielt i tilfellet når tilstanden Ω = 1 ved null kosmologisk konstant er nødvendig.

3.2. Ikke-baryonisk mørk materie

Teoretiske modeller gir stort valg mulige kandidater for rollen som ikke-baryonisk mørk materie, inkludert: lette og tunge nøytrinoer, supersymmetriske partikler av SUSY-modeller, aksioner, kosmioner, magnetiske monopoler, Higgs-partikler - de er oppsummert i tabellen. Tabellen inneholder også teorier som forklarer de eksperimentelle dataene uten å introdusere mørk materie (den tidsavhengige gravitasjonskonstanten i ikke-newtonsk gravitasjon og den kosmologiske konstanten). Betegnelser: DM - mørk materie, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - supersymmetriske teorier, SUGRA - supergravitasjon, QCD - kvantekromodynamikk, QED - kvanteelektrodynamikk, GTR - generell relativitet. Konseptet WIMP (weakly interacting massive particles) brukes for å betegne partikler med en masse større enn noen få GeV/c 2 som bare deltar i svake interaksjoner. Med hensyn til nye målinger av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen fra COBE-satellitten og rødforskyvningen fra IRAS-satellitten, har fordelingen av galakser på store avstander og dannelsen av storskalastrukturer i galaksen vår nylig blitt undersøkt på nytt. Basert på analysen av ulike modeller for strukturdannelse, ble det konkludert med at bare én tilfredsstillende modell av universet er mulig med Ω = 1, der mørk materie er av blandet natur: 70 % eksisterer i form av kald mørk materie og 30 % i form av varm mørk materie, med sistnevnte består av to masseløse nøytrinoer og en nøytrino med en masse på 7,2 ± 2 eV. Dette betyr en gjenoppliving av den tidligere kasserte modellen med blandet mørk materie.

Lette nøytrinoer

I motsetning til alle andre mørk materie-kandidater, har nøytrinoer den klare fordelen av å være kjent for å eksistere. Deres utbredelse i universet er omtrent kjent. For at nøytrinoer skal være kandidater for mørk materie, må de absolutt ha masse. For å oppnå den kritiske tettheten til universet, må nøytrinomasser ligge i området flere GeV/c 2 eller i området fra 10 til 100 eV/c 2 .
Tunge nøytrinoer er også mulige som slike kandidater, siden det kosmologisk signifikante produktet m ν exp(-m ν /kT f) blir lite selv for store masser. Her er Tf temperaturen der tunge nøytrinoer slutter å være i en tilstand av termisk likevekt. Denne Boltzmann-faktoren gir overflod av nøytrinoer med masse m ν i forhold til overflod av masseløse nøytrinoer.
For hver type nøytrino i universet er nøytrinotettheten relatert til fotontettheten ved forholdet n ν = (3/11)n γ. Strengt tatt er dette uttrykket bare gyldig for lette Majorana-nøytrinoer (for Dirac-nøytrinoer er det under visse omstendigheter nødvendig å introdusere en annen statistisk faktor lik to). Fotontettheten kan bestemmes basert på bakgrunnens kosmiske mikrobølgebakgrunnsstråling 3 K og når n γ ≈ 400 cm -3.

Partikkel	Vekt	Teori	Manifestasjon
G(R)	-	Ikke-newtonsk gravitasjon	Gjennomsiktig DM i skala
Λ (romkonstant)	-	GTO	Ω=1 uten DM
Axion, merian, gullstein. boson	10 -5 eV	QCD; brudd på sim. Pechei-Quina	Kald DM
Vanlig nøytrino	10-100 eV	MAGE	Hot DM
Lett higgsino, photino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafoton	20-400 eV	Modifikator QED	Varm, varm DM
Høyre nøytrinoer	500 eV	Supersvak samhandling	Varm DM
Gravitino, etc.	500 eV	SUSY/SUGRA	Varm DM
Photino, gravitino, axion, speil. partikler, Simpson nøytrino	keV	SUSY/SUGRA	Varm/kald DM
Photino, sneutrino, higgsino, gluino, tung nøytrino	MeV	SUSY/SUGRA	Kald DM
Shadow Matter	MeV	SUSY/SUGRA	Varm kald (som baryoner) DM
Preon	20-200 TeV	Sammensatte modeller	Kald DM
Monopol	10 16 GeV	MAGE	Kald DM
Pyrgon, maximon, stang Perry, newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorier om høyere dimensjoner	Kald DM
Superstrenger	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Kald DM
Quark "nuggets"	10 15 g	QCD, GUT	Kald DM
Rom strenger, domenevegger	(10 8 -10 10)M søn	MAGE	Dannelsen av galakser bidrar kanskje ikke mye til
Cosmion	4-11 GeV	Nøytrinoproblem	Dannelse av en nøytrinoflux på solen
Svarte hull	10 15 -10 30 g	GTO	Kald DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Det viser seg at nøytrinomassetettheten er nær kritisk hvis betingelsen er oppfylt

