Termin "tamna materija" (ili latentna masa) koristi se u raznim oblastima nauke: u kosmologiji, astronomiji, fizici. Riječ je o hipotetičkom objektu – obliku sadržaja prostora i vremena, koji direktno stupa u interakciju s elektromagnetnim zračenjem i ne propušta ga kroz sebe.

Šta je tamna materija?

Od pamtivijeka ljudi su bili zabrinuti za porijeklo Univerzuma i procesa koji ga formiraju. U doba tehnologije napravljena su važna otkrića, a teorijska baza je značajno proširena. Godine 1922. britanski fizičar James Jeans i holandski astronom Jacobus Kaptein otkrili su da je veći dio galaktičke materije nevidljiv. Tada je prvi put nazvan pojam tamne materije - to je supstanca koja se ne može vidjeti ni na jedan od načina poznatih čovječanstvu. Prisustvo misteriozne supstance naznačeno je indirektnim znacima - gravitaciono polje, težina.

Tamna materija u astronomiji i kosmologiji

Pretpostavljajući da se svi objekti i dijelovi u svemiru privlače jedni prema drugima, astronomi su uspjeli pronaći masu vidljivog prostora. Ali došlo je do neslaganja u težini stvarnog i predviđenog. I naučnici su otkrili da postoji nevidljiva masa, koja čini do 95% sve nepoznate esencije u Univerzumu. Tamna materija u svemiru ima sledeće karakteristike:

• podložan gravitaciji;
• utiče na druge svemirske objekte,
• slabo komunicira sa stvarnim svijetom.

Tamna materija - filozofija

Posebno mjesto u filozofiji zauzima tamna materija. Ova nauka se bavi proučavanjem svetskog poretka, osnova života, sistema vidljivih i nevidljivih svetova. Određena supstanca, određena prostorom, vremenom i okolnim faktorima, uzeta je kao temeljni princip. Tajanstvena tamna materija svemira, otkrivena mnogo kasnije, promijenila je razumijevanje svijeta, njegove strukture i evolucije. U filozofskom smislu, nepoznata supstanca, poput ugruška energije prostora i vremena, prisutna je u svakom od nas, stoga su ljudi smrtni, jer se sastoje od vremena koje ima kraj.

Čemu služi tamna materija?

Samo mali dio svemirskih objekata (planeta, zvijezda, itd.) je vidljiva materija. Po standardima raznih naučnika, tamna energija i tamna materija zauzimaju gotovo sav prostor u Kosmosu. Na prvi otpada 21-24%, dok na energiju otpada 72%. Svaka supstanca nejasne fizičke prirode ima svoje funkcije:

1. Crna energija, koja ne upija i ne emituje svjetlost, odbija objekte, uzrokujući širenje svemira.
2. Galaksije su izgrađene na bazi skrivene mase, njena sila privlači objekte u svemiru, drži ih na mjestu. Odnosno, usporava širenje svemira.

Od čega je napravljena tamna materija?

Tamna materija u Sunčevom sistemu je nešto što se ne može dodirnuti, ispitati i temeljno proučavati. Stoga se postavlja nekoliko hipoteza o njegovoj prirodi i sastavu:

1. Nauci nepoznate čestice koje učestvuju u gravitaciji su sastavni dio ove supstance. Nemoguće ih je otkriti teleskopom.
2. Fenomen je skup malih crnih rupa (ne veće od mjeseca).

Možete razlikovati dvije vrste skrivene mase, ovisno o brzini njenih sastavnih čestica, gustoći njihovog nakupljanja.

1. Hot. Nije dovoljno formirati galaksije.
2. Hladno. Sastoji se od sporih, masivnih ugrušaka. Ove komponente mogu biti aksioni i bozoni poznati nauci.

Da li tamna materija postoji?

Svi pokušaji mjerenja objekata neistražene fizičke prirode bili su neuspješni. Godine 2012. istraživano je kretanje 400 zvijezda oko Sunca, ali prisustvo skrivene materije u velikim količinama nije dokazano. Čak i ako tamna materija ne postoji u stvarnosti, postoji u teoriji. Uz njegovu pomoć objašnjava se pronalaženje objekata svemira na njihovim mjestima. Neki naučnici pronalaze dokaze za postojanje skrivene kosmičke mase. Njegovo prisustvo u svemiru objašnjava činjenicu da jata galaksija ne lete u različitim smjerovima i da se drže zajedno.

Tamna materija - zanimljive činjenice

Priroda skrivene mase ostaje misterija, ali nastavlja da zanima naučne umove širom sveta. Redovno se provode eksperimenti uz pomoć kojih pokušavaju istražiti samu supstancu i njene nuspojave. A činjenice o njoj nastavljaju da se množe. Na primjer:

1. Senzacionalni Veliki hadronski sudarač, najmoćniji akcelerator čestica na svijetu, radi povećanom snagom kako bi otkrio postojanje nevidljive materije u svemiru. Svjetska zajednica sa zanimanjem iščekuje rezultate.
2. Japanski naučnici kreirali su prvu mapu skrivene mase u svemiru na svijetu. Planirano je da se završi do 2019. godine.
3. Nedavno je teorijska fizičarka Lisa Randall sugerirala da su tamna materija i dinosauri povezani. Ova supstanca je poslala kometu na Zemlju, koja je uništila život na planeti.

Komponente naše galaksije i čitavog Univerzuma su svijetla i tamna materija, odnosno vidljivi i nevidljivi objekti. Ako se moderna tehnologija nosi sa proučavanjem prvog, metode se stalno usavršavaju, onda je vrlo problematično istraživati ​​skrivene supstance. Čovečanstvo još nije shvatilo ovaj fenomen. Nevidljiva, nematerijalna, ali sveprisutna tamna materija bila je i ostala jedna od glavnih misterija Univerzuma.

Uvod

Postoje jaki argumenti u prilog činjenici da značajan dio supstance u Univerzumu ne emituje niti apsorbuje ništa i stoga je nevidljiv. Prisustvo takve nevidljive materije može se prepoznati po njenoj gravitacionoj interakciji sa materijom koja zrače. Studije jata galaksija i krivulja galaktičke rotacije pružaju dokaze o postojanju ove takozvane tamne materije. Dakle, po definiciji, tamna materija je materija koja ne stupa u interakciju sa elektromagnetnim zračenjem, odnosno ne emituje i ne apsorbuje ga.
Prvo otkrivanje nevidljive materije datira iz prošlog veka. Godine 1844. Friedrich Bessel je u pismu Karlu Gausu napisao da neobjašnjiva nepravilnost u kretanju Sirijusa može biti rezultat njegove gravitacijske interakcije s nekim susjednim tijelom, a potonje u ovom slučaju mora imati dovoljno veliku masu. U vrijeme Bessela, takav tamni Siriusov pratilac bio je nevidljiv, optički je otkriven tek 1862. Ispostavilo se da je to bijeli patuljak po imenu Sirius-B, dok je sam Sirius dobio ime Sirius-A.
Gustina materije u svemiru ρ može se procijeniti iz posmatranja kretanja pojedinih galaksija. Obično se ρ daje u jedinicama takozvane kritične gustoće ρ sa:

U ovoj formuli, G je gravitaciona konstanta, H je Hubble konstanta, koja je poznata sa malom tačnošću (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR je Hubble formula za brzinu širenja Univerzuma,
H = 100 h km ∙ s -1 ∙ Mpc -1.

Za ρ> ρ c, Univerzum je zatvoren, tj. gravitaciona interakcija je dovoljno jaka da širenje Univerzuma bude zamenjeno kontrakcijom.
Dakle, kritična gustina je data sa:

ρ s = 2 ∙ 1 –29 h 2 g ∙ cm -3.

Kosmološka gustoća Ω = ρ / ρ s, određena na osnovu dinamike galaktičkih jata i superjata, jednaka je 0,1< Ω < 0.3.
Iz posmatranja prirode uklanjanja velikih područja Univerzuma pomoću infracrvenog astronomskog satelita IRAS, dobijeno je da je 0,25< Ω < 2.
S druge strane, procjena barionske gustine Ω b iz luminoznosti galaksija daje mnogo manju vrijednost: Ω b< 0.02.
Ova neusklađenost se obično smatra indikacijom postojanja nevidljive materije.
U posljednje vrijeme mnogo se pažnje posvećuje problemu potrage za tamnom materijom. Ako uzmemo u obzir sve oblike barionske materije, kao što su međuplanetarna prašina, smeđi i bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe, ispada da je potreban značajan udio nebarionske materije da bi se objasnili svi uočeni fenomeni. Ova tvrdnja ostaje važeća čak i nakon uzimanja u obzir savremenih podataka o tzv. MACHO-objektima ( MA ssive C ompact H alo O objekti - masivni kompaktni galaktički objekti) otkriveni pomoću efekta gravitacionih sočiva.

