Ce qui s'est passé matière noire et énergie noire L'Univers : structure de l'espace avec photos, volume en pourcentage, influence sur les objets, recherche, expansion de l'Univers.
Environ 80 % de l’espace est représenté par des matériaux cachés à l’observation directe. Il s'agit de matière noire– une substance qui ne produit ni énergie ni lumière. Comment les chercheurs ont-ils réalisé qu’elle était dominante ?
Dans les années 1950, les scientifiques ont commencé à étudier activement d’autres galaxies. Au cours des analyses, ils ont remarqué que l’Univers est rempli de plus de matière que ce qui peut être capté par « l’œil visible ». Les partisans de la matière noire émergent chaque jour. Bien qu’il n’y ait aucune preuve directe de son existence, les théories se sont développées, tout comme les solutions de contournement pour l’observation.
La matière que nous voyons s’appelle la matière baryonique. Il est représenté par des protons, des neutrons et des électrons. On pense que la matière noire est capable de combiner de la matière baryonique et non baryonique. Pour que l'Univers reste dans son intégrité habituelle, la matière noire doit être présente à hauteur de 80 %.
La substance insaisissable peut être incroyablement difficile à trouver si elle contient de la matière baryonique. Parmi les candidats figurent des naines brunes et blanches, ainsi que des étoiles à neutrons. Les trous noirs supermassifs peuvent également accroître la différence. Mais ils ont dû contribuer à une plus grande influence que ce que les scientifiques ont vu. Certains pensent que la matière noire doit être constituée de quelque chose de plus inhabituel et de plus rare.
Image composite de Hubble d'un anneau fantomatique de matière noire dans l'amas de galaxies Cl 0024+17
La plupart des scientifiques estiment que la substance inconnue est principalement représentée par la matière non baryonique. Le candidat le plus populaire est les WIMPS (particules massives à faible interaction), dont la masse est 10 à 100 fois supérieure à celle d'un proton. Mais leur interaction avec la matière ordinaire est trop faible, ce qui rend leur détection plus difficile.
Les neutrinos, particules hypothétiques massives dont la masse est plus grande que les neutrinos, mais qui se caractérisent par leur lenteur, sont désormais examinés très attentivement. Ils n'ont pas encore été trouvés. Un axiome neutre plus petit et des photons vierges sont également considérés comme des options possibles.
Une autre possibilité est que les connaissances sur la gravité soient obsolètes et doivent être mises à jour.
Matière noire invisible et énergie noire
Mais si nous ne voyons pas quelque chose, comment pouvons-nous prouver qu’il existe ? Et pourquoi avons-nous décidé que la matière noire et l’énergie noire étaient quelque chose de réel ?
La masse des gros objets est calculée à partir de leur mouvement spatial. Dans les années 1950, les chercheurs qui étudiaient les galaxies spirales supposaient que les matières proches du centre se déplaceraient beaucoup plus rapidement que les matières plus éloignées. Mais il s’est avéré que les étoiles se déplaçaient à la même vitesse, ce qui signifiait qu’elles avaient beaucoup plus de masse qu’on ne le pensait auparavant. Le gaz étudié dans les types elliptiques a montré les mêmes résultats. La même conclusion s'impose : si nous étions guidés uniquement par la masse visible, les amas de galaxies se seraient effondrés depuis longtemps.
Albert Einstein a pu prouver que les grands objets universels sont capables de plier et de déformer les rayons lumineux. Cela leur a permis d’être utilisés comme lentilles grossissantes naturelles. En étudiant ce processus, les scientifiques ont pu créer une carte de la matière noire.
Il s’avère que la majeure partie de notre monde est représentée par une substance encore insaisissable. Vous apprendrez des choses plus intéressantes sur la matière noire si vous regardez la vidéo.
Matière noire
Le physicien Dmitri Kazakov à propos du bilan énergétique global de l'Univers, de la théorie de la masse cachée et des particules de matière noire :
Si nous parlons de matière, alors la matière noire est certainement en tête en termes de pourcentage. Mais globalement, cela ne représente qu’un quart de tout. L'univers abonde énergie sombre.
Depuis le Big Bang, l’espace a entamé un processus d’expansion qui se poursuit aujourd’hui. Les chercheurs pensaient que l’énergie initiale finirait par s’épuiser et qu’elle ralentirait. Mais les supernovae lointaines démontrent que l’espace ne s’arrête pas, mais accélère. Tout cela n’est possible que si la quantité d’énergie est si énorme qu’elle surmonte l’influence gravitationnelle.
Matière noire et énergie noire : un mystère expliqué
Nous savons que l’Univers est principalement constitué d’énergie sombre. Il s’agit d’une force mystérieuse qui fait que l’espace augmente le taux d’expansion de l’Univers. Un autre composant mystérieux est la matière noire, qui maintient le contact avec les objets uniquement grâce à la gravité.
Les scientifiques ne peuvent pas voir la matière noire par observation directe, mais ses effets peuvent être étudiés. Ils parviennent à capter la lumière qui est courbée par la force gravitationnelle d’objets invisibles (lentille gravitationnelle). Ils remarquent également des moments où l’étoile tourne autour de la galaxie beaucoup plus rapidement qu’elle ne le devrait.
Tout cela s'explique par la présence d'une énorme quantité de substance insaisissable qui affecte la masse et la vitesse. En fait, cette substance est entourée de mystère. Il s'avère que les chercheurs peuvent plutôt dire non pas ce qui est devant eux, mais ce qui n'est pas.
Ce collage montre des images de six amas de galaxies différents prises par le télescope spatial Hubble de la NASA. Les amas ont été découverts lors de tentatives d'étude du comportement de la matière noire dans les amas de galaxies lors de leur collision.
Matière noire... sombre. Il ne produit pas de lumière et n’est pas observable en vue directe. Nous excluons donc les étoiles et les planètes.
Il n’agit pas comme un nuage de matière ordinaire (ces particules sont appelées baryons). Si les baryons étaient présents dans la matière noire, ils apparaîtraient en observation directe.
Nous excluons également les trous noirs, car ils agissent comme des lentilles gravitationnelles émettant de la lumière. Les scientifiques n’observent pas suffisamment d’événements de lentilles pour calculer la quantité de matière noire qui doit être présente.
Bien que l’Univers soit un endroit immense, tout a commencé avec les plus petites structures. On pense que la matière noire a commencé à se condenser pour créer des « éléments constitutifs » avec la matière normale, produisant ainsi les premières galaxies et amas.
Pour trouver la matière noire, les scientifiques utilisent différentes méthodes :
- Grand collisionneur de hadrons.
- des instruments comme le WNAP et l’observatoire spatial Planck.
- expériences en vue directe : ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP et ArDM.
- détection indirecte : détecteurs de rayons gamma (Fermi), télescopes à neutrinos (IceCube), détecteurs d'antimatière (PAMELA), capteurs de rayons X et radio.
Méthodes de recherche de matière noire
Le physicien Anton Baushev sur les interactions faibles entre particules, la radioactivité et la recherche de traces d'annihilation :
Plonger plus profondément dans le mystère de la matière noire et de l'énergie noire
Les scientifiques n’ont jamais été capables de voir littéralement la matière noire, car elle n’entre pas en contact avec la matière baryonique, ce qui signifie qu’elle reste insaisissable à la lumière et à d’autres types de rayonnement électromagnétique. Mais les chercheurs sont confiants dans sa présence, car ils observent son impact sur les galaxies et les amas.
La physique standard dit que les étoiles situées aux bords d’une galaxie spirale devraient ralentir. Mais il s'avère qu'apparaissent des étoiles dont la vitesse n'obéit pas au principe de localisation par rapport au centre. Cela ne peut s'expliquer que par le fait que les étoiles ressentent l'influence de la matière noire invisible dans le halo qui entoure la galaxie.
La présence de matière noire permet aussi de décrypter certaines des illusions observées dans les profondeurs de l’univers. Par exemple, la présence d’étranges anneaux et arcs de lumière dans les galaxies. Autrement dit, la lumière provenant de galaxies lointaines traverse la distorsion et est amplifiée par une couche invisible de matière noire (lentille gravitationnelle).
Jusqu’à présent, nous avons quelques idées sur ce qu’est la matière noire. L'idée principale est celle de particules exotiques qui n'entrent pas en contact avec la matière et la lumière ordinaires, mais qui ont un pouvoir au sens gravitationnel. Plusieurs groupes (certains utilisant le Large Hadron Collider) travaillent désormais à la création de particules de matière noire à étudier en laboratoire.
D'autres pensent que cette influence peut s'expliquer par une modification fondamentale de la théorie gravitationnelle. Nous obtenons alors plusieurs formes de gravité, qui diffèrent considérablement de l'image habituelle et des lois établies par la physique.
L’univers en expansion et l’énergie noire
La situation de l’énergie noire est encore plus confuse et la découverte elle-même est devenue imprévisible dans les années 1990. Les physiciens ont toujours pensé que la force de gravité avait pour effet de ralentir et pourrait un jour arrêter le processus d’expansion universelle. Deux équipes se sont chargées de mesurer la vitesse et toutes deux, à leur grande surprise, ont détecté une accélération. C'est comme si vous jetiez une pomme en l'air et sachiez qu'elle est vouée à tomber, mais qu'elle s'éloigne de plus en plus de vous.
Il est devenu évident que l’accélération était influencée par une certaine force. De plus, il semble que plus l’Univers est large, plus cette force gagne en « puissance ». Les scientifiques ont décidé de l’appeler énergie sombre.
Une nouvelle théorie affirme que la matière noire n'existe pas 26 novembre 2016
Et puis il s’avère que cela n’existe peut-être pas du tout ! C'est le moment !
Nous sommes peut-être à l’aube d’une révolution scientifique qui changera radicalement notre compréhension de l’espace, du temps et de la gravité », déclare le physicien Erik Verlinde. La théorie de la relativité générale d'Einstein ne peut pas être appliquée à l'échelle microscopique et, apparemment, ne peut pas expliquer des phénomènes tels que le trou noir et le Big Bang. L'idée de matière noire invisible et d'énergie noire ne peut pas expliquer les observations qui contredisent la théorie d'Einstein.
Le physicien néerlandais Erik Verlinde propose une toute nouvelle théorie capable d'expliquer le mouvement dans l'Univers sans l'influence de la matière noire.
Verlinde nie la gravité comme l'une des forces fondamentales et estime qu'il s'agit d'un phénomène résultant d'autres mouvements plus petits. Il appelle cela la gravité émergente.
En 2011, le prix Nobel de physique a été décerné à trois astrophysiciens : Saul Perlmutter, Adam Riess et Brian Schmidt.
Les scientifiques ont découvert ce qui est considéré comme l'une des premières avancées de l'astrophysique théorique, à savoir que l'Univers accélère son expansion et non la ralentit, comme on le pensait auparavant.
Saul Perlmutter a commencé ce travail lorsqu'il a commencé à étudier la lumière des supernovae en 1988. Six ans plus tard, Adam Riess et Brian Schmidt ont pris le relais, et les deux équipes auraient eu des différends au sujet des découvertes.
Les deux équipes s'attendaient à ce que l'expansion de l'univers ralentisse en raison de la gravité entre les galaxies, l'une des conséquences de la théorie de la relativité générale d'Einstein. Les deux équipes, quant à elles, sont parvenues à la même conclusion : l’hypothèse était fausse, l’Univers s’étend de plus en plus vite.
Sur la base de la théorie d'Einstein de 1915, on supposait que la seule force naturelle durable capable d'influencer l'expansion de l'Univers était la gravité. On croyait également que les galaxies s’attireraient les unes les autres et ralentiraient ainsi le taux d’expansion de l’Univers après le Big Bang.
Nous ne savons pas encore exactement quelle est l'erreur. Nous n’avons absolument aucune idée de ce qu’est cette force répulsive et nous l’appelons simplement énergie noire. Les scientifiques ont suggéré que 96 % de l’Univers est constitué de matière noire et d’énergie noire.
Le terme « matière noire » est également utilisé pour expliquer pourquoi les étoiles restent dans une galaxie tortueuse plutôt que de s’envoler vers l’univers.
Mais : les gens ordinaires ne sont pas les seuls à croire que l’idée d’une force invisible dans l’Univers n’est pas tout à fait correcte.
Le célèbre physicien néerlandais Erik Verlinde a publié un article scientifique dans lequel il affirme pouvoir expliquer le mouvement sans l'influence de la matière noire, écrit le site phys.org.
L'idée controversée de la gravité entropique est au cœur de l'explication de Verlinde. En 2010, il a surpris la communauté scientifique avec cette théorie qui réfutait la façon dont les gens pensaient depuis 300 ans.
Selon la théorie de Verlinde, la gravité n'est pas l'une des quatre forces fondamentales, c'est quelque chose qui surgit. Verlinde soutient que la gravité est un phénomène émergent.
Tout comme la chaleur est générée lorsque des particules microscopiques se déplacent, la gravité est également générée – par les changements de position des corps célestes collectés dans la structure même de l’espace-temps.
« Nous avons la preuve que cette façon d’envisager la gravité correspond réellement à ce que nous observons. À grande échelle, la gravité se comporte complètement différemment de ce que prédit la théorie d'Einstein », explique-t-il sur Phys.org.
Au seuil d’une révolution scientifique
La science sait depuis longtemps qu'il y a quelque chose d'incompréhensible dans la théorie de la relativité générale d'Einstein et dans les théories de la mécanique quantique.
Le premier explique les choses à grande échelle, comment les objets de l’Univers s’influencent mutuellement. La mécanique quantique est utilisée pour expliquer les choses au niveau microscopique. Mais les deux théories ne peuvent pas être utilisées simultanément, ce qui constitue véritablement un grand mystère de la physique moderne.
Les deux théories ne peuvent pas être vraies en même temps. Les problèmes commencent dans les situations les plus intenses, comme la proximité d’un trou noir et du Big Bang.
Verlinde estime que nous approchons d'une solution au mystère, qui nécessitera de réécrire beaucoup de choses dans les manuels scolaires.
« De nombreux physiciens théoriciens comme moi travaillent à réviser la théorie, et de grands progrès ont déjà été réalisés. Nous sommes peut-être à l’aube d’une révolution scientifique qui changera radicalement notre compréhension de l’espace, du temps et de la gravité », déclare Verlinde sur Phys.org.
En général, il existe une opinion selon laquelle " Il n’y a plus rien à arracher à la vieille théorie… les os sont rongés… et les enfants, et la femme ? Nous avons besoin de toute urgence d'une nouvelle théorie, et pour cela de subventions, de récompenses, de distinctions..."
sources
Introduction
Il existe de solides arguments selon lesquels une grande partie de la matière dans l’Univers n’émet ni n’absorbe rien et est donc invisible. La présence d'une telle matière invisible peut être reconnue par son interaction gravitationnelle avec la matière rayonnante. Les études des amas de galaxies et des courbes de rotation galactique fournissent la preuve de l’existence de ce qu’on appelle la matière noire. Ainsi, par définition, la matière noire est une matière qui n'interagit pas avec le rayonnement électromagnétique, c'est-à-dire qu'elle ne l'émet ni ne l'absorbe.
La première détection de matière invisible remonte au siècle dernier. En 1844, Friedrich Bessel écrivait dans une lettre à Karl Gauss que l'irrégularité inexpliquée du mouvement de Sirius pourrait être le résultat de son interaction gravitationnelle avec un corps voisin, et ce dernier dans ce cas devrait avoir une masse assez importante. À l'époque de Bessel, un compagnon aussi sombre de Sirius était invisible ; il n'a été découvert optiquement qu'en 1862. Il s'est avéré qu'il s'agissait d'une naine blanche, appelée Sirius-B, tandis que Sirius lui-même s'appelait Sirius-A.
La densité de matière dans l'Univers, ρ, peut être estimée à partir d'observations du mouvement de galaxies individuelles. Habituellement ρ est donné en unités de ce qu'on appelle la densité critique ρ c :
Dans cette formule, G est la constante gravitationnelle, H est la constante de Hubble, connue avec une faible précision (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:
V = HR – La formule de Hubble pour le taux d'expansion de l'Univers,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .
Pour ρ > ρ с l'Univers est fermé, c'est-à-dire L’interaction gravitationnelle est suffisamment forte pour que l’expansion de l’Univers cède la place à la compression.
Ainsi, la densité critique est donnée par :
ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .
La densité cosmologique Ω = ρ/ρ с, déterminée sur la base de la dynamique des amas et superamas de galaxies, est égale à 0,1< Ω < 0.3.
En observant la nature de la suppression de régions à grande échelle de l'Univers à l'aide du satellite astronomique infrarouge IRAS, il a été constaté que 0,25< Ω < 2.
En revanche, estimer la densité baryonique Ω b à partir de la luminosité des galaxies donne une valeur nettement plus petite : Ω b< 0.02.
Cette divergence est généralement considérée comme une indication de l’existence de matière invisible.
Récemment, une grande attention a été accordée au problème de la recherche de matière noire. Si l’on prend en compte toutes les formes de matière baryonique, comme les poussières interplanétaires, les naines brunes et blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs, il s’avère qu’une proportion importante de matière non baryonique est nécessaire pour expliquer tous les phénomènes observés. Cette affirmation reste valable même après prise en compte des données modernes sur les objets dits MACHO ( M.A. ssif C compact H alo Ô Les objets sont des objets galactiques massifs et compacts) découverts grâce à l'effet de lentille gravitationnelle.
. Preuve de la matière noire
2.1. Courbes de rotation galactique
Dans le cas des galaxies spirales, la vitesse de rotation des étoiles individuelles autour du centre de la galaxie est déterminée à partir de la condition de constance des orbites. Équivalence des forces centrifuges et gravitationnelles :
pour la vitesse de rotation on a :
où M r est la masse entière de matière à l'intérieur d'une sphère de rayon r. Dans le cas d'une symétrie sphérique ou cylindrique idéale, l'influence de la masse située en dehors de cette sphère se compense mutuellement. En première approximation, la région centrale de la galaxie peut être considérée comme sphérique, c'est-à-dire
où ρ est la densité moyenne.
Dans la partie interne de la galaxie, une augmentation linéaire du taux de rotation est attendue à mesure que l’on s’éloigne du centre. Dans la région externe de la galaxie, la masse M r est presque constante et la dépendance de la vitesse sur la distance correspond au cas d'une masse ponctuelle au centre de la galaxie :
La vitesse de rotation v(r) est déterminée, par exemple, en mesurant le décalage Doppler dans le spectre d'émission des régions He-II autour des étoiles O. Le comportement des courbes de rotation mesurées expérimentalement des galaxies spirales ne correspond pas à une diminution de v(r) avec l'augmentation du rayon. Une étude de la raie de 21 cm (transition de structure hyperfine dans l'atome d'hydrogène) émise par la matière interstellaire a conduit à un résultat similaire. La constance de v(r) à de grandes valeurs du rayon signifie que la masse M r augmente également avec l'augmentation du rayon : M r ~ r. Cela indique la présence de matière invisible. Les étoiles se déplacent plus rapidement que ce à quoi on pourrait s’attendre compte tenu de la quantité apparente de matière.
Sur la base de cette observation, l'existence d'un halo sphérique de matière noire entourant la galaxie et responsable du comportement non décroissant des courbes de rotation a été postulée. De plus, un halo sphérique pourrait contribuer à la stabilité de la forme du disque des galaxies et confirmer l'hypothèse de la formation de galaxies à partir d'une protogalaxie sphérique. Les calculs de modèles réalisés pour la Voie Lactée, qui ont pu reproduire les courbes de rotation en prenant en compte la présence d'un halo, indiquent qu'une partie importante de la masse doit se trouver dans ce halo. Les preuves en faveur de l'existence de halos sphériques sont également fournies par les amas globulaires - amas sphériques d'étoiles, qui sont les objets les plus anciens de la galaxie et qui sont distribués de manière sphérique.
Cependant, des recherches récentes sur la transparence des galaxies ont mis en doute cette image. En considérant le degré d'obscurité des galaxies spirales en fonction de l'angle d'inclinaison, nous pouvons tirer des conclusions sur la transparence de tels objets. Si la galaxie était complètement transparente, alors sa luminosité totale ne dépendrait pas de l'angle sous lequel cette galaxie est observée, puisque toutes les étoiles seraient également bien visibles (en ignorant la taille des étoiles). D’un autre côté, une luminosité de surface constante signifie que la galaxie n’est pas transparente. Dans ce cas, l'observateur ne voit toujours que les étoiles extérieures, c'est-à-dire toujours le même nombre par unité de surface, quel que soit l'angle de vue. Il a été établi expérimentalement que la luminosité de la surface reste en moyenne constante, ce qui pourrait indiquer l'opacité presque complète des galaxies spirales. Dans ce cas, l'utilisation de méthodes optiques pour déterminer la densité de masse de l'Univers n'est pas tout à fait précise. Une analyse plus approfondie des résultats de mesure a permis de conclure que les nuages moléculaires sont un matériau absorbant (leur diamètre est d'environ 50 ps et leur température est d'environ 20 K). Selon la loi de déplacement de Wien, ces nuages devraient émettre dans la région submillimétrique. Ce résultat pourrait fournir une explication du comportement des courbes de rotation sans l’hypothèse d’une matière noire exotique supplémentaire.
Des preuves de l’existence de matière noire ont également été trouvées dans les galaxies elliptiques. Des halos gazeux avec des températures autour de 10 7 K ont été enregistrés par leur absorption de rayons X. Les vitesses de ces molécules de gaz sont supérieures au taux d’expansion :
v r = (2GM/r) 1/2 ,
en supposant que leurs masses correspondent à leur luminosité. Pour les galaxies elliptiques, le rapport masse/luminosité est environ deux ordres de grandeur supérieur à celui du Soleil, qui est un exemple typique d'étoile moyenne. Une valeur aussi élevée est généralement associée à l’existence de matière noire.
2.2. Dynamique des amas de galaxies
La dynamique des amas de galaxies prouve l’existence de la matière noire. Lorsque le mouvement d'un système dont l'énergie potentielle est une fonction homogène des coordonnées se produit dans une région spatiale limitée, alors les valeurs moyennes dans le temps de l'énergie cinétique et potentielle sont liées les unes aux autres par le théorème du virial. Il peut être utilisé pour estimer la densité de matière dans les amas d’un grand nombre de galaxies.
Si l'énergie potentielle U est une fonction homogène des rayons vecteurs r i de degré k, alors U et l'énergie cinétique T sont liés comme 2T = kU. Puisque T + U = E = E, il s'ensuit que
U = 2E/(k + 2), T = kE/(k + 2),
où E est l'énergie totale. Pour l'interaction gravitationnelle (U ~ 1/r) k = -1, donc 2T = -U. L’énergie cinétique moyenne d’un amas de N galaxies est donnée par :
T=N
Ces N galaxies peuvent interagir les unes avec les autres par paires. Il existe donc N(N–1)/2 paires indépendantes de galaxies, dont l’énergie potentielle moyenne totale a la forme
U = GN(N − 1)m 2 /2r.
Avec Nm = M et (N − 1) ≈ N pour la masse dynamique, il s'avère que M ≈ 2
Mesures de distance moyenne
Cet argument a aussi ses faiblesses. L'équation du virial n'est valide que lors d'une moyenne sur une longue période de temps, lorsque les systèmes fermés sont en état d'équilibre. Cependant, les mesures des amas de galaxies ressemblent à des instantanés. De plus, les amas de galaxies ne sont pas des systèmes fermés ; ils sont connectés les uns aux autres. Enfin, il n’est pas clair s’ils ont atteint ou non un état d’équilibre.
2.3. Preuve cosmologique
La définition de la densité critique ρ c a été donnée ci-dessus. Formellement, il peut être obtenu sur la base de la dynamique newtonienne en calculant le taux d'expansion critique d'une galaxie sphérique :
La relation pour ρ c découle de l'expression pour E, si l'on suppose que H = r"/r = v/r.
La description de la dynamique de l'Univers s'appuie sur les équations de champ d'Einstein (Théorie Générale de la Relativité - GTR). Ils sont quelque peu simplifiés sous l'hypothèse d'homogénéité et d'isotropie de l'espace. Dans la métrique de Robertson-Walker, l'élément linéaire infinitésimal est donné par :
où r, θ, φ sont les coordonnées sphériques du point. Les degrés de liberté de cette métrique sont inclus dans le paramètre k et le facteur d'échelle R. La valeur de k ne prend que des valeurs discrètes (si la géométrie fractale n'est pas prise en compte) et ne dépend pas du temps. La valeur k est une caractéristique du modèle de l'Univers (k = -1 - métrique hyperbolique (Univers ouvert), k = 0 - métrique euclidienne (Univers plat), k = +1 - métrique sphérique (Univers fermé)).
La dynamique de l'Univers est entièrement spécifiée par la fonction d'échelle R(t) (la distance entre deux points voisins dans l'espace de coordonnées r, θ, φ change avec le temps en tant que R(t)). Dans le cas de la métrique sphérique, R(t) représente le rayon de l'Univers. Cette fonction d'échelle satisfait les équations d'Einstein-Friedmann-Lemaitre :
où p(t) est la pression totale et Λ est la constante cosmologique, qui, dans le cadre des théories quantiques modernes des champs, est interprétée comme la densité d'énergie du vide. Supposons en outre que Λ = 0, comme cela se fait souvent pour expliquer des faits expérimentaux sans introduire de matière noire. Le coefficient R 0 "/R 0 détermine la constante de Hubble H 0, où l'indice "0" marque les valeurs modernes des quantités correspondantes. Des formules ci-dessus, il s'ensuit que pour le paramètre de courbure k = 0, la critique moderne La densité de l'Univers est donnée par l'expression dont la valeur représente la frontière entre l'Univers ouvert et un Univers fermé (cette valeur sépare le scénario dans lequel l'Univers est en expansion éternelle du scénario dans lequel l'Univers s'attend à s'effondrer à la fin de l'expansion temporaire. phase):
Le paramètre de densité est souvent utilisé
où q 0 est le paramètre de freinage : q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Ainsi, trois cas sont possibles :
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – Univers plat,
Ω 0 > 1 – Univers fermé.
Les mesures du paramètre de densité ont donné une estimation : Ω 0 ≈ 0,2, sur la base de laquelle on pouvait s'attendre à la nature ouverte de l'Univers. Cependant, un certain nombre de concepts théoriques sont difficiles à concilier avec l'ouverture de l'Univers, par exemple le problème dit de « planéité » et la genèse des galaxies.
Problème de planéité
Comme vous pouvez le constater, la densité de l’Univers est très proche de la critique. Des équations d'Einstein-Friedmann-Lemaitre, il s'ensuit (à Λ = 0) que
Puisque la densité ρ(t) est proportionnelle à 1/R(t) 3, alors en utilisant l'expression pour Ω 0 (k n'est pas égal à 0), nous avons :
Ainsi, la valeur Ω ≈ 1 est très instable. Tout écart par rapport au cas parfaitement plat augmente considérablement à mesure que l’Univers s’étend. Cela signifie que lors de la fusion nucléaire initiale, l’Univers devait être nettement plus plat qu’il ne l’est aujourd’hui.
Une solution possible à ce problème réside dans les modèles d’inflation. On suppose que l'expansion de l'Univers primitif (entre 10 -34 s et 10 -31 s après le Big Bang) s'est produite de manière exponentielle pendant la phase d'inflation. Dans ces modèles, le paramètre de densité est généralement indépendant du temps (Ω = 1). Cependant, il existe des indications théoriques selon lesquelles la valeur du paramètre de densité dans la plage de 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с
моделью инфляции.
Genèse des galaxies
Pour la genèse des galaxies, des inhomogénéités de densité sont nécessaires. Les galaxies devaient apparaître dans des régions spatiales où les densités étaient plus grandes qu'autour d'elles, de sorte qu'en raison de l'interaction gravitationnelle, ces régions parvenaient à se regrouper plus rapidement que leur raréfaction ne se produisait en raison de l'expansion générale.Cependant, ce type d'accumulation de matière ne pourrait commencer qu'après la formation d'atomes à partir de noyaux et d'électrons, c'est-à-dire environ 150 000 ans après le Big Bang, à des températures d'environ 3 000 K (puisque dans les premiers stades, la matière et le rayonnement étaient dans un état d'équilibre dynamique : tout amas de matière résultant était immédiatement détruit sous l'influence du rayonnement et en même temps le rayonnement pouvait ne pas s'échapper au-delà des frontières de la matière). Les fluctuations notables de la densité de la matière ordinaire à cette époque étaient exclues jusqu'à des niveaux très faibles par l'isotropie du rayonnement de fond. Après l'étape de formation des atomes neutres, le rayonnement cesse d'être en équilibre thermique avec la matière, de sorte que les fluctuations ultérieures de la densité de la matière ne se reflètent plus dans la nature du rayonnement.
Mais si l'on calcule l'évolution dans le temps du processus de compression de la matière qui vient alors de commencer, il s'avère que le temps qui s'est écoulé depuis n'est pas suffisant pour que des structures aussi grandes que les galaxies ou leurs amas se forment. Apparemment, il est nécessaire d'exiger l'existence de particules massives libérées d'un état d'équilibre thermique à un stade plus précoce, afin que ces particules aient la possibilité de se manifester comme des germes pour la condensation de la matière ordinaire autour d'elles. De tels candidats pourraient être des particules dites WIMP. Dans ce cas, il est nécessaire de prendre en compte l’exigence selon laquelle le rayonnement cosmique de fond soit isotrope. Une petite anisotropie (10 -4) dans le rayonnement de fond cosmique (température d'environ 2,7 K) n'a été découverte que récemment à l'aide du satellite COBE.
III. Candidats à la matière noire
3.1. Matière noire baryonique
Le candidat le plus évident pour la matière noire serait la matière baryonique ordinaire, qui n’émet pas et possède une abondance correspondante. Une possibilité pourrait être réalisée grâce au gaz interstellaire ou intergalactique. Cependant, dans ce cas, des raies caractéristiques d'émission ou d'absorption devraient apparaître, qui ne sont pas détectées.Un autre candidat pourrait être les naines brunes - des corps cosmiques dont la masse est nettement inférieure à la masse du Soleil (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 небесных тел расстоянием в несколько световых лет особенно сложно оценить число таких объектов.
Des objets très compacts en phase finale de développement stellaire (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs) pourraient également faire partie de la matière noire. Puisque pratiquement chaque étoile atteint l’un de ces trois stades finaux au cours de sa vie, une partie importante de la masse des étoiles plus anciennes et plus lourdes doit être présente sous forme non rayonnante sous forme de naines blanches, d’étoiles à neutrons ou de trous noirs. Une partie de cette matière retourne dans l’espace interstellaire par le biais d’explosions de supernova ou par d’autres moyens et participe à la formation de nouvelles étoiles. Dans ce cas, les étoiles de masse M ne doivent pas être prises en compte< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Les limites supérieures de la densité possible de matière baryonique dans l'Univers peuvent être obtenues à partir des données sur la fusion nucléaire initiale, qui a commencé environ 3 minutes après le Big Bang. Les mesures de l'abondance actuelle du deutérium sont particulièrement importantes -
(D/H) 0 ≈ 10 -5, puisque lors de la fusion nucléaire initiale, c'est principalement du deutérium qui s'est formé. Bien que le deutérium soit également apparu plus tard comme produit intermédiaire des réactions de fusion nucléaire, la quantité totale de deutérium n'a pas augmenté de manière significative pour cette raison. L'analyse des processus se produisant au stade précoce de la fusion nucléaire donne une limite supérieure − 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.
En revanche, il est désormais tout à fait clair que la matière baryonique à elle seule n’est pas capable de satisfaire à l’exigence Ω = 1, qui découle des modèles inflationnistes. De plus, le problème de la formation des galaxies reste entier. Tout cela conduit à la nécessité de l'existence d'une matière noire non baryonique, notamment dans le cas où la condition Ω = 1 à constante cosmologique nulle est requise.
3.2. Matière noire non baryonique
Les modèles théoriques offrent un large choix de candidats possibles pour le rôle de la matière noire non baryonique, notamment : les neutrinos légers et lourds, les particules supersymétriques des modèles SUSY, les axions, les cosmions, les monopôles magnétiques, les particules de Higgs - ils sont résumés dans le tableau. Le tableau contient également des théories qui expliquent les données expérimentales sans introduire de matière noire (la constante gravitationnelle dépendant du temps dans la gravité non newtonienne et la constante cosmologique). Désignations : DM - matière noire, GUT - Grande Théorie Unifiée, SUSY - théories supersymétriques, SUGRA - supergravité, QCD - chromodynamique quantique, QED - électrodynamique quantique, GTR - relativité générale. Le concept WIMP (particules massives à faible interaction) est utilisé pour désigner des particules de masse supérieure à quelques GeV/c 2 qui ne participent qu'à des interactions faibles. Compte tenu des nouvelles mesures du rayonnement de fond cosmique micro-onde du satellite COBE et du redshift du satellite IRAS, la répartition des galaxies à grande distance et la formation de structures à grande échelle dans notre galaxie ont été récemment réexaminées. Sur la base de l'analyse de différents modèles de formation de structures, il a été conclu qu'un seul modèle satisfaisant de l'Univers est possible avec Ω = 1, dans lequel la matière noire est de nature mixte : 70 % existe sous forme de matière noire froide et 30 % sous forme de matière noire chaude, cette dernière étant constituée de deux neutrinos sans masse et d'un neutrino d'une masse de 7,2 ± 2 eV. Cela signifie une renaissance du modèle de matière noire mixte, précédemment abandonné.Neutrinos légers
Contrairement à tous les autres candidats à la matière noire, les neutrinos ont le net avantage d’être connus pour exister. Leur prévalence dans l’Univers est approximativement connue. Pour que les neutrinos soient candidats à la matière noire, ils doivent certainement avoir une masse. Pour atteindre la densité critique de l'Univers, les masses des neutrinos doivent être de l'ordre de plusieurs GeV/c 2 ou de 10 à 100 eV/c 2 .Des neutrinos lourds sont également possibles en tant que tels candidats, puisque le produit cosmologiquement significatif m ν exp(-m ν /kT f) devient petit même pour de grandes masses. Ici, Tf est la température à laquelle les neutrinos lourds cessent d'être en état d'équilibre thermique. Ce facteur de Boltzmann donne l'abondance des neutrinos de masse m ν par rapport à l'abondance des neutrinos sans masse.
Pour chaque type de neutrino dans l'Univers, la densité des neutrinos est liée à la densité des photons par la relation n ν = (3/11)n γ. À proprement parler, cette expression n'est valable que pour les neutrinos légers de Majorana (pour les neutrinos de Dirac, dans certaines circonstances, il faut introduire un autre facteur statistique égal à deux). La densité de photons peut être déterminée sur la base du rayonnement de fond cosmique micro-ondes 3 K et atteint n γ ≈ 400 cm -3 .
| Particule | Poids | Théorie | Manifestation |
|---|---|---|---|
| G(R) | - | Gravité non newtonienne | DM transparent à grande échelle |
| Λ (constante d'espace) | - | GTO | Ω=1 sans DM |
| Axion, marjolaine, pierre d'or. boson | 10-5 eV | CDQ ; violation du sim. | Pechei-Quina |
| DM froid | Neutrino ordinaire | 10-100 eV | INTESTIN |
| DM chaud | Neutrino ordinaire | Higgsino léger, photono, gravitino, axino, sneutrino | |
| SUSY/DM | Paraphoton | 20-400 eV | Modificateur CQD |
| DM chaud et chaud | Neutrinos droits | 500 eV | Force super faible |
| DM chaleureux | Neutrinos droits | Gravitino, etc. | Force super faible |
| SUSY/SUGRA | Photino, gravitino, axion, miroirs. particules, neutrino de Simpson | Gravitino, etc. | keV |
| DM chaud/froid | Photino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrino lourd | Gravitino, etc. | Pechei-Quina |
| MeV | Photino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrino lourd | Gravitino, etc. | Matière d'ombre Chaud/froid |
| (comme les baryons) DM | Préon | 20-200 TeV | Pechei-Quina |
| Modèles composites | Monopole | 10-100 eV | Pechei-Quina |
| 10 16 GeV | Pyrgon, maximon, pôle Perry, newtorite, Schwarzschild | 10 19 GeV | Pechei-Quina |
| Théories des dimensions supérieures | Pyrgon, maximon, pôle Perry, newtorite, Schwarzschild | Gravitino, etc. | Pechei-Quina |
| Supercordes | "pépites" de quark | 10 15 g | Pechei-Quina |
| QCD, intestin | Espace chaînes, murs de domaine | 10-100 eV | (10 8 -10 10)M soleil |
| La formation des galaxies ne contribue peut-être pas beaucoup à | Cosmion | 4-11 GeV | Problème de neutrinos |
| Formation d'un flux de neutrinos sur le Soleil | Trous noirs | GTO | Pechei-Quina |
10 15 -10 30 g
Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Tour. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Il s'avère que la densité de masse des neutrinos est proche de la critique si la condition est remplie
Puisque la densité des neutrinos est du même ordre de grandeur que la densité des photons, il y a environ 10 9 fois plus de neutrinos que de baryons, de sorte que même une petite masse de neutrinos pourrait déterminer la dynamique de l'Univers. Pour atteindre Ω = ρ ν /ρ с = 1, des masses de neutrinos m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν sont nécessaires, où N ν est le nombre de types de neutrinos légers. Les limites supérieures expérimentales des masses des trois types connus de neutrinos sont : 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
Dans un Univers dominé par les neutrinos, le degré de compression requis pourrait être établi relativement tard, les premières structures correspondraient à des superamas de galaxies. Ainsi, des amas de galaxies et des galaxies pourraient se développer grâce à la fragmentation de ces structures primaires (modèle top-down). Cependant, cette approche se heurte à des problèmes lorsqu’on considère la formation de très petites structures telles que les galaxies naines. Pour expliquer la formation de compressions assez massives, il faut aussi prendre en compte le principe de Pauli pour les fermions.
Neutrinos lourds
Selon les données du LEP et du SLAC liées aux mesures de précision de la largeur de désintégration du boson Z 0, il n'existe que trois types de neutrinos légers et l'existence de neutrinos lourds jusqu'à des valeurs de masse de 45 GeV/c 2 est exclue.Lorsque des neutrinos de masse aussi importante ont quitté l’état d’équilibre thermique, ils avaient déjà des vitesses non relativistes, c’est pourquoi on les appelle particules froides de matière noire. La présence de neutrinos lourds pourrait conduire à une compression gravitationnelle précoce de la matière. Dans ce cas, des structures plus petites se formeraient en premier. Des amas et superamas de galaxies se seraient formés plus tard par l'accumulation de groupes individuels de galaxies (modèle ascendant).
Axions
Les axions sont des particules hypothétiques qui apparaissent en relation avec le problème de la violation de CP dans l'interaction forte (problème θ). L'existence d'une telle particule pseudoscalaire est due à la rupture de la symétrie chirale de Pechey-Quin. La masse de l'axion est donnée par
L'interaction avec les fermions et les bosons de jauge est décrite respectivement par les constantes de couplage suivantes :
Constante de désintégration des axions f a est déterminé par la moyenne du vide du champ de Higgs. Parce que f a est une constante libre qui peut prendre n'importe quelle valeur entre les échelles électrofaible et Planck, alors les valeurs possibles des masses des axions varient de 18 ordres de grandeur. Une distinction est faite entre les axions DFSZ, qui interagissent directement avec les électrons, et les axions dits hadroniques, qui interagissent avec les électrons uniquement dans le premier ordre de la théorie des perturbations. On pense généralement que les axions constituent la matière noire froide. Pour que leur densité ne dépasse pas la valeur critique, il est nécessaire d'avoir f un< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV a déjà été exclu expérimentalement ; d'autres options avec des masses plus faibles et, par conséquent, des paramètres de couplage plus importants sont également considérablement limitées par diverses données, principalement astrophysiques.
Particules supersymétriques
La plupart des théories supersymétriques contiennent une particule stable, qui est une nouvelle candidate pour la matière noire. L’existence d’une particule supersymétrique stable découle de la conservation du nombre quantique multiplicatif, appelé parité R, qui prend une valeur de +1 pour les particules ordinaires et de –1 pour leurs superpartenaires. C'est là Loi de conservation de la parité R. Selon cette loi de conservation, les particules SUSY ne peuvent se former que par paires. Les particules SUSY ne peuvent se désintégrer qu'en un nombre impair de particules SUSY. Par conséquent, la particule supersymétrique la plus légère doit être stable.Il est possible de violer la loi de conservation de la R-parité. Le nombre quantique R est lié au nombre baryonique B et au nombre lepton L par la relation R = (–1) 3B+L+2S, où S est le spin de la particule. En d’autres termes, la violation de B et/ou L peut conduire à un échec de parité R. Cependant, il existe des limites très strictes quant à la possibilité de violation de la parité R.
On suppose que la particule supersymétrique la plus légère (LSP) ne participe ni aux interactions électromagnétiques ni aux interactions fortes. Autrement, elle se combinerait avec la matière ordinaire et apparaîtrait actuellement comme une particule lourde et inhabituelle. Alors l'abondance d'un tel LSP, normalisée à l'abondance du proton, serait égale à 10 -10 pour l'interaction forte, et à 10 -6 pour l'interaction électromagnétique. Ces valeurs ne sont pas cohérentes avec les limites supérieures expérimentales : 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.
Parmi les candidats possibles pour le rôle de particule supersymétrique neutre la plus légère figurent le photono (S = 1/2) et le zino (S = 1/2), généralement appelés gaijino, ainsi que le higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) et gravitino (S = 3/2). Dans la plupart des théories, une particule LSP est une combinaison linéaire des particules SUSY de spin-1/2 mentionnées ci-dessus. La masse de ce que l'on appelle le neutralino devrait très probablement être supérieure à 10 GeV/c 2 . Considérer les particules SUSY comme de la matière noire présente un intérêt particulier, car elles sont apparues dans un contexte complètement différent et n’ont pas été spécifiquement introduites pour résoudre le problème de la matière noire (non baryonique). Cosmions Les cosmions ont été initialement introduits pour résoudre le problème des neutrinos solaires. En raison de leur vitesse élevée, ces particules traversent presque sans entrave la surface de l’étoile. Dans la région centrale de l’étoile, ils entrent en collision avec les noyaux. Si la perte d’énergie est suffisamment importante, ils ne pourront plus quitter cette étoile et s’y accumuler au fil du temps. À l’intérieur du Soleil, les cosmions capturés influencent la nature du transfert d’énergie et contribuent ainsi au refroidissement de la région centrale du Soleil. Cela entraînerait une probabilité plus faible de production de neutrinos à partir de 8 V et expliquerait pourquoi le flux de neutrinos mesuré sur Terre est inférieur à celui prévu. Pour résoudre ce problème des neutrinos, la masse des cosmions doit être comprise entre 4 et 11 GeV/c 2 et la section efficace pour l'interaction des cosmions avec la matière doit avoir une valeur de 10 à 36 cm 2. Cependant, les données expérimentales semblent exclure une telle solution au problème des neutrinos solaires.
Défauts topologiques de l'espace-temps
Outre les particules ci-dessus, les défauts topologiques peuvent également contribuer à la matière noire. On suppose que dans l'Univers primitif à t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, une violation de la symétrie GUT s'est produite, ce qui a conduit à la séparation des interactions décrites par les groupes SU(3) et SU(2)×U (1). Le champ de Higgs de dimension 24 a acquis un certain alignement, et l'orientation des angles de phase de rupture spontanée de symétrie est restée arbitraire. En conséquence de cette transition de phase, des régions spatiales avec des orientations différentes auraient dû se former. Ces zones se sont agrandies au fil du temps et sont finalement entrées en contact les unes avec les autres.Selon les concepts modernes, des points de défauts topologiquement stables se sont formés sur les surfaces limites où se rencontraient des zones d'orientations différentes. Ils pourraient avoir des dimensions allant de zéro à trois et être constitués d’un vide de symétrie ininterrompue. Après avoir brisé la symétrie, ce vide initial présente une énergie et une densité de matière très élevées.
Les plus importants sont les défauts ponctuels. Ils doivent porter une charge magnétique isolée, c'est-à-dire être des monopôles magnétiques. Leur masse est liée à la température de transition de phase et est d'environ 10 16 GeV/c 2. Jusqu'à présent, malgré des recherches intensives, l'existence de tels objets n'a pas été enregistrée.
Semblables aux monopôles magnétiques, des défauts linéaires – des cordes cosmiques – peuvent également se former. Ces objets filiformes ont une densité de masse linéaire caractéristique de l'ordre de 10 22 g∙cm –1 et peuvent être fermés ou ouverts. En raison de l’attraction gravitationnelle, ils pourraient servir de germes à la condensation de la matière, entraînant la formation de galaxies.
Des masses importantes permettraient de détecter de telles cordes grâce à l'effet de lentilles gravitationnelles. Les cordes plieraient l’espace environnant de telle manière qu’une double image des objets derrière elles serait créée. La lumière provenant de galaxies très lointaines pourrait être déviée par cette corde selon les lois de la théorie générale de la gravité. Un observateur sur Terre verrait deux images miroir adjacentes de galaxies avec une composition spectrale identique. Cet effet de lentille gravitationnelle a déjà été découvert pour des quasars lointains, où une galaxie située entre le quasar et la Terre sert de lentille gravitationnelle.
La possibilité d'un état supraconducteur dans les cordes cosmiques est également discutée. Les particules chargées électriquement, telles que les électrons dans le vide symétrique d’une corde, n’auraient pas de masse car elles n’acquièrent leur masse que par une symétrie brisant le mécanisme de Higgs. Ainsi, des paires particule-antiparticule se déplaçant à la vitesse de la lumière peuvent être créées ici avec très peu de dépense énergétique. Le résultat est un courant supraconducteur. Les cordes supraconductrices pourraient être excitées en interagissant avec des particules chargées, et cette excitation serait supprimée par l’émission d’ondes radio.
Les défauts de dimensions supérieures sont également pris en compte, notamment les « parois de domaine » bidimensionnelles et, en particulier, les défauts ou « textures » tridimensionnels. Autres candidats exotiques
- La matière de l'ombre. En supposant que les cordes sont des objets étendus unidimensionnels, les théories des supercordes tentent de reproduire le succès des modèles supersymétriques en éliminant également les divergences de gravité et en pénétrant les régions énergétiques au-delà de la masse de Planck. D'un point de vue mathématique, les théories des supercordes sans anomalie ne peuvent être obtenues que pour les groupes de jauge SO(32) et E 8 *E 8". Ce dernier se divise en deux secteurs, dont l'un décrit la matière ordinaire, tandis que l'autre correspond à la matière de l'ombre (E 8"). Ces deux secteurs ne peuvent interagir entre eux que par gravitation.
- "Nuggets de quark" ont été proposés en 1984. Ce sont des objets macroscopiques stables de matière quark, constitués de quarks u, d et s. Les densités de ces objets se situent dans la région de densité nucléaire de 10 15 g/cm 3 et leurs masses peuvent varier de plusieurs GeV/c 2 jusqu'aux masses des étoiles à neutrons. Ils se forment lors d’une hypothétique transition de phase QCD, mais sont généralement considérés comme très improbables.
3.3. Théories modifiées (constante cosmologique, théorie MOND, constante gravitationnelle dépendant du temps)
Initialement, la constante cosmologique Λ a été introduite par Einstein dans les équations de champ de la relativité générale pour assurer, selon les vues de l'époque, la stationnarité de l'Univers. Cependant, après que Hubble ait découvert l'expansion de l'Univers à la fin des années 20 de notre siècle, cela s'est avéré inutile. Par conséquent, ils ont commencé à croire que Λ = 0. Cependant, dans le cadre des théories modernes des champs, cette constante cosmologique est interprétée comme la densité d'énergie du vide ρ v . L’équation suivante est valable :Le cas Λ = 0 correspond à l'hypothèse selon laquelle le vide ne contribue pas à la densité d'énergie. Cette image correspond aux idées de la physique classique. Dans la théorie quantique des champs, le vide contient divers champs quantiques qui sont dans l’état d’énergie la plus faible, qui n’est pas nécessairement nulle.
Prise en compte de la constante cosmologique non nulle, en utilisant les relations
on obtient une densité critique plus faible et une valeur du paramètre densité plus élevée que prévu selon les formules données ci-dessus. Les observations astronomiques basées sur le nombre de galaxies fournissent une limite supérieure pour la constante cosmologique moderne
Λ < 3·10 -56 см –2 .
Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить
верхнюю границу
où pour H 0,max la valeur de 100 km∙s –1 ∙Mpc –1 est utilisée. Bien qu’une constante cosmologique non nulle se soit avérée nécessaire pour interpréter la première phase de l’évolution, certains scientifiques ont conclu qu’un Λ non nul pourrait jouer un rôle dans les étapes ultérieures de l’univers.
Constante cosmologique
pourrait conduire à la valeur Ω(Λ = 0), bien qu'en fait Ω(Λ ≠ 0). Le paramètre Ω(Λ = 0) défini à partir de ρ 0 donnerait Ω = 1, comme l'exigent les modèles inflationnistes, à condition que la constante cosmologique soit
L'utilisation des valeurs numériques H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 et Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 conduit à
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Une densité d'énergie du vide correspondant à cette valeur pourrait résoudre la contradiction entre la valeur observée du paramètre densité et la valeur Ω = 1 requise par les théories modernes.
En plus d’introduire une constante cosmologique non nulle, il existe d’autres modèles qui suppriment au moins certains problèmes sans impliquer l’hypothèse de la matière noire.
Théorie MOND (dynamique newtonienne modifiée)
Cette théorie suppose que la loi de la gravité diffère de la forme newtonienne habituelle et est la suivante :
Dans ce cas, la force attractive sera plus importante et devra être compensée par un mouvement périodique plus rapide, ce qui peut expliquer le comportement plat des courbes de rotation.
Constante gravitationnelle dépendant du temps
La dépendance temporelle de la constante gravitationnelle G(t) pourrait être d’une grande importance pour le processus de formation des galaxies. Cependant, jusqu’à présent, les mesures de précision n’ont donné aucune indication sur la variation temporelle de G.Littérature
- G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Physique des particules sans accélérateur".
- C. Naranyan. "Astrophysique générale et cosmologie".
- Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.
Tout ce que nous voyons autour de nous (étoiles et galaxies) ne représente pas plus de 4 à 5 % de la masse totale de l'Univers !
Selon les théories cosmologiques modernes, notre Univers est constitué de seulement 5 % de matière ordinaire, dite baryonique, qui forme tous les objets observables ; 25 % de matière noire détectée grâce à la gravité ; et l'énergie noire, représentant jusqu'à 70 % du total.
Les termes énergie noire et matière noire ne sont pas entièrement réussis et représentent une traduction littérale, mais non sémantique, de l’anglais.
Au sens physique, ces termes impliquent seulement que ces substances n’interagissent pas avec les photons, et elles pourraient tout aussi bien être appelées matière et énergie invisibles ou transparentes.
De nombreux scientifiques modernes sont convaincus que les recherches visant à étudier l’énergie noire et la matière contribueront probablement à répondre à la question mondiale : qu’est-ce qui attend notre Univers dans le futur ?
Des amas de la taille d'une galaxie
La matière noire est une substance constituée très probablement de nouvelles particules, encore inconnues dans les conditions terrestres, et possédant des propriétés inhérentes à la matière ordinaire elle-même. Par exemple, il est également capable, comme les substances ordinaires, de se regrouper en amas et de participer à des interactions gravitationnelles. Mais la taille de ces soi-disant amas peut dépasser une galaxie entière ou même un amas de galaxies.
Approches et méthodes d'étude des particules de matière noire
À l'heure actuelle, les scientifiques du monde entier tentent par tous les moyens de découvrir ou d'obtenir artificiellement des particules de matière noire dans des conditions terrestres, en utilisant des équipements ultra-technologiques spécialement développés et de nombreuses méthodes de recherche différentes, mais jusqu'à présent, tous leurs efforts n'ont pas été couronnés. avec succès.
Une méthode consiste à mener des expériences sur des accélérateurs à haute énergie, communément appelés collisionneurs. Les scientifiques, estimant que les particules de matière noire sont 100 à 1 000 fois plus lourdes qu'un proton, supposent qu'elles devront être générées lors de la collision de particules ordinaires accélérées à des énergies élevées par un collisionneur. L’essence d’une autre méthode consiste à enregistrer les particules de matière noire trouvées tout autour de nous. La principale difficulté de l’enregistrement de ces particules est qu’elles présentent une très faible interaction avec les particules ordinaires, qui leur sont intrinsèquement transparentes. Et pourtant, les particules de matière noire entrent très rarement en collision avec les noyaux atomiques, et il y a un espoir d'enregistrer ce phénomène tôt ou tard.
Il existe d’autres approches et méthodes pour étudier les particules de matière noire, et seul le temps nous dira laquelle sera la première à réussir, mais dans tous les cas, la découverte de ces nouvelles particules constituera une réussite scientifique majeure.
Substance anti-gravité
L'énergie noire est une substance encore plus inhabituelle que la matière noire. Il n'a pas la capacité de se rassembler en touffes, ce qui lui permet d'être réparti uniformément dans tout l'Univers. Mais sa propriété la plus inhabituelle à l’heure actuelle est l’antigravité.
La nature de la matière noire et des trous noirs
Grâce aux méthodes astronomiques modernes, il est possible de déterminer le taux d'expansion de l'Univers à l'heure actuelle et de simuler le processus de son changement plus tôt dans le temps. En conséquence, des informations ont été obtenues selon lesquelles, à l'heure actuelle, ainsi que dans un passé récent, notre Univers est en expansion et le rythme de ce processus augmente constamment. C’est pourquoi l’hypothèse de l’antigravité de l’énergie noire est née, puisque l’attraction gravitationnelle ordinaire aurait un effet ralentisseur sur le processus de « récession galactique », limitant le taux d’expansion de l’Univers. Ce phénomène ne contredit pas la théorie générale de la relativité, mais l'énergie noire doit avoir une pression négative - une propriété qu'aucune substance connue actuellement ne possède.
Candidats pour le rôle de "Dark Energy"
La masse des galaxies de l’amas Abel 2744 représente moins de 5 % de sa masse totale. Ce gaz est si chaud qu’il ne brille que dans les rayons X (rouge sur cette image). La répartition de la matière noire invisible (qui représente environ 75 % de la masse de l'amas) est colorée en bleu.
L'un des candidats supposés au rôle de l'énergie noire est le vide, dont la densité énergétique reste inchangée lors de l'expansion de l'Univers et confirme ainsi la pression négative du vide. Un autre candidat putatif est la « quintessence » – un champ ultra-faible jusqu’alors inconnu qui est censé traverser l’Univers tout entier. Il existe également d’autres candidats possibles, mais aucun d’entre eux n’a jusqu’à présent contribué à obtenir une réponse exacte à la question : qu’est-ce que l’énergie noire ? Mais il est déjà clair que l’énergie noire est quelque chose de complètement surnaturel et reste le principal mystère de la physique fondamentale du 21e siècle.
MOSCOU, 12 décembre - RIA Novosti. La quantité de matière noire dans l'Univers a diminué d'environ 2 à 5 %, ce qui peut expliquer les écarts dans les valeurs de certains paramètres cosmologiques importants au cours du Big Bang et aujourd'hui, affirment les cosmologistes russes dans un article publié dans la revue Physical Review. D.
"Imaginons que la matière noire soit constituée de plusieurs composants, comme la matière ordinaire. Et un composant est constitué de particules instables, dont la durée de vie est assez longue : à l'ère de la formation d'hydrogène, des centaines de milliers d'années après le Big Bang, elles sont toujours présentes. l'Univers, mais aujourd'hui, ils ont déjà disparu, se désintégrant en neutrinos ou en hypothétiques particules relativistes. Alors la quantité de matière noire dans le passé et aujourd'hui sera différente », a déclaré Dmitri Gorbounov de l'Institut de physique et de technologie de Moscou, dont les propos sont cités. par le service de presse de l'université.
La matière noire est une substance hypothétique qui se manifeste exclusivement par une interaction gravitationnelle avec les galaxies, introduisant des distorsions dans leur mouvement. Les particules de matière noire n’interagissent avec aucun type de rayonnement électromagnétique et ne peuvent donc pas être détectées lors d’observations directes. La matière noire représente environ 26 % de la masse de l'univers, tandis que la matière « ordinaire » ne représente qu'environ 4,8 % de sa masse, le reste étant constitué d'énergie noire tout aussi mystérieuse.
Les observations de la répartition de la matière noire dans les coins les plus proches et les plus éloignés de l'univers, réalisées à l'aide de télescopes au sol et de la sonde Planck, ont récemment révélé une chose étrange : il s'est avéré que le taux d'expansion de l'Univers et certaines propriétés de « l’écho » du Big Bang dans un passé lointain et aujourd’hui sensiblement différent. Par exemple, aujourd’hui, les galaxies s’éloignent les unes des autres beaucoup plus rapidement que ne le suggèrent les résultats de l’analyse du rayonnement de fond cosmique des micro-ondes.
Gorbounov et ses collègues ont trouvé une raison possible à cela.
Il y a un an, l'un des auteurs de l'article, l'académicien Igor Tkachev de l'Institut de physique nucléaire de l'Académie des sciences de Russie à Moscou, a formulé une théorie de la matière noire en décomposition (DDM), dans laquelle, contrairement à la théorie générale théorie acceptée de la « matière noire froide » (MDP), dont une partie ou la totalité des particules sont instables. Ces particules, comme le suggèrent Tkachev et ses associés, devraient se désintégrer assez rarement, mais en quantités notables, afin de donner lieu à des écarts entre l'Univers jeune et moderne.
Dans leur nouveau travail, Tkachev, Gorbunov et leur collègue Anton Chudaykin ont tenté de calculer la quantité de matière noire qui avait dû se désintégrer, en utilisant les données collectées par Planck et d'autres observatoires qui ont étudié le rayonnement de fond cosmique des micro-ondes et les premières galaxies de l'Univers.
Comme l'ont montré leurs calculs, la désintégration de la matière noire pourrait en effet expliquer pourquoi les résultats des observations de cette substance par Planck ne correspondent pas aux observations des amas de galaxies les plus proches de nous.
Il est intéressant de noter que cela nécessite la désintégration d'une quantité relativement faible de matière noire - de 2,5 à 5 % de sa masse totale, dont la quantité est presque indépendante des propriétés fondamentales que devrait avoir l'Univers. Aujourd’hui, comme l’expliquent les scientifiques, toute cette matière s’est désintégrée et le reste de la matière noire, de nature stable, se comporte comme décrit par la théorie CDM. D’un autre côté, il est également possible qu’il continue à se dégrader.
« Cela signifie que dans l'Univers actuel, il y a 5 % de matière noire en moins qu'à l'époque de la formation des premières molécules d'hydrogène et d'hélium après la naissance de l'Univers. Nous ne pouvons pas maintenant dire à quelle vitesse cette partie instable s'est désintégrée. Il est possible que la matière noire continue à se désintégrer maintenant, même s'il s'agit d'un modèle différent, beaucoup plus complexe », conclut Tkachev.
