Kas atsitiko tamsioji medžiaga ir tamsioji energija Visata: erdvės struktūra su nuotraukomis, tūris procentais, įtaka objektams, tyrimai, Visatos plėtimasis.
Apie 80% erdvės sudaro medžiaga, kuri yra paslėpta nuo tiesioginio stebėjimo. Tai apie tamsioji medžiaga– medžiaga, kuri negamina energijos ar šviesos. Kaip mokslininkai suprato, kad tai dominuoja?
1950-aisiais mokslininkai pradėjo aktyviai tyrinėti kitas galaktikas. Analizės metu jie pastebėjo, kad Visata užpildyta daugiau medžiagos, nei gali pagauti „matoma akis“. Tamsiosios medžiagos šalininkai atsirasdavo kiekvieną dieną. Nors nebuvo tiesioginių jo egzistavimo įrodymų, teorijų daugėjo, kaip ir stebėjimo būdų.
Medžiaga, kurią matome, vadinama barionine medžiaga. Jį atstovauja protonai, neutronai ir elektronai. Manoma, kad tamsioji medžiaga gali sujungti barioninę ir nebarioninę medžiagą. Tam, kad Visata išliktų įprastu vientisumu, tamsiosios medžiagos turi būti 80 proc.
Nepagaunamą medžiagą gali būti neįtikėtinai sunku rasti, jei joje yra barioninės medžiagos. Tarp kandidatų yra rudųjų ir baltųjų nykštukų, taip pat neutroninių žvaigždžių. Supermasyvios juodosios skylės taip pat gali padidinti skirtumą. Tačiau jie turėjo turėti daugiau įtakos, nei matė mokslininkai. Yra manančių, kad tamsioji medžiaga turi būti sudaryta iš kažko neįprastesnio ir retesnio.
Hablo sudėtinis vaiduokliško tamsiosios medžiagos žiedo galaktikos spiečiuje vaizdas Cl 0024+17
Dauguma mokslo pasaulio mano, kad nežinomą medžiagą daugiausia sudaro ne barioninė medžiaga. Populiariausias kandidatas yra WIMPS (silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės), kurių masė yra 10–100 kartų didesnė nei protono. Tačiau jų sąveika su įprasta medžiaga yra per silpna, todėl ją sunkiau rasti.
Neutrinos – masyvios hipotetinės dalelės, kurių masė didesnė už neutrinus, tačiau pasižymi lėtumu, dabar yra labai kruopščiai tiriamos. Jų dar nerasta. Mažesnė neutrali aksioma ir nesugadinti fotonai taip pat yra galimi variantai.
Kita galimybė – žinios apie gravitaciją yra pasenusios ir jas reikia atnaujinti.
Nematoma tamsioji medžiaga ir tamsioji energija
Bet jei kažko nematome, kaip galime įrodyti, kad tai egzistuoja? Ir kodėl nusprendėme, kad tamsioji medžiaga ir tamsioji energija yra kažkas tikro?
Didelių objektų masė apskaičiuojama pagal jų erdvinį judėjimą. XX amžiaus šeštajame dešimtmetyje spiralines galaktikas tyrinėjantys mokslininkai manė, kad medžiaga, esanti arti centro, judės daug greičiau nei medžiaga toliau. Tačiau paaiškėjo, kad žvaigždės judėjo tuo pačiu greičiu, o tai reiškia, kad masė buvo daug didesnė, nei manyta anksčiau. Dujos, tirtos elipsės formose, parodė tuos pačius rezultatus. Ta pati išvada pasiūlė: jei vadovautumėmės tik matoma mase, galaktikų spiečiai jau seniai būtų subyrėję.
Albertas Einšteinas sugebėjo įrodyti, kad dideli universalūs objektai gali sulenkti ir iškreipti šviesos spindulius. Tai leido juos naudoti kaip natūralų didinamąjį lęšį. Tyrinėdami šį procesą, mokslininkai sugebėjo sukurti tamsiosios medžiagos žemėlapį.
Pasirodo, didžiąją mūsų pasaulio dalį atstovauja vis dar sunkiai suvokiama medžiaga. Pažiūrėję vaizdo įrašą sužinosite daugiau įdomių dalykų apie tamsiąją medžiagą.
Tamsioji materija
Fizikas Dmitrijus Kazakovas apie bendrą Visatos energijos balansą, paslėptos masės ir tamsiosios medžiagos dalelių teoriją:
Jei mes kalbame apie materiją, tamsioji medžiaga tikrai pirmauja procentais. Tačiau apskritai tai užima tik ketvirtadalį visko. Visatoje gausu tamsioji energija.
Nuo Didžiojo sprogimo kosmosas pradėjo plėtimosi procesą, kuris tęsiasi ir šiandien. Tyrėjai tikėjo, kad galiausiai pradinė energija baigsis ir ji sulėtės. Tačiau tolimos supernovos rodo, kad erdvė nesustoja, o įsibėgėja. Visa tai įmanoma tik tuo atveju, jei energijos kiekis yra toks didžiulis, kad įveikia gravitacinį poveikį.
Tamsioji medžiaga ir tamsioji energija: paaiškinta paslaptis
Žinome, kad Visata daugiausia yra tamsioji energija. Tai paslaptinga jėga, dėl kurios erdvė padidina Visatos plėtimosi greitį. Kitas paslaptingas komponentas – tamsioji medžiaga, kuri palaiko ryšį su objektais tik per gravitaciją.
Mokslininkai negali matyti tamsiosios medžiagos tiesioginio stebėjimo būdu, tačiau poveikį galima ištirti. Jie sugeba užfiksuoti šviesą, kurią išlenkia nematomų objektų gravitacinė jėga (gravitacinis lęšis). Jie taip pat pastebi akimirkas, kai žvaigždė aplink galaktiką sukasi daug greičiau nei turėtų.
Visa tai paaiškinama tuo, kad yra didžiulis kiekis nepagaunamos medžiagos, turinčios įtakos masei ir greičiui. Tiesą sakant, šią medžiagą gaubia paslaptis. Pasirodo, tyrėjai verčiau gali pasakyti ne tai, kas yra priešais, o tai, kas nėra „tai“.
Šiame koliaže rodomi šešių skirtingų galaktikų spiečių vaizdai, užfiksuoti NASA Hablo kosminiu teleskopu. Klasteriai buvo aptikti bandant ištirti tamsiosios materijos elgesį galaktikų spiečių susidūrimo metu
Tamsioji materija... tamsioji. Jis neskleidžia šviesos ir nėra matomas tiesiogiai. Todėl mes neįtraukiame žvaigždžių ir planetų.
Jis neveikia kaip įprastos materijos debesis (tokios dalelės vadinamos barionais). Jei barionai būtų tamsiojoje medžiagoje, jie būtų rodomi tiesioginiame stebėjime.
Taip pat neįtraukiame juodųjų skylių, nes jos veikia kaip gravitaciniai lęšiai, skleidžiantys šviesą. Mokslininkai nepastebi pakankamai lęšių įvykių, kad galėtų apskaičiuoti tamsiosios medžiagos kiekį, kurio turi būti.
Nors Visata yra didžiulė vieta, viskas prasidėjo nuo mažiausių struktūrų. Manoma, kad tamsioji medžiaga pradėjo kondensuotis, kad sukurtų „statybinius blokus“ su normalia medžiaga, taip susiformuodamos pirmosios galaktikos ir spiečiai.
Norėdami rasti tamsiąją medžiagą, mokslininkai naudoja įvairius metodus:
- Didysis hadronų greitintuvas.
- tokie instrumentai kaip WNAP ir Planck kosminė observatorija.
- tiesioginio vaizdo eksperimentai: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP ir ArDM.
- netiesioginis aptikimas: gama spindulių detektoriai (Fermi), neutrino teleskopai (IceCube), antimedžiagos detektoriai (PAMELA), rentgeno ir radijo jutikliai.
Tamsiosios medžiagos paieškos metodai
Fizikas Antonas Bauševas apie silpną dalelių sąveiką, radioaktyvumą ir naikinimo pėdsakų paiešką:
Gilinantis į tamsiosios materijos ir tamsiosios energijos paslaptį
Mokslininkai niekada negalėjo pamatyti tamsiosios medžiagos, nes ji nesiliečia su barionine medžiaga, o tai reiškia, kad ji lieka nepagaunama šviesos ir kitų tipų elektromagnetinės spinduliuotės. Tačiau mokslininkai yra įsitikinę jo buvimu, nes stebi poveikį galaktikoms ir klasteriams.