hvor g ν er en statistisk faktor som tar hensyn til antall forskjellige helicitetstilstander for hver type nøytrino. For Majorana-nøytrinoer er denne faktoren lik 2. For Dirac-nøytrinoer skal den være lik 4. Imidlertid antas det vanligvis at de høyrehendte komponentene forlot termisk likevektstilstand mye tidligere, så vi kan også anta at g ν = 2 for Dirac-saken.
Siden nøytrinotettheten er av samme størrelsesorden som fotontettheten, er det omtrent 10 9 ganger flere nøytrinoer enn baryoner, så selv en liten nøytrinomasse kan bestemme dynamikken til universet. For å oppnå Ω = ρ ν /ρ с = 1 kreves det nøytrinomasser m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, der N ν er antall lette nøytrinotyper. De eksperimentelle øvre grensene for massene til de tre kjente typene nøytrinoer er: m(ν e)< 7.2 эВ/c 2 , m(ν μ) < 250 кэВ/c 2 , m(ν τ) < 31 МэВ/c 2 . Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10 10 К (что отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в которой доминируют частицы массой m i , согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет гравитационных сил, равна

I et univers dominert av nøytrinoer kunne den nødvendige kompresjonsgraden etableres på et relativt sent stadium, de første strukturene ville tilsvare superklynger av galakser. Dermed kan galaksehoper og galakser utvikle seg gjennom fragmentering av disse primærstrukturene (top-down modell). Imidlertid møter denne tilnærmingen problemer når man vurderer dannelsen av svært små strukturer som dverggalakser. For å forklare dannelsen av ganske massive kompresjoner, må man også ta hensyn til Pauli-prinsippet for fermioner.

Tunge nøytrinoer

I henhold til LEP- og SLAC-data relatert til presisjonsmåling av nedbrytningsbredden til Z 0-bosonet, er det bare tre typer lette nøytrinoer, og eksistensen av tunge nøytrinoer opp til masseverdier på 45 GeV/c 2 er ekskludert.
Da nøytrinoer med så store masser forlot tilstanden av termisk likevekt, hadde de allerede ikke-relativistiske hastigheter, og det er derfor de kalles partikler av kalde mørk materie. Tilstedeværelsen av tunge nøytrinoer kan føre til tidlig gravitasjonskompresjon av materie. I dette tilfellet vil mindre strukturer dannes først. Klynger og superklynger av galakser ville ha dannet seg senere ved akkumulering av individuelle grupper av galakser (bottom-up-modell).

Aksjoner

Aksjoner er hypotetiske partikler som oppstår i forbindelse med problemet med CP-brudd i den sterke interaksjonen (θ-problemet). Eksistensen av en slik pseudoskalær partikkel skyldes brudd på Pechey-Quin kiral symmetri. Massen til aksionen er gitt av

Samspillet med fermioner og gauge bosoner er beskrevet av følgende koblingskonstanter, henholdsvis:

Aksjonsforfallskonstant f a bestemmes av vakuumgjennomsnittet til Higgs-feltet. Fordi f a er en fri konstant som kan ta hvilken som helst verdi mellom den elektrosvake og Planck-skalaen, så varierer de mulige verdiene til aksionsmassene med 18 størrelsesordener. Det skilles mellom DFSZ-aksioner, som direkte interagerer med elektroner, og såkalte hadroniske aksioner, som samhandler med elektroner kun i den første orden av forstyrrelsesteori. Aksjoner antas vanligvis å utgjøre kald mørk materie. For at deres tetthet ikke skal overstige den kritiske verdien, er det nødvendig å ha f en< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV har allerede blitt ekskludert eksperimentelt; andre alternativer med lavere masser og følgelig større koblingsparametere er også betydelig begrenset av forskjellige data, først og fremst astrofysiske.

Supersymmetriske partikler

De fleste supersymmetriske teorier inneholder én stabil partikkel, som er en ny kandidat for mørk materie. Eksistensen av en stabil supersymmetrisk partikkel følger av bevaringen av det multiplikative kvantetallet, den såkalte R-pariteten, som tar en verdi på +1 for vanlige partikler og -1 for deres superpartnere. Det er der R-paritet bevaringslov. I henhold til denne bevaringsloven kan SUSY-partikler bare dannes i par. SUSY-partikler kan bare forfalle til et odde antall SUSY-partikler. Derfor må den letteste supersymmetriske partikkelen være stabil.
Det er mulig å bryte loven om bevaring av R-paritet. Kvantetallet R er relatert til baryontallet B og leptontallet L ved forholdet R = (–1) 3B+L+2S, hvor S er partikkelens spinn. Med andre ord kan brudd på B og/eller L føre til R-paritetssvikt. Det er imidlertid svært stramme grenser for muligheten for brudd på R-paritet.
Det antas at den letteste supersymmetriske partikkelen (LSP) ikke deltar i verken elektromagnetisk eller sterk interaksjon. Ellers ville den kombineres med vanlig materie og for tiden fremstå som en uvanlig tung partikkel. Da ville overfloden av en slik LSP, normalisert til protonets overflod, være lik 10 -10 for den sterke interaksjonen, og 10 -6 for den elektromagnetiske. Disse verdiene er inkonsistente med de eksperimentelle øvre grensene: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в данном случае отвечают области масс 1 ГэВ < m LSP c 2 < 10 7 ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
Blant de mulige kandidatene til rollen som den nøytrale letteste supersymmetriske partikkelen er photino (S = 1/2) og zino (S = 1/2), som vanligvis kalles gaijino, samt higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) og gravitino (S = 3/2). I de fleste teorier er en LSP-partikkel en lineær kombinasjon av de ovennevnte SUSY-partiklene med spinn 1/2. Massen til denne såkalte nøytralinoen bør mest sannsynlig være større enn 10 GeV/c 2 . Å betrakte SUSY-partikler som mørk materie er av spesiell interesse, siden de dukket opp i en helt annen kontekst og ikke ble spesifikt introdusert for å løse problemet med (ikke-baryonisk) mørk materie. Cosmions Kosmioner ble opprinnelig introdusert for å løse problemet med solnøytrinoer. Takket være dens høy hastighet disse partiklene passerer nesten uhindret gjennom stjernens overflate. I den sentrale delen av stjernen kolliderer de med kjerner. Hvis tapet av energi er stort nok, kan de ikke forlate denne stjernen igjen og samle seg i den over tid. Inne i solen påvirker fangede kosmioner naturen til energioverføring og bidrar derved til avkjøling av den sentrale delen av solen. Dette ville resultere i en lavere sannsynlighet for nøytrinoproduksjon fra 8 V og ville forklare hvorfor nøytrinofluxen målt på jorden er mindre enn forventet. For å løse dette nøytrinoproblemet må kosmionmassen ligge i området fra 4 til 11 GeV/c 2 og tverrsnittet for samspillet mellom kosmioner og materie må ha en verdi på 10 -36 cm 2. Imidlertid ser det ut til at eksperimentelle data utelukker en slik løsning på solnøytrinoproblemet.

Topologiske defekter i rom-tid

Foruten de ovennevnte partiklene, kan topologiske defekter også bidra til mørk materie. Det antas at det i det tidlige universet ved t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, skjedde et brudd på GUT-symmetri, noe som førte til separasjon av interaksjoner beskrevet av gruppene SU(3) og SU(2)xU (1). Higgs-feltet med dimensjon 24 fikk en viss innretting, og orienteringen av fasevinklene for spontan symmetribrudd forble vilkårlig. Som en konsekvens av denne faseovergangen burde romlige regioner med ulik orientering ha dannet seg. Disse områdene vokste seg større over tid og kom etter hvert i kontakt med hverandre.
I følge moderne konsepter ble det dannet topologisk stabile defektpunkter på grenseflatene der områder med ulik orientering møttes. De kan ha dimensjoner fra null til tre og bestå av et vakuum av ubrutt symmetri. Etter å ha brutt symmetrien, har dette første vakuumet en veldig høy energi og tetthet av materie.
De viktigste er de punktlignende defektene. De må bære en isolert magnetisk ladning, dvs. være magnetiske monopoler. Massen deres er relatert til faseovergangstemperaturen og er omtrent 10 16 GeV/c 2. Til nå, til tross for intensive søk, har ikke eksistensen av slike gjenstander blitt registrert.
I likhet med magnetiske monopoler kan det også dannes lineære defekter - kosmiske strenger. Disse trådlignende gjenstandene har en karakteristisk lineær massetetthet i størrelsesorden 10 22 g∙cm –1 og kan enten være lukkede eller åpne. På grunn av gravitasjonsattraksjon kunne de tjene som frø for kondensering av materie, som et resultat av at galakser ble dannet.
Store masser vil gjøre det mulig å oppdage slike strenger gjennom effekten av gravitasjonslinser. Strengene ville bøye det omkringliggende rommet på en slik måte at et dobbeltbilde av objektene bak dem ville bli skapt. Lys fra svært fjerne galakser kan avledes av denne strengen i henhold til lovene til den generelle gravitasjonsteorien. En observatør på jorden ville se to tilstøtende speilbilder av galakser med identisk spektral sammensetning. Denne gravitasjonslinseeffekten er allerede oppdaget for fjerne kvasarer, der en galakse som ligger mellom kvasaren og jorden fungerte som en gravitasjonslinse.
Muligheten for en superledende tilstand i kosmiske strenger diskuteres også. Elektrisk ladede partikler som elektroner i det symmetriske vakuumet til en streng vil være masseløse fordi de kun får massene sine gjennom symmetri som bryter gjennom Higgs-mekanismen. Dermed kan partikkel-antipartikkel-par som beveger seg med lysets hastighet skapes her med svært lite energiforbruk. Resultatet er en superledende strøm. Superledende strenger kan bli opphisset ved å samhandle med ladede partikler, og denne eksitasjonen vil bli fjernet ved å sende ut radiobølger.
Høyere dimensjonale defekter vurderes også, inkludert todimensjonale "domenevegger" og spesielt tredimensjonale defekter eller "teksturer". Andre eksotiske kandidater

Skyggesak. Forutsatt at strenger er endimensjonale utvidede objekter, prøver superstrengteorier å gjenskape suksessen til supersymmetriske modeller med å eliminere divergenser også i tyngdekraften og å trenge inn i energiområdene utenfor Planck-massen. Fra et matematisk synspunkt kan anomalifrie superstrengteorier bare oppnås for SO(32) og E 8 *E 8" gauge-gruppene. Sistnevnte deler seg i to sektorer, hvorav den ene beskriver vanlig materie, mens den andre tilsvarer til skyggestoff (E 8"). Disse to sektorene kan bare samhandle med hverandre gravitasjonsmessig.
"Quark Nuggets" ble foreslått i 1984. Dette er stabile makroskopiske objekter av kvarkmateriale, bestående av u-, d- og s-kvarker. Tetthetene til disse objektene ligger i kjernetetthetsområdet på 10 15 g/cm 3, og massene kan variere fra flere GeV/c 2 til massene til nøytronstjerner. De dannes under en hypotetisk QCD-faseovergang, men anses generelt som svært usannsynlig.

3.3. Modifiserte teorier (kosmologisk konstant, MOND-teori, tidsavhengig gravitasjonskonstant)

Opprinnelig ble den kosmologiske konstanten Λ introdusert av Einstein i feltligningene for generell relativitet for å sikre, i henhold til datidens syn, universets stasjonaritet. Etter at Hubble oppdaget utvidelsen av universet på slutten av 20-tallet av vårt århundre, viste det seg imidlertid å være unødvendig. Derfor begynte de å tro at Λ = 0. Men innenfor rammen moderne teorier feltet, tolkes denne kosmologiske konstanten som vakuumenergitettheten ρ v . Følgende ligning gjelder:

Tilfellet Λ = 0 tilsvarer antakelsen om at vakuum ikke bidrar til energitettheten. Dette bildet tilsvarer ideene til klassisk fysikk. I kvantefeltteorien inneholder vakuumet ulike kvantefelt som er i en tilstand med lavest energi, som ikke nødvendigvis er null.
Ta hensyn til den kosmologiske konstanten som ikke er null, ved å bruke relasjonene

vi oppnår en lavere kritisk tetthet og høyere verdi tetthetsparameter enn forventet i henhold til formlene gitt ovenfor. Astronomiske observasjoner basert på galakseteller gir en øvre grense for den moderne kosmologiske konstanten
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

hvor for H 0,max brukes verdien av 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Mens en ikke-null kosmologisk konstant har vist seg nødvendig for å tolke den tidlige fasen av evolusjonen, har noen forskere konkludert med at en ikke-null Λ kan spille en rolle i senere stadier av universet.
Kosmologisk konstant

kan føre til verdien Ω(Λ = 0), men faktisk Ω(Λ ≠ 0). Parameteren Ω(Λ = 0) definert fra ρ 0 vil gi Ω = 1, som kreves i inflasjonsmodeller, forutsatt at den kosmologiske konstanten er

Bruk av de numeriske verdiene H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 og Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 fører til
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. En vakuumenergitetthet som tilsvarer denne verdien kan løse motsetningen mellom den observerte verdien av tetthetsparameteren og verdien Ω = 1 som kreves av moderne teorier.
I tillegg til å introdusere en kosmologisk konstant som ikke er null, er det andre modeller som fjerner i det minste noen av problemene uten å involvere hypotesen om mørk materie.

MOND-teori (modifisert newtonsk dynamikk)

Denne teorien antar at tyngdeloven skiller seg fra den vanlige Newtonske formen og er som følger:

I dette tilfellet vil tiltrekningskraften være større og må kompenseres av en raskere periodisk bevegelse, noe som kan forklare den flate oppførselen til rotasjonskurvene.

Tidsavhengig gravitasjonskonstant

Tidsavhengigheten til gravitasjonskonstanten G(t) kan ha stor betydning for prosessen med galaksedannelse. Imidlertid har presisjonsmålinger så langt ikke gitt noen indikasjon på den tidsmessige variasjonen til G.

Litteratur