... Dokazi za postojanje tamne materije

2.1. Krive galaktičke rotacije

U slučaju spiralnih galaksija, brzina rotacije pojedinih zvijezda oko centra galaksije određuje se iz uslova konstantnih orbita. Izjednačavanje centrifugalne i gravitacijske sile:

za brzinu rotacije imamo:

gdje je M r cjelokupna masa materije unutar sfere polumjera r. U slučaju idealne sferne ili cilindrične simetrije, uticaj mase koja se nalazi izvan ove sfere se međusobno kompenzuje. U prvoj aproksimaciji, centralno područje galaksije se može smatrati sfernim, tj.

gdje je ρ prosječna gustina.
U unutrašnjem dijelu galaksije očekuje se linearni porast brzine rotacije sa povećanjem udaljenosti od centra. U vanjskom području galaksije, masa M r je praktički konstantna i ovisnost brzine o udaljenosti odgovara slučaju sa masom tačke u centru galaksije:

Brzina rotacije v (r) se određuje, na primjer, mjerenjem Doplerovog pomaka u emisionom spektru He-II regiona oko O zvijezda. Ponašanje eksperimentalno izmjerenih rotacijskih krivulja spiralnih galaksija ne odgovara smanjenju v (r) s povećanjem radijusa. Studija linije od 21 cm (hiperfini prijelaz u atomu vodika) koju emituje međuzvjezdana materija dovela je do sličnog rezultata. Konstantnost v (r) pri velikim vrijednostima polumjera znači da se i masa M r povećava sa povećanjem radijusa: M r ~ r. Ovo ukazuje na prisustvo nevidljive materije. Zvijezde se kreću brže nego što bi se očekivalo na osnovu količine vidljive materije.
Na osnovu ovog zapažanja, postulirano je postojanje sfernog oreola tamne materije koji okružuje galaksiju i koji je odgovoran za neopadajuće ponašanje rotacionih krivulja. Osim toga, sferni oreol mogao bi doprinijeti stabilnosti oblika diska galaksija i potvrditi hipotezu o formiranju galaksija iz sferne protogalaksije. Modelski proračuni izvedeni za Mliječni put, uz pomoć kojih je bilo moguće reproducirati rotacijske krive, uzimajući u obzir prisustvo oreola, ukazuju da značajan dio mase mora biti u ovom oreolu. Dokaz o postojanju sfernih oreola daju i kuglasta jata - sferna jata zvijezda, koja su najstariji objekti u galaksiji i koja su sferno raspoređena.
Međutim, nedavna studija o transparentnosti galaksija bacila je sumnju na ovu sliku. Razmatrajući stepen tame spiralnih galaksija kao funkciju ugla nagiba, moguće je zaključiti o transparentnosti takvih objekata. Kada bi galaksija bila potpuno prozirna, onda njen ukupni sjaj ne bi zavisio od ugla pod kojim se ova galaksija posmatra, jer bi sve zvezde bile podjednako dobro vidljive (zanemarujući veličinu zvezda). S druge strane, konstantna površinska svjetlina znači da je galaksija neprozirna. U ovom slučaju, posmatrač uvek vidi samo spoljašnje zvezde, tj. uvijek isti broj njih po jedinici površine, bez obzira na ugao gledanja. Eksperimentalno je utvrđeno da površinski sjaj ostaje u prosjeku konstantan, što bi moglo ukazivati ​​na gotovo potpunu neprozirnost spiralnih galaksija. U ovom slučaju, upotreba optičkih metoda za određivanje masene gustine Univerzuma nije sasvim tačna. Detaljnija analiza rezultata mjerenja dovela je do zaključka o molekularnim oblacima kao apsorbirajućem materijalu (njihov promjer je oko 50 ps i temperatura oko 20 K). Prema Bečkom zakonu pomeranja, takvi oblaci bi trebalo da emituju u submilimetarskom području. Ovaj rezultat bi mogao pružiti objašnjenje za ponašanje rotacijskih krivulja bez pretpostavke dodatne egzotične tamne tvari.
Dokazi za postojanje tamne materije takođe su pronađeni u eliptičnim galaksijama. Njihovom apsorpcijom rendgenskih zraka otkriveni su plinoviti oreoli s temperaturama od oko 10 7 K. Brzine ovih molekula gasa su veće od brzine ekspanzije:

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

ako pretpostavimo da njihove mase odgovaraju luminoznosti. Za eliptične galaksije, omjer mase i osvjetljenja je oko dva reda veličine veći od Sunčevog, što je tipičan primjer prosječne zvijezde. Ovako velika važnost obično se povezuje sa postojanjem tamne materije.

2.2. Dinamika klastera galaksija

Dinamika klastera galaksija svedoči o postojanju tamne materije. Kada se kretanje sistema, čija je potencijalna energija homogena funkcija koordinata, dogodi u ograničenom prostornom području, tada su vremenski prosječne vrijednosti kinetičke i potencijalne energije povezane jedna s drugom virjalnom teoremom. Može se koristiti za procjenu gustine materije u jatama velikog broja galaksija.
Ako je potencijalna energija U homogena funkcija vektora radijusa r i stepena k, tada su U i kinetička energija T povezani kao 2T = kU. Budući da je T + U = E = E, slijedi da

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

gdje je E ukupna energija. Za gravitacionu interakciju (U ~ 1 / r) k = -1, dakle 2T = -U. Prosječna kinetička energija jata od N galaksija je data kao:

T = N /2.

Ove N galaksije mogu međusobno komunicirati u parovima. Dakle, postoji N (N – 1) / 2 nezavisna para galaksija, čija ukupna prosječna potencijalna energija ima oblik

U = GN (N - 1) m 2 / 2r.

Za Nm = M i (N - 1) ≈ N, dinamička masa je M ≈ 2 / G.
Mjerenje prosječne udaljenosti i prosječna brzina daju vrijednost dinamičke mase, koja je oko dva reda veličine veća od mase dobijene analizom luminoznosti galaksija. Ova činjenica se može protumačiti kao dodatni dokaz u prilog postojanja tamne materije.
Ovaj argument takođe ima svoje slabe tačke. Virijalna jednačina važi samo za usrednjavanje tokom dugog vremenskog perioda, kada su zatvoreni sistemi u ravnoteži. Međutim, mjerenja jata galaksija su poput snimaka. Štaviše, jata galaksija nisu zatvoreni sistemi, oni su međusobno povezani. Konačno, nije jasno da li su dostigli stanje ravnoteže ili ne.

2.3. Kosmološki dokazi

Iznad je data definicija kritične gustoće ρ. Formalno, može se dobiti na osnovu Newtonove dinamike izračunavanjem kritične brzine širenja sferične galaksije:

Relacija za ρ sa slijedi iz izraza za E, ako pretpostavimo da je H = r "/ r = v / r.
Opis dinamike Univerzuma zasniva se na Ajnštajnovim jednačinama polja (Opšta teorija relativnosti - Opšta relativnost). Oni su donekle pojednostavljeni pod pretpostavkom da je prostor homogen i izotropan. U Robertson-Walker metrici, infinitezimalni linearni element je dat sa:

gdje su r, θ, φ sferne koordinate tačke. Stupnjevi slobode ove metrike su uključeni u parametar k i faktor skale R. Vrijednost k ima samo diskretne vrijednosti (ako ne uzimamo u obzir fraktalnu geometriju) i ne zavisi od vremena. Vrijednost k je karakteristika modela Univerzuma (k = -1 je hiperbolička metrika (otvoreni Univerzum), k = 0 je euklidska metrika (ravni Univerzum), k = +1 je sferna metrika (zatvoreni Univerzum) ).
Dinamika Univerzuma je u potpunosti određena skalom funkcije R (t) (razdaljina između dvije susjedne točke u prostoru sa koordinatama r, θ, φ mijenja se s vremenom kao R (t)). U slučaju sferne metrike, R (t) je polumjer Univerzuma. Ova funkcija skale zadovoljava Einstein-Friedmann-Lemaitreove jednadžbe:

gdje je p (t) ukupan pritisak, a Λ kosmološka konstanta, koja se, u okviru modernih kvantnih teorija polja, tumači kao gustoća energije vakuuma. Pretpostavimo dalje da je Λ = 0, kao što se često radi da bi se objasnile eksperimentalne činjenice bez uvođenja tamne materije. Koeficijent R 0 "/ R 0 određuje Hablovu konstantu H 0, pri čemu indeks "0" označava savremene vrijednosti odgovarajućih veličina. Iz gornjih formula proizilazi da je za parametar zakrivljenosti k = 0, savremeni kritični gustoća Univerzuma je i zatvoreni Univerzum (ova vrijednost, takoreći, razdvaja scenario u kojem se Univerzum vječno širi od scenarija kada se očekuje da će se Univerzum urušiti na kraju faze privremenog širenja):