Standartinė fizika sako, kad žvaigždės, esančios spiralinės galaktikos pakraščiuose, turėtų sulėtėti. Bet pasirodo, kad atsiranda žvaigždės, kurių greitis nepaklūsta vietos nustatymo principui centro atžvilgiu. Tai galima paaiškinti tik tuo, kad žvaigždės jaučia nematomos tamsiosios medžiagos įtaką aureole aplink galaktiką.
Tamsiosios medžiagos buvimas taip pat gali iššifruoti kai kurias iliuzijas, pastebėtas visatos gelmėse. Pavyzdžiui, keistų žiedų ir šviesos lankų buvimas galaktikose. Tai reiškia, kad šviesa iš tolimų galaktikų praeina per iškraipymą ir yra sustiprinta nematomu tamsiosios medžiagos sluoksniu (gravitacinis lęšis).
Kol kas turime keletą idėjų apie tai, kas yra tamsioji medžiaga. Pagrindinė idėja – egzotiškos dalelės, kurios nesiliečia su įprasta medžiaga ir šviesa, bet turi galią gravitacine prasme. Dabar kelios grupės (kai kurios naudoja Didįjį hadronų greitintuvą) kuria tamsiosios medžiagos daleles, kurias būtų galima tirti laboratorijoje.
Kiti mano, kad įtaką galima paaiškinti esminiu gravitacinės teorijos modifikavimu. Tada gauname keletą gravitacijos formų, kurios gerokai skiriasi nuo įprasto paveikslo ir fizikos nustatytų dėsnių.
Besiplečianti visata ir tamsioji energija
Situacija su tamsiąja energija yra dar painesnė, o pats atradimas 1990-aisiais tapo nenuspėjamas. Fizikai visada manė, kad gravitacijos jėga sulėtėja ir vieną dieną gali sustabdyti visuotinio plėtimosi procesą. Dvi komandos ėmėsi išmatuoti greitį ir abi, savo nuostabai, aptiko pagreitį. Atrodo, tarsi mestumete obuolį į orą ir žinote, kad jis būtinai nukris, bet vis labiau tolsta nuo jūsų.
Tapo aišku, kad pagreitį įtakoja tam tikra jėga. Be to, atrodo, kad kuo platesnė Visata, tuo ši jėga įgyja daugiau „jėgos“. Mokslininkai nusprendė tai pavadinti tamsiąja energija.
Nauja teorija teigia, kad tamsiosios medžiagos nėra 2016 m. lapkričio 26 d
Ir tada paaiškėja, kad jo gali iš viso nebūti! Tai laikai!
Galime atsidurti ant mokslo revoliucijos slenksčio, kuris kardinaliai pakeis mūsų supratimą apie erdvę, laiką ir gravitaciją“, – sako fizikas Erikas Verlinde. Bendroji Einšteino reliatyvumo teorija negali būti taikoma mikroskopiniu mastu ir, matyt, negali paaiškinti tokių reiškinių kaip juodoji skylė ir Didysis sprogimas. Nematomos tamsiosios materijos ir tamsiosios energijos idėja negali paaiškinti stebėjimų, kurie prieštarauja Einšteino teorijai.
Olandų fizikas Erikas Verlinde'as siūlo visiškai naują teoriją, kuri gali paaiškinti judėjimą Visatoje be tamsiosios medžiagos įtakos.
Verlinde neigia gravitaciją kaip vieną pagrindinių jėgų ir mano, kad tai reiškinys, atsirandantis kaip kitų mažesnių judesių pasekmė. Jis tai vadina kylančia gravitacija.
2011 metais Nobelio fizikos premija buvo skirta trims astrofizikams: Sauliui Perlmutteriui, Adamui Riessui ir Brianui Schmidtui.
Mokslininkai atrado tai, kas laikoma vienu pirmųjų teorinės astrofizikos proveržių – būtent, kad Visata spartina plėtimąsi, o ne lėtėja, kaip manyta anksčiau.
Saulius Perlmutteris pradėjo šį darbą, kai 1988 m. pradėjo tyrinėti supernovų šviesą. Po šešerių metų estafetę perėmė Adamas Riessas ir Brianas Schmidtas, ir teigiama, kad abi komandos ginčijosi dėl atradimų.
Abi komandos tikėjosi, kad visatos plėtimasis lėtėja dėl gravitacijos tarp galaktikų – vienos iš Einšteino bendrosios reliatyvumo teorijos pasekmių. Tuo tarpu abi komandos priėjo prie tos pačios išvados: prielaida buvo klaidinga, Visata plečiasi vis greičiau.
Remiantis 1915 m. Einšteino teorija, buvo daroma prielaida, kad vienintelė ilgalaikė gamtos jėga, galinti paveikti Visatos plėtimąsi, yra gravitacija. Taip pat buvo manoma, kad galaktikos pritrauks viena kitą ir todėl sulėtins Visatos plėtimosi greitį po Didžiojo sprogimo.
Kol kas tiksliai nežinome, kokia klaida. Mes visiškai neįsivaizduojame, kas yra ši atstumianti jėga, ir tiesiog vadiname ją tamsiąja energija. Mokslininkai teigia, kad 96% Visatos sudaro tamsioji medžiaga ir tamsioji energija.
Terminas „tamsioji medžiaga“ taip pat vartojamas paaiškinti, kodėl žvaigždės lieka besisukančioje galaktikoje, o ne išskrenda į visatą.
Bet: ne tik paprastas žmogus mano, kad mintis apie kažkokią nematomą jėgą Visatoje nėra visiškai teisinga.
Garsus olandų fizikas Erikas Verlinde'as paskelbė mokslinį straipsnį, kuriame teigia, kad gali paaiškinti judėjimą be tamsiosios medžiagos įtakos, rašo svetainė phys.org.
Verlinde paaiškinimo esmė yra prieštaringa entropinės gravitacijos idėja. 2010 metais jis nustebino mokslo bendruomenę šia teorija, kuri paneigė žmonių mąstymą pastaruosius 300 metų.
Pagal Verlinde teoriją, gravitacija nėra viena iš keturių pagrindinių jėgų, tai kažkas, kas atsiranda. Verlinde teigia, kad gravitacija yra atsirandantis reiškinys.
Kaip šiluma susidaro judant mikroskopinėms dalelėms, taip pat susidaro gravitacija – keičiantis dangaus kūnų, surinktų pačioje erdvės-laiko struktūroje, padėtis.
„Turime įrodymų, kad toks požiūris į gravitaciją iš tikrųjų atitinka tai, ką mes stebime. Dideliu mastu gravitacija elgiasi visiškai kitaip, nei prognozuoja Einšteino teorija“, – teigia jis svetainėje Phys.org.
Ant mokslo revoliucijos slenksčio
Mokslas jau seniai žinojo, kad Einšteino bendrojoje reliatyvumo teorijoje ir kvantinės mechanikos teorijose yra kažkas nesuprantamo.
Pirmasis paaiškina dalykus dideliu mastu, kaip Visatos objektai veikia vienas kitą. Kvantinė mechanika naudojama dalykams paaiškinti mikroskopiniu lygmeniu. Tačiau abiejų teorijų negalima naudoti vienu metu, o tai iš tikrųjų yra didžioji šiuolaikinės fizikos paslaptis.
Abi teorijos negali būti teisingos vienu metu. Problemos prasideda pačiose intensyviausiose situacijose, tokiose kaip juodosios skylės artumas ir Didysis sprogimas.
Verlinde mano, kad artėjame prie paslapties sprendimo, dėl kurio vadovėliuose teks daug ką perrašyti.
„Daugelis teorinių fizikų, tokių kaip aš, stengiasi peržiūrėti teoriją, ir jau padaryta didelė pažanga. Galime atsidurti ant mokslo revoliucijos slenksčio, kuris radikaliai pakeis mūsų supratimą apie erdvę, laiką ir gravitaciją“, – Phys.org sako Verlinde.
Apskritai yra nuomonė, kad " Nebėra ko nusiplėšti nuo senos teorijos... kaulai nugraužti... ir vaikai, ir žmona? Mums skubiai reikia naujos teorijos ir už ją dotacijų, apdovanojimų, pagyrimų..."
