Mørk materie. Hva er mørk materie

Mørk materie er mørk ikke fordi den er svart, men fordi den er " mørk hest"i bokstavelig forstand: ingen vet hva det er. Fysikere trenger mørk materie for å forklare avviket i akselerasjonen av universets ekspansjon og avviket i den synlige massen av materie. Mørk materie utgjør mer enn 95 % av den usynlige materien i universet. Problemet er at mørk materie samhandler svakt med virkelige verden, bare på gravitasjonsnivået, så det er ikke mulig å fange, fikse eller lage det på dette øyeblikket. Og våre overvåkings- og søkeverktøy er for svake til å fange mørk materiepartikler, selv om arbeidet på dette området definitivt er i gang.

European Physical Research Laboratory CERN sa at det planlegger et nytt eksperiment for å søke etter partikler assosiert med mørk materie, som antas å utgjøre omtrent 27% av universet. Eksperimentet skal gjennomføres på samme sted som det ligger – et gigantisk laboratorium i en 27 kilometer lang tunnel på den fransk-sveitsiske grensen. Dens oppgave vil være å søke etter "lette og svakt samvirkende partikler."

En teoretisk konstruksjon i fysikk kalt standardmodellen beskriver interaksjonene til alle kjente for vitenskapen elementære partikler. 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 utallige 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.

Det er kjent at mørk materie interagerer med "lysende" (baryonisk) materie, i det minste på en gravitasjonsmessig måte, og representerer et medium med en gjennomsnittlig kosmologisk tetthet flere ganger høyere enn tettheten til baryoner. Sistnevnte er fanget i gravitasjonshull med mørk materiekonsentrasjoner. Derfor, selv om mørk materie partikler ikke interagerer med lys, sendes lys ut fra der den mørke materien er. Denne bemerkelsesverdige egenskapen til gravitasjonsustabilitet har gjort det mulig å studere mengden, tilstanden og fordelingen av mørk materie ved å bruke observasjonsdata fra radio til røntgenstråler.

Direkte studier av distribusjonen av mørk materie i galaksehoper ble mulig etter at svært detaljerte bilder ble tatt på 1990-tallet. I dette tilfellet viser bilder av fjernere galakser som projiseres på klyngen seg å være forvrengt eller til og med delt på grunn av effekten av gravitasjonslinser. Basert på arten av disse forvrengningene, blir det mulig å rekonstruere fordelingen og størrelsen på massen i klyngen, uavhengig av observasjoner av galaksene i selve klyngen. Dermed bekreftes tilstedeværelsen av skjult masse og mørk materie i galaksehoper ved en direkte metode.

En studie publisert i 2012 av bevegelsene til mer enn 400 stjerner plassert i avstander på opptil 13 000 lysår fra Solen fant ingen bevis for mørk materie i det store volumet av rommet rundt Solen. I følge teoretiske spådommer skulle den gjennomsnittlige mengden mørk materie i nærheten av solen ha vært omtrent 0,5 kg i volum kloden. Målinger ga imidlertid en verdi på 0,00±0,06 kg mørk materie i dette volumet. Dette betyr at forsøk på å oppdage mørk materie på jorden, for eksempel gjennom sjeldne interaksjoner av mørk materie partikler med "vanlig" materie, er usannsynlig å lykkes.

Mørk materie-kandidater

Baryonisk mørk materie

Den mest naturlige antagelsen ser ut til å være at mørk materie består av vanlig, baryonisk materie, som av en eller annen grunn vekselvirker svakt elektromagnetisk og derfor er uoppdagelig når man studerer for eksempel emisjons- og absorpsjonslinjer. Del mørk materie kan inkludere mange allerede oppdagede kosmiske objekter, for eksempel: mørke galaktiske glorier, brune dverger og massive planeter, kompakte objekter i de siste stadiene av evolusjonen: hvite dverger, nøytronstjerner, sorte hull. I tillegg kan hypotetiske objekter som kvarkstjerner, Q-stjerner og preonstjerner også være en del av baryonisk mørk materie.

Problemene med denne tilnærmingen er manifestert i Big Bang-kosmologien: hvis all mørk materie er representert av baryoner, bør forholdet mellom konsentrasjoner av lette elementer etter primær nukleosyntese, observert i de eldste astronomiske objektene, være forskjellig, skarpt forskjellig fra det som er observert . I tillegg viser eksperimenter for å søke etter gravitasjonslinsing av lyset fra stjerner i vår galakse at en tilstrekkelig konsentrasjon av store graviterende objekter som planeter eller sorte hull ikke er observert for å forklare massen til glorien til galaksen vår, og små objekter av tilstrekkelig konsentrasjon bør absorbere stjernelys for sterkt.

Ikke-baryonisk mørk materie

Teoretiske modeller gir et stort utvalg av mulige kandidater for rollen som ikke-baryonisk usynlig materie. La oss liste noen av dem.

Lette nøytrinoer

I motsetning til andre kandidater har nøytrinoer en klar fordel: de er kjent for å eksistere. Siden antallet nøytrinoer i universet er sammenlignbart med antall fotoner, kan nøytrinoer, selv med en liten masse, godt bestemme dynamikken til universet. For å oppnå , hvor er den såkalte kritiske tettheten, kreves det nøytrinomasser i størrelsesorden eV, der angir antall typer lette nøytrinoer. Eksperimenter utført til dags dato gir estimater av nøytrinomasser i størrelsesorden eV. Dermed er lyse nøytrinoer praktisk talt utelukket som en kandidat for den dominerende brøkdelen av mørk materie.

Tunge nøytrinoer

Fra dataene om Z-boson-nedbrytningsbredden følger det at antall generasjoner av svakt samvirkende partikler (inkludert nøytrinoer) er lik 3. Derfor er tunge nøytrinoer (minst med en masse mindre enn 45 GeV) nødvendigvis de so- kalt. «sterile», det vil si partikler som ikke samhandler svakt. Teoretiske modeller forutsier masse over et veldig bredt spekter av verdier (avhengig av arten til den nøytrinoen). Fra fenomenologien for følger et masseområde på omtrent eV, kan sterile nøytrinoer godt utgjøre en betydelig del av mørk materie.

Supersymmetriske partikler

I supersymmetriske (SUSY) teorier er det minst én stabil partikkel som er en ny kandidat for mørk materie. Det antas at denne partikkelen (LSP) ikke deltar i elektromagnetiske og sterke interaksjoner. LSP-partikler kan være photino, gravitino, higgsino (superpartnere av henholdsvis fotonet, graviton og Higgs boson), samt sneutrino, vin og zino. I de fleste teorier er en LSP-partikkel en kombinasjon av de ovennevnte SUSY-partiklene med en masse i størrelsesorden 10 GeV.

Cosmions

Kosmioner ble introdusert i fysikk for å løse problemet med solnøytrinoer, som består i en betydelig forskjell i nøytrinofluxen som ble oppdaget på jorden fra verdien forutsagt av standardmodellen av solen. Imidlertid har dette problemet blitt løst innenfor rammen av teorien om nøytrinoscillasjoner og Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten, så kosmioner er tilsynelatende ekskludert fra kandidater for rollen som mørk materie.

Topologiske defekter i rom-tid

I følge moderne kosmologiske konsepter bestemmes vakuumenergien av et visst lokalt homogent og isotropisk skalarfelt. Dette feltet er nødvendig for å beskrive de såkalte vakuumfaseovergangene under utvidelsen av universet, hvor det skjedde et konsekvent brudd på symmetri, noe som førte til separasjon av grunnleggende interaksjoner. En faseovergang er et hopp i energien til et vakuumfelt som tenderer til grunntilstanden (tilstanden med minimumsenergi ved en gitt temperatur). Ulike regioner i rommet kan oppleve en slik overgang uavhengig, noe som resulterer i dannelsen av regioner med en viss "justering" av skalarfeltet, som utvider seg og kan komme i kontakt med hverandre. Ved møtepunktene til regioner med forskjellige orienteringer kan stabile topologiske defekter av forskjellige konfigurasjoner dannes: punktlignende partikler (spesielt magnetiske monopoler), lineære utvidede objekter (kosmiske strenger), todimensjonale membraner (domenevegger), tre- dimensjonsfeil (teksturer). Alle disse gjenstandene har som regel kolossal masse og kan gi et dominerende bidrag til mørk materie. For øyeblikket (2012) har ikke slike objekter blitt oppdaget i universet.

Klassifisering av mørk materie

Avhengig av hastigheten til partiklene som antagelig utgjør mørk materie, kan den deles inn i flere klasser.

Varm mørk materie

Sammensatt av partikler som beveger seg nær lysets hastighet - sannsynligvis nøytrinoer. Disse partiklene har en veldig liten masse, men fortsatt ikke null, og gitt det enorme antallet nøytrinoer i universet (300 partikler per 1 cm³), gir dette en enorm masse. I noen modeller står nøytrinoer for 10 % av mørk materie.

På grunn av sin enorme hastighet kan ikke denne materien danne stabile strukturer, men den kan påvirke vanlig materie og andre typer mørk materie.

Varm mørk materie

Materie som beveger seg med relativistiske hastigheter, men lavere enn varm mørk materie, kalles "varm". Hastighetene til partiklene kan variere fra 0,1c til 0,95c. Noen bevis, spesielt temperaturvariasjoner i bakgrunnsmikrobølgestråling, tyder på at denne formen for materie kan eksistere.

Det er ennå ingen kandidater for rollen som komponenter i varm mørk materie, men det er mulig at sterile nøytrinoer, som bør bevege seg langsommere enn de vanlige tre smakene av nøytrinoer, kan være en av dem.

Kald mørk materie

Mørk materie som beveger seg i klassisk hastighet kalles "kald". Denne typen materie er av størst interesse, siden, i motsetning til varm og varm mørk materie, kan kald materie danne stabile formasjoner, og til og med hele mørke galakser.

Så langt har ikke partikler som er egnet for rollen som komponenter i kald mørk materie blitt oppdaget. Kandidater for rollen som kald mørk materie er svakt samvirkende massive partikler - WIMPs, som aksioner og supersymmetriske fermionpartnere til lyse bosoner - photinos, gravitinos og andre.

Blandet mørk materie

I populærkulturen

I Mass Effect-serien er mørk materie og mørk energi i form av såkalt «Element Zero» nødvendig for bevegelse i superluminale hastigheter. Noen mennesker, biotika, ved hjelp av mørk energi, kan kontrollere masseeffektfelt.
I animasjonsserien Futurama brukes mørk materie som drivstoff for romskip Interplanetary Express-selskap. Materie er født i form av avføring fra den fremmede rasen "Zubastilons" og er ekstremt tett i tetthet.

se også

Notater

Litteratur

Nettstedet Modern Cosmology, som også inneholder et utvalg materialer om mørk materie.
G.W.Klapdor-Kleingrothaus, A.Staudt Ikke-akseleratorfysikk til elementærpartikler. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Lenker

S. M. Bilenky, Nøytrinomasser, blanding og oscillasjoner, UFN 173 1171-1186 (2003)
V.N. Lukash, E.V. Mikheeva, Mørk materie: fra startforhold til dannelsen av universets struktur, UFN 177 1023-1028 (2007)
DI. Kazakov "Dark Matter", fra en serie forelesninger i PostScience-prosjektet (video)
Anatoly Cherepashchuk. "Nye former for materie i universet, del 1" - Mørk masse og mørk energi, fra forelesningsserien "ACADEMIA" (video)

Wikimedia Foundation. 2010.