Često se koristi parametar gustine

gdje je q 0 parametar kočenja: q (t) = –R (t) R "" (t) / (R "(t)) 2. Dakle, moguća su tri slučaja:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 - ravan svemir,
Ω 0> 1 je zatvoreni univerzum.
Mjerenja parametra gustine dala su procjenu: Ω 0 ≈ 0,2, na osnovu koje treba očekivati ​​otvorenu prirodu Univerzuma. Međutim, niz teorijskih koncepata je teško pomiriti s otvorenošću Univerzuma, na primjer, takozvani problem "ravnote" i geneze galaksija.

Problem ravnosti

Kao što vidite, gustoća Univerzuma je vrlo blizu kritičnoj. Iz Einstein-Friedmann-Lemaitre jednadžbe (za Λ = 0) slijedi da

Pošto je gustina ρ (t) proporcionalna 1 / R (t) 3, onda koristeći izraz za Ω 0 (k nije jednako 0) imamo:

Dakle, vrijednost Ω ≈ 1 je vrlo nestabilna. Svako odstupanje od savršeno ravnog kućišta uvelike se povećava kako se svemir širi. To znači da je tokom početne nuklearne fuzije svemir trebao biti znatno ravniji nego što je sada.
Jedno od mogućih rješenja ovog problema dato je u inflatornim modelima. Pretpostavlja se da se ekspanzija ranog Univerzuma (u intervalu između 10 -34 s i 10 -31 s nakon Velikog praska) dogodila eksponencijalno tokom faze inflacije. U ovim modelima, parametar gustine je obično neovisan o vremenu (Ω = 1). Međutim, postoje teorijske indicije da je vrijednost parametra gustine u rasponu od 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Geneza galaksija

Za nastanak galaksija potrebne su nehomogenosti gustine. Galaksije su se trebale pojaviti u takvim prostornim područjima gdje su gustoće bile veće nego oko njih, tako da su kao rezultat gravitacijske interakcije ove regije imale vremena da se skupe brže nego što je došlo do njihovog razrjeđivanja zbog općeg širenja.
Međutim, ova vrsta akumulacije materije mogla bi početi tek nakon formiranja atoma iz jezgara i elektrona, tj. otprilike 150 000 godina nakon Velikog praska na temperaturama od oko 3000 K (budući da su u ranim fazama materija i radijacija bili u stanju dinamičke ravnoteže: svaki formirani ugrušak materije bio je odmah uništen pod uticajem zračenja i istovremeno, zračenje nije moglo izaći iz materije). U to vrijeme, izotropijom pozadinskog zračenja isključene su primjetne fluktuacije gustine obične materije na vrlo niske nivoe. Nakon faze formiranja neutralnih atoma, zračenje prestaje biti u stanju termičke ravnoteže sa materijom, pa se fluktuacije gustoće materije koje nastaju nakon toga više ne odražavaju na prirodu zračenja.
Ali ako izvršimo proračune evolucije u vremenu procesa kompresije materije, koji je upravo tada započeo, ispostaviće se da vrijeme koje je od tada prošlo nije dovoljno da bismo imali vremena za formiranje tako velikih struktura kao što su galaksije ili njihove klasteri. Očigledno je potrebno zahtijevati postojanje masivnih čestica koje su u ranijoj fazi napustile stanje toplinske ravnoteže, kako bi te čestice imale priliku da se ispolje kao neka jezgra za kondenzaciju obične materije oko sebe. Takozvane WIMP čestice mogu biti takvi kandidati. U ovom slučaju potrebno je uzeti u obzir zahtjev da pozadinsko kosmičko zračenje bude izotropno. Mala anizotropija (10 -4) u reliktnom zračenju (temperatura oko 2,7 K) otkrivena je tek nedavno uz pomoć satelita COBE.

III. Kandidati za tamnu materiju

3.1. Barionska tamna materija

Najočigledniji kandidat za ulogu tamne materije može biti obična barionska materija, koja ne emituje i ima odgovarajuće obilje. Jedna od mogućnosti bi se mogla ostvariti međuzvjezdanim ili međugalaktičkim gasom. Međutim, u ovom slučaju trebale bi se pojaviti karakteristične linije emisije ili apsorpcije koje nisu otkrivene.
Smeđi patuljci - kosmička tijela čija je masa mnogo manja od mase Sunca (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.
Vrlo kompaktni objekti u završnim fazama razvoja zvijezda (bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe) također mogu biti dio tamne materije. Budući da gotovo svaka zvijezda tokom svog života dostigne jedan od ova tri terminalna stupnja, značajan dio mase ranijih i težih zvijezda mora biti prisutan u obliku koji ne emituje u obliku bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa. Dio ove tvari se vraća u međuzvjezdani prostor eksplozijama supernove ili drugim putevima i učestvuje u formiranju novih zvijezda. U ovom slučaju, zvijezde s masama M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Gornje granice moguće gustine barionske materije u svemiru mogu se dobiti iz podataka o početnoj nuklearnoj fuziji, koja je počela oko 3 minute nakon Velikog praska. Posebno su važna mjerenja trenutne količine deuterijuma -
(D / H) 0 ≈ 10 -5, budući da je tokom početne nuklearne fuzije nastao uglavnom deuterijum. Iako se deuterijum kasnije pojavio i kao međuproizvod reakcija nuklearne fuzije, ipak ukupna količina deuterijuma zbog toga nije značajno povećana. Analiza procesa koji se dešavaju u fazi rane nuklearne fuzije daje gornju granicu - 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.
S druge strane, sada je sasvim jasno da barionska materija sama po sebi nije u stanju da zadovolji zahtjev Ω = 1, koji slijedi iz inflatornih modela. Osim toga, problem formiranja galaksija ostaje neriješen. Sve ovo dovodi do nužnosti postojanja nebarionske tamne materije, posebno u slučaju kada uslov Ω = 1 mora biti zadovoljen pri nultoj kosmološkoj konstanti.

3.2. Nebarionska tamna materija

Teorijski modeli pružaju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu nebarionske tamne materije, uključujući: lake i teške neutrine, supersimetrične čestice SUSY modela, aksione, kosmone, magnetne monopole, Higgsove čestice – sažeti su u tabeli. Tabela takođe sadrži teorije koje objašnjavaju eksperimentalne podatke bez uvođenja tamne materije (vremenski zavisna gravitaciona konstanta u nenjutnovskoj gravitaciji i kosmološka konstanta). Oznake: DM - tamna materija, GUT - teorija Velikog ujedinjenja, SUSY - supersimetrične teorije, SUGRA - supergravitacija, QCD - kvantna hromodinamika, QED - kvantna elektrodinamika, GR - opšta teorija relativnosti. Koncept WIMP-a (masivne čestice sa slabom interakcijom) koristi se za označavanje čestica mase veće od nekoliko GeV/c 2, koje sudjeluju samo u slabim interakcijama. Uzimajući u obzir nova mjerenja CMB sa satelita COBE i crvenog pomaka pomoću IRAS satelita, nedavno je provedena nova studija distribucije galaksija na velikim udaljenostima i formiranja velikih struktura u našoj galaksiji. Na osnovu analize različitih modela formiranja struktura, zaključeno je da je moguć samo jedan zadovoljavajući model Univerzuma sa Ω = 1, u kojem tamna materija ima mešoviti karakter: 70% postoji u obliku hladne tamne materije. i 30% u obliku vrele tamne materije, a potonja se sastoji od dva bezmasena neutrina i jednog neutrina mase 7,2 ± 2 eV. Ovo označava oživljavanje prethodno odbačenog modela miješane tamne materije.