šaltinių
Įvadas
Egzistuoja svarūs argumentai, kad didžioji Visatoje esančios materijos dalis nei skleidžia, nei sugeria, todėl yra nematoma. Tokios nematomos medžiagos buvimą galima atpažinti iš gravitacinės sąveikos su spinduliuojančia medžiaga. Galaktikų spiečių ir galaktikų sukimosi kreivių tyrimai įrodo šios vadinamosios tamsiosios materijos egzistavimą. Taigi pagal apibrėžimą tamsioji medžiaga yra medžiaga, kuri nesąveikauja su elektromagnetine spinduliuote, tai yra, jos neišskiria ir nesugeria.
Pirmasis nematomos medžiagos aptikimas datuojamas praėjusiame amžiuje. 1844 metais Friedrichas Beselis laiške Karlui Gausui rašė, kad nepaaiškinamas Sirijaus judėjimo nelygumas gali būti jo gravitacinės sąveikos su kokiu nors gretimu kūnu rezultatas, o pastarasis šiuo atveju turėtų turėti gana didelę masę. Beselio laikais toks tamsus Sirijaus palydovas buvo nematomas, jis buvo optiškai atrastas tik 1862 m. Paaiškėjo, kad tai baltasis nykštukas, vadinamas Sirijus-B, o pats Sirijus buvo vadinamas Sirijus-A.
Materijos tankis Visatoje ρ gali būti įvertintas stebint atskirų galaktikų judėjimą. Paprastai ρ nurodomas vadinamojo kritinio tankio ρ c vienetais:
Šioje formulėje G yra gravitacinė konstanta, H yra Hablo konstanta, kuri žinoma mažai tiksliai (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:
V = HR – Hablo formulė Visatos plėtimosi greičiui,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .
Esant ρ > ρ с Visata yra uždara, t.y. Gravitacinė sąveika yra pakankamai stipri, kad Visatos plėtimasis užleistų vietą suspaudimui.
Taigi kritinis tankis apskaičiuojamas taip:
ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .
Kosmologinis tankis Ω = ρ/ρ с, nustatytas pagal galaktikų spiečių ir superspiečių dinamiką, lygus 0,1< Ω < 0.3.
Stebint didelio masto Visatos regionų pašalinimo pobūdį naudojant infraraudonųjų spindulių astronominį palydovą IRAS, buvo nustatyta, kad 0,25< Ω < 2.
Kita vertus, įvertinus bariono tankį Ω b pagal galaktikų šviesumą, gaunama žymiai mažesnė reikšmė: Ω b< 0.02.
Šis neatitikimas paprastai laikomas nematomos materijos buvimo požymiu.
Pastaruoju metu daug dėmesio skiriama tamsiosios medžiagos paieškos problemai. Jei atsižvelgsime į visas barioninės medžiagos formas, tokias kaip tarpplanetinės dulkės, rudos ir baltosios nykštukai, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės, paaiškėtų, kad visiems stebimiems reiškiniams paaiškinti reikia nemažos dalies nebarioninės medžiagos. Šis teiginys galioja net ir atsižvelgus į šiuolaikinius duomenis apie vadinamuosius MACHO objektus ( M.A. ssive C kompaktiškas H alo O objektai yra masyvūs kompaktiški galaktikos objektai), atrasti naudojant gravitacinio lęšio efektą.
. Tamsiosios medžiagos įrodymai
2.1. Galaktikos sukimosi kreivės
Spiralinių galaktikų atveju atskirų žvaigždžių sukimosi aplink galaktikos centrą greitis nustatomas pagal orbitų pastovumo sąlygą. Išcentrinių ir gravitacinių jėgų prilyginimas:
sukimosi greičiui turime:
čia M r yra visa materijos masė r spindulio sferoje. Esant idealiai sferinei arba cilindrinei simetrijai, masės, esančios už šios sferos, įtaka yra abipusiai kompensuojama. Pirmuoju aproksimavimu centrinė galaktikos sritis gali būti laikoma sferine, t.y.
kur ρ yra vidutinis tankis.
Vidinėje galaktikos dalyje tikimasi linijinio sukimosi greičio padidėjimo didėjant atstumui nuo centro. Išorinėje galaktikos srityje masė M r yra beveik pastovi, o greičio priklausomybė nuo atstumo atitinka atvejį, kai taškinė masė yra galaktikos centre:
Sukimosi greitis v(r) nustatomas, pavyzdžiui, išmatuojant Doplerio poslinkį He-II sričių aplink O žvaigždes emisijos spektre. Eksperimentiškai išmatuotų spiralinių galaktikų sukimosi kreivių elgesys neatitinka v(r) mažėjimo didėjant spinduliui. Tarpžvaigždinės materijos skleidžiamos 21 cm linijos (hipersmulkios struktūros perėjimas vandenilio atome) tyrimas davė panašų rezultatą. V(r) pastovumas esant didelėms spindulio reikšmėms reiškia, kad masė M r taip pat didėja didėjant spinduliui: M r ~ r. Tai rodo nematomos medžiagos buvimą. Žvaigždės juda greičiau, nei būtų galima tikėtis pagal matomą medžiagos kiekį.
Remiantis šiuo stebėjimu, buvo teigiama, kad galaktiką supantis sferinis tamsiosios medžiagos halas, atsakingas už nemažėjantį sukimosi kreivių elgesį. Be to, sferinė aureolė galėtų prisidėti prie galaktikų disko formos stabilumo ir patvirtinti galaktikų susidarymo iš sferinės protogalaktikos hipotezę. Paukščių tako modelio skaičiavimai, kurie sugebėjo atkurti sukimosi kreives, atsižvelgiant į halo buvimą, rodo, kad nemaža masės dalis turi būti šiame aureole. Sferinių aureolių egzistavimą patvirtina ir rutuliniai spiečiai – sferiniai žvaigždžių spiečiai, kurie yra seniausi galaktikos objektai ir yra pasiskirstę sferiškai.
Tačiau naujausi galaktikų skaidrumo tyrimai sukėlė abejonių dėl šio paveikslo. Įvertinus spiralinių galaktikų neaiškumo laipsnį kaip pasvirimo kampo funkciją, galima daryti išvadą apie tokių objektų skaidrumą. Jei galaktika būtų visiškai skaidri, tada jos bendras šviesumas nepriklausytų nuo kampo, kuriuo ši galaktika stebima, nes visos žvaigždės būtų matomos vienodai gerai (nekreipiant dėmesio į žvaigždžių dydį). Kita vertus, pastovus paviršiaus ryškumas reiškia, kad galaktika nėra skaidri. Tokiu atveju stebėtojas visada mato tik išorines žvaigždes, t.y. visada tas pats skaičius vienam paviršiaus vienetui, nepriklausomai nuo žiūrėjimo kampo. Eksperimentiškai buvo nustatyta, kad paviršiaus šviesumas vidutiniškai išlieka pastovus, o tai gali rodyti beveik visišką spiralinių galaktikų neskaidrumą. Šiuo atveju optinių metodų naudojimas nustatant Visatos masės tankį nėra visiškai tikslus. Išsamesnė matavimo rezultatų analizė leido daryti išvadą, kad molekuliniai debesys yra sugerianti medžiaga (jų skersmuo yra apie 50 ps, o temperatūra apie 20 K). Pagal Wieno poslinkio dėsnį tokie debesys turėtų sklisti submilimetro srityje. Šis rezultatas galėtų paaiškinti sukimosi kreivių elgseną be papildomos egzotiškos tamsiosios medžiagos prielaidos.
Tamsiosios medžiagos egzistavimo įrodymų buvo rasta ir elipsinėse galaktikose. Dujiniai halai, kurių temperatūra yra apie 10 7 K, buvo užregistruoti pagal jų rentgeno spindulių sugertį. Šių dujų molekulių greičiai yra didesni už plėtimosi greitį:
v r = (2GM/r) 1/2,
darant prielaidą, kad jų masė atitinka jų šviesumą. Elipsinių galaktikų masės ir šviesumo santykis yra maždaug dviem dydžiais didesnis nei Saulės, o tai yra tipiškas vidutinės žvaigždės pavyzdys. Tokia didelė vertė paprastai siejama su tamsiosios medžiagos egzistavimu.
2.2. Galaktikų spiečių dinamika
Galaktikų spiečių dinamika įrodo tamsiosios materijos egzistavimą. Kai sistemos, kurios potenciali energija yra vienalytė koordinačių funkcija, judėjimas vyksta ribotame erdviniame regione, tada kinetinės ir potencialios energijos vidutinės laiko vertės yra susietos viena su kita virialine teorema. Jis gali būti naudojamas medžiagos tankiui įvertinti daugybės galaktikų spiečių.
Jei potencinė energija U yra vienalytė spindulio vektorių funkcija r i laipsnio k, tada U ir kinetinė energija T yra susiję kaip 2T = kU. Kadangi T + U = E = E, iš to išplaukia
U = 2E/(k + 2), T = kE/(k + 2),
kur E yra visa energija. Gravitacinei sąveikai (U ~ 1/r) k = -1, taigi 2T = -U. Vidutinė N galaktikų spiečiaus kinetinė energija apskaičiuojama taip:
T=N
Šios N galaktikų gali sąveikauti viena su kita poromis. Todėl yra N(N–1)/2 nepriklausomos galaktikų poros, kurių bendra vidutinė potencinė energija turi formą
U = GN(N − 1)m 2 /2r.
Kai Nm = M ir (N − 1) ≈ N dinaminei masei, pasirodo, M ≈ 2
Vidutinio atstumo matavimai
Šis argumentas taip pat turi savo trūkumų. Virialo lygtis galioja tik apskaičiuojant vidurkį per ilgą laikotarpį, kai uždaros sistemos yra pusiausvyros būsenoje. Tačiau galaktikų spiečių matavimai yra kažkas panašaus į momentines nuotraukas. Be to, galaktikų spiečiai nėra uždaros sistemos, jos yra sujungtos viena su kita. Galiausiai neaišku, ar jie pasiekė pusiausvyros būseną, ar ne.
2.3. Kosmologiniai įrodymai
Kritinio tankio ρ c apibrėžimas buvo pateiktas aukščiau. Formaliai jį galima gauti remiantis Niutono dinamika, apskaičiuojant kritinį sferinės galaktikos plėtimosi greitį:
ρ c ryšys išplaukia iš E išraiškos, jei darome prielaidą, kad H = r"/r = v/r.
Visatos dinamikos aprašymas remiasi Einšteino lauko lygtimis (Bendroji reliatyvumo teorija – GTR). Jie yra šiek tiek supaprastinti, darant prielaidą apie erdvės homogeniškumą ir izotropiją. Robertsono-Walkerio metrikoje begalinis tiesinis elementas apskaičiuojamas taip:
čia r, θ, φ yra taško sferinės koordinatės. Šios metrikos laisvės laipsniai įtraukti į parametrą k ir mastelio koeficientą R. K reikšmė ima tik atskiras reikšmes (jei neatsižvelgiama į fraktalinę geometriją) ir nepriklauso nuo laiko. Reikšmė k yra Visatos modelio charakteristika (k = -1 - hiperbolinė metrika (atvira Visata), k = 0 - euklidinė metrika (plokščia Visata), k = +1 - sferinė metrika (uždara Visata)).
Visatos dinamiką visiškai nusako mastelio funkcija R(t) (atstumas tarp dviejų gretimų erdvės taškų, kurių koordinatės r, θ, φ kinta laikui bėgant kaip R(t)). Sferinės metrikos atveju R(t) reiškia Visatos spindulį. Ši skalės funkcija atitinka Einšteino-Friedmanno-Lemaitro lygtis:
kur p(t) yra bendras slėgis, o Λ yra kosmologinė konstanta, kuri šiuolaikinių kvantinio lauko teorijų rėmuose interpretuojama kaip vakuumo energijos tankis. Darykime prielaidą, kad Λ = 0, kaip dažnai daroma aiškinant eksperimentinius faktus neįvedant tamsiosios medžiagos. Koeficientas R 0 "/R 0 nustato Hablo konstantą H 0, kur indeksas "0" žymi šiuolaikines atitinkamų dydžių vertes. Iš aukščiau pateiktų formulių matyti, kad kreivumo parametrui k = 0, šiuolaikinis kritinis Visatos tankis pateikiamas išraiška, kurios reikšmė reiškia ribą tarp atviros ir uždaros Visatos (ši reikšmė atskiria scenarijų, pagal kurį Visata amžinai plečiasi, nuo scenarijaus, pagal kurį Visata tikisi žlugimo pasibaigus laikinajam plėtimuisi fazė):
Dažnai naudojamas tankio parametras
čia q 0 yra stabdymo parametras: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Taigi galimi trys atvejai:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – plokščia Visata,
Ω 0 > 1 – uždara Visata.
Tankio parametro matavimai davė įvertį: Ω 0 ≈ 0,2, kuriuo remiantis būtų galima tikėtis atviros Visatos prigimties. Tačiau nemažai teorinių sąvokų yra sunkiai suderinamos su Visatos atvirumu, pavyzdžiui, vadinamoji „plokštumo“ problema ir galaktikų genezė.
Plokštumo problema
Kaip matote, Visatos tankis yra labai artimas kritiniam. Iš Einšteino-Friedmanno-Lemaitro lygčių matyti (esant Λ = 0), kad
Kadangi tankis ρ(t) yra proporcingas 1/R(t) 3, tai naudojant Ω 0 išraišką (k nėra lygus 0), gauname:
Taigi reikšmė Ω ≈ 1 yra labai nestabili. Bet koks nukrypimas nuo idealiai plokščio korpuso labai padidėja Visatai plečiantis. Tai reiškia, kad pradinės branduolių sintezės metu Visata turėjo būti žymiai plokštesnė nei dabar.
Vienas iš galimų šios problemos sprendimo būdų yra infliacijos modeliai. Daroma prielaida, kad ankstyvosios Visatos plėtimasis (intervale tarp 10 -34 s ir 10 -31 s po Didžiojo sprogimo) įvyko eksponentiškai infliacijos fazėje. Šiuose modeliuose tankio parametras dažniausiai nepriklauso nuo laiko (Ω = 1). Tačiau yra teorinių požymių, kad tankio parametro reikšmė yra 0,01 diapazone< Ω 0 < 2 также согласуется с
моделью инфляции.
Galaktikų genezė
Galaktikų genezei būtini tankio nehomogeniškumas. Galaktikos turėjo atsirasti tokiuose erdviniuose regionuose, kur tankis buvo didesnis nei aplink juos, todėl dėl gravitacinės sąveikos šie regionai sugebėjo susikaupti greičiau nei jų retėjimas įvyko dėl bendro plėtimosi.Tačiau toks medžiagos kaupimas galėtų prasidėti tik iš branduolių ir elektronų susiformavus atomams, t.y. maždaug 150 000 metų po Didžiojo sprogimo, esant maždaug 3000 K temperatūrai (nes ankstyvosiose stadijose medžiaga ir radiacija buvo dinaminės pusiausvyros būsenoje: bet koks susidaręs medžiagos gumulas buvo nedelsiant sunaikintas veikiant radiacijai ir tuo pačiu metu radiacija galėjo neištrūkti už materijos ribų ). Pastebimi įprastos medžiagos tankio svyravimai tuo metu buvo atmesti iki labai žemo lygio dėl foninės spinduliuotės izotropijos. Pasibaigus neutralių atomų susidarymo stadijai, spinduliuotė nustoja būti šiluminės pusiausvyros su medžiaga būsenoje, todėl vėlesni medžiagos tankio svyravimai nebeatspindi spinduliuotės prigimtyje.
Bet jei paskaičiuotume kaip tik tada prasidėjusio materijos suspaudimo proceso raidą laikui bėgant, paaiškėtų, kad nuo to laiko prabėgusio laiko neužtenka tokioms didelėms struktūroms kaip galaktikos ar jų spiečiai susiformuoti. Matyt, būtina reikalauti, kad egzistuotų masyvios dalelės, išleistos iš šiluminės pusiausvyros būsenos ankstesniame etape, kad šios dalelės turėtų galimybę pasireikšti kaip tam tikros sėklos įprastos medžiagos kondensacijai aplink jas. Tokie kandidatai galėtų būti vadinamosios WIMP dalelės. Šiuo atveju būtina atsižvelgti į reikalavimą, kad foninė kosminė spinduliuotė būtų izotropinė. Nedidelė anizotropija (10–4) kosminėje mikrobangų foninėje spinduliuotėje (temperatūra apie 2,7 K) buvo atrasta tik neseniai naudojant COBE palydovą.
III. Tamsiosios medžiagos kandidatai
3.1. Barioninė tamsioji medžiaga
Akivaizdžiausias kandidatas į tamsiąją medžiagą būtų įprasta barioninė medžiaga, kuri neišskiria ir turi atitinkamą gausą. Viena iš galimybių gali būti įgyvendinta tarpžvaigždinėmis arba tarpgalaktinėmis dujomis. Tačiau šiuo atveju turėtų atsirasti būdingos emisijos arba sugerties linijos, kurios neaptinkamos.Kitas kandidatas galėtų būti rudosios nykštukės – kosminiai kūnai, kurių masė gerokai mažesnė už Saulės masę (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.
Labai kompaktiški objektai, esantys paskutinėse žvaigždžių vystymosi stadijose (baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės), taip pat gali būti tamsiosios materijos dalis. Kadangi beveik kiekviena žvaigždė per savo gyvenimą pasiekia vieną iš šių trijų galutinių etapų, didelė dalis ankstesnių ir sunkesnių žvaigždžių masės turi būti nespinduliuojančios baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių ar juodųjų skylių pavidalu. Dalis šios medžiagos supernovos sprogimo ar kitais būdais grįžta į tarpžvaigždinę erdvę ir dalyvauja formuojant naujas žvaigždes. Šiuo atveju į žvaigždes, kurių masė M, nereikia atsižvelgti< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Viršutinę galimo barioninės medžiagos tankio Visatoje ribas galima gauti iš duomenų apie pradinę branduolių sintezę, kuri prasidėjo maždaug 3 minutes po Didžiojo sprogimo. Ypač svarbūs dabartinio deuterio kiekio matavimai –
(D/H) 0 ≈ 10 -5, nes pradinės branduolių sintezės metu daugiausia susidarė deuteris. Nors deuteris vėliau atsirado ir kaip tarpinis branduolių sintezės reakcijų produktas, bendras deuterio kiekis dėl to reikšmingai nepadidėjo. Ankstyvosios branduolių sintezės stadijoje vykstančių procesų analizė suteikia viršutinę ribą − 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.
Kita vertus, dabar visiškai aišku, kad barioninė medžiaga pati negali patenkinti reikalavimo Ω = 1, kuris išplaukia iš infliacijos modelių. Be to, lieka neišspręsta galaktikų formavimosi problema. Visa tai lemia nebarioninės tamsiosios medžiagos egzistavimo poreikį, ypač tuo atveju, kai būtina sąlyga Ω = 1 esant nulinei kosmologinei konstantai.
3.2. Nebarioninė tamsioji medžiaga
Teoriniai modeliai pateikia didelį galimų kandidatų į nebarioninės tamsiosios medžiagos vaidmenį pasirinkimą, įskaitant: lengvuosius ir sunkiuosius neutrinus, supersimetriškas SUSY modelių daleles, aksionus, kosmionus, magnetinius monopolius, Higgso daleles – jie apibendrinti lentelėje. Lentelėje taip pat pateikiamos teorijos, paaiškinančios eksperimentinius duomenis neįvedant tamsiosios materijos (nuo laiko priklausomos gravitacinės konstantos ne Niutono gravitacijoje ir kosmologinės konstantos). Pavadinimai: DM – tamsioji medžiaga, GUT – Didžioji vieningoji teorija, SUSY – supersimetrinės teorijos, SUGRA – supergravitacija, QCD – kvantinė chromodinamika, QED – kvantinė elektrodinamika, GTR – bendroji reliatyvumo teorija. Sąvoka WIMP (silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės) naudojama žymėti daleles, kurių masė didesnė nei keli GeV/c 2 ir kurios dalyvauja tik silpnoje sąveikoje. Atsižvelgiant į naujus kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės iš COBE palydovo ir raudonojo poslinkio nuo IRAS palydovo matavimus, neseniai buvo iš naujo išnagrinėtas galaktikų pasiskirstymas dideliais atstumais ir didelio masto struktūrų formavimasis mūsų galaktikoje. Remiantis įvairių struktūrų formavimosi modelių analize, buvo padaryta išvada, kad galimas tik vienas patenkinamas Visatos modelis, kai Ω = 1, kuriame tamsioji medžiaga yra mišrios prigimties: 70% egzistuoja šaltos tamsiosios medžiagos pavidalu ir 30% karštos tamsiosios medžiagos pavidalu, o pastarąją sudaro du bemasiai neutrinai ir vienas neutrinas, kurio masė 7,2 ± 2 eV. Tai reiškia anksčiau atmesto mišrios tamsiosios medžiagos modelio atgimimą.Šviesūs neutrinai
Skirtingai nuo visų kitų tamsiosios medžiagos kandidatų, neutrinai turi ryškų pranašumą, nes žinoma, kad jie egzistuoja. Jų paplitimas Visatoje yra maždaug žinomas. Kad neutrinai būtų kandidatai į tamsiąją medžiagą, jie tikrai turi turėti masę. Kad būtų pasiektas kritinis Visatos tankis, neutrinų masės turi būti kelių GeV/c 2 srityje arba 10–100 eV/c 2 srityje.Sunkieji neutrinai taip pat galimi kaip tokie kandidatai, nes kosmologiškai reikšmingas produktas m ν exp (-m ν /kT f) tampa mažas net esant didelėms masėms. Čia Tf yra temperatūra, kuriai esant sunkieji neutrinai nustoja būti šiluminės pusiausvyros būsenoje. Šis Boltzmanno koeficientas parodo neutrinų, kurių masė m ν, gausą, palyginti su bemasių neutrinų gausa.
Kiekvieno neutrinų tipo Visatoje neutrinų tankis yra susijęs su fotonų tankiu santykiu n ν = (3/11)n γ. Griežtai kalbant, ši išraiška galioja tik lengviesiems Majoranos neutrinams (Dirac neutrinams tam tikromis aplinkybėmis būtina įvesti kitą statistinį koeficientą, lygų dviem). Fotonų tankis gali būti nustatytas pagal foninę kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę 3 K ir pasiekia n γ ≈ 400 cm -3 .
| Dalelė | Svoris | teorija | Pasireiškimas |
|---|---|---|---|
| G(R) | - | Neniutono gravitacija | Skaidrus DM mastu |
| Λ (erdvės konstanta) | - | GTO | Ω = 1 be DM |
| Aksionas, mairūnas, aukso akmuo. bozonas | 10 -5 eV | QCD; sim pažeidimas. | Pechei-Quina |
| Šaltas DM | Paprastas neutrinas | 10-100 eV | GUT |
| Karštas DM | Paprastas neutrinas | Lengvas higgsino, fototino, gravitino, aksino, sneutrino | |
| SUSY/DM | Parafotonas | 20-400 eV | Modifikatorius QED |
| Karštas, šiltas DM | Dešiniai neutrinai | 500 eV | Supersilpna sąveika |
| Šiltas DM | Dešiniai neutrinai | Gravitino ir kt. | Supersilpna sąveika |
| SUSY/SUGRA | Foto, gravitino, aksionas, veidrodžiai. dalelės, Simpsono neutrinas | Gravitino ir kt. | keV |
| Šiltas/šaltas DM | Fotonas, sneutrinas, higgsino, gluino, sunkusis neutrinas | Gravitino ir kt. | Pechei-Quina |
| MeV | Fotonas, sneutrinas, higgsino, gluino, sunkusis neutrinas | Gravitino ir kt. | Šešėlių materija Karšta/šalta |
| (kaip barionai) DM | Preon | 20-200 TeV | Pechei-Quina |
| Sudėtiniai modeliai | Monopolija | 10-100 eV | Pechei-Quina |
| 10 16 GeV | Pyrgon, maksimonas, ašigalis Perry, niutoritas, Schwarzschild | 10 19 GeV | Pechei-Quina |
| Aukštesnių dimensijų teorijos | Pyrgon, maksimonas, ašigalis Perry, niutoritas, Schwarzschild | Gravitino ir kt. | Pechei-Quina |
| Superstygos | Kvarko "grynuoliai" | 10 15 g | Pechei-Quina |
| QCD, GUT | Erdvė stygos, domenų sienos | 10-100 eV | (10 8 -10 10)M saulė |
| Galaktikų susidarymas gali nelabai prisidėti | Cosmion | 4-11 GeV | Neutrinų problema |
| Neutrinų srauto susidarymas Saulėje | Juodosios skylės | GTO | Pechei-Quina |
10 15 -10 30 g
Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Pasirodo, kad neutrino masės tankis yra artimas kritiniam, jei sąlyga įvykdoma
Kadangi neutrinų tankis yra tokio paties dydžio kaip ir fotonų tankis, neutrinų yra apie 10 9 kartus daugiau nei barionų, todėl net ir nedidelė neutrino masė galėtų nulemti Visatos dinamiką. Norint pasiekti Ω = ρ ν /ρ с = 1, reikia neutrinų masės m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, kur N ν yra lengvųjų neutrinų tipų skaičius. Trijų žinomų tipų neutrinų masių eksperimentinės viršutinės ribos yra: 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
Visatoje, kurioje dominuoja neutrinai, reikiamą suspaudimo laipsnį būtų galima nustatyti gana vėlyvoje stadijoje, pirmosios struktūros atitiktų galaktikų superspiečius. Taigi galaktikų spiečiai ir galaktikos gali išsivystyti dėl šių pirminių struktūrų suskaidymo (modelis iš viršaus į apačią). Tačiau šis metodas susiduria su problemomis svarstant labai mažų struktūrų, tokių kaip nykštukinės galaktikos, formavimąsi. Norint paaiškinti gana masyvių suspaudimų susidarymą, reikia atsižvelgti ir į Pauli principą fermionams.
Sunkieji neutrinai
Remiantis LEP ir SLAC duomenimis, susijusiais su tiksliais Z 0 bozono skilimo pločio matavimais, yra tik trys lengvųjų neutrinų tipai, o sunkiųjų neutrinų, kurių masės vertės neviršija 45 GeV/c 2, egzistavimas neįtraukiamas.Kai tokios didelės masės neutrinai paliko šiluminės pusiausvyros būseną, jų greitis jau buvo nereliatyvus, todėl jie vadinami šaltomis tamsiosios medžiagos dalelėmis. Sunkiųjų neutrinų buvimas gali sukelti ankstyvą gravitacinį medžiagos suspaudimą. Tokiu atveju pirmiausia susidarytų mažesnės struktūros. Galaktikų spiečiai ir superspiečiai būtų susiformavę vėliau, susikaupus atskiroms galaktikų grupėms (modelis iš apačios į viršų).
Axions
Aksionai yra hipotetinės dalelės, kylančios dėl CP pažeidimo stiprioje sąveikoje (θ problema). Tokios pseudoskalarinės dalelės egzistavimas atsirado dėl Pechey-Quin chiralinės simetrijos pažeidimo. Ašies masė pateikiama pagal
Sąveika su fermionais ir matuokliais bozonais apibūdinama atitinkamai šiomis sujungimo konstantomis:
Aksionų skilimo konstanta f a nustatomas pagal Higso lauko vakuuminį vidurkį. Nes f a yra laisva konstanta, kuri gali turėti bet kokią reikšmę tarp elektrosilpnos ir Plancko skalių, tada galimos ašies masių vertės skiriasi 18 dydžių kategorijų. Skiriamos DFSZ ašys, kurios tiesiogiai sąveikauja su elektronais, ir vadinamosios hadroninės ašys, kurios sąveikauja su elektronais tik pagal pirmą perturbacijos teorijos eilę. Paprastai manoma, kad aksionai sudaro šaltą tamsiąją medžiagą. Kad jų tankis neviršytų kritinės reikšmės, būtina turėti f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f≈ 250 GeV jau buvo atmestas eksperimentiškai, todėl didesni sujungimo parametrai taip pat yra žymiai apriboti įvairių duomenų, pirmiausia astrofizinių.
Supersimetriškos dalelės
Daugumoje supersimetrinių teorijų yra viena stabili dalelė, kuri yra nauja tamsiosios medžiagos kandidatė. Stabilios supersimetrinės dalelės egzistavimas išplaukia iš daugialypio kvantinio skaičiaus, vadinamojo R pariteto, išsaugojimo, kuris įprastoms dalelėms įgauna +1, o jų superpartnerių - –1. Tai ten R pariteto išsaugojimo įstatymas. Pagal šį išsaugojimo dėsnį SUSY dalelės gali susidaryti tik poromis. SUSY dalelės gali suskaidyti tik į nelyginį SUSY dalelių skaičių. Todėl lengviausia supersimetriška dalelė turi būti stabili.Galima pažeisti R pariteto išsaugojimo dėsnį. Kvantinis skaičius R yra susijęs su bariono skaičiumi B ir leptono skaičiumi L ryšiu R = (–1) 3B+L+2S, kur S yra dalelės sukinys. Kitaip tariant, B ir (arba) L pažeidimas gali sukelti R pariteto gedimą. Tačiau yra labai griežtos R pariteto pažeidimo galimybės.
Daroma prielaida, kad lengviausia supersimetrinė dalelė (LSP) nedalyvauja nei elektromagnetinėje, nei stiprioje sąveikoje. Priešingu atveju ji susijungtų su įprasta medžiaga ir šiuo metu atrodytų kaip neįprasta sunki dalelė. Tada tokio LSP gausa, normalizavus protonų gausą, stipriai sąveikai būtų lygi 10 -10, o elektromagnetinei - 10 -6. Šios vertės nesuderinamos su eksperimentinėmis viršutinėmis ribomis: 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.
Tarp galimų kandidatų į neutralios lengviausios supersimetrinės dalelės vaidmenį yra fototino (S = 1/2) ir zino (S = 1/2), kurie paprastai vadinami gaijino, taip pat higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) ir gravitino (S = 3/2). Daugumoje teorijų LSP dalelė yra linijinis pirmiau minėtų spin-1/2 SUSY dalelių derinys. Šio vadinamojo neutralino masė greičiausiai turėtų būti didesnė nei 10 GeV/c 2 . SUSY dalelių laikymas tamsiąja medžiaga yra ypač įdomus, nes jos atsirado visiškai kitame kontekste ir nebuvo specialiai įvestos siekiant išspręsti (nebarioninės) tamsiosios medžiagos problemą. Kosmosai Kosmijos iš pradžių buvo įvestos siekiant išspręsti saulės neutrinų problemą. Dėl didelio greičio šios dalelės beveik netrukdomos prasiskverbia pro žvaigždės paviršių. Centrinėje žvaigždės srityje jie susiduria su branduoliais. Jei energijos praradimas yra pakankamai didelis, jie negali vėl palikti šios žvaigždės ir laikui bėgant joje kauptis. Saulės viduje užfiksuoti kosmosai daro įtaką energijos perdavimo pobūdžiui ir taip prisideda prie centrinės Saulės srities vėsinimo. Tai sumažintų neutrinų susidarymo nuo 8 V tikimybę ir paaiškintų, kodėl Žemėje išmatuotas neutrinų srautas yra mažesnis nei tikėtasi. Norint išspręsti šią neutrino problemą, kosmijos masė turi būti nuo 4 iki 11 GeV/c 2 , o kosmijos sąveikos su medžiaga skerspjūvio vertė turi būti 10 -36 cm 2 . Tačiau atrodo, kad eksperimentiniai duomenys atmeta tokį saulės neutrinų problemos sprendimą.
Topologiniai erdvės laiko defektai
Be minėtų dalelių, topologiniai defektai taip pat gali turėti įtakos tamsiajai medžiagai. Daroma prielaida, kad ankstyvojoje Visatoje, kai t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, įvyko GUT simetrijos pažeidimas, dėl kurio buvo atskirtos grupės SU(3) aprašytos sąveikos. ir SU(2)×U (1). 24 matmens Higgso laukas įgijo tam tikrą išlyginimą, o spontaniško simetrijos lūžimo fazių kampų orientacija išliko savavališka. Dėl šio fazinio perėjimo turėjo susiformuoti skirtingos orientacijos erdviniai regionai. Šios sritys laikui bėgant didėjo ir galiausiai susiliejo viena su kita.Pagal šiuolaikines koncepcijas topologiškai stabilūs defektų taškai buvo suformuoti ribiniuose paviršiuose, kuriuose susitinka skirtingos orientacijos regionai. Jų matmenys gali būti nuo nulio iki trijų ir sudaryti iš nepertraukiamos simetrijos vakuumo. Sulaužius simetriją, šis pradinis vakuumas turi labai didelę materijos energiją ir tankį.
Svarbiausi yra taškiniai defektai. Jie turi turėti izoliuotą magnetinį krūvį, t.y. būti magnetiniais monopoliais. Jų masė yra susijusi su fazinio virsmo temperatūra ir yra apie 10 16 GeV/c 2. Iki šiol, nepaisant intensyvių paieškų, tokių objektų egzistavimas nebuvo registruotas.
Panašiai kaip magnetiniai monopoliai, gali susidaryti ir linijiniai defektai – kosminės stygos. Šių į siūlus panašių objektų būdingas linijinis masės tankis yra 10 22 g∙cm –1 ir jie gali būti uždari arba atviri. Dėl gravitacinės traukos jie galėjo pasitarnauti kaip sėklos medžiagos kondensacijai, dėl kurios susiformavo galaktikos.
Didelės masės leistų aptikti tokias stygas per gravitacinių lęšių poveikį. Stygos taip sulenktų aplinkinę erdvę, kad būtų sukurtas dvigubas už jų esančių objektų vaizdas. Šviesa iš labai tolimų galaktikų gali būti nukreipta šia styga pagal bendrosios gravitacijos teorijos dėsnius. Stebėtojas Žemėje pamatytų du gretimus veidrodinius galaktikų vaizdus, turinčius identišką spektrinę sudėtį. Šis gravitacinio lęšio efektas jau buvo atrastas tolimiems kvazarams, kur tarp kvazaro ir Žemės esanti galaktika tarnavo kaip gravitacinis lęšis.
Taip pat aptariama superlaidžios būsenos kosminėse stygose galimybė. Elektra įkrautos dalelės, tokios kaip elektronai simetriškame stygos vakuume, būtų bemasės, nes jos įgyja savo masę tik per Higgso mechanizmą perlauždamos simetriją. Taigi čia galima sukurti šviesos greičiu judančias dalelių ir antidalelių poras su labai mažomis energijos sąnaudomis. Rezultatas yra superlaidi srovė. Superlaidžios stygos gali susijaudinti sąveikaudamos su įkrautomis dalelėmis, o šis sužadinimas būtų pašalintas skleidžiant radijo bangas.
Taip pat atsižvelgiama į didesnių matmenų defektus, įskaitant dvimates "domeno sienas" ir ypač trimačius defektus arba "tekstūras". Kiti egzotiški kandidatai
- Šešėlių materija. Darant prielaidą, kad stygos yra vienmačiai išplėstiniai objektai, superstyginių teorijos bando pakartoti supersimetrinių modelių sėkmę, pašalinant skirtumus ir gravitacijos srityje, ir prasiskverbti į energijos sritis, esančias už Planko masės. Matematiniu požiūriu superstygų teorijas be anomalijų galima gauti tik SO(32) ir E 8 *E 8" matuoklių grupėms. Pastaroji yra padalinta į du sektorius, kurių vienas apibūdina įprastą materiją, o kitas atitinka užtemdyti materiją (E 8 "). Šie du sektoriai gali sąveikauti vienas su kitu tik gravitaciniu būdu.
- "Quark Nuggets" buvo pasiūlyti 1984 m. Tai stabilūs makroskopiniai kvarkinės medžiagos objektai, susidedantys iš u-, d- ir s-kvarkų. Šių objektų tankis yra 10 15 g/cm 3 branduolinio tankio srityje, o masės gali svyruoti nuo kelių GeV/c 2 iki neutroninių žvaigždžių masės. Jie susidaro hipotetinio QCD fazės perėjimo metu, tačiau paprastai laikomi labai mažai tikėtinais.
3.3. Modifikuotos teorijos (kosmologinė konstanta, MOND teorija, nuo laiko priklausoma gravitacinė konstanta)
Iš pradžių kosmologinę konstantą Λ Einšteinas įvedė į bendrosios reliatyvumo teorijos lauko lygtis, siekdamas užtikrinti, to meto pažiūromis, Visatos stacionarumą. Tačiau po to, kai Hablas mūsų amžiaus 20-ųjų pabaigoje atrado Visatos plėtimąsi, tai pasirodė nereikalinga. Todėl jie pradėjo manyti, kad Λ = 0. Tačiau šiuolaikinių lauko teorijų rėmuose ši kosmologinė konstanta aiškinama kaip vakuuminės energijos tankis ρ v. Galioja ši lygtis:Atvejis Λ = 0 atitinka prielaidą, kad vakuumas neprisideda prie energijos tankio. Šis paveikslas atitinka klasikinės fizikos idėjas. Kvantinio lauko teorijoje vakuume yra įvairių kvantinių laukų, kurių būsena yra mažiausia energija, kuri nebūtinai yra nulis.
Atsižvelgiant į nulinę kosmologinę konstantą, naudojant ryšius
gauname mažesnį kritinį tankį ir didesnę tankio parametro reikšmę nei tikėtasi pagal aukščiau pateiktas formules. Astronominiai stebėjimai, pagrįsti galaktikų skaičiais, suteikia viršutinę šiuolaikinės kosmologinės konstantos ribą
Λ < 3·10 -56 см –2 .
Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить
верхнюю границу
kur H 0,max naudojama 100 km∙s –1 ∙Mpc –1 reikšmė. Nors pasirodė, kad ankstyvajai evoliucijos fazei interpretuoti būtina nulinė kosmologinė konstanta, kai kurie mokslininkai padarė išvadą, kad nulinis Λ gali turėti įtakos vėlesniuose Visatos vystymosi etapuose.
Kosmologinė konstanta
gali lemti reikšmę Ω(Λ = 0), nors iš tikrųjų Ω(Λ ≠ 0). Parametras Ω(Λ = 0), apibrėžtas iš ρ 0, sudarytų Ω = 1, kaip reikalaujama infliacijos modeliuose, jei kosmologinė konstanta yra
Naudojant skaitines vertes H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 ir Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Vakuuminės energijos tankis, atitinkantis šią vertę, galėtų išspręsti prieštaravimą tarp stebimos tankio parametro vertės ir reikšmės Ω = 1, kurios reikalauja šiuolaikinės teorijos.
Be nulinės kosmologinės konstantos įvedimo, yra ir kitų modelių, kurie pašalina bent kai kurias problemas, neįtraukiant tamsiosios medžiagos hipotezės.
MOND teorija (modifikuota Niutono dinamika)
Ši teorija daro prielaidą, kad gravitacijos dėsnis skiriasi nuo įprastos Niutono formos ir yra toks:
Tokiu atveju traukos jėga bus didesnė ir ją turi kompensuoti greitesnis periodinis judėjimas, kuris gali paaiškinti plokščią sukimosi kreivių elgesį.
Nuo laiko priklausoma gravitacinė konstanta
Gravitacinės konstantos G(t) priklausomybė nuo laiko gali turėti didelę reikšmę galaktikų formavimosi procesui. Tačiau iki šiol tikslūs matavimai neparodė jokių G laiko pokyčių.Literatūra
- G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt „Ne greitintuvo dalelių fizika“.
- C. Naranyanas. „Bendroji astrofizika ir kosmologija“.
- Bottino A. ir kt., 1994, Astropart. Fiz., 2, 67, 77.
Viskas, ką matome aplinkui (žvaigždės ir galaktikos), sudaro ne daugiau kaip 4–5% visos Visatos masės!
Remiantis šiuolaikinėmis kosmologinėmis teorijomis, mūsų Visatą sudaro tik 5% įprastos, vadinamosios barioninės materijos, kuri sudaro visus stebimus objektus; 25% tamsiosios medžiagos aptikta dėl gravitacijos; ir tamsioji energija, sudaranti net 70 % visos.
Terminai tamsioji energija ir tamsioji medžiaga nėra visiškai sėkmingi ir yra pažodinis, bet ne semantinis vertimas iš anglų kalbos.
Fizine prasme šie terminai reiškia tik tai, kad šios medžiagos nesąveikauja su fotonais ir jas taip pat galima būtų pavadinti nematoma arba skaidria medžiaga ir energija.
Daugelis šiuolaikinių mokslininkų yra įsitikinę, kad moksliniai tyrimai, skirti tirti tamsiąją energiją ir materiją, greičiausiai padės atsakyti į visuotinį klausimą: kas laukia mūsų Visatos ateityje?
Galaktikos dydžio gumulėliai
Tamsioji medžiaga yra medžiaga, kurią greičiausiai sudaro naujos dalelės, kurios dar nežinomos sausumos sąlygomis ir turi savybių, būdingų pačiai įprastai medžiagai. Pavyzdžiui, ji taip pat gali, kaip ir paprastos medžiagos, susiburti į gumulėlius ir dalyvauti gravitacinėje sąveikoje. Tačiau šių vadinamųjų grumstų dydis gali viršyti visą galaktiką ar net galaktikų spiečius.
Tamsiosios medžiagos dalelių tyrimo metodai ir metodai
Šiuo metu mokslininkai visame pasaulyje visais įmanomais būdais bando atrasti arba dirbtinai gauti tamsiosios medžiagos daleles antžeminėmis sąlygomis, naudodami specialiai sukurtą ultratechnologinę įrangą ir daugybę skirtingų tyrimo metodų, tačiau kol kas visos jų pastangos nebuvo vainikuotos. su sėkme.
Vienas iš metodų apima eksperimentus su didelės energijos greitintuvais, paprastai žinomais kaip greitintuvai. Mokslininkai, manydami, kad tamsiosios medžiagos dalelės yra 100–1000 kartų sunkesnės už protoną, daro prielaidą, kad jos turėtų susidaryti susidūrus įprastoms dalelėms, pagreitintoms iki didelės energijos per greitintuvą. Kito metodo esmė – registruoti aplink mus esančias tamsiosios medžiagos daleles. Pagrindinis sunkumas registruojant šias daleles yra tai, kad jos labai silpnai sąveikauja su įprastomis dalelėmis, kurios iš prigimties joms yra skaidrios. Ir vis dėlto tamsiosios medžiagos dalelės labai retai susiduria su atominiais branduoliais, ir yra vilties anksčiau ar vėliau užregistruoti šį reiškinį.
Yra ir kitų tamsiosios medžiagos dalelių tyrimo metodų ir metodų, ir tik laikas parodys, kuriam iš jų pasiseks pirmas, tačiau bet kuriuo atveju šių naujų dalelių atradimas bus didelis mokslo laimėjimas.
Medžiaga su antigravitacija
Tamsioji energija yra dar neįprastesnė medžiaga nei tamsioji medžiaga. Jis neturi galimybės susiburti į gumulėlius, todėl tolygiai pasiskirsto visoje Visatoje. Tačiau šiuo metu neįprasta jo savybė yra antigravitacija.
Tamsiosios medžiagos ir juodųjų skylių prigimtis
Šiuolaikinių astronominių metodų dėka galima nustatyti Visatos plėtimosi greitį šiuo metu ir imituoti jos kitimo procesą anksčiau laiko. Dėl to buvo gauta informacija, kad šiuo metu, kaip ir netolimoje praeityje, mūsų Visata plečiasi, o šio proceso tempai nuolat didėja. Štai kodėl kilo hipotezė apie tamsiosios energijos antigravitaciją, nes įprasta gravitacinė trauka sulėtintų „galaktikų nuosmukio“ procesą, suvaržytų Visatos plėtimosi greitį. Šis reiškinys neprieštarauja bendrajai reliatyvumo teorijai, tačiau tamsioji energija turi turėti neigiamą slėgį – savybę, kurios neturi jokia šiuo metu žinoma medžiaga.
Kandidatai į „Tamsios energijos“ vaidmenį
Abel 2744 spiečiaus galaktikų masė yra mažesnė nei 5 procentai visos jo masės. Šios dujos yra tokios karštos, kad šviečia tik rentgeno spinduliuose (šiame paveikslėlyje raudona). Nematomos tamsiosios medžiagos (kuri sudaro apie 75 procentus klasterio masės) pasiskirstymas yra mėlynos spalvos.
Vienas iš spėjamų kandidatų į tamsiosios energijos vaidmenį yra vakuumas, kurio energijos tankis nesikeičia Visatai plečiantis ir tuo patvirtina neigiamą vakuumo slėgį. Kitas galimas kandidatas yra „kvintesencija“ - anksčiau nežinomas itin silpnas laukas, kuris tariamai praeina per visą Visatą. Yra ir kitų galimų kandidatų, tačiau ne vienas iš jų iki šiol prisidėjo prie tikslaus atsakymo į klausimą: kas yra tamsioji energija? Tačiau jau dabar aišku, kad tamsioji energija yra kažkas visiškai antgamtinio, išliekanti pagrindine XXI amžiaus fundamentaliosios fizikos paslaptimi.
MASKVA, gruodžio 12 d. – RIA Novosti. Tamsiosios medžiagos kiekis Visatoje sumažėjo maždaug 2–5%, o tai gali paaiškinti kai kurių svarbių kosmologinių parametrų verčių neatitikimus Didžiojo sprogimo metu ir šiandien, žurnale „Physical Review“ paskelbtame straipsnyje teigia Rusijos kosmologai. D.
„Įsivaizduokime, kad tamsioji medžiaga susideda iš kelių komponentų, kaip ir įprastos medžiagos, o vienas komponentas – iš nestabilių dalelių, kurių gyvavimo laikas yra gana ilgas: vandenilio susidarymo eroje, praėjus šimtams tūkstančių metų po Didžiojo sprogimo, jos vis dar yra. Visata, tačiau šiandien jie jau išnyko, suirdami į neutrinus arba hipotetines reliatyvistines daleles. Tada tamsiosios medžiagos kiekis praeityje ir šiandien skirsis“, – sakė Dmitrijus Gorbunovas iš Maskvos fizikos ir technologijos instituto, kurio žodžiai cituojami. universiteto spaudos tarnyba.
Tamsioji medžiaga yra hipotetinė medžiaga, kuri pasireiškia tik per gravitacinę sąveiką su galaktikomis, įvesdama jų judėjimo iškraipymus. Tamsiosios medžiagos dalelės nesąveikauja su jokiomis elektromagnetinės spinduliuotės rūšimis, todėl jų negalima aptikti atliekant tiesioginius stebėjimus. Tamsioji medžiaga sudaro apie 26% visatos masės, o „paprastoji“ medžiaga sudaro tik apie 4,8% jos masės – likusi dalis yra tokia pat paslaptinga tamsioji energija.
Tamsiosios medžiagos pasiskirstymo artimiausiuose ir tolimiausiuose visatos kampeliuose stebėjimai, atlikti naudojant antžeminius teleskopus ir Plancko zondą, neseniai atskleidė keistą dalyką – paaiškėjo, kad Visatos plėtimosi greitis ir kai kurios Didžiojo sprogimo „aidas“ tolimoje praeityje ir šiandien pastebimai kitoks. Pavyzdžiui, šiandien galaktikos skrenda viena nuo kitos daug greičiau, nei matyti iš kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės analizės rezultatų.
Gorbunovas ir jo kolegos rado galimą to priežastį.
Prieš metus vienas iš straipsnio autorių, akademikas Igoris Tkačiovas iš Rusijos mokslų akademijos Branduolinės fizikos instituto Maskvoje, suformulavo vadinamosios skilimo tamsiosios medžiagos (DDM) teoriją, kurioje, skirtingai nei paprastai priimta „šaltosios tamsiosios medžiagos“ (CDM) teorija, dalis arba visos jos dalelės yra nestabilios. Šios dalelės, kaip siūlė Tkačiovas ir jo bendražygiai, turėtų suirti gana retai, bet pastebimais kiekiais, kad atsirastų nukrypimų tarp jaunos ir šiuolaikinės Visatos.
Savo naujame darbe Tkačiovas, Gorbunovas ir jų kolega Antonas Chudaykinas bandė apskaičiuoti, kiek tamsiosios medžiagos turėjo suirti, naudodamiesi duomenimis, surinktais Plancko ir kitų observatorijų, tyrusių kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę ir pirmąsias Visatos galaktikas.
Kaip parodė jų skaičiavimai, tamsiosios medžiagos irimas iš tiesų gali paaiškinti, kodėl šios medžiagos stebėjimų naudojant Planką rezultatai neatitinka arčiausiai mūsų esančių galaktikų spiečių stebėjimų.
Įdomu tai, kad tam reikia suirti palyginti nedidelį kiekį tamsiosios medžiagos – nuo 2,5 iki 5% visos jos masės, kurios kiekis beveik nepriklauso nuo to, kokias pagrindines savybes turėtų turėti Visata. Dabar, kaip aiškina mokslininkai, visa ši medžiaga suiro, o likusi tamsiosios medžiagos dalis, kuri yra stabili, elgiasi taip, kaip aprašyta CDM teorijoje. Kita vertus, gali būti, kad jis ir toliau nyks.
„Tai reiškia, kad šiandieninėje Visatoje yra 5% mažiau tamsiosios medžiagos nei buvo pirmųjų vandenilio ir helio molekulių susidarymo laikais po Visatos atsiradimo. Dabar negalime pasakyti, kaip greitai ši nestabili dalis suiro Gali būti, kad tamsioji medžiaga toliau irsta, o dabar, nors tai yra kitoks, daug sudėtingesnis modelis“, – daro išvadą Tkačiovas.