Se hva "Dark Matter" er i andre ordbøker:

MØRK MATERIE- (TM) uvanlig materie i vårt univers, som ikke består av (se), det vil si ikke av protoner, nøytroner, mesoner, etc., og oppdaget av den sterkeste gravitasjonspåvirkningen på kosmiske objekter av vanlig baryonisk natur (stjerner, galakser, svart ... …

Mørk materie The Outer Limits: Dark Matters Sjangerfantasi ... Wikipedia

Dette begrepet har andre betydninger, se Dark Star . En mørk stjerne er en teoretisk forutsagt type stjerne som kunne ha eksistert tidlig i dannelsen av universet, selv før... ... Wikipedia

SAKEN- objektiv virkelighet som eksisterer utenfor og uavhengig av menneskelig bevissthet og reflekteres av den (for eksempel levende og ikke-levende M.). Verdens enhet ligger i dens materialitet. I fysikk M. alle typer eksistens (se), som kan være i forskjellige... ... Big Polytechnic Encyclopedia

Vi står på terskelen til en oppdagelse som kan endre essensen av våre ideer om verden. Det handler om om naturen til mørk materie. De siste årene har astronomi tatt store skritt i observasjonsunderbyggelsen av mørk materie, og i dag kan eksistensen av slik materie i universet betraktes som et fast etablert faktum. Det særegne ved situasjonen er at astronomer observerer strukturer som består av et stoff ukjent for fysikere. Dermed oppsto problemet med identifikasjon fysisk natur denne saken.

1. "Ta med meg noe, jeg vet ikke hva"

Moderne partikkelfysikk kjenner ikke til noen partikler som har egenskapene til mørk materie. Krever en utvidelse til standardmodellen. Men hvordan, i hvilken retning skal man bevege seg, hva og hvor skal man se? Ordene fra det berømte russiske eventyret i tittelen på denne delen gjenspeiler den nåværende situasjonen perfekt.

Fysikere søker etter ukjente partikler, og har bare en generell forståelse av egenskapene til det observerte stoffet. Hva er disse egenskapene?

Alt vi vet er det mørk materie interagerer med de lysende (baryoner) på en gravitasjonsmessig måte og representerer et kaldt medium med en kosmologisk tetthet flere ganger høyere enn tettheten til baryoner. Som et resultat av dette enkle egenskaper mørk materie påvirker direkte utviklingen av universets gravitasjonspotensial. Dens tetthetskontrast økte over tid, noe som førte til dannelsen av gravitasjonsbundne mørk materie-halosystemer.

Det bør understrekes at denne prosessen med gravitasjonsustabilitet kun kunne startes i Friedmann-universet i nærvær av frøtetthetsforstyrrelser, selve eksistensen av disse har ingenting å gjøre med mørk materie, men skyldes fysikken til Big Bang. Derfor oppstår et annet viktig spørsmål om fremveksten av frøforstyrrelser som strukturen til mørk materie utviklet seg fra.

Vi vil vurdere spørsmålet om generering av innledende kosmologiske forstyrrelser litt senere. La oss nå gå tilbake til mørk materie.

Baryoner fanges i gravitasjonsbrønner med mørk materiekonsentrasjoner. Så selv om mørk materie partikler ikke samhandler med lys, eksisterer lys der det er mørk materie. Denne bemerkelsesverdige egenskapen til gravitasjonsustabilitet har gjort det mulig å studere mengden, tilstanden og fordelingen av mørk materie ved å bruke observasjonsdata fra radio- til røntgenområdet.

Uavhengig bekreftelse av våre konklusjoner om egenskapene til mørk materie og andre parametere i universet er gitt av data om anisotropi og polarisering av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, overfloden av lette elementer i universet og fordelingen av absorpsjonslinjer av materie i spektra av fjerne kvasarer. Numerisk modellering spiller en stadig viktigere rolle, og erstatter eksperimenter i kosmologisk forskning. Den mest verdifulle informasjonen om distribusjonen av mørk materie finnes i en rekke observasjonsdata om gravitasjonslinsing av fjerne kilder av nærliggende materieklumper.

Ris. 1. Fotografi av himmelen i retning av galaksehopen 0024 + 1654, tatt med Hubble-teleskopet.

Figur 1 viser et utsnitt av himmelen i retning av en av disse klumpene med mørk masse ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vi ser en klynge galakser fanget gravitasjonsfelt av denne klumpen, varme røntgengassen som hviler på bunnen av gravitasjonspotensialbrønnen, og et multippelbilde av en av bakgrunnsgalaksene, fanget i synslinjen til den mørke haloen og forvrengt av gravitasjonsfeltet.

Tabell 1. Kosmologiske hovedparametre

Tabell 1 viser gjennomsnittsverdiene for kosmologiske parametere hentet fra astronomiske observasjoner (10 % nøyaktighet). Det er klart at den totale energitettheten til alle typer partikler i universet ikke overstiger 30 % av den totale kritiske tettheten (bidraget fra nøytrinoer er ikke mer enn noen få prosent). De resterende 70% er i en form som ikke deltok i gravitasjonssammentrengningen av materie. Bare den kosmologiske konstanten eller dens generalisering - et medium med negativt trykk ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), kalt "mørk energi", har denne egenskapen. Å bestemme arten til sistnevnte er et langsiktig perspektiv for utviklingen av fysikk.

Denne rapporten er viet spørsmål om fysisk kosmologi, hvis løsning forventes i de kommende årene. For det første gjelder dette bestemmelsen av startbetingelsene for dannelsen av mørk materiestrukturer og søket etter de ukjente partiklene i seg selv.

2. Tidlig univers og sent univers

Den observerte strukturen til universet er resultatet av den kombinerte virkningen av startforholdene og utviklingen av feltet med tetthetsforstyrrelser. Moderne observasjonsdata har gjort det mulig å bestemme egenskapene til feltet med tetthetsforstyrrelser i forskjellige epoker av utviklingen. Dermed var det mulig å skille informasjon om Innledende forhold og om utviklingsforholdene, som markerte begynnelsen på en uavhengig studie av fysikken til det tidlige og sene universet.

Begrepet "tidlig univers" i moderne kosmologi betyr det siste stadiet av akselerert ekspansjon etterfulgt av en overgang til den varme fasen av evolusjonen. Vi kjenner ikke parametrene til Big Bang, det er bare øvre restriksjoner (se avsnitt 3, relasjoner (12)). Imidlertid er det en velutviklet teori om generering av kosmologiske forstyrrelser, ifølge hvilken vi kan beregne spektrene til innledende forstyrrelser i materietettheten og primære gravitasjonsbølger avhengig av verdiene til kosmologiske parametere.
Årsakene til mangelen på en generelt akseptert modell av det tidlige universet ligger i stabiliteten til spådommene til Big Bang-inflasjonsparadigmet - nærheten til de genererte spektrene til en flat form, den relative litenheten til amplituden til kosmologiske gravitasjonsbølger, det synlige universets tredimensjonale euklidiske, etc. - som kan oppnås i en bred klasse av modellparametere. Sannhetens øyeblikk for å bygge en modell av det tidlige universet kan være oppdagelsen av kosmologiske gravitasjonsbølger, som ser ut til å være mulig hvis det internasjonale romeksperimentet Planck, som etter planen skal begynne i 2008, blir vellykket.

Vår kunnskap om det sene universet er diametralt motsatt. Vi har en ganske nøyaktig modell - vi kjenner sammensetningen av materie, lovene for utvikling av struktur, verdiene til kosmologiske parametere (se tabell 1), men samtidig har vi ikke en generelt akseptert teori om opprinnelsen av materiens komponenter.

Egenskapene til det synlige universet kjent for oss tillater oss å beskrive dets geometri innenfor rammen av forstyrrelsesteori. Den lille parameteren ($10^(-5)$) er amplituden til kosmologiske forstyrrelser.

Ved null orden er universet Friedmannsk og beskrives av en enkelt funksjon av tid - skalafaktoren $a(t)$. Den første ordren er noe mer komplisert. Forstyrrelser av metrikken er summen av tre uavhengige moduser - skalar $S(k)$, vektor $V(k)$ og tensor $T(k)$, som hver er preget av sin egen spektrale funksjon av bølgenummer $ k$. Skalarmodusen beskriver kosmologiske tetthetsforstyrrelser, vektormodusen er ansvarlig for virvelbevegelsene til materie, og tensormodusen er gravitasjonsbølger. Dermed er hele geometrien beskrevet ved hjelp av fire funksjoner: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ og $Т(k)$, hvorav vi i dag bare kjenner de to første (i noen domener definisjon).

Big Bang var en katastrofal prosess med rask ekspansjon akkompagnert av et intenst, raskt skiftende gravitasjonsfelt. Under den kosmologiske ekspansjonen ble metriske forstyrrelser spontant født på en parametrisk måte fra vakuumsvingninger, akkurat som alle masseløse frihetsgrader blir født under påvirkning av et eksternt vekselfelt. Analyse av observasjonsdata indikerer en kvantegravitasjonsmekanisme for fødselen av frøforstyrrelser. Dermed er universets storskalastruktur et eksempel på en løsning på problemet med målbarhet i kvantefeltteori.

La oss merke oss hovedegenskapene til de genererte forstyrrelsesfeltene: Gaussisk statistikk ( tilfeldige fordelinger i rommet), en utpreget tidsfase ("voksende" gren av forstyrrelser), fraværet av en særegen skala i et bredt spekter av bølgelengder, amplitude av gravitasjonsbølger som ikke er null. Sistnevnte er avgjørende for å bygge en modell av det tidlige universet, siden gravitasjonsbølger har den enkleste forbindelsen med bakgrunnsmetrikken, og bærer direkte informasjon om energiskalaen til Big Bang.

Som et resultat av utviklingen av den skalære modusen for forstyrrelser ble det dannet galakser og andre astronomiske objekter. En viktig prestasjon senere år(WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) eksperiment) ble en betydelig foredling av vår kunnskap om anisotropien og polariseringen av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, som oppsto lenge før galaksen dukket opp som et resultat av påvirkningen fra alle tre modusene for kosmologiske forstyrrelser på fotonfordelingen.

En felles analyse av observasjonsdata om distribusjonen av galakser og anisotropien til den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen gjorde det mulig å skille startforholdene og evolusjonen. Ved å bruke betingelsen om at summen $S+V+T\ca. 10^(-10)$ er fiksert av anisotropien til den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, kan vi få en øvre grense for summen av virvel- og tensormoduser for forstyrrelser i universet (deteksjonen deres er bare mulig med økende observasjonsnøyaktighet):
$$\frac(V+T)(S) Hvis ulikhet (1) ble brutt, ville størrelsen på tetthetsforstyrrelser være utilstrekkelig til å danne den observerte strukturen.

3. I begynnelsen var det lyd...

Effekten av kvantegravitasjonsskaping av masseløse felt har blitt godt studert. Dette er hvordan partikler av materie kan bli født (se for eksempel) (selv om spesielt reliktfotoner oppsto som et resultat av forfallet av protomater i det tidlige universet). På samme måte oppstår generering av gravitasjonsbølger og tetthetsforstyrrelser, siden disse feltene også er masseløse og deres fødsel ikke er forbudt av terskel energitilstand. Problemet med å generere virvelforstyrrelser venter fortsatt på forskerne.

Teorien om $S$- og $T$-moduser for forstyrrelser i Friedmann-universet er redusert til det kvantemekaniske problemet med uavhengige oscillatorer $q_k(\eta)$ lokalisert i et eksternt parametrisk felt ($\alpha(\eta) $) i Minkowski-verdenen med tidskoordinaten $\eta=\int dt/a$. Handlingen og Lagrangian til elementære oscillatorer avhenger av deres romlige frekvens $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
der primtall angir tidsderiverten $\eta$, $\omega=\beta$ er frekvensen til oscillatoren, $\beta$ er hastigheten for forplantning av forstyrrelser i enheter av lyshastigheten i vakuum (heretter $c =\hbar =1$, indeksfelt $k$ er utelatt); i tilfelle av $T$-modus er $q = q_T$ den tverrgående sporløse komponenten til den metriske tensoren,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
og i tilfelle av $S$-modus er $q = q_s$ en lineær superposisjon av det langsgående gravitasjonspotensialet (forstyrrelse av skalafaktoren) og 3-hastighetspotensialet til mediet, multiplisert med Hubble-parameteren,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\prikk(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
prikken betyr den deriverte med hensyn til tiden $t$.

Som man kan se av (3), er feltet $q_T$ grunnleggende, siden det er minimalt relatert til bakgrunnsmetrikken og ikke er avhengig av egenskapene til materie (i den generelle relativitetsteorien, forplantningshastigheten til gravitasjonsbølger er lik lysets hastighet). Når det gjelder $q_S$, er forbindelsen med det eksterne feltet (4) mer kompleks: den inkluderer både derivater av skalafaktoren og noen egenskaper til stoffet (for eksempel hastigheten på forplantningen av forstyrrelser i mediet). Vi vet ingenting om protomater i det tidlige universet - det er bare generelle tilnærminger til dette problemet.
Et ideelt medium med en energi-momentum-tensor avhengig av energitettheten $\epsilon$, trykket $p$ og 4-hastigheten til materie $u^\mu$ blir vanligvis vurdert. For $S$-modusen er 4-hastigheten potensiell og kan representeres som gradienten til 4-skalaren $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
der $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ er normaliseringsfunksjonen, betyr det nedskrevne kommaet den deriverte med hensyn til koordinaten. Lydhastigheten er spesifisert ved å bruke "tilstandsligningen" som en proporsjonalitetskoeffisient mellom de medfølgende forstyrrelsene i trykk og energitetthet til materie:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
der $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ er 3-hastighetspotensialet til mediet.

I den lineære rekkefølgen av perturbasjonsteori er begrepet et ideelt medium ekvivalent med feltkonseptet, ifølge hvilket den lagrangiske tettheten, $L=L(w,\phi)$, er tilordnet materialfeltet $\phi$ . I felttilnærmingen er forplantningshastigheten til eksitasjoner funnet fra ligningen
$$\beta^(-2)=\frac(\delvis\ln|\delvis L/\delvis w|)(\delvis\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
som også tilsvarer relasjon (6). De fleste modeller av det tidlige universet antar at $\beta\sim 1$ (spesielt på det strålingsdominerte stadiet $\beta=1/\sqrt(3)$).

Utviklingen av elementære oscillatorer er beskrevet av Klein-Gordon-ligningen
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Hvor
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Løsningen til ligning (8) har to asymptotiske grener av atferd: adiabatisk ($\omega^2>U$), når oscillatoren er i fri oscillasjonsmodus og dens eksitasjonsamplitude avtar ($|q|\sim(\alpha) \sqrt(\beta ))^(-1)$), og parametrisk ($\omega^2

Kvantitativt avhenger spektrene til genererte forstyrrelser av starttilstanden til oscillatorene:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
koeffisient 2 i uttrykket for tensormodusen tar hensyn til to polarisasjoner av gravitasjonsbølger. $\langle\rangle$-tilstanden anses å være den viktigste, dvs. tilsvarende minimumsnivået for initial eksitasjon av oscillatorene. Dette er hovedhypotesen til Big Bang-teorien. I nærvær av en adiabatisk sone er grunntilstanden (vakuum) til elementære oscillatorer unik.
Forutsatt at funksjonen U øker med tiden og $\beta\sim 1$, får vi den universelle totalresultat for spektra $T(k)$ og $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
der $k=\sqrt(U)\approx aH$, og $M_p\equiv G^(-1/2)$ er Planck-massen. Som man kan se fra (11), er ikke modus $T$ i teorien underlagt diskriminering på noen måte med hensyn til modus $S$. Alt handler om størrelsen på $\gamma$-faktoren i epoken med generering av forstyrrelser.
Fra det observerte faktum om $T$-modusens litenhet i universet vårt (se seksjon 2, relasjon (1)), får vi en øvre grense på energiskalaen til Big Bang og på parameteren $\gamma$ i det tidlige universet:
$$H Den siste betingelsen betyr at Big Bang var inflasjonspreget av natur ($\gamma Vi har den viktigste faseinformasjonen: felt er født i en bestemt fase, kun den voksende grenen av forstyrrelser er parametrisk forsterket. La oss forklare dette ved å bruke eksemplet på spredningsproblemet, forutsatt at $U = 0 $ ved de innledende (adiabatiske) og siste (strålingsdominerte, $a\propto n$) stadier av evolusjon (se fig. 2).

Ris. 2. Illustrasjon av løsningen til ligning (8) i formuleringen av spredningsproblemet

For hver av de ovennevnte asymptotikkene har den generelle løsningen formen
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
hvor operatørene $C_(1,2)$ spesifiserer amplitudene til de "voksende" og "fallende" evolusjonsgrenene. I en vakuumtilstand er den innledende tidsfasen til feltet vilkårlig: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Men som et resultat av å løse evolusjonsligningene, viser det seg at på det strålingsdominerte stadiet er det bare den voksende grenen av lydforstyrrelser som forblir lønnsom: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((out))| \rangle$. Innen strålingen kobles fra materie i rekombinasjonsepoken, moduleres strålingsspekteret med fase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, der $n$ er et naturlig tall.

Ris. 3. Manifestasjon av lydmodulasjon i anisotropispekteret til den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen. (I følge eksperimenter WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Det er disse akustiske oscillasjonene som observeres i anisotropispektrene til den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen (fig. 3, den store toppen tilsvarer $n = 1$) og tetthetsforstyrrelser, som bekrefter kvantegravitasjonsopprinnelsen til $S$ modus. I spekteret av tetthetsforstyrrelser undertrykkes lydmodulasjon av den lille brøkdelen av baryoner i forhold til den totale tettheten av materie, noe som gjør det mulig å finne denne brøkdelen uavhengig av andre kosmologiske tester. Selve oscillasjonsskalaen fungerer som et eksempel på en standard linjal som bestemmer universets viktigste parametere. I denne forbindelse bør det understrekes at alvorlighetsgraden av problemet med degenerasjon av kosmologiske parametere i observasjonsdata, lange år som forhindret konstruksjonen av en ekte modell av universet, har nå blitt fjernet takket være overfloden av uavhengige og komplementære observasjonstester.

For å oppsummere kan vi slå fast at problemet med dannelsen av innledende kosmologiske forstyrrelser og universets storskalastruktur er løst i prinsippet i dag. Teorien om kvantegravitasjonsopprinnelsen til forstyrrelser i det tidlige universet vil få endelig bekreftelse etter oppdagelsen av $T$-modusen, noe som kan skje i nær fremtid. Så, enkleste modellen Big Bang (kraftlovinflasjon på et massivt skalarfelt) forutsier at $T$-modusamplituden bare er 5 ganger mindre enn $S$-modusamplituden. Moderne instrumenter og teknologier gjør det mulig å løse problemet med å registrere så små signaler fra observasjoner av anisotropi og polarisering av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen.

4. Den mørke siden av materien

Det er flere hypoteser om materiens opprinnelse, men ingen av dem er ennå bekreftet. Det er direkte observasjonsindikasjoner på at mysteriet med mørk materie er nært knyttet til baryonsymmetrien til universet. Imidlertid er det ingen generelt akseptert teori om opprinnelsen til baryonasymmetri og mørk materie i dag.

Hvor befinner mørk materie seg?

Vi vet at den lysende komponenten av materie er observert i form av stjerner samlet i galakser forskjellige masser, og i form av røntgengass fra klynger. Imidlertid er det meste av det vanlige stoffet (opptil 90 %) i form av forseldet intergalaktisk gass med en temperatur på flere elektronvolt, så vel som i form av MACHO (Massive Compact Halo Object) - kompakte rester av utviklingen av stjerner og lavmasseobjekter. Siden disse strukturene vanligvis har lav lysstyrke, kalles de "mørke baryoner".

Ris. 4. Øvre grense for brøkdelen av massen til Galaxy-haloen i MASNO i henhold til EROS-eksperimentet (fra fransk - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Flere grupper (MASNO, EROS, etc.) har studert antall og distribusjon av kompakte mørke objekter i haloen til galaksen vår basert på mikrolinsehendelser. Som et resultat av fellesanalysen ble det oppnådd en viktig begrensning - ikke mer enn 20 % av den totale halomassen er konsentrert i MACNO i verdiområdet fra månens masse til massen av stjerner (fig. 4) ). Resten av den mørke materien i haloen består av partikler av ukjent natur.

Hvor ellers er ikkebaryonisk mørk materie gjemt?

Utviklingen av høyteknologier innen observasjonsastronomi på 1900-tallet gjorde det mulig å få et klart svar på dette spørsmålet: ikke-baryonisk mørk materie finnes i gravitasjonsbundne systemer (haloer). Mørk materiepartikler er ikke-relativistiske og vekselvirkende svakt - deres dissipative prosesser foregår ikke på samme måte som baryoner. Baryoner avkjøles strålende, legger seg og akkumuleres i sentrum av haloen, og når rotasjonslikevekt. Mørk materie forblir fordelt rundt det synlige stoffet i galakser med en karakteristisk skala på omtrent 200 kpc. Således, i den lokale gruppen, som inkluderer Andromedatåken og Melkeveien, er mer enn halvparten av all mørk materie konsentrert i disse to store galaksene. Det er ingen partikler med de nødvendige egenskapene i standardmodellen for partikkelfysikk. En viktig parameter som ikke kan bestemmes fra observasjoner på grunn av ekvivalensprinsippet er massen til partikkelen. Innenfor mulige utvidelser av standardmodellen er det flere kandidatpartikler av mørk materie. De viktigste er oppført i tabellen. 2 i økende rekkefølge etter hvilemassen deres.

Tabell 2. Ikke-baryoniske partikler av mørk materie

Kandidat
Gravitoner

"Sterile" nøytrinoer
Speilstoff
Massive partikler
Supermassive partikler	$10^(13)$ GeV
Monopoler og defekter	$10^(19)$ GeV
Primordiale sorte hull	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Hovedversjonen av massive partikler i dag - nøytralinohypotesen - er assosiert med minimal supersymmetri. Denne hypotesen kan testes ved Large Hadron Accelerator ved CERN, som etter planen skal lanseres i 2008. Den forventede massen av slike partikler er $\sim$ 100 GeV, og deres tetthet i vår galakse er én partikkel i volumet til en te. glass.

Letingen etter mørk materie partikler utføres rundt om i verden ved mange installasjoner. Det er interessant å merke seg at nøytralinhypotesen kan verifiseres uavhengig både i underjordiske eksperimenter på elastisk spredning og indirekte data om utslettelse av nøytralinoer i galaksen. Så langt har en positiv respons bare blitt mottatt i en av de underjordiske detektorene til DAMA-prosjektet (DArk MAtter), der et signal av ukjent opprinnelse av typen "sommer-vinter" har blitt observert i flere år. Imidlertid er rekkevidden av masser og tverrsnitt knyttet til dette forsøket ennå ikke bekreftet i andre installasjoner, noe som sår tvil om både påliteligheten og betydningen av resultatet.

En viktig egenskap til nøytralinoer er muligheten for deres indirekte observasjon av utslettelsesfluksen i gammaregionen. I prosessen med hierarkisk trengsel kan slike partikler danne mini-haloer med en karakteristisk størrelse i størrelsesorden solsystemet og en masse i størrelsesorden jordens masse, hvis rester har overlevd til i dag. Jorden selv kan med stor sannsynlighet være inne i slike minihaloer, hvor tettheten av partikler øker flere titalls ganger. Dette øker sannsynligheten for både direkte og indirekte deteksjon av mørk materie i vår galakse. Eksistensen av slike forskjellige søkemetoder inspirerer til optimisme og lar oss håpe på en rask bestemmelse av den fysiske naturen til mørk materie.

5. På terskelen til ny fysikk

I vår tid har det blitt mulig å uavhengig bestemme egenskapene til det tidlige universet og det sene universet ved hjelp av observasjonsastronomiske data. Vi forstår hvordan de første kosmologiske tetthetsforstyrrelsene oppsto, hvorfra universets struktur utviklet seg. Vi kjenner verdiene til de viktigste kosmologiske parameterne som ligger til grunn for standardmodellen av universet, som i dag ikke har noen seriøse konkurrenter. Imidlertid forblir grunnleggende spørsmål om opprinnelsen til Big Bang og hovedkomponentene i materien uløste.

Observasjonsbestemmelse av tensormodusen til kosmologiske forstyrrelser er nøkkelen til å konstruere en modell av det tidlige universet. Her har vi å gjøre med en klar prediksjon av en teori som er godt utprøvd når det gjelder $S$-modus og har mulighet for eksperimentell verifisering av $T$-modus i de kommende årene.

Teoretisk fysikk, etter å ha gitt en omfattende liste over mulige retninger og metoder for å søke etter mørk materiepartikler, har uttømt seg selv. Nå er det på tide å eksperimentere. Den nåværende situasjonen minner om den som gikk forut for de store oppdagelsene – oppdagelsen av kvarker, W- og Z-bosoner, nøytrinoscillasjoner, anisotropi og polarisering av kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling.

Ett spørsmål dukker opp, som imidlertid ligger utenfor rammen av denne gjennomgangsrapporten: hvorfor er naturen så sjenerøs mot oss og lar oss avsløre dens hemmeligheter?

Bibliografi

Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvanteeffekter i intense ytre felt (Moskva: Atomizdat, 1980)
Zeldovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
Lukash V N, astro-ph/9910009
Strokov VN Astron. Blad 84 483 (2007)
Lukash VN UFN176 113 (2006)
Lukash V N, Mikheeva E V Int. J.Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

Hva har skjedd mørk materie og mørk energi Universet: romstruktur med bilder, volum i prosent, innflytelse på objekter, forskning, utvidelse av universet.

Omtrent 80 % av rommet er representert av materiale som er skjult for direkte observasjon. Dette handler om mørk materie– et stoff som ikke produserer energi eller lys. Hvordan skjønte forskerne at det var dominerende?

På 1950-tallet begynte forskere å aktivt studere andre galakser. Under analysene la de merke til at universet er fylt stort beløp materiale enn det som kan fanges på " synlig øye" Tilhengere av mørk materie dukket opp hver dag. Selv om det ikke var noen direkte bevis på dens eksistens, vokste teorier, og det samme gjorde løsninger for observasjon.

Materialet vi ser kalles baryonisk materie. Det er representert av protoner, nøytroner og elektroner. Det antas at mørk materie er i stand til å kombinere baryonisk og ikke-baryonisk materie. For at universet skal forbli i sin vanlige integritet, må mørk materie være tilstede i en mengde på 80 %.

Det unnvikende stoffet kan være utrolig vanskelig å finne hvis det inneholder baryonisk materiale. Blant kandidatene er brune og hvite dverger, samt nøytronstjerner. Supermassive sorte hull kan også øke forskjellen. Men de må ha bidratt med mer innflytelse enn det forskerne så. Det er også de som mener at mørk materie må bestå av noe mer uvanlig og sjeldent.

Hubble-teleskopet komposittbilde som viser en spøkelsesaktig ring av mørk materie i galaksehopen Cl 0024+17

Det meste av den vitenskapelige verden tror at det ukjente stoffet hovedsakelig er representert av ikke-baryonisk materie. Den mest populære kandidaten er WIMPS (svakt interagerende massive partikler), hvis masse er 10-100 ganger større enn et protons. Men deres interaksjon med vanlig materie er for svak, noe som gjør det vanskeligere å finne.

Nøytrinoer, massive hypotetiske partikler som er større i masse enn nøytrinoer, men som er preget av sin langsomhet, blir nå undersøkt svært nøye. De er ikke funnet ennå. Som mulige alternativer det mindre nøytrale aksiomet og intakte fotoner er også tatt i betraktning.

En annen mulighet er at kunnskap om gravitasjon er utdatert og må oppdateres.

Usynlig mørk materie og mørk energi

Men hvis vi ikke ser noe, hvordan kan vi bevise at det eksisterer? Og hvorfor bestemte vi oss for at mørk materie og mørk energi er noe ekte?

Massen til store objekter beregnes ut fra deres romlige bevegelse. På 1950-tallet antok forskere som så på spiralgalakser at materiale nær sentrum ville bevege seg mye raskere enn materiale lenger unna. Men det viste seg at stjernene beveget seg med samme hastighet, noe som gjorde at det var mye mer masse enn tidligere antatt. Gassen som ble studert i elliptiske typer viste de samme resultatene. Den samme konklusjonen foreslo seg selv: hvis vi bare ble ledet av synlig masse, ville galaksehoper ha kollapset for lenge siden.

Albert Einstein var i stand til å bevise at store universelle objekter er i stand til å bøye og forvrenge lysstråler. Dette gjorde at de kunne brukes som en naturlig forstørrelseslinse. Ved å studere denne prosessen var forskerne i stand til å lage et kart over mørk materie.

Det viser seg at det meste av vår verden er representert av et fortsatt unnvikende stoff. Du vil lære mer interessante ting om mørk materie hvis du ser videoen.

Mørk materie

Fysiker Dmitry Kazakov om den generelle energibalansen til universet, teorien om skjult masse og mørk materiepartikler:

Hvis vi snakker om materie, så leder mørk materie sikkert prosentvis. Men totalt sett tar det bare en fjerdedel av alt. Universet florerer mørk energi.

Siden Det store smellet plassen startet en utvidelsesprosess som fortsetter i dag. Forskerne trodde at den innledende energien til slutt ville gå tom og den ville avta. Men fjerne supernovaer demonstrerer at verdensrommet ikke stopper opp, men tar fart. Alt dette er bare mulig hvis energimengden er så stor at den overvinner gravitasjonspåvirkningen.

Mørk materie og mørk energi: et mysterium forklart

Vi vet at universet for det meste er mørk energi. Dette er en mystisk kraft som får verdensrommet til å øke utvidelseshastigheten til universet. En annen mystisk komponent er mørk materie, som opprettholder kontakt med objekter kun gjennom tyngdekraften.

Forskere kan ikke se mørk materie gjennom direkte observasjon, men effektene kan studeres. De klarer å fange lyset, buet tyngdekraft usynlige objekter (gravitasjonslinser). De legger også merke til øyeblikk når stjernen roterer rundt galaksen mye raskere enn den burde.

Alt dette forklares av tilstedeværelsen av en enorm mengde unnvikende stoff som påvirker masse og hastighet. Faktisk er dette stoffet innhyllet i mystikk. Det viser seg at forskere heller ikke kan si hva som står foran dem, men hva "det" ikke er.

Denne collagen viser bilder av seks forskjellige galaksehoper tatt av NASAs Hubble-romteleskop. Klyngene ble oppdaget under forsøk på å studere oppførselen til mørk materie i galaksehoper under deres kollisjon

Mørk materie... mørk. Den produserer ikke lys og er ikke observerbar i direkte visning. Derfor utelukker vi stjerner og planeter.

Den fungerer ikke som en sky av vanlig materie (slike partikler kalles baryoner). Hvis baryoner var tilstede i mørk materie, ville den dukket opp ved direkte observasjon.

Vi utelukker også sorte hull, fordi de fungerer som gravitasjonslinser som sender ut lys. Forskere observerer ikke nok linsehendelser til å beregne mengden mørk materie som må være tilstede.

Selv om universet er et stort sted, begynte det hele med de minste strukturene. Det antas at mørk materie begynte å kondensere for å lage "byggesteiner" med normal materie, og produsere de første galaksene og klynger.

For å finne mørk materie bruker forskere forskjellige metoder:

Den store hadronkollideren.
instrumenter som WNAP og Planck romobservatoriet.
direkte visningseksperimenter: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP og ArDM.
indirekte deteksjon: gammastråledetektorer (Fermi), nøytrinoteleskoper (IceCube), antimateriedetektorer (PAMELA), røntgen- og radiosensorer.

Metoder for å søke etter mørk materie

Fysiker Anton Baushev om svake interaksjoner mellom partikler, radioaktivitet og letingen etter spor etter utslettelse:

Dykke dypere inn i mysteriet med mørk materie og mørk energi

Forskere har aldri vært i stand til å bokstavelig talt se mørk materie, fordi den ikke kommer i kontakt med baryonisk materie, noe som betyr at den forblir unnvikende for lys og andre typer elektromagnetisk stråling. Men forskere er sikre på dens tilstedeværelse når de overvåker virkningen på galakser og klynger.

Standard fysikk sier at stjerner som befinner seg ved kantene av en spiralgalakse bør bremse ned. Men det viser seg at det dukker opp stjerner hvis hastighet ikke følger prinsippet om plassering i forhold til sentrum. Dette kan bare forklares med det faktum at stjernene føler påvirkningen av usynlig mørk materie i glorie rundt galaksen.

Tilstedeværelsen av mørk materie kan også tyde noen av illusjonene observert i dypet av universet. For eksempel tilstedeværelsen av merkelige ringer og lysbuer i galakser. Det vil si at lys fra fjerne galakser passerer gjennom forvrengningen og forsterkes av et usynlig lag med mørk materie (gravitasjonslinser).

Så langt har vi noen ideer om hva mørk materie er. hoved ideen– Dette er eksotiske partikler som ikke kommer i kontakt med vanlig materie og lys, men har kraft i gravitasjonsforstand. Nå jobber flere grupper (noen bruker Large Hadron Collider) med å lage mørk materiepartikler for å studere i laboratoriet.

Andre tror påvirkningen kan forklares med en grunnleggende modifikasjon av gravitasjonsteorien. Da får vi flere former for tyngdekraft, som skiller seg vesentlig fra det vanlige bildet og de lovene fysikken setter.

Det ekspanderende universet og mørk energi

Situasjonen med mørk energi er enda mer forvirrende og selve oppdagelsen ble uforutsigbar på 1990-tallet. Fysikere har alltid trodd at tyngdekraften jobber for å bremse og en dag kan stoppe prosessen med universell ekspansjon. To lag tok på seg oppgaven med å måle hastigheten, og begge oppdaget til deres overraskelse akselerasjon. Det er som om du kaster et eple opp i luften og vet at det kommer til å falle ned, men det beveger seg lenger og lenger bort fra deg.

Det ble klart at akselerasjonen ble påvirket av en viss kraft. Dessuten ser det ut til at jo bredere universet er, jo mer "kraft" får denne kraften. Forskere bestemte seg for å kalle det mørk energi.