Laki neutrini

Za razliku od svih drugih kandidata za ulogu tamne materije, neutrini imaju jasnu prednost: poznato je da postoje. Njihova rasprostranjenost u Univerzumu je približno poznata. Da bi neutrini bili kandidati za ulogu tamne materije, oni nesumnjivo moraju imati masu. Da bi se postigla kritična gustoća Univerzuma, mase neutrina moraju ležati u području od nekoliko GeV / c 2 ili u rasponu od 10 do 100 eV / c 2.
Teški neutrini su takođe mogući kao takvi kandidati, jer kosmološki značajan proizvod m ν exp (-m ν / kT f) takođe postaje mali za velike mase. Ovdje je T f temperatura na kojoj teški neutrini prestaju biti u stanju termičke ravnoteže. Ovaj Boltzmannov faktor daje brojnost neutrina mase m ν u odnosu na brojnost neutrina bez mase.
Za svaki tip neutrina u Univerzumu, gustina neutrina je povezana sa gustinom fotona relacijom n ν = (3/11) n γ. Strogo govoreći, ovaj izraz vrijedi samo za lake Majoranine neutrine (za Diracove neutrine, pod određenim okolnostima, potrebno je uvesti još jedan statistički faktor jednak dva). Gustina fotona može se odrediti na osnovu pozadinskog reliktnog 3 K zračenja i dostiže n γ ≈ 400 cm -3.

Particle	Težina	Teorija	Manifestacija
G (R)	-	Nenjutnova gravitacija	Transparentni DM u velikom obimu
Λ (kosmos. konstanta)	-	Opća relativnost	Ω = 1 bez DM
Axion, majoron, goldstone. bozon	10 -5 eV	QCD; kršenje sim. Pechei-Queen	Cold DM
Obični neutrino	10-100 eV	GUT	Hot DM
Light Higgsino, Photino, Gravitino, Axino, Sneutrino	10-100 eV	SUSY / DM
Parafoton	20-400 eV	Modific. QED	Toplo, toplo DM
Desnoruki neutrini	500 eV	Super slaba interakcija	Toplo DM
Gravitino itd.	500 eV	SUSY / SUGRA	Toplo DM
Fotino, gravitino, aksion, ogledala. čestice, Simpsonovi neutrini	keV	SUSY / SUGRA	Toplo/hladno DM
Photino, Sneutrino, Higgsino, Gluino, Heavy Neutrino	MeV	SUSY / SUGRA	Cold DM
Sjena materija	MeV	SUSY / SUGRA	Toplo/hladno (kao barioni) DM
Preon	20-200 TeV	Kompozitni modeli	Cold DM
Monopoli	10 16 GeV	GUT	Cold DM
Pyrgon, maximon, Perry stub, newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorije viših dimenzija	Cold DM
Superstrune	10 19 GeV	SUSY / SUGRA	Cold DM
kvark "nuggets"	10 15 g	QCD, GUT	Cold DM
Cosm. nizovi, zidovi domena	(10 8 -10 10) M ned	GUT	Formiranje galaksija možda neće mnogo doprinijeti tome
Cosmion	4-11 GeV	Problem neutrina	Formiranje neutrina na Suncu
Crne rupe	10 15 -10 30 g	Opća relativnost	Cold DM

Primak J. R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Ispostavilo se da je gustina mase neutrina blizu kritične ako je uvjet

gdje je g ν statistički faktor koji uzima u obzir broj različitih stanja spiralnosti za svaki tip neutrina. Za Majoranine neutrine, ovaj faktor je 2. Za Diracove neutrine bi trebao biti 4. Međutim, obično se pretpostavlja da su desna komponenta napustila stanje termičke ravnoteže mnogo ranije, tako da također možemo pretpostaviti da je g ν = 2 za takođe slučaj Dirac.
Budući da je gustina neutrina istog reda veličine kao i gustina fotona, postoji oko 10 9 puta više neutrina nego bariona, tako da čak i mala masa neutrina može odrediti dinamiku svemira. Za postizanje Ω = ρ ν / ρ c = 1, potrebne su mase neutrina m ν c 2 ≈ 15–65 eV / N ν, gdje je N ν broj tipova lakih neutrina. Eksperimentalne gornje granice za mase tri poznata tipa neutrina su sljedeće: 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

U univerzumu kojim dominiraju neutrini, potreban omjer kompresije mogao je biti uspostavljen u relativno kasnoj fazi, prve strukture bi odgovarale superjatovima galaksija. Dakle, jata galaksija i galaksija mogu evoluirati fragmentacijom ovih primarnih struktura (model odozgo prema dolje). Međutim, ovaj pristup predstavlja probleme kada se razmatra formiranje vrlo malih struktura, kao što su patuljaste galaksije. Da bi se objasnilo stvaranje prilično masivnih kontrakcija, potrebno je uzeti u obzir i Paulijev princip za fermione.

Teški neutrini

Prema podacima LEP i SLAC koji se odnose na precizno mjerenje širine raspada Z 0 - bozona, postoje samo tri tipa lakih neutrina i isključeno je postojanje teških neutrina do masa do 45 GeV / c 2 .
Kada su neutrini sa tako velikim masama napustili stanje termičke ravnoteže, već su imali nerelativističke brzine, pa se nazivaju česticama hladne tamne materije. Prisustvo teških neutrina moglo bi dovesti do rane gravitacijske kontrakcije materije. U ovom slučaju bi se prvo formirale manje strukture. Jata i superjata galaksija će se kasnije formirati akumulacijom odvojenih grupa galaksija (model odozdo prema gore).

Axions

Aksioni su hipotetičke čestice koje proizlaze iz problema kršenja CP jake interakcije (problem θ). Postojanje takve pseudoskalarne čestice posljedica je kršenja Pechei-Quin kiralne simetrije. Aksiona masa je data izrazom

Interakcija sa fermionima i gauge bozonima opisana je, respektivno, sledećim konstantama sprezanja:

Konstanta raspada aksiona f a je određen vakuumskom sredinom Higsovog polja. Jer f a je slobodna konstanta koja može poprimiti bilo koje vrijednosti između elektroslabe i Planckove skale, tada moguće vrijednosti aksionskih masa variraju za 18 redova veličine. Pravi se razlika između DFSZ-aksiona, koje direktno stupaju u interakciju sa elektronima, i takozvanih hadronskih aksija, koje su u interakciji sa elektronima samo u prvom redu teorije perturbacije. Općenito se vjeruje da aksioni čine hladnu tamnu materiju. Da njihova gustina ne bi prelazila kritičnu, potrebno je imati f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV je već eksperimentalno isključen, druge opcije sa nižim masama i, shodno tome, velikim parametrima sprege su takođe značajno ograničene različitim podacima, prvenstveno astrofizičkim.

Supersimetrične čestice

Većina supersimetričnih teorija sadrži jednu stabilnu česticu, koja je novi kandidat za tamnu materiju. Postojanje stabilne supersimetrične čestice proizlazi iz očuvanja multiplikativnog kvantnog broja - takozvanog R-pariteta, koji poprima vrijednost +1 za obične čestice i –1 za njihove superpartnere. TO JE Zakon održanja R-pariteta... Prema ovom zakonu održanja, SUSY čestice se mogu formirati samo u parovima. SUSY čestice se mogu raspasti samo na neparan broj SUSY čestica. Stoga, najlakša supersimetrična čestica mora biti stabilna.
Moguće je prekršiti zakon o očuvanju R-pariteta. Kvantni broj R povezan je sa barionskim brojem B i leptonskim brojem L relacijom R = (–1) 3B + L + 2S, gdje je S spin čestice. Drugim riječima, kršenje B i/ili L može dovesti do neočuvanja R-pariteta. Međutim, postoje vrlo čvrste granice za mogućnost kršenja R-pariteta.
Pretpostavlja se da najlakša supersimetrična čestica (LSP) ne učestvuje ni u elektromagnetnoj, već u jakoj interakciji. Inače bi se kombinovao sa običnom materijom i u današnje vreme bi se pojavio kao neobična teška čestica. Tada bi brojnost takvog LSP-a, normalizirana na količinu protona, bila jednaka 10 -10 za jaku interakciju i 10 -6 za elektromagnetnu. Ove vrijednosti su u suprotnosti s eksperimentalnim gornjim granicama: 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.
Među mogućim kandidatima za ulogu neutralne najlakše supersimetrične čestice su fotino (S = 1/2) i zino (S = 1/2), koji se obično nazivaju geijino, kao i higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) i gravitino (S = 3/2). U većini teorija, LSP čestica je linearna kombinacija spin 1/2 SUSY čestica spomenutih gore. Masa ovog takozvanog neutralina najvjerovatnije bi trebala biti veća od 10 GeV / c 2. Razmatranje SUSY čestica kao tamne materije je od posebnog interesa, budući da su se pojavile u potpuno drugačijem kontekstu i nisu posebno uvedene za rješavanje problema (ne-barionske) tamne tvari. Cosmions Kosmioni su prvobitno uvedeni da bi riješili problem solarnih neutrina. Zbog svoje velike brzine, ove čestice gotovo nesmetano prolaze kroz površinu zvijezde. U središnjem dijelu zvijezde, oni se sudaraju sa jezgrima. Ako je gubitak energije dovoljno velik, onda oni ne mogu ponovo napustiti ovu zvijezdu i akumulirati se u njoj tokom vremena. Zarobljeni kosmoni unutar Sunca utiču na prirodu prenosa energije i na taj način doprinose hlađenju centralnog regiona Sunca. Ovo bi dovelo do manje vjerovatnoće proizvodnje neutrina od 8 V i objasnilo bi zašto je tok neutrina izmjeren na Zemlji manji od očekivanog. Da bi se riješio ovaj problem neutrina, masa kosmona mora biti u rasponu od 4 do 11 GeV/c 2, a poprečni presjek za reakciju interakcije kosmona sa materijom mora imati vrijednost od 10 -36 cm 2. Međutim, čini se da eksperimentalni podaci isključuju takvo rješenje problema solarnih neutrina.

Topološki defekti prostor-vremena

Pored gore navedenih čestica, tamnoj materiji mogu doprinijeti i topološki defekti. Pretpostavlja se da je u ranom Univerzumu na t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K narušena GUT simetrija, što je dovelo do razdvajanja interakcija opisanih SU (3) i SU (2) × U grupe (1). Higsovo polje dimenzije 24 dobilo je određeno poravnanje, a orijentacija faznih uglova spontanog narušavanja simetrije ostala je proizvoljna. Kao posljedica ove fazne tranzicije, trebalo je formirati prostorne regije sa različitim orijentacijama. Ova područja su se vremenom povećavala i na kraju su došla u kontakt jedno s drugim.
Prema savremenim konceptima, topološki stabilne tačke defekata formirane su na graničnim površinama, gde je došlo do susreta regiona različitih orijentacija. Mogu imati dimenzije od nula do tri i sastoje se od vakuuma neprekinute simetrije. Nakon kršenja simetrije, ovaj početni vakuum ima vrlo visoku energiju i gustinu materije.
Najvažniji su točkasti defekti. Moraju nositi izolovani magnetni naboj, tj. biti magnetni monopoli. Njihova masa je povezana s temperaturom faznog prijelaza i iznosi oko 10 16 GeV / c 2. Do sada, uprkos intenzivnim pretragama, postojanje ovakvih objekata nije registrovano.
Slično kao kod magnetnih monopola, mogu se formirati i linearni defekti - kosmičke žice. Ovi filamentni objekti imaju karakterističnu linearnu gustinu mase reda 10 22 g ∙ cm –1 i mogu biti zatvoreni ili otvoreni. Zbog gravitacionog privlačenja mogle su poslužiti kao sjeme za kondenzaciju materije, uslijed čega su nastale galaksije.
Velike mase bi omogućile da se takve žice detektuju kroz efekat gravitacionih sočiva. Žice bi savijale okolni prostor na način da bi se stvorila dvostruka slika objekata iza njih. Svjetlost iz vrlo udaljenih galaksija bi mogla biti odbijena ovim nizom u skladu sa zakonima opće teorije gravitacije. Posmatrač na Zemlji bi vidio dvije susjedne zrcalne slike galaksija sa identičnim spektralnim sastavom. Ovaj efekat gravitacionog sočiva već je otkriven za udaljene kvazare, kada je galaksija između kvazara i Zemlje služila kao gravitaciono sočivo.
Diskutira se i mogućnost supravodljivog stanja u kosmičkim strunama. Električno nabijene čestice, kao što su elektroni, u simetričnom vakuumu, žice bi bile bez mase jer svoju masu dobivaju samo kao rezultat probijanja simetrije kroz Higsov mehanizam. Dakle, parovi čestica-antičestica koji se kreću brzinom svjetlosti mogu se ovdje stvoriti uz vrlo niske troškove energije. Rezultat je supravodljiva struja. Superprovodne žice mogle bi da pređu u pobuđeno stanje interakcijom sa naelektrisanim česticama, a uklanjanje ove pobude bi se vršilo emisijom radio talasa.
Višedimenzionalni defekti su također razmatrani, uključujući dvodimenzionalne "zidove domene", a posebno trodimenzionalne defekte ili "teksture". Ostali egzotični kandidati

1. Sjena materija. Pod pretpostavkom da su strune jednodimenzionalni prošireni objekti, teorije superstruna pokušavaju da repliciraju uspjeh supersimetričnih modela u eliminaciji divergencija u gravitaciji i prodiranju energetskih područja izvan Plankove mase. Sa matematičke tačke gledišta, teorije superstruna bez anomalija mogu se dobiti samo za merne grupe SO (32) i E 8 * E 8". Potonji se deli na dva sektora, od kojih jedan opisuje običnu materiju, dok drugi odgovara na materiju senke (E 8"). Ova dva sektora mogu međusobno komunicirati samo gravitaciono.
2. "Quark nuggets" su predloženi 1984. To su stabilni makroskopski objekti kvarkove materije, koji se sastoje od u-, d- i s-kvarkova. Gustoće ovih objekata leže u području nuklearne gustoće 10 15 g/cm 3, a mase se mogu kretati od nekoliko GeV/s 2 do vrijednosti masa neutronskih zvijezda. Nastaju tokom hipotetičke QCD fazne tranzicije, ali se obično smatraju vrlo malo vjerovatnim.

3.3. Modificirane teorije (kosmološka konstanta, MOND-teorija, gravitacijska konstanta zavisna od vremena)

U početku je Ajnštajn uveo kosmološku konstantu Λ u polja jednačine opšte relativnosti da bi, prema tadašnjim gledištima, osigurao stacionarnost Univerzuma. Međutim, nakon Hablovog otkrića ekspanzije svemira kasnih 1920-ih, pokazalo se da je to bilo suvišno. Stoga su počeli smatrati da je Λ = 0. Međutim, u okviru modernih teorija polja, ova kosmološka konstanta se tumači kao gustoća energije vakuuma ρ v. Vrijedi sljedeća jednačina:

Slučaj Λ = 0 odgovara pretpostavci da vakuum ne doprinosi gustoći energije. Ova slika odgovara idejama klasične fizike. U kvantnoj teoriji polja, s druge strane, vakuum sadrži razna kvantna polja koja su u stanju s najnižom energijom, koja nije nužno nula.
Uzimajući u obzir kosmološku konstantu različitu od nule, koristeći relacije

dobijamo nižu kritičnu gustinu i veću vrednost parametra gustine od očekivane prema gore datim formulama. Astronomska zapažanja zasnovana na prebrojavanju broja galaksija daju gornju granicu za sadašnju kosmološku konstantu
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

gdje se za H 0, max koristi vrijednost od 100 km ∙ s –1 ∙ Mpc –1. Dok je utvrđeno da je kosmološka konstanta različita od nule neophodna za tumačenje rane faze evolucije, neki naučnici su zaključili da Λ, koji nije jednak 0, može igrati ulogu u narednim fazama razvoja Univerzuma.
Kosmološka konstanta

može dovesti do vrijednosti Ω (Λ = 0), iako je u stvari Ω (Λ ≠ 0). Parametar Ω (Λ = 0) određen iz ρ 0 bi dao Ω = 1, kao što je potrebno u inflatornim modelima, pod uslovom da je kosmološka konstanta

Upotreba numeričkih vrijednosti H 0 = 75 ± 25 km ∙ s −1 ∙ Mpc −1 i Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 dovodi do
Λ = (1,6 ± 1,1) ∙ 10 −56 cm −2. Gustina energije vakuuma koja odgovara ovoj vrijednosti mogla bi riješiti kontradikciju između uočene vrijednosti parametra gustine i vrijednosti Ω = 1 koju zahtijevaju moderne teorije.
Osim uvođenja kosmološke konstante različite od nule, postoje i drugi modeli koji otklanjaju barem neke od problema bez pozivanja na hipotezu tamne tvari.

MOND teorija (modificirana njutnova dinamika)

Ova teorija pretpostavlja da se zakon gravitacije razlikuje od uobičajenog Newtonovog oblika i izgleda ovako:

U ovom slučaju, sila privlačenja će biti veća i mora se kompenzovati bržim periodičnim kretanjem, što može objasniti ravno ponašanje krivulja rotacije.

Vremenski zavisna gravitaciona konstanta

Vremenska zavisnost gravitacione konstante G(t) mogla bi biti od velike važnosti za formiranje galaksija. Međutim, do sada, precizna mjerenja nisu dala nikakve indikacije vremenske varijacije G.

Književnost

1. G.V. Klapdor-Kleingrothhouse, A. Staudt "Fizika elementarnih čestica bez akceleratora".
2. C. Naranyan. "Opća astrofizika i kosmologija".
3. Bottino A. et al., 1994. Astropart. Phys., 2, 67, 77.

>

Šta tamne materije i tamne energije Univerzum: struktura prostora sa fotografijom, zapremina u procentima, uticaj na objekte, istraživanje, širenje Univerzuma.

Oko 80% prostora predstavlja materijal koji je skriven od direktnog posmatranja. Ovo je otprilike Crna materija- supstanca koja ne proizvodi energiju i svjetlost. Kako su istraživači znali da je dominantan?

Tokom 1950-ih, naučnici su počeli aktivno proučavati druge galaksije. Tokom analiza su uočili da je Univerzum ispunjen sa više materijala nego što se može uhvatiti "vidljivim okom". Zagovornici tamne materije su se pojavljivali svaki dan. Iako nije bilo direktnih dokaza o njegovom prisustvu, teorije su rasle, kao i zaobilazna rješenja zapažanja.

Materijal koji vidimo naziva se barionska materija. Predstavljaju ga protoni, neutroni i elektroni. Vjeruje se da je tamna materija sposobna kombinirati barionsku i nebarionsku materiju. Da bi Univerzum ostao u svom uobičajenom integritetu, tamna materija mora biti u količini od 80%.

Neuhvatljiva tvar može biti nevjerovatno teško pronaći ako sadrži barionsku materiju. Među kandidatima su smeđi i bijeli patuljci, kao i neutronske zvijezde. Supermasivne crne rupe takođe mogu dodati razliku. Ali trebalo je da imaju veći uticaj od onoga što su naučnici videli. Ima i onih koji smatraju da bi tamna materija trebala biti sastavljena od nečeg neobičnijeg i rjeđeg.

Kompozitna slika teleskopa Hubble koja prikazuje sablasni prsten tamne materije u jatu galaksija Cl 0024 + 17

Većina naučnog svijeta vjeruje da je nepoznata supstanca uglavnom predstavljena nebarionskom materijom. Najpopularniji kandidat je WIMPS (Weakly Contacting Massive Particles), čija je masa 10-100 puta veća od mase protona. Ali njihova interakcija sa običnom materijom je preslaba, što otežava pronalaženje.

Neutralino se sada vrlo pažljivo razmatra - masivne hipotetičke čestice, koje po masi nadmašuju neutrine, ali se razlikuju po sporosti. Još nisu pronađeni. Manji neutralni aksiom i netaknuti fotoni se također uzimaju u obzir kao moguće opcije.

Druga opcija je zastarjelo znanje o gravitaciji koje treba ažurirati.

Nevidljiva tamna materija i tamna energija

Ali, ako nešto ne vidimo, kako dokazati da postoji? I zašto smo odlučili da su tamna materija i tamna energija nešto stvarno?

Masa velikih objekata izračunava se njihovim prostornim pomakom. 1950-ih, istraživači koji su promatrali galaksije spiralnog tipa pretpostavljali su da će se materijal blizu centra kretati mnogo brže od udaljenog materijala. Ali pokazalo se da su se zvijezde kretale istom brzinom, što znači da je masa bila mnogo veća nego što se mislilo. Proučeni gas u eliptičnim tipovima pokazao je iste rezultate. Nametnuo se isti zaključak: da smo vođeni samo prividnom masom, tada bi se galaktička jata odavno srušila.

Albert Ajnštajn je uspeo da dokaže da su veliki univerzalni objekti sposobni da savijaju i iskrivljuju svetlosne zrake. To im je omogućilo da se koriste kao prirodna povećala. Istražujući ovaj proces, naučnici su uspeli da naprave mapu tamne materije.

Ispostavilo se da većinu našeg svijeta predstavlja još uvijek nedostižna supstanca. Više o tamnoj materiji možete saznati ako pogledate video.

Crna materija

Fizičar Dmitrij Kazakov o opštoj energetskoj ravnoteži Univerzuma, teoriji skrivene mase i čestica tamne materije:

Ako govorimo o materiji, onda je tamni bez sumnje lider u procentima. Ali generalno, zauzima samo četvrtinu svega. Univerzum obiluje tamna energija.

Od Velikog praska, svemir je pokrenuo proces širenja koji se nastavlja i danas. Istraživači su vjerovali da će na kraju početna energija nestati i da će se usporiti. Ali udaljene supernove pokazuju da se svemir ne zaustavlja, već ubrzava. Sve je to moguće samo ako je količina energije toliko ogromna da savlada gravitacijski utjecaj.

Tamna materija i tamna energija: objašnjena zagonetka

Znamo da je svemir uglavnom tamna energija. To je misteriozna sila koja uzrokuje da prostor povećava brzinu širenja svemira. Još jedna misteriozna komponenta je tamna materija, koja održava kontakt s objektima samo uz pomoć gravitacije.

Naučnici ne mogu vidjeti tamnu materiju direktnim promatranjem, ali efekti su dostupni za proučavanje. Oni uspijevaju uhvatiti svjetlost savijenu gravitacijskom silom nevidljivih objekata (gravitacijsko sočivo). Oni takođe primećuju trenutke kada zvezda kruži oko galaksije mnogo brže nego što bi trebalo.

Sve je to zbog prisutnosti ogromne količine neuhvatljive tvari koja utječe na masu i brzinu. Zapravo, ova supstanca je obavijena velom misterije. Ispostavilo se da istraživači radije mogu reći ne ono što je pred njima, već ono "to" nije.

Ovaj kolaž prikazuje slike šest različitih galaktičkih jata snimljenih NASA-inim svemirskim teleskopom Hubble. Jata su otkrivena dok su pokušavali da istraže ponašanje tamne materije u jatom galaksija dok se sudaraju.

Tamna materija... tamna. Ne proizvodi svjetlost i ne opaža se u direktnom pogledu. Stoga isključujemo zvijezde i planete.

Ne djeluje kao oblak obične materije (takve čestice se zovu barioni). Da su barioni prisutni u tamnoj materiji, onda bi se to manifestovalo direktnim posmatranjem.

Također isključujemo crne rupe, jer djeluju kao gravitacijska sočiva koja emituju svjetlost. Naučnici ne posmatraju dovoljno događaja sa sočiva da bi izračunali količinu tamne materije koja bi trebala biti prisutna.

Iako je Univerzum najveće mjesto, sve je počelo s najmanjim strukturama. Vjeruje se da se tamna materija počela kondenzirati kako bi stvorila "građevinske blokove" sa normalnom materijom, stvarajući prve galaksije i jata.

Da bi pronašli tamnu materiju, naučnici koriste različite metode:

• Veliki hadronski sudarač.
• instrumente kao što su WNAP i Planck Space Observatory.
• eksperimenti direktnog pogleda: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP i ArDM.
• indirektna detekcija: detektori gama zraka (Fermi), neutrino teleskopi (IceCube), detektori antimaterije (PAMELA), rendgenski i radio detektori.

Metode pretraživanja tamne materije

Fizičar Anton Baušev o slabim interakcijama između čestica, radioaktivnosti i potrazi za tragovima anihilacije:

Udubljivanje u misteriju tamne materije i tamne energije

Više puta, naučnici nisu bili u mogućnosti da doslovno vide tamnu materiju, jer ona ne dolazi u kontakt sa barionskom materijom, što znači da ostaje neuhvatljiva za svetlost i druge vrste elektromagnetnog zračenja. Ali istraživači su sigurni u njegovo prisustvo, jer posmatraju uticaj na galaksije i jata.

Standardna fizika kaže da bi zvijezde na rubovima spiralne galaksije trebalo da uspore. Ali ispostavilo se da se pojavljuju zvijezde čija brzina ne poštuje princip lokacije u odnosu na centar. Ovo se može objasniti samo činjenicom da su zvijezde pod utjecajem nevidljive tamne tvari u oreolu oko galaksije.

Prisustvo tamne materije takođe je u stanju da dešifruje neke od iluzija uočenih u dubinama svemira. Na primjer, prisutnost čudnih prstenova i svjetlosnih lukova u galaksijama. To jest, svjetlost iz udaljenih galaksija prolazi kroz distorziju i pojačava se nevidljivim slojem tamne materije (gravitacijsko sočivo).

Za sada imamo nekoliko ideja o tome šta je tamna materija. Glavna ideja su egzotične čestice koje nisu u kontaktu sa običnom materijom i svjetlošću, ali imaju moć u gravitacionom smislu. Nekoliko grupa (neke koriste Veliki hadronski sudarač) sada rade na stvaranju čestica tamne materije za proučavanje u laboratoriji.

Drugi misle da se uticaj može objasniti fundamentalnom modifikacijom teorije gravitacije. Tada dobijamo nekoliko oblika gravitacije, što se bitno razlikuje od uobičajene slike i zakona koje je utvrdila fizika.

Svemir koji se širi i tamna energija

Situacija tamne energije je još zbunjujuća, a samo otkriće 1990-ih postalo je nepredvidivo. Fizičari su oduvijek mislili da sila gravitacije djeluje na usporavanje i da jednog dana može obustaviti proces univerzalne ekspanzije. Mjerenje brzine pristupile su dvije ekipe odjednom i obje su, na svoje iznenađenje, otkrile ubrzanje. Kao da bacite jabuku u zrak i znate da ona mora pasti, a ona se sve dalje udaljava od vas.

Postalo je jasno da određena sila utiče na ubrzanje. Štaviše, čini se da što je svemir širi, to ova sila dobija više "moći". Naučnici su je odlučili označiti kao tamna energija.

Teorijska konstrukcija u fizici, nazvana Standardni model, opisuje interakcije svih elementarnih čestica poznatih nauci. Ali to je samo 5% tvari koja postoji u Univerzumu, dok preostalih 95% ima potpuno nepoznatu prirodu. Šta je to hipotetička tamna materija i kako je naučnici pokušavaju otkriti? Hayk Hakobyan, student Moskovskog instituta za fiziku i tehnologiju i zaposlenik Odsjeka za fiziku i astrofiziku, govori o tome u okviru posebnog projekta.

Standardni model elementarnih čestica, konačno potvrđen nakon otkrića Higgsovog bozona, opisuje fundamentalne interakcije (elektroslabe i jake) nama poznatih običnih čestica: leptona, kvarkova i nosilaca interakcija (bozona i gluona). Međutim, ispostavilo se da cijela ova ogromna, složena teorija opisuje samo oko 5-6% sve materije, dok se ostatak ne uklapa u ovaj model. Posmatranja najranijih trenutaka u životu našeg Univerzuma pokazuju nam da je otprilike 95% materije koja nas okružuje potpuno nepoznate prirode. Drugim rečima, indirektno vidimo prisustvo ove skrivene materije zbog njenog gravitacionog uticaja, ali još nismo bili u mogućnosti da je direktno uhvatimo. Ovaj fenomen skrivene mase nosi kodni naziv "tamna materija".

Moderna nauka, posebno kosmologija, radi prema deduktivnoj metodi Sherlocka Holmesa

Sada je glavni kandidat iz WISP grupe aksion, koji nastaje u teoriji jake interakcije i ima vrlo malu masu. Takva čestica je sposobna da se transformiše u par foton-foton u visokim magnetnim poljima, što daje nagoveštaje kako da je pokušamo detektovati. Eksperiment ADMX koristi velike kamere koje stvaraju magnetno polje od 80.000 gausa (to je 100.000 puta više od Zemljinog magnetnog polja). U teoriji, takvo polje bi trebalo stimulirati raspad aksiona u par foton-foton, koji bi detektori trebali uhvatiti. Unatoč brojnim pokušajima, još uvijek nije bilo moguće otkriti WIMP-ove, aksione ili sterilne neutrine.

Tako smo putovali kroz ogroman broj različitih hipoteza, tražeći da objasnimo čudno prisustvo skrivene mase, i, odbacujući sve nemoguće uz pomoć zapažanja, došli do nekoliko mogućih hipoteza s kojima već možemo raditi.

Negativan rezultat u nauci je također rezultat, jer daje ograničenja na različite parametre čestica, na primjer, uklanja raspon mogućih masa. Iz godine u godinu sve više promatranja i eksperimenata u akceleratorima daje nova, stroža ograničenja na masu i druge parametre čestica tamne tvari. Tako, izbacujući sve nemoguće opcije i sužavajući krug traženja, iz dana u dan sve smo bliže razumijevanju od čega se sastoji 95% materije u našem Univerzumu.

Poznato je da tamna materija interaguje sa "svetlećom" (barionskom), barem na gravitacioni način, i predstavlja medij sa prosečnom kosmološkom gustinom, nekoliko puta većom od gustine bariona. Potonji su zarobljeni u gravitacionim jamama koncentracija tamne materije. Stoga, iako čestice tamne materije ne stupaju u interakciju sa svjetlom, svjetlost se emituje tamo gdje se nalazi tamna materija. Ovo izvanredno svojstvo gravitacione nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i distribucije tamne materije iz podataka posmatranja od radio opsega do rendgenskog zračenja.

Direktno proučavanje distribucije tamne materije u jatama galaksija postalo je moguće nakon dobijanja njihovih vrlo detaljnih slika 1990-ih. U ovom slučaju, slike udaljenijih galaksija projektovane na jato su izobličene ili čak podijeljene zbog efekta gravitacionog sočiva. Po prirodi ovih izobličenja, postaje moguće rekonstruisati distribuciju i veličinu mase unutar klastera, bez obzira na opažanja galaksija samog jata. Dakle, direktna metoda potvrđuje prisustvo skrivene mase i tamne materije u galaktičkim jatama.

Objavljeno 2012. godine, studija kretanja više od 400 zvijezda smještenih na udaljenosti do 13.000 svjetlosnih godina od Sunca nije pronašla dokaze o prisutnosti tamne tvari u velikom volumenu svemira oko Sunca. Prema predviđanjima teorija, prosječna količina tamne tvari u blizini Sunca trebala je biti oko 0,5 kg u zapremini globusa. Međutim, mjerenja su dala vrijednost od 0,00 ± 0,06 kg tamne tvari u ovoj zapremini. To znači da pokušaji registracije tamne materije na Zemlji, na primjer, uz rijetke interakcije čestica tamne materije sa "običnom" materijom, teško mogu biti uspješni.

Kandidati za tamnu materiju

Barionska tamna materija

Čini se da je najprirodnija pretpostavka da se tamna tvar sastoji od obične, barionske materije, koja iz nekog razloga slabo djeluje na elektromagnetski način i stoga se ne može otkriti kada se proučavaju, na primjer, emisione i apsorpcijske linije. Sastav tamne materije može uključivati ​​mnoge već otkrivene svemirske objekte, kao što su: tamni galaktički oreoli, smeđi patuljci i masivne planete, kompaktni objekti u završnim fazama evolucije: bijeli patuljci, neutronske zvijezde, crne rupe. Osim toga, hipotetički objekti kao što su kvark zvijezde, Q zvijezde i preonske zvijezde također mogu biti dio barionske tamne materije.

Problemi ovog pristupa očituju se u kosmologiji Velikog praska: ako je sva tamna materija predstavljena barionima, onda bi omjer koncentracija lakih elemenata nakon primarne nukleosinteze, uočen kod najstarijih astronomskih objekata, trebao biti drugačiji, oštro drugačiji od posmatranog. Osim toga, eksperimenti o potrazi za gravitacijskim sočivanjem svjetlosti zvijezda u našoj galaksiji pokazuju da nije uočena dovoljna koncentracija velikih gravitirajućih objekata kao što su planete ili crne rupe da bi se objasnila masa oreola naše Galaksije, a mali objekti od dovoljna koncentracija bi trebala previše apsorbirati svjetlost zvijezda.

Nebarionska tamna materija

Teorijski modeli pružaju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu ne-barionske nevidljive materije. Nabrojimo neke od njih.

Laki neutrini

Za razliku od drugih kandidata, neutrini imaju izrazitu prednost: poznato je da postoje. Budući da je broj neutrina u Univerzumu uporediv sa brojem fotona, čak i ako imaju malu masu, neutrini mogu odrediti dinamiku Univerzuma. Za postizanje, gdje je takozvana kritična gustina, potrebne su mase neutrina reda eV, gdje označava broj tipova lakih neutrina. Dosadašnji eksperimenti daju procjenu masa neutrina reda veličine eV. Tako su laki neutrini praktično isključeni kao kandidati za dominantnu frakciju tamne materije.

Teški neutrini

Iz podataka o širini raspada Z-bozona proizilazi da je broj generacija slabo interakcijskih čestica (uključujući neutrine) 3. Dakle, teški neutrini (barem s masom manjom od 45 GeV) su nužno tzv. -nazvao. "Sterilne", odnosno čestice koje ne reaguju na slab način. Teorijski modeli predviđaju masu u vrlo širokom rasponu vrijednosti (ovisno o prirodi ovog neutrina). Iz fenomenologije za, slijedi raspon mase od približno eV, tako da sterilni neutrini mogu činiti značajan dio tamne materije.

Supersimetrične čestice

Supersimetrične (SUSY) teorije imaju barem jednu stabilnu česticu koja je novi kandidat za ulogu tamne materije. Pretpostavlja se da ova čestica (LSP) ne učestvuje u elektromagnetnim i jakim interakcijama. LSP čestice mogu biti fotino, gravitino, Higgsino (superpartneri fotona, gravitona i Higsovog bozona, respektivno), kao i sneutrino, vino i zino. U većini teorija, LSP čestica je kombinacija gore navedenih SUSY čestica s masom reda veličine 10 GeV.

Cosmions

Kosmioni su uvedeni u fiziku kako bi riješili problem solarnih neutrina, koji se sastoji u značajnoj razlici između fluksa neutrina otkrivenih na Zemlji od vrijednosti predviđene standardnim modelom Sunca. Međutim, ovaj problem je našao rješenje u okviru teorije neutrina i efekta Mihejeva - Smirnova - Wolfensteina, tako da su kosmoni očigledno isključeni iz kandidata za ulogu tamne materije.

Topološki defekti prostor-vremena

Prema modernim kosmološkim konceptima, energija vakuuma je određena nekim lokalno homogenim i izotropnim skalarnim poljem. Ovo polje je neophodno za opisivanje takozvanih faznih prelaza vakuuma tokom širenja Univerzuma, tokom kojih je došlo do uzastopnog narušavanja simetrije, što je dovelo do razdvajanja fundamentalnih interakcija. Fazni prelaz je skok energije vakuumskog polja koji teži svom osnovnom stanju (stanje sa minimalnom energijom na datoj temperaturi). Različite regije prostora mogle su samostalno doživjeti takvu tranziciju, uslijed čega su se formirale regije s određenim "poravnanjem" skalarnog polja, koje bi, šireći se, mogle doći u dodir jedna s drugom. Stabilni topološki defekti različitih konfiguracija mogu se formirati na tačkama susreta regiona sa različitim orijentacijama: tačkaste čestice (posebno magnetni monopoli), linearni produženi objekti (kosmičke strune), dvodimenzionalne membrane (zidovi domene), trodimenzionalne defekti (teksture). Svi ovi objekti imaju, po pravilu, kolosalnu masu i mogli bi da daju dominantan doprinos tamnoj materiji. U ovom trenutku (2012.), takvi objekti nisu pronađeni u Univerzumu.

Klasifikacija tamne materije

Ovisno o brzinama čestica, od kojih se, pretpostavlja se, sastoji tamna tvar, može se podijeliti u nekoliko klasa.

Vruća tamna materija

Sastoji se od čestica koje se kreću brzinom bliskom svjetlosti - vjerovatno od neutrina. Ove čestice imaju vrlo malu masu, ali još uvijek nisu nule, a s obzirom na ogroman broj neutrina u svemiru (300 čestica po 1 cm³), to daje ogromnu masu. U nekim modelima, neutrini čine 10% tamne materije.

Ova materija, zbog svoje ogromne brzine, ne može formirati stabilne strukture, ali može uticati na običnu materiju i druge vrste tamne materije.

Topla tamna materija

Materija koja se kreće relativističkim brzinama, ali niža od vruće tamne materije, naziva se "topla". Brzine njegovih čestica mogu biti u rasponu od 0,1c do 0,95c. Neki podaci, posebno temperaturne fluktuacije pozadinskog mikrovalnog zračenja, daju razloga za vjerovanje da ovaj oblik materije može postojati.

Za sada nema kandidata za ulogu komponenti tople tamne materije, ali je moguće da sterilni neutrini, koji bi se trebali kretati sporije od uobičajena tri okusa neutrina, mogu postati jedan od njih.

Hladna tamna materija

Tamna materija koja se kreće klasičnim brzinama naziva se "hladna". Ova vrsta materije je od najvećeg interesa, jer, za razliku od tople i vruće tamne materije, hladna materija može formirati stabilne formacije, pa čak i čitave tamne galaksije.

Do sada nisu pronađene čestice pogodne za ulogu sastojaka hladne tamne materije. Masivne čestice sa slabom interakcijom - WIMP-i, kao što su aksioni i supersimetrični fermion partneri svjetlosnih bozona - fotino, gravitino i drugi - kandidati su za ulogu hladne tamne materije.

Mešana tamna materija

U popularnoj kulturi

• U seriji Mass Effect, tamna materija i tamna energija u obliku takozvanog "Elementa Zero" potrebne su za kretanje superluminalnim brzinama. Neki ljudi, biotici, koristeći tamnu energiju, mogu kontrolisati polja masovnog efekta.
• U animiranoj seriji Futurama, tamna materija se koristi kao gorivo za svemirsku letjelicu Interplanetary Express. Materija se rađa u obliku izmeta vanzemaljske rase "Zubastillons" i izuzetno je velike gustine.

vidi takođe

Bilješke (uredi)

Književnost

• Stranica Moderna kozmologija, koja između ostalog sadrži izbor materijala o tamnoj materiji.
• G.V. Klapdor-Kleingrothhouse, A. Staudt Neakceleratorska fizika elementarnih čestica. Moskva: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Linkovi

• S. M. Bilenky, Mase neutrina, miješanje i oscilacije, UFN 173 1171-1186 (2003.)
• V. N. Lukash, E. V. Mikheeva, Tamna materija: od početnih uslova do formiranja strukture Univerzuma, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Tamna materija", iz serije predavanja u projektu "PostNauka" (video)
• Anatolij Čerepaščuk. "Novi oblici materije u svemiru, prvi deo" - Tamna masa i tamna energija, iz ciklusa predavanja "AKADEMIJA" (video)

Wikimedia fondacija. 2010.

Pogledajte šta je "tamna materija" u drugim rječnicima:

CRNA MATERIJA- (TM) neobična materija našeg Univerzuma, koja se ne sastoji od (vidi), tj. ne od protona, neutrona, mezona, itd., a otkrivena je najjačim gravitacionim efektom na kosmičke objekte obične barionske prirode (zvijezde, galaksije, crne boje). ... ...

Tamna materija Vanjske granice: Dark Matters Fantasy žanr ... Wikipedia

Ovaj izraz ima druga značenja, pogledajte Dark Star. Tamna zvijezda je teoretski predviđena vrsta zvijezda koje bi mogle postojati u ranoj fazi formiranja Univerzuma, čak i prije nego što su mogle ... ... Wikipedia

STVAR- objektivna stvarnost koja postoji izvan i nezavisno od ljudske svijesti i njome se odražava (na primjer, živi i neživi M.). Jedinstvo svijeta u njegovoj materijalnosti. U fizici M. sve vrste postojanja (vidi), koje mogu biti u različitim ... ... Velika politehnička enciklopedija