Poznato je da tamna tvar stupa u interakciju sa "svjetlećom" (barionskom), barem na gravitacijski način, i da je medij sa prosječnom kosmološkom gustoćom, nekoliko puta većom od gustoće bariona. Potonji su uhvaćeni u gravitacijskim jamama koncentracija tamne tvari. Stoga, iako čestice tamne materije ne stupaju u interakciju sa svjetlošću, svjetlost se emitira s mjesta gdje postoji tamna tvar. Ovo izvanredno svojstvo gravitacijske nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i raspodjele tamne tvari iz podataka promatranja s radija na rendgensko zračenje.

Direktno proučavanje distribucije tamne tvari u jatima galaksija postalo je moguće nakon dobivanja njihovih vrlo detaljnih snimaka 1990 -ih. U ovom slučaju, slike udaljenijih galaksija projicirane na klaster ispostavljaju se iskrivljene ili čak podijeljene zbog djelovanja gravitacijskog sočiva. Po prirodi ovih izobličenja, postaje moguće rekonstruirati raspodjelu i veličinu mase unutar jata, bez obzira na opažanja galaksija samog jata. Dakle, direktna metoda potvrđuje prisutnost skrivene mase i tamne tvari u galaktičkim jatima.

Objavljeno 2012. godine, studija kretanja više od 400 zvijezda koje se nalaze na udaljenostima do 13.000 svjetlosnih godina od Sunca nije pronašla dokaze o prisutnosti tamne tvari u velikoj količini prostora oko Sunca. Prema predviđanjima teorija, prosječna količina tamne materije u blizini Sunca trebala je biti oko 0,5 kg u volumenu globusa. Međutim, mjerenja su dala vrijednost od 0,00 ± 0,06 kg tamne tvari u ovom volumenu. To znači da pokušaji registrovanja tamne materije na Zemlji, na primjer, s rijetkim interakcijama 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, iz nekog razloga koja slabo djeluje na elektromagnetski način i stoga se ne može otkriti pri proučavanju, na primjer, emisionih i apsorpcijskih linija. Sastav tamne materije može uključivati ​​mnoge već otkrivene svemirske objekte, poput: tamnih galaktičkih oreola, smeđih patuljaka i masivnih planeta, kompaktnih objekata u posljednjoj fazi evolucije: bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda, crnih rupa. Osim toga, hipotetički objekti poput kvarkovskih zvijezda, Q zvijezda i preonskih zvijezda također mogu biti dio barionske tamne tvari.

Problemi ovog pristupa očituju se u kozmologiji Velikog praska: ako je sva tamna tvar predstavljena barionima, tada bi omjer koncentracija svjetlosnih elemenata nakon primarne nukleosinteze, uočen u najstarijim astronomskim objektima, trebao biti drugačiji, oštro drugačiji od posmatranog. Osim toga, eksperimenti na potrazi za gravitacijskim lećanjem svjetlosti zvijezda u našoj Galaksiji pokazuju da se ne primjećuje dovoljna koncentracija velikih gravitirajućih objekata poput planeta ili crnih rupa za objašnjenje mase oreola naše Galaksije, a mali objekti dovoljna koncentracija trebala bi previše apsorbirati svjetlost zvijezda.

Nebarionska tamna tvar

Teorijski modeli pružaju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu nebarionske nevidljive materije. Navedimo neke od njih.

Lagani neutrini

Za razliku od drugih kandidata, neutrini imaju izrazitu prednost: poznato je da postoje. Budući da je broj neutrina u svemiru uporediv s brojem fotona, čak i male mase, neutrini mogu dobro odrediti dinamiku univerzuma. Da bi se postigla, gdje je tzv. Kritična gustoća, potrebne su neutrinske mase reda eV, gdje označava broj tipova lakih neutrina. Dosadašnji eksperimenti daju procjene neutrinskih masa reda eV. Tako su svjetlosni neutrini praktički isključeni kao kandidati za dominantni dio tamne tvari.

Teški neutrini

Iz podataka o širini raspada Z-bozona slijedi da je broj generacija čestica sa slabom interakcijom (uključujući neutrine) 3. Dakle, teški neutrini (barem s masom manjom od 45 GeV) nužno su tzv. -zvani. "Sterilne", odnosno čestice koje ne stupaju u interakciju na slab način. Teoretski modeli predviđaju masu u vrlo širokom rasponu vrijednosti (ovisno o prirodi ovog neutrina). Iz fenomenologije za slijedi raspon masa od približno eV, pa sterilni neutrini mogu činiti značajan dio tamne tvari.

Supersimetrične čestice

Supersimetrične (SUSY) teorije imaju barem jednu stabilnu česticu koja je novi kandidat za ulogu tamne tvari. Pretpostavlja se da ova čestica (LSP) ne sudjeluje u elektromagnetskim i snažnim interakcijama. LSP čestice mogu biti photino, gravitino, Higgsino (superpartneri fotona, gravitona i Higgsovog bozona, respektivno), kao i sneutrino, vino i zino. U većini teorija, LSP čestica je kombinacija gore navedenih SUSY čestica mase mase 10 GeV.

Cosmions

Kosmiji 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 je problem riješen u okviru teorije o neutrinskim oscilacijama i Mikheev - Smirnov - Wolfenstein efekta, pa su kozmoni očigledno isključeni iz kandidata za ulogu tamne tvari.

Topološki nedostaci prostor-vremena

Prema savremenim kosmološkim konceptima, energija vakuuma je određena nekim lokalno homogenim i izotropnim skalarnim poljem. Ovo polje je potrebno za opisivanje takozvanih faznih prijelaza vakuuma tijekom širenja Univerzuma, tijekom kojih je došlo do uzastopnog kršenja simetrije, što je dovelo do razdvajanja osnovnih interakcija. Fazni prijelaz je skok energije vakuumskog polja koje teži svom osnovnom stanju (stanje s minimalnom energijom na datoj temperaturi). Različite regije prostora mogle bi neovisno doživjeti takav prijelaz, uslijed čega su nastale regije s određenim "poravnanjem" skalarnog polja, koje bi, šireći se, mogle doći u međusobni kontakt. Na mjestima susreta regija različitih orijentacija mogli bi se formirati stabilni topološki defekti različitih konfiguracija: čestice nalik tačkama (posebno magnetski monopoli), linearni produženi objekti (kosmički nizovi), dvodimenzionalne membrane (domenski zidovi), trodimenzionalne dimenzijske greške (teksture). Svi ti objekti u pravilu imaju kolosalnu masu i mogli bi dati dominantni doprinos tamnoj materiji. U sadašnjem trenutku (2012.) takvi objekti nisu pronađeni u svemiru.

Klasifikacija tamne materije

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

Vruća tamna materija

Sastoji se od čestica koje se kreću brzinom blizu svjetlosti - vjerovatno od neutrina. Ove čestice imaju vrlo malu masu, ali još uvijek ne nulu, 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 tvari.

Ova materija, zbog svoje velike brzine, ne može formirati stabilne strukture, ali može utjecati na običnu materiju i druge vrste tamne tvari.

Topla tamna materija

Materija koja se kreće relativističkom brzinom, ali nižom od one vruće tamne materije, naziva se "topla". Brzine njegovih čestica mogu se kretati od 0,1c do 0,95c. Neki podaci, posebno temperaturne fluktuacije pozadinskog mikrotalasnog zračenja, ukazuju na to da ovaj oblik materije može postojati.

Zasad nema kandidata za ulogu sastojaka tople tamne tvari, ali moguće je da sterilni neutrini, koji bi se trebali kretati sporije od uobičajena tri neutrinska okusa, 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 cijele tamne galaksije.

Do sada nisu pronađene čestice pogodne za ulogu sastojaka hladne tamne tvari. Masivne čestice sa slabom interakcijom - WIMP -i, poput aksiona i supersimetričnih fermionskih partnera lakih bozona - photino, gravitino i drugih - kandidati su za ulogu hladne tamne tvari.

Mešana tamna materija

U popularnoj kulturi

• U seriji Mass Effect, tamna tvar i tamna energija u obliku takozvane "Nulte Elementa" potrebne su za kretanje superluminalnom brzinom. Neki ljudi, biotici, koristeći tamnu energiju, mogu kontrolirati polja efekata mase.
• U animiranoj seriji Futurama, tamna materija se koristi kao gorivo za svemirski brod Interplanetary Express. Materija se rađa u obliku izmeta vanzemaljske rase "Zubastillons" i ima izuzetno veliku gustoću.

vidi takođe

Napomene (uredi)

Književnost

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

Linkovi

• S. M. Bilenkiy, Neutrinske mase, 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 niza predavanja u projektu "PostNauka" (video)
• Anatolij Čerepaščuk. "Novi oblici materije u svemiru, prvi dio" - Tamna masa i tamna energija, iz ciklusa predavanja "ACADEMIA" (video)

Fondacija Wikimedia. 2010.

Pogledajte šta je "Tamna materija" u drugim rječnicima:

CRNA MATERIJA- (TM) neobična materija našeg svemira, koja se ne sastoji od (vidi), tj. Ne od protona, neutrona, mezona itd., A otkrivena je najjačim gravitacijskim učinkom na svemirske objekte obične barionske prirode (zvijezde, galaksije, crna ... ...

Tamna materija Vanjske granice: Tamne materije Fantastični žanr ... Wikipedia

Ovaj izraz ima druga značenja, pogledajte Tamna zvijezda. Tamna zvijezda je teoretski predviđena vrsta zvijezda koja bi mogla postojati u ranoj fazi formiranja svemira, čak i prije nego što su ... ... Wikipedia

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

Tamna materija je još jedno od otkrića čovječanstva "na vrhu olovke". Nitko to nikada nije osjetio, ne emitira elektromagnetske valove i ne stupa u interakciju s njima. Više od pola stoljeća nije bilo eksperimentalnih dokaza o postojanju tamne materije, samo su predstavljeni eksperimentalni proračuni koji navodno potvrđuju njeno postojanje. Ali u ovom trenutku to je samo hipoteza astrofizičara. Međutim, valja napomenuti da je ovo jedna od najintrigantnijih i visoko potkrijepljenih znanstvenih hipoteza.

Sve je počelo početkom prošlog stoljeća: astronomi su primijetili da je slika svijeta koju posmatraju ne uklapa se u teoriju gravitacije. U teoriji, galaksije, s procijenjenom masom, rotiraju se brže nego što bi trebale biti.

To znači da one (galaksije) imaju mnogo veću masu nego što proračuni iz promatranja ukazuju. Ali budući da se još uvijek okreću, tada ili teorija gravitacije nije točna, ili ova teorija ne "radi" na takvim objektima kao što su galaksije. Ili u svemiru postoji više materije nego što savremeni instrumenti mogu otkriti. Ova je teorija postala popularnija među znanstvenicima, a ta se neopipljiva hipotetička tvar zvala tamna tvar.
Iz proračuna se pokazalo da je tamna tvar u galaksijama oko 10 puta češća i da različite materije međusobno djeluju samo na gravitacijskom nivou, odnosno da se tamna tvar manifestira isključivo u obliku mase.
Neki učenjaci predlažu da neki Crna materija uobičajena je tvar, ali ne emitira elektromagnetsko zračenje. Takvi objekti uključuju tamne galaktičke oreole, neutronske zvijezde i smeđe patuljke, kao i druge, do sada hipotetičke objekte u svemiru.

Ako vjerujete zaključcima naučnika, tada će to učiniti obična materija (uglavnom sadržana u galaksijama)
oko područja s najgušćom koncentracijom tamne tvari. Na rezultirajući prostor
na vojnoj karti tamna materija je neravnomjerna mreža džinovskih niti, s vremenom
promijeniti rastuće i presretanje na mjestima galaktičkih jata.

Tamna materija je podijeljena u nekoliko klasa: topla, topla i hladna (to zavisi od brzine čestica od kojih se sastoji). Tako se emituje topla, topla i hladna tamna materija. Hladna tamna tvar je od najvećeg interesa za astronome, jer može formirati stabilne objekte, na primjer, cijele tamne galaksije.
Teorija tamne materije uklapa se u teoriju Velikog praska. Stoga znanstvenici pretpostavljaju da su se 300 tisuća godina nakon eksplozije prve čestice tamne tvari počele nakupljati u ogromnoj količini, a nakon toga su se silom gravitacije na njima sakupile čestice obične tvari i nastale galaksije.
Ovi nevjerovatni nalazi znače da je masa obične materije samo nekoliko posto ukupne mase svemira!!!

Odnosno, svijet koji vidimo samo je mali dio onoga od čega se univerzum zapravo sastoji. A kakvo ogromno "nešto" ne možemo ni zamisliti.

Prvi naučnik koji je teoretski potkrijepio i izračunao mogućnost postojanja skrivene nepoznate materije bio je švicarski astronom bugarskog porijekla Fritz Zwicky. Koristeći Doplerove metode, naučnik je izračunao brzine osam galaksija smještenih u sazviježđu Veronika. U naučnoj literaturi ponekad se nalazi još jedno romantično ime - Veronikina kosa.

Tamna materija i tamna energija

Priča o otkriću nepoznate mase

Logika Zwickyjevih proračuna bila je sljedeća. Pretpostavlja se da gravitaciono polje drži galaksije unutar svojih jata. Na osnovu ovog položaja izračunava se potrebna masa. Galaksije emitiraju svjetlost, pa se može izračunati još jedna vrijednost galaktičke mase. Ove dvije vrijednosti trebale su se poklopiti, ali to se nije dogodilo. Vrijednosti su bile vrlo različite. Bila je potrebna mnogo veća masa kako bi se spriječilo da gravitacijsko polje rasprši galaksije.

Upravo je taj dio koji nedostaje Zwicky dao ime "tamna materija"

Kao što su pokazali proračuni naučnika, u sazviježđu ima mnogo manje obične materije od tamne materije. Zwicky je svoje rezultate objavio u ne tako poznatom časopisu Helvetica Phisica Acta .

Međutim, u sljedećih 40 godina astrofizičari su pokušali ne primijetiti tako alarmantan i izvanredan rezultat.

Godine 1970. Vera Rubin i W.C. Ford prvi su proučavali rotacijsko kretanje misteriozne magline Andromeda. Nešto kasnije proučavano je kretanje više od 60 galaksija. Studije su pokazale da je brzina rotacije galaksija mnogo veća od brzine koju pruža njihova prividna uočljiva masa. Rezultirajući kompleks neospornih uočenih činjenica dokaz je postojanja skrivene nepoznate materije.

Crna materija. Anatolij Vladimirovič

Opći pojmovi nepoznatih čestica nepoznate materije

U svom istraživanju, fizičari ponekad koriste metode koje su običnim ljudima teške za identifikaciju nepoznatih objekata u svemiru. Oni ocrtavaju nepoznate pojave čvrsto utvrđenim i eksperimentalno provjerenim modelima i počinju polako "pritiskati" tvrdoglavi fenomen, strpljivo čekajući potrebne informacije od njega.

Međutim, tamna materija pokazuje pravu gravitacijsku hrabrost prema znanstvenoj znatiželji fizičara.

Latentna materija se zgrušava na isti način kao i obična materija, formirajući galaksije i njihova jata. Ovo je, možda, jedina sličnost između dobro poznate vidljive materije i nepoznate mase, čiji udio iznosi 25% u energetskoj "banci" Univerzuma.

Ovaj nepoznati dioničar našeg svemira ima jednostavna svojstva. Dovoljno hladna latentna materija voljno stupa u interakciju sa svojim vidljivim susjedom (posebno s barionima) isključivo u gravitacijskom jeziku. Treba napomenuti da je kozmička gustoća bariona nekoliko puta manja od gustoće latentne tvari. Ova superiornost u gustoći omogućuje joj da zapravo "kontrolira" gravitacijski potencijal Univerzuma.

Naučnici sugerišu da je materijalni sastav materije Nove su nepoznate čestice. Ali još uvijek nisu pronađeni. Poznato je samo da se ne raspadaju na još manje elemente prirode. Inače bi u vremenskom intervalu Univerzuma već prošli proces raspadanja. Posljedično, ova činjenica rječito govori u prilog činjenici da postoji novi zakon očuvanja koji zabranjuje raspadanje čestica. Međutim, još nije otvoren.

Nadalje, tvar tamne tvari "ne voli" interakciju s poznatim česticama. Zbog ove okolnosti, sastav skrivene mase ne može se odrediti zemaljskim eksperimentima. Priroda čestica ostaje nepoznata.

Čuvari frekvencija - Nehomogeni univerzum

Koji su načini traženja čestica tamne materije?

Navedimo nekoliko načina.

1. Postoji pretpostavka da su protoni lakši od nepoznatih čestica za 2-3 reda veličine. U tom slučaju mogu se proizvesti pri sudaru s vidljivim česticama ako se ubrzaju do vrlo velikih energija u sudaraču.
2. Stekao sam utisak da su nepoznate čestice negdje vani, u udaljenim galaksijama. Ne samo tamo, već i pored nas. Pretpostavlja se da u jednom kubnom metru njihov broj može doseći 1000 komada. Međutim, radije izbjegavaju sudare s atomskim jezgrama poznate tvari. Iako se takvi slučajevi događaju, naučnici se nadaju da će ih registrirati.
3. Nepoznate čestice skrivene mase uništavaju među sobom. Budući da je uobičajena tvar za njih apsolutno prozirna, mogu upasti u i. Jedan od proizvoda procesa uništenja je neutrino, koji ima sposobnost da slobodno prodire cijelom debljinom Sunca i Zemlje. Registracija takvih neutrina će vjerojatno dati nepoznate čestice.

Koja je priroda skrivene mase?

Naučnici su zacrtali tri pravca u proučavanju prirode tamne materije.

1. Barionska tamna materija.

Pod ovom pretpostavkom, sve čestice su dobro poznate. Ali njihovo zračenje se manifestuje na takav način da se ne može otkriti.

• obična materija, visoko raspršena u prostoru između galaksija;
• masivni astrofizički halo objekti (MACHO).

Ovi objekti, koji okružuju galaksije, relativno su male veličine. Imaju veoma slabo zračenje. Ova svojstva onemogućuju njihovo otkrivanje.

Tijela mogu uključivati ​​sljedeće objekte:

• smeđi patuljci;
• bijeli patuljci;
• crne rupe;
• neutronske zvijezde.

Potraga za gore navedenim objektima provodi se pomoću gravitacijskih leća.

1. Nebarionska tamna tvar.

Sastav tvari je nepoznat. Postoje dvije mogućnosti:

• hladna masa, koja može uključivati ​​fotino, aksione i grumenove kvarkova;
• vrela masa (neutrino).

1. Novi pogled na gravitaciju.

Istinitost teorije

Moguće je da će nas međugalaktičke udaljenosti prisiliti da sagledamo vremensku teoriju gravitacije iz novog ugla galaktičkog vida.

Otkrića svojstava tajne materije tek predstoje. Je li čovjeku dato da zna i šta će učiniti s takvim bogatstvom - samo će budućnost odgovoriti na ova pitanja.

Na pragu smo otkrića koje može promijeniti suštinu naših ideja o svijetu. Radi se o prirodi tamne materije. Posljednjih godina astronomija je poduzela velike korake u opservacijskom potkrepljivanju tamne tvari, a danas se postojanje takve materije u svemiru može smatrati čvrsto utvrđenom činjenicom. Posebnost situacije je u tome što astronomi promatraju strukture koje se sastoje od tvari nepoznate fizičarima. Tako je nastao problem identifikacije fizičke prirode ove materije.

1. "Donesi to, ne znam šta"

Savremena fizika elementarnih čestica ne poznaje čestice sa svojstvima tamne materije. Zahtijeva proširenje na standardni model. Ali kako, u kojem smjeru se kretati, šta i gdje tražiti? Riječi iz poznate ruske bajke sadržane u naslovu ovog odjeljka na najbolji mogući način odražavaju trenutnu situaciju.

Fizičari traže nepoznate čestice, imajući samo opštu ideju o svojstvima posmatrane materije. Koja su to svojstva?

Znamo samo da tamna tvar stupa u interakciju sa svjetlosnim (barionima) na gravitacijski način i da je hladan medij s kosmološkom gustoćom nekoliko puta većom od gustoće bariona. Zbog tako jednostavnih svojstava, tamna tvar izravno utječe na razvoj gravitacijskog potencijala Univerzuma. Kontrast njegove gustoće vremenom se povećavao, što je dovelo do stvaranja gravitacijski vezanih sistema oreola tamne materije.

Treba naglasiti da bi se ovaj proces gravitacijske nestabilnosti mogao pokrenuti u Friedmannovom svemiru samo uz prisutnost poremećaja gustoće sjemena, čije samo postojanje nema veze s tamnom tvari, već je posljedica fizike Velikog praska. Stoga se postavlja još jedno vrlo važno pitanje o nastanku smetnji sjemena iz kojih se razvila struktura tamne tvari.

Pitanje generiranja početnih kozmoloških poremećaja razmotrit ćemo nešto kasnije. Vratimo se sada tamnoj materiji.

Barioni su zarobljeni u gravitacionim bunarima koncentracija tamne materije. Stoga, iako čestice tamne materije ne stupaju u interakciju sa svjetlošću, svjetlost je tamo gdje postoji tamna tvar. Ovo izvanredno svojstvo gravitacijske nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i raspodjele tamne tvari iz podataka promatranja iz radijskog do rendgenskog područja.

Podaci o anizotropiji i polarizaciji reliktnog zračenja, o broju svjetlosnih elemenata u svemiru, o raspodjeli apsorpcijskih linija materije u spektrima udaljenih kvazara služe kao neovisna potvrda naših zaključaka o svojstvima tamne tvari i o drugim parametrima univerzuma. Sve veću ulogu igra numerička simulacija, koja je zamijenila eksperiment u kosmološkim istraživanjima. Najvrjedniji podaci o raspodjeli tamne tvari sadržani su u brojnim opservacijskim podacima o gravitacijskom lećanju udaljenih izvora obližnjim nakupinama tvari.

Pirinač. 1. Fotografija neba u smjeru 0024 + 1654 galaktičkog jata, dobijena teleskopom Hubble.

Slika 1 prikazuje dio neba u smjeru jedne od ovih nakupina tamne mase ($ \ sim 10 ^ (14) M_ (odot) $). Vidimo skup galaksija zarobljenih gravitacionim poljem ove nakupine, vrući plin X-zraka koji leži na dnu gravitacijske potencijalne jame i višestruku sliku jedne od pozadinskih galaksija uhvaćene u vidnom polju tamnog oreola i iskrivljeno svojim gravitacionim poljem.

Tablica 1. Osnovni kozmološki parametri

Tabela 1 prikazuje prosječne vrijednosti kosmoloških parametara dobivenih astronomskim opažanjima (tačnost 10%). Očigledno, ukupna gustoća energije svih vrsta čestica u Univerzumu ne prelazi 30% ukupne kritične gustoće (doprinos neutrina nije veći od nekoliko posto). Preostalih 70% je u obliku koji nije sudjelovao u gravitacijskom grupiranju tvari. Ovo svojstvo posjeduje samo kozmološka konstanta ili njena generalizacija - medij s negativnim pritiskom ($ | \ varepsilon + p | \ ll \ varepsilon $), nazvan "tamna energija". Određivanje prirode potonjeg dugoročna je perspektiva za razvoj fizike.

Ovaj izvještaj je posvećen pitanjima fizičke kosmologije, čije se rješenje očekuje u narednim godinama. Prije svega, to se odnosi na utvrđivanje početnih uvjeta za stvaranje struktura tamne tvari i potragu za samim nepoznatim česticama.

2. Rani i kasni univerzum

Uočena struktura univerzuma rezultat je zajedničkog djelovanja početnih uvjeta i evolucije polja poremećaja gustoće. Savremeni opservacijski podaci omogućili su određivanje karakteristika polja poremećaja gustoće u različitim razdobljima njegovog razvoja. Tako je bilo moguće odvojiti podatke o početnim uvjetima i uvjetima razvoja, što je označilo početak neovisnog proučavanja fizike ranog i kasnog svemira.

Izraz "rani univerzum" u modernoj kosmologiji znači završnu fazu ubrzanog širenja nakon koje slijedi prijelaz u vruću fazu evolucije. Ne znamo parametre Velikog praska; postoje samo gornje granice (vidi odjeljak 3, relacije (12)). Međutim, postoji dobro razvijena teorija generiranja kozmoloških poremećaja, prema kojoj možemo izračunati spektre početnih poremećaja gustoće tvari i primarnih gravitacijskih valova ovisno o vrijednostima kozmoloških parametara.
Razlozi nedostatka općeprihvaćenog modela ranog Univerzuma leže u stabilnosti predviđanja inflatorne paradigme Velikog praska - blizina generiranih spektara ravnom obliku, relativna mala amplituda kosmološke gravitacije valovi, trodimenzionalna euklidska priroda vidljivog univerzuma itd., koji se mogu dobiti u širokoj klasi parametara modela. Trenutak istine za izgradnju modela ranog univerzuma moglo bi biti otkriće kosmoloških gravitacionih talasa, što se čini mogućim u slučaju uspješnog međunarodnog svemirskog eksperimenta "Planck", koji bi trebao započeti 2008. godine.

Naše znanje o poznom univerzumu je dijametralno suprotno. Imamo prilično tačan model - znamo sastav materije, zakone razvoja strukture, vrijednosti kosmoloških parametara (vidi Tablicu 1), ali u isto vrijeme nemamo općeprihvaćenu teoriju o podrijetlu komponente materije.

Poznata svojstva vidljivog univerzuma omogućuju nam da opišemo njegovu geometriju u okviru teorije poremećaja. Mali parametar ($ 10 ^ (- 5) $) je amplituda kosmoloških poremećaja.

U nultom redu, Univerzum je Friedmann i opisan je jednom funkcijom vremena - faktorom razmjera $ a (t) $. Prva narudžba je nešto složenija. Ometanja metrike su zbir tri nezavisna moda - skalarnog $ S (k) $, vektorskog $ V (k) $ i tenzorskog $ T (k) $, od kojih svaki karakteriše sopstvena spektralna funkcija talasa broj $ k $. Skalarni način opisuje kosmološke poremećaje gustoće, vektorski način je odgovoran za vrtložna kretanja materije, a tenzorski način su gravitacijski valovi. Dakle, cijela geometrija je opisana pomoću četiri funkcije: $ a (t), ~ S (k), ~ ​​V (k) $ i $ T (k) $, od kojih danas znamo samo prve dvije ( u nekim domenima definicije).

Veliki prasak bio je katastrofalan proces brzog širenja praćen intenzivnim, brzo promjenjivim gravitacijskim poljem. Tijekom kozmološke ekspanzije, poremećaji metrike spontano su generirani parametarski parametrijski iz fluktuacija vakuuma, baš kao što se i svi masovni stupnjevi slobode rađaju pod djelovanjem vanjskog izmjeničnog polja. Analiza opservacijskih podataka ukazuje na kvantno-gravitacijski mehanizam stvaranja smetnji sjemena. Stoga je svemirska struktura velikih razmjera primjer rješavanja problema mjerljivosti u kvantnoj teoriji polja.

Napomenimo glavna svojstva generiranih polja poremećaja: Gaussova statistika (slučajne raspodjele u prostoru), istaknuta vremenska faza ("rastuća" grana poremećaja), odsustvo namjenske ljestvice u širokom rasponu valnih duljina, amplituda gravitacije koja nije nula talasi. Ovo posljednje je od odlučujućeg značaja za konstrukciju modela ranog svemira, budući da, budući da imaju najjednostavniju vezu s pozadinskom metrikom, gravitacijski valovi nose izravne informacije o energetskoj razmjeri Velikog praska.

Kao rezultat razvoja skalarnog načina poremećaja nastale su galaksije i drugi astronomski objekti. Važno postignuće posljednjih godina (eksperiment WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) postalo je ozbiljno usavršavanje našeg znanja o anizotropiji i polarizaciji reliktnog zračenja, koje je nastalo mnogo prije pojave galaksija kao posljedica utjecaja svih tri načina kosmoloških poremećaja u distribuciji fotona.

Zajednička analiza podataka opservacije o distribuciji galaksija i CMB anizotropije omogućila je razdvajanje početnih uslova i evolucije. Koristeći uvjet da je zbir $ S + V + T \ približno 10 ^ (- 10) $ fiksiran veličinom CMB anizotropije, može se dobiti gornja granica zbroja vrtložnih i tenzorskih modova smetnji u Svemir (njihovo otkrivanje moguće je samo s povećanjem točnosti promatranja):
$$ \ frac (V + T) (S) Ako je prekršena nejednakost (1), veličina poremećaja gustoće bila bi nedovoljna za formiranje promatrane strukture.

3. U početku se čuo zvuk ...

Učinak kvantno-gravitacijskog stvaranja polja bez mase dobro je proučen. Tako se mogu roditi čestice materije (vidi, na primjer,) (iako su, konkretno, reliktni fotoni nastali kao posljedica raspada protomaterije u ranom svemiru). Generiranje gravitacijskih valova i poremećaja gustoće događa se na isti način, budući da su i ta polja bez mase i njihovo stvaranje nije zabranjeno pragom energije. Problem generiranja vrtložnih smetnji još čeka svoje istraživače.

Teorija $ S $ - i $ T $ -modova poremećaja u Fridmanovom univerzumu svodi se na kvantno -mehanički problem nezavisnih oscilatora $ q_k (\ eta) $ koji se nalaze u vanjskom parametarskom polju ($ \ alpha (\ eta) $) u svijetu Minkowskog s vremenskom koordinatom $ \ eta = \ int dt / a $. Djelovanje i lagranzijan elementarnih oscilatora ovise o njihovoj prostornoj frekvenciji $ k \ in (0, \ infty) $:
$$ S_k = \ int L_kd \ eta, ~ \; \; \; \; L_k = \ frac (\ alpha ^ 2) (2k ^ 3) (q ' ^ 2- \ omega ^ 2q ^ 2) ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (2) $$
gdje prost označava vremenski derivat $ \ eta $, $ \ omega = \ beta $ je frekvencija oscilatora, $ \ beta $ je brzina širenja smetnji u jedinicama brzine svjetlosti u vakuumu (u daljnjem tekstu $ c = \ hbar = 1 $, indeks $ k $ je izostavljen iz polja $ q $); u slučaju $ T $ -režim, $ q = q_T $ je unakrsna komponenta metričkog tenzora,
$$ \ alpha ^ 2_T = \ frac (a ^ 2) (8 \ pi G) ~ \; \; \; \ beta = 1, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \ ; (3) $$
i u slučaju $ S $ -mod $ q = q_s $ je linearna superpozicija uzdužnog gravitacijskog potencijala (poremećaj faktora razmjera) i 3 -brzinskog potencijala medija pomnoženog s Hubbleovim parametrom,
$$ \ alpha ^ 2_S = \ frac (a ^ 2 \ gama) (4 \ pi G \ beta ^ 2), \; \; \ gama = \ frac (\ dot (H)) (H ^ 2), \ ; \; H = \ frac (\ dot (a)) (a), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (4) $$
tačka označava vremenski derivat $ t $.

Kao što se može vidjeti iz (3), polje $ q_T $ je fundamentalno, budući da je minimalno povezano s pozadinskom metrikom i ne ovisi o svojstvima materije (u općoj relativnosti, brzina širenja gravitacijskih valova jednaka je brzina svjetlosti). Što se tiče $ q_S $, njegova veza s vanjskim poljem (4) je složenija: uključuje i derivate faktora razmjera i neke karakteristike tvari (na primjer, brzinu širenja smetnji u mediju). Ne znamo ništa o proto -materiji u ranom univerzumu - postoje samo opći pristupi ovom pitanju.
Obično se smatra idealnim medijem s tenzorom impulsa energije ovisno o gustoći energije $ \ epsilon $, pritisku $ p $ i 4-brzini tvari $ u ^ \ mu $. Za $ S $ -mod, 4-brzina je potencijalna i može se predstaviti kao gradijent 4-skalarne $ \ phi $:
$$ T _ (\ mu \ nu) = (\ epsilon + p) u_ \ mu u_ \ nu-pg _ (\ mu \ nu), \; \; u_ \ mu = \ frac (\ phi _ (, \ mu)) (w), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (5) $$
gdje je $ w ^ 2 = \ phi _ (, \ mu) \ phi _ (, \ nu) g ^ (\ mu \ nu) $ normalizacijska funkcija, indeksni zarez označava derivaciju u odnosu na koordinatu. Brzina zvuka je specificirana pomoću "jednadžbe stanja" kao koeficijenta proporcionalnosti između popratnih poremećaja pritiska i gustoće energije materije:
$$ \ delta p_c = \ beta ^ 2 \ delta \ epsilon_c, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (6) $$
gdje je $ \ delta X_c \ equiv \ delta X - v \ dot (X) $, $ v \ equiv \ delta \ phi / w $ je potencijal od 3 brzine medija.

U linearnom poretku teorije poremećaja, koncept idealnog medija ekvivalentan je konceptu polja, prema kojem je materijalnom polju $ \ phi $ dodijeljena Lagranžova gustoća, $ L = L (w, \ phi) $. U terenskom pristupu, brzina širenja pobude se nalazi iz jednadžbe
$$ \ beta ^ (- 2) = \ frac (\ djelomično \ ln | \ djelomično L / \ djelomično w |) (\ djelomično \ ln | w |), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (7) $$
što takođe odgovara relaciji (6). U većini modela ranog Univerzuma, pretpostavlja se da je $ \ beta \ sim 1 $ (posebno, u fazi kojom dominira zračenje, $ \ beta = 1 / \ sqrt (3) $).

Evolucija elementarnih oscilatora opisana je Klein-Gordonovom jednadžbom
$$ \ bar (q) ’’ + (\ omega ^ 2-U) \ bar (q) = 0, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (8) $$
gdje
$$ \ bar (q) \ equiv \ alpha q, \; \; U \ equiv \ frac (\ alpha "") (\ alpha), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (9) $$
Rješenje jednadžbe (8) ima dvije asimptotske grane ponašanja: adijabatsko ($ \ omega ^ 2> U $), kada je oscilator u režimu slobodnih oscilacija i njegova amplituda pobude opada ($ | q | \ sim (\ alpha \ sqrt (\ beta)) ^ (- 1) $) i parametarski ($ \ omega ^ 2

Kvantitativno, spektri generiranih poremećaja ovise o početnom stanju oscilatora:
$$ T \ equiv 2 \ langle q_T ^ 2 \ rangle, \; \; \; S \ equiv \ langle q_S ^ 2 \ rangle, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (10) $$
koeficijent 2 u izrazu za tenzorski način uzima u obzir dvije polarizacije gravitacijskih valova. Stanje $ \ langle \ rangle $ smatra se glavnim, tj. koji odgovara minimalnom nivou početne pobude oscilatora. Ovo je glavna hipoteza teorije Velikog praska. U prisutnosti adijabatske zone, osnovno (vakuumsko) stanje elementarnih oscilatora je jedinstveno.
Dakle, pretpostavljajući da se funkcija U povećava s vremenom i $ \ beta \ sim 1 $, dobivamo univerzalni opći rezultat za spektre $ T (k) $ i $ S (k) $:
$$ T \ približno \ frakcija ((1- \ gama / 2) H ^ 2) (M_P ^ 2), \; \; \; \ frakcija (T) (S) \ približno4 \ gama ~ \; \; \ ; \; \; \; \; \; \; (11) $$
gdje je $ k = \ sqrt (U) \ približno aH $, a $ M_p \ equiv G ^ (- 1/2) $ je Planckova masa. Kao što se može vidjeti iz (11), u teoriji, $ T $ mod nije diskriminiran ni na koji način u odnosu na $ S $ mod. Radi se o veličini faktora $ \ gamma $ u epohi generiranja smetnji.
Iz uočene činjenice da je $ T $ -mod mali u našem Univerzumu (vidi Odjeljak 2, odnos (1)), dobivamo gornju granicu na energetskoj ljestvici Velikog praska i na parametru $ \ gamma $ u rani univerzum:
$$ H Posljednji uvjet znači da je Veliki prasak bio inflatorni ($ \ gamma Imamo najvažnije fazne informacije: polja se rađaju u određenoj fazi, samo je rastuća grana smetnji parametrijski pojačana. Objasnimo to primjerom problema raspršivanja, pretpostavljajući da je $ U = 0 $ u početnoj (adijabatskoj) i završnoj (u zraku dominiranoj, $ a \ propto n $) fazi evolucije (vidi sliku 2).

Pirinač. 2. Ilustracija rješenja jednadžbe (8) u formulaciji problema rasipanja

Za svaku od gore navedenih asimptotika opće rješenje ima oblik
$$ \ bar (q) = C_1 \ sin \ omega \ eta + C_2 \ cos \ omega \ eta, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (13) $$
gdje operatori $ C_ (1,2) $ određuju amplitude evolutivnih grana "rastuće" i "padajuće". U stanju vakuuma, početna vremenska faza polja je proizvoljna: $ \ langle | C_1 ^ ((in)) | \ rangle = \ langle | C_2 ^ ((in)) | \ rangle $. Međutim, kao rezultat rješavanja evolucijskih jednadžbi, ispostavlja se da u fazi kojom dominira zračenje samo rastuća grana zvučnih smetnji ostaje u dobitku: $ \ langle | C_1 ^ ((out)) | \ rangle \ gg \ langle | C_2 ^ ((izlaz)) | \ rangle $. Do trenutka odvajanja zračenja od materije u epohi rekombinacije, spektar zračenja se modulira sa fazom $ k = n \ pi \ sqrt (3) / \ eta_ (rec) $, gdje je $ n $ prirodan broj .

Pirinač. 3. Manifestacija modulacije zvuka u spektru anizotropije CMB. (Na osnovu eksperimenata WMAP, ACBAR (Arcinute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon opažanja milimetrijskog ekstragalaktičkog zračenja i geofizike), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Upravo se te akustičke oscilacije primjećuju u spektrima anizotropije CMB (slika 3, veliki vrh odgovara $ n = 1 $) i poremećajima gustoće, što potvrđuje kvantno -gravitacijsko podrijetlo $ S $ -mode. U spektru poremećaja gustoće, modulacija zvuka potisnuta je faktorom male udjela bariona u odnosu na ukupnu gustoću tvari, što omogućuje pronalaženje ove frakcije neovisno o drugim kozmološkim testovima. Sama skala oscilacija je primjer standardnog ravnala kojim se određuju najvažniji parametri Univerzuma. S tim u vezi, treba naglasiti da je akutnost problema degeneracije kozmoloških parametara u opservacijskim podacima, koja je dugi niz godina sprječavala izgradnju pravog modela Svemira, sada uklonjena zbog obilja nezavisnih i komplementarni opservacijski testovi.

Sumirajući, možemo ustvrditi da je problem stvaranja početnih kozmoloških poremećaja i strukture svemira velikih razmjera danas načelno riješen. Teorija o kvantno -gravitacijskom podrijetlu smetnji u ranom svemiru bit će konačno potvrđena nakon otkrića $ T $ -mode, što bi se moglo dogoditi u bliskoj budućnosti. Dakle, najjednostavniji model Velikog praska (inflacija po zakonu na velikom skalarnom polju) predviđa amplitudu $ T $ -mode samo 5 puta manju od amplitude $ S $ -mode. Savremeni instrumenti i tehnologije omogućavaju rješavanje problema registrovanja tako malih signala iz podataka posmatranja anizotropije i polarizacije reliktnog zračenja.

4. Tamna strana materije

Postoji nekoliko hipoteza o podrijetlu materije, ali nijedna od njih još nije potvrđena. Postoje izravne opservacijske indicije da je misterija tamne materije usko povezana s barionskom asimetrijom svemira. Međutim, općeprihvaćena teorija o podrijetlu barionske asimetrije i tamne tvari danas ne postoji.

Gdje se nalazi tamna materija?

Znamo da se svjetlosna komponenta materije posmatra u obliku zvijezda sakupljenih u galaksijama različitih masa, i u obliku rentgenskih plinova klastera. Međutim, većina uobičajene tvari (do 90%) je u obliku rijetkog međugalaktičkog plina s temperaturom od nekoliko elektron volti, kao i u obliku masivnog kompaktnog halo objekta - kompaktnih ostataka evolucije zvijezda i objekti male mase. Budući da ove strukture obično imaju nisku svjetlinu, nazivaju se "tamni barioni".

Pirinač. 4. Gornja granica udjela mase oreola galaktike u MACNO -u prema eksperimentu EROS (iz francuskog - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Nekoliko grupa (MACNO, EROS itd.) Proučavalo je broj i distribuciju kompaktnih tamnih objekata u oreolu naše Galaksije na osnovu događaja mikrooblikovanja. Kao rezultat zajedničke analize dobiveno je važno ograničenje - ne više od 20% ukupne mase oreola koncentrirano je u MACNO -u u rasponu vrijednosti od mase Mjeseca do mase zvijezda (slika 4). ). Ostatak tamne materije u oreolu čine čestice nepoznate prirode.

Gdje je još skrivena nebarionska tamna tvar?

Razvoj visokih tehnologija u opservacijskoj astronomiji 20. stoljeća omogućio je jasan odgovor na ovo pitanje: nebarionska tamna tvar nalazi se u gravitacijski povezanim sistemima (oreoli). Čestice tamne tvari su nerelativističke i slabo međusobno djeluju - njihovi se disipativni procesi ne odvijaju na isti način kao u barionima. Barioni se, s druge strane, hlade zračenjem, talože i akumuliraju u centrima oreola, dostižući rotacijsku ravnotežu. Tamna materija ostaje raspoređena oko vidljive materije galaksija karakteristične razmjere od oko 200 kpc. Tako je u Lokalnoj grupi, koja uključuje maglinu Andromedu i Mliječni put, više od polovice sve tamne tvari koncentrirano u ove dvije velike galaksije. U Standardnom modelu fizike elementarnih čestica nema čestica sa potrebnim svojstvima. Važan parametar koji se ne može odrediti iz posmatranja zbog principa ekvivalencije je masa čestice. U okviru mogućih proširenja Standardnog modela, postoji nekoliko kandidata za čestice tamne materije. Glavni su navedeni u tabeli. 2 po uzlaznom redoslijedu njihove mase odmora.

Tablica 2. Kandidati za čestice nebarionske tamne tvari

Kandidat
Gravitons
"Sterilni" neutrini
Zrcalna tvar
Masivne čestice
Supermasivne čestice	$ 10 ^ (13) $ GeV
Monopoli i nedostaci	$ 10 ^ (19) $ GeV
Primarne crne rupe	$ (10 ^ (- 16) -10 ^ (- 17)) M _ (\ odot) $

Glavna verzija današnjih masivnih čestica - neutralna hipoteza - povezana je s minimalnom supersimetrijom. Ova se hipoteza može testirati na velikom hadronskom akceleratoru u CERN -u, koji bi trebao biti lansiran 2008. Očekivana masa takvih čestica je $ \ sim $ 100 GeV, a njihova gustoća u našoj Galaksiji jedna je čestica u volumenu šalice čaja. .

Potraga za česticama tamne tvari provodi se diljem svijeta u mnogim objektima. Zanimljivo je napomenuti da neutralna hipoteza dopušta neovisnu provjeru kako u podzemnim eksperimentima na elastičnom raspršenju, tako i na indirektnim podacima o uništenju neutralina u Galaksiji. Do sada je pozitivan odgovor postignut samo u jednom od podzemnih detektora projekta DAMA (DArk MAtter), gdje je već nekoliko godina uočen signal nepoznatog porijekla tipa "ljeto-zima". Međutim, raspon masa i presjeka povezanih s ovim eksperimentom još nije potvrđen na drugim instalacijama, što dovodi u sumnju i pouzdanost i značaj rezultata.

Važno svojstvo neutralina je mogućnost njihovog indirektnog promatranja iz toka anihilacije u gama području. U procesu hijerarhijskog grupiranja takve čestice mogle bi formirati mini oreol s karakterističnom veličinom reda veličine Sunčevog sistema i masom reda mase Zemlje, čiji su ostaci preživjeli dan. Sama Zemlja, s velikom vjerovatnoćom, može biti unutar takvih minihalosa, gdje se gustoća čestica povećava nekoliko desetina puta. Ovo povećava vjerovatnoću direktnog i indirektnog otkrivanja tamne materije u našoj Galaksiji. Postojanje tako različitih metoda pretraživanja nadahnjuje optimizam i omogućuje nam da se nadamo ranom utvrđivanju fizičke prirode tamne materije.

5. Na pragu nove fizike

U naše vrijeme postalo je moguće neovisno odrediti svojstva ranog i kasnog svemira iz opservacijskih astronomskih podataka. Razumijemo kako su nastale početne kosmološke poremećaje gustoće iz kojih je evoluirala struktura svemira. Znamo vrijednosti najvažnijih kosmoloških parametara koji su u osnovi Standardnog modela univerzuma, koji danas nema ozbiljnih konkurenata. Međutim, temeljna pitanja o podrijetlu Velikog praska i glavnim komponentama materije ostaju neriješena.

Opservacijsko određivanje tenzorskog načina kosmoloških poremećaja ključ je za izgradnju modela ranog univerzuma. Ovdje se bavimo jasnim predviđanjem teorije koja je dobro provjerena u slučaju $ S $ -moda i koja ima mogućnost eksperimentalnog testiranja $ T $ -mode u narednim godinama.

Teoretska fizika, koja je dala opsežan popis mogućih pravaca i metoda za traženje čestica tamne materije, iscrpila se. Sada je na redu eksperiment. Trenutna situacija nalikuje onoj koja je prethodila velikim otkrićima- otkriću kvarkova, W- i Z-bozona, neutrinskim oscilacijama, anizotropiji i polarizaciji reliktnog zračenja.

Postavlja se jedno pitanje koje, međutim, nadilazi okvire ovog preglednog izvještaja: zašto je priroda prema nama tako velikodušna i dopušta nam da otkrijemo svoje tajne?

Bibliografija

1. Grib AA, Mamaev SG, Mostepanenko VM Kvantni efekti u intenzivnim vanjskim poljima (Moskva: Atomizdat, 1980)
2. Zeldovich Ya B, Starobinsky AA ZHETF 61 2161 (1971)
3. Grischuk LPZHEGF 67 825 (1974)
4. Lukash VN ZhETF 79 1601 (1980)
5. Lukash V N, astro-ph / 9910009
6. Strokov VN Astron. zhurn. 84,483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

Uvod

Postoje jaki argumenti u prilog činjenici da značajan dio tvari u svemiru ne emitira niti apsorbira ništa pa je stoga nevidljiv. Prisustvo takve nevidljive materije može se prepoznati po njenoj gravitacionoj interakciji sa materijom koja zrači. Studije jata galaksija i krivulja rotacije galaktike dokazuju postojanje ove takozvane tamne materije. Dakle, po definiciji, tamna tvar je materija koja ne stupa u interakciju s elektromagnetskim zračenjem, odnosno ne emitira je niti apsorbira.
Prvo otkrivanje nevidljive materije datira iz prošlog stoljeća. Godine 1844. Friedrich Bessel je u pismu Karlu Gaussu napisao da neobjašnjiva nepravilnost u kretanju Siriusa može biti posljedica njegove gravitacijske interakcije s nekim susjednim tijelom, a potonje u ovom slučaju mora imati dovoljno veliku masu. U vrijeme Bessela, takav mračni pratilac Siriusa 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.
Gustoća tvari u svemiru ρ može se procijeniti iz promatranja kretanja pojedinih galaksija. Obično se ρ daje u jedinicama takozvane kritične gustoće ρ sa:

U ovoj formuli, G je gravitacijska konstanta, H je Hubbleova konstanta, koja je poznata s niskom točnošću (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

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

Za ρ> ρ c, Univerzum je zatvoren, tj. gravitacijska interakcija je dovoljno jaka da se širenje svemira zamijeni kontrakcijom.
Dakle, kritična gustoća je dana:

ρ s = 2 ∙ 1 –29 h 2 g ∙ cm -3.

Kosmološka gustoća Ω = ρ / ρ s, određena na osnovu dinamike galaktičkih jata i superklastera, jednaka je 0,1< Ω < 0.3.
Promatranjem prirode uklanjanja velikih područja Svemira pomoću infracrvenog astronomskog satelita IRAS, dobiveno je da 0,25< Ω < 2.
S druge strane, procjena barionske gustoće Ω b prema svjetlosti galaksija daje mnogo manju vrijednost: Ω b< 0.02.
Ova neusklađenost se obično vidi kao pokazatelj postojanja nevidljive materije.
Nedavno se velika pažnja posvećuje problemu traženja tamne materije. Uzmemo li u obzir sve oblike barionske tvari, poput međuplanetarne prašine, smeđih i bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih rupa, pokazalo se da je značajan udio nebarionske tvari potreban za objašnjenje svih promatranih pojava. Ova izjava ostaje važeća i nakon što se uzmu u obzir savremeni podaci o takozvanim MACHO objektima ( MA ssive C ompact H alo O bjekti - masivni kompaktni galaktički objekti) otkriveni djelovanjem gravitacijskih leća.

... Dokazi o postojanju tamne materije

2.1. Krivulje galaktičke rotacije

U slučaju spiralnih galaksija, brzina rotacije pojedinih zvijezda oko središta galaksije određuje se iz stanja stalnih orbita. Izjednačavanje centrifugalnih i gravitacionih sila:

za brzinu rotacije imamo:

gdje je M r cijela masa tvari unutar sfere polumjera r. U slučaju idealne sferne ili cilindrične simetrije, utjecaj mase koja se nalazi izvan ove sfere međusobno se kompenzira. Prema prvom približavanju, centralno područje galaksije može se smatrati sferičnim, tj.

gdje je ρ prosječna gustoća.
U unutrašnjem dijelu galaksije očekuje se linearno povećanje brzine rotacije sa povećanjem udaljenosti od središta. U vanjskom području galaksije, masa M r je praktički konstantna, a ovisnost brzine o udaljenosti odgovara slučaju s točkastom masom u središtu galaksije:

Brzina rotacije v (r) određuje se, na primjer, mjerenjem Doppler pomaka u emisionom spektru He-II regija oko O zvijezda. Ponašanje eksperimentalno izmjerenih rotacijskih krivulja spiralnih galaksija ne odgovara smanjenju v (r) s povećanjem radijusa. Studija o liniji od 21 cm (hiperfini prijelaz u atomu vodika) koju emitira međuzvjezdana materija dovela je do sličnog rezultata. Stalnost v (r) pri velikim vrijednostima radijusa znači da se masa M r također povećava sa povećanjem radijusa: M r ~ r. To ukazuje na prisutnost nevidljive materije. Zvijezde se kreću brže nego što bi se očekivalo na osnovu prividne količine materije.
Na osnovu ovog zapažanja, postavljeno je postojanje sferičnog oreola tamne materije koji okružuje galaksiju i odgovoran za nesmanjeno ponašanje rotacijskih krivulja. Osim toga, sferni oreol mogao bi pridonijeti stabilnosti oblika diska galaksija i potvrditi hipotezu o formiranju galaksija iz sferne protogalaksije. Modelni proračuni izvedeni za Mliječni put, pomoću kojih je bilo moguće reproducirati rotacijske krivulje, uzimajući u obzir prisustvo oreola, ukazuju da značajan dio mase mora biti u ovom oreolu. Dokaz o postojanju sfernih oreola pružaju i globularna jata - sferna jata zvijezda, koji su najstariji objekti u galaksiji i koji su sferno raspoređeni.
Međutim, nedavno istraživanje transparentnosti galaksija bacilo je sumnju na ovu sliku. Uzimajući u obzir stupanj mraka spiralnih galaksija kao funkciju kuta nagiba, moguće je zaključiti da su takvi objekti prozirni. Da je galaksija potpuno prozirna, tada njena ukupna svjetlina ne bi ovisila o kutu pod kojim se ova galaksija promatra, jer bi sve zvijezde bile jednako dobro vidljive (zanemarujući veličinu zvijezda). S druge strane, stalna površinska svjetlina znači da je galaksija neprozirna. U ovom slučaju posmatrač uvijek vidi samo vanjske zvijezde, tj. uvijek isti broj njih po jedinici površine, bez obzira na ugao gledanja. Eksperimentalno je utvrđeno da površinska svjetlina ostaje u prosjeku konstantna, što bi moglo ukazivati ​​na gotovo potpunu neprozirnost spiralnih galaksija. U ovom slučaju, upotreba optičkih metoda za određivanje gustoće mase Univerzuma nije potpuno točna. Temeljitijom analizom rezultata mjerenja došlo se do zaključka o molekularnim oblacima kao upijajućem materijalu (njihov promjer je oko 50 ps i temperatura oko 20 K). Prema Bečkom zakonu pomaka, takvi oblaci bi trebali zračiti u submilimetarskom području. Ovaj rezultat mogao bi dati objašnjenje za ponašanje rotacijskih krivulja bez pretpostavke dodatne egzotične tamne tvari.
Dokazi o postojanju tamne materije pronađeni su i u eliptičnim galaksijama. Plinoviti oreoli s temperaturama od oko 10 7 K otkriveni su apsorpcijom rendgenskih zraka. Brzine ovih molekula plina veće su od brzine ekspanzije:

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

ako pretpostavimo da njihove mase odgovaraju sjaju. Za eliptične galaksije, omjer mase i svjetlosti je oko dva reda veličine veći od onog Sunca, što je tipičan primjer prosječne zvijezde. Takva velika važnost obično se povezuje s postojanjem tamne materije.

2.2. Dinamika jata galaksija

Dinamika jata galaksija svjedoči o postojanju tamne materije. Kada se kretanje sistema, čija je potencijalna energija homogena funkcija koordinata, dogodi u ograničenom prostornom području, tada su prosječne vrijednosti kinetičke i potencijalne energije međusobno povezane virijalnom teoremom. Može se koristiti za procjenu gustoće tvari u skupovima velikog broja galaksija.
Ako je potencijalna energija U homogena funkcija radijusa vektora r i stupnja 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 gravitacijsku interakciju (U ~ 1 / r) k = -1, stoga je 2T = -U. Prosječna kinetička energija jata od N galaksija data je:

T = N /2.

Tih N galaksija mogu međusobno djelovati 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 prosječne brzine daju vrijednost dinamičke mase, koja je za oko dva reda veličine veća od mase dobivene analizom sjaja galaksija. Ova se činjenica može tumačiti kao daljnji dokaz u prilog postojanja tamne materije.
Ovaj argument takođe ima svoje slabe tačke. Virijalna jednačina važi samo kada se radi o proseku 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 jesu li postigli stanje ravnoteže ili ne.

2.3. Kosmološki dokazi

Gore je data definicija kritične gustoće ρ. Formalno, može se dobiti na temelju Newtonove dinamike izračunavanjem kritične brzine širenja sferne galaksije:

Odnos za ρ sa slijedi iz izraza za E, ako pretpostavimo da je H = r " / r = v / r.
Opis dinamike svemira temelji se na Einsteinovim jednadžbama polja (Opća teorija relativnosti - Opšta relativnost). Donekle su pojednostavljene pod pretpostavkom da je prostor homogen i izotropan. U Robertson-Walkerovoj metrici, infinitezimalni linearni element je dan sa:

gdje su r, θ, φ sferne koordinate tačke. Stupnjevi slobode ove metrike uključeni su u parametar k i faktor razmjere R. Veličina k uzima samo diskretne vrijednosti (ako ne uzmemo u obzir fraktalnu geometriju) i ne ovisi o vremenu. Vrijednost k je karakteristika modela univerzuma (k = -1 je hiperbolična metrika (otvoreni univerzum), k = 0 je euklidska metrika (ravni univerzum), k = +1 je sferna metrika (zatvoreni univerzum)) ).
Dinamiku Univerzuma u potpunosti određuje funkcija razmjera R (t) (udaljenost između dvije susjedne tačke u prostoru s koordinatama r, θ, φ varira s vremenom kao R (t)). U slučaju sferne metrike, R (t) je polumjer Univerzuma. Ova skala funkcija zadovoljava Einstein-Friedmann-Lemaitre jednadžbe:

gdje je p (t) ukupni tlak, a Λ kosmološka konstanta, koja se u okvirima modernih kvantnih teorija polja tumači kao gustoća energije vakuuma. Pretpostavimo dalje da je Λ = 0, što se često radi za objašnjenje eksperimentalnih činjenica bez uvođenja tamne materije. Koeficijent R 0 "/ R 0 određuje Hubbleovu konstantu H 0, gdje indeks" 0 "označava moderne vrijednosti odgovarajućih veličina. Iz gornjih formula slijedi da je za parametar zakrivljenosti k = 0 suvremeni kritični Gustoća Univerzuma data je izrazom čiji i zatvoreni Univerzum (ova vrijednost, kako je bilo, odvaja scenario u kojem se Univerzum vječno širi od scenarija kada se očekuje da će se svemir srušiti na kraju vremenske faze proširenje):

Često se koristi parametar gustoće

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 - ravni Univerzum,
Ω 0> 1 je zatvoreni univerzum.
Mjerenja parametra gustoće dala su procjenu: Ω 0 ≈ 0,2, na temelju koje treba očekivati ​​otvorenu prirodu Univerzuma. Međutim, brojne teorijske koncepte teško je uskladiti s otvorenošću Univerzuma, na primjer, takozvani problem "spljoštenosti" i postanak galaksija.

Problem ravnog stanja

Kao što vidite, gustoća Univerzuma je vrlo blizu kritične. Iz Einstein-Friedmann-Lemaitreovih jednadžbi (za Λ = 0) slijedi da

Budući da je gustoća ρ (t) proporcionalna 1 / R (t) 3, tada pomoću izraza za Ω 0 (k nije jednako 0) imamo:

Stoga je vrijednost Ω ≈ 1 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 u fazi inflacije. U ovim modelima, parametar gustoće obično nije ovisan o vremenu (Ω = 1). Međutim, postoje teorijske indicije da je vrijednost parametra gustoće u rasponu 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Postanak galaksija

Za nastanak galaksija potrebne su nehomogenosti gustoće. Galaksije su trebale nastati u takvim prostornim regijama gdje su gustoće bile veće nego oko njih, tako da su kao rezultat gravitacijske interakcije te regije imale vremena za skupljanje brže nego što je došlo do njihove razrijeđenosti zbog općeg širenja.
Međutim, ova vrsta akumulacije materije mogla je započeti tek nakon formiranja atoma iz jezgara i elektrona, tj. oko 150.000 godina nakon Velikog praska na temperaturama od oko 3000 K (budući da su u ranim fazama materija i zračenje bili u stanju dinamičke ravnoteže: svaki formirani ugrušak tvari odmah je uništen pod utjecajem zračenja, a u isto vrijeme, zračenje nije moglo pobjeći izvan granica materije). U to vrijeme izotropijom pozadinskog zračenja isključene su zamjetne fluktuacije u gustoći obične tvari do vrlo niskih razina. Nakon stupnja stvaranja neutralnih atoma, zračenje prestaje biti u stanju toplinske ravnoteže s materijom, pa se fluktuacije u gustoći tvari koje nastanu nakon toga više ne odražavaju na prirodu zračenja.
No, ako izvršimo proračune evolucije u vremenu procesa kompresije materije, koji je upravo tada počeo, ispada da vrijeme koje je od tada prošlo nije dovoljno da se ima 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, tako da se te čestice imaju priliku manifestirati kao neka jezgra za kondenzaciju obične tvari oko njih. Takvi kandidati mogu biti takozvane WIMP čestice. U ovom slučaju potrebno je uzeti u obzir zahtjev da je pozadinsko kosmičko zračenje 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

Najočitiji kandidat za ulogu tamne materije može biti obična barionska materija koja ne emitira i ima odgovarajuću količinu. Jedna od mogućnosti mogla bi se ostvariti međuzvjezdanim ili međugalaktičkim plinom. Međutim, u ovom slučaju trebale bi se pojaviti karakteristične emisione ili apsorpcijske linije 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 posljednjim fazama razvoja zvijezda (bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe) također mogu biti dio tamne tvari. Budući da gotovo svaka zvijezda tijekom svog života dosegne jednu od ove tri krajnje faze, značajan dio mase ranijih i težih zvijezda mora biti prisutan u ne-emitirajućem obliku u obliku bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa. Dio ove tvari vraća se u međuzvjezdani prostor eksplozijom supernove ili drugim putevima i sudjeluje u stvaranju novih zvijezda. U ovom slučaju ne treba uzeti u obzir zvijezde mase 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 gustoće barionske tvari u svemiru mogu se dobiti iz podataka o početnoj nuklearnoj fuziji, koja je započela oko 3 minute nakon Velikog praska. Mjerenja trenutne količine deuterijuma su posebno važna -
(D / H) 0 ≈ 10 -5, budući da je tijekom početne nuklearne fuzije nastao uglavnom deuterij. Iako se deuterij kasnije pojavio i kao međuproizvod nuklearnih fuzijskih reakcija, ipak se ukupna količina deuterija nije uvelike povećala zbog toga. 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 ne može zadovoljiti zahtjev Ω = 1, što slijedi iz inflatornih modela. Osim toga, problem formiranja galaksija ostaje neriješen. Sve to dovodi do nužnosti postojanja nebarionske tamne tvari, posebno u slučaju kada se uvjet Ω = 1 mora ispuniti pri nultoj kozmološkoj konstanti.

3.2. Nebarionska tamna tvar

Teorijski modeli pružaju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu nebarionske tamne tvari, uključujući: lake i teške neutrine, supersimetrične čestice SUSY modela, aksione, kosmone, magnetske monopole, Higsove čestice - sažeti su u tablici. Tablica također sadrži teorije koje objašnjavaju eksperimentalne podatke bez uvođenja tamne tvari (vremenski ovisna gravitacijska konstanta u ne-Newtonovoj gravitaciji i kozmološka konstanta). Oznake: DM - tamna materija, GUT - teorija velike unifikacije, SUSY - supersimetrične teorije, SUGRA - supergravitacija, QCD - kvantna hromodinamika, QED - kvantna elektrodinamika, GR - opća relativnost. Koncept WIMP (masivne čestice sa slabom interakcijom) koristi se za označavanje čestica mase veće od nekoliko GeV / c 2, koje učestvuju samo u slabim interakcijama. Uzimajući u obzir nova mjerenja CMB-a sa satelita COBE i crvenog pomaka pomoću satelita IRAS, nedavno je provedeno novo istraživanje distribucije galaksija na velikim udaljenostima i formiranja struktura velikih razmjera 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 tvar ima mješoviti karakter: 70% postoji u obliku hladne tamne tvari i 30% u obliku vruće tamne tvari, pri čemu se potonja sastoji od dva neutrina bez mase i jednog neutrina mase 7,2 ± 2 eV. Ovo označava oživljavanje ranije odbačenog modela mješovite tamne materije.

Lagani neutrini

Za razliku od svih drugih kandidata za ulogu tamne materije, neutrini imaju jasnu prednost: poznato je da postoje. Njihova rasprostranjenost u svemiru približno je poznata. Da bi neutrini mogli biti kandidati za ulogu tamne materije, oni bez sumnje moraju imati masu. Da bi dosegle kritičnu gustoću Univerzuma, neutrinske mase moraju biti u rasponu od nekoliko GeV / c 2 ili u rasponu od 10 do 100 eV / c 2.
Teški neutrini su također mogući kao takvi kandidati, jer kosmološki značajan proizvod m ν exp (-m ν / kT f) također postaje mali za velike mase. Ovdje je T f temperatura na kojoj teški neutrini prestaju biti u stanju toplinske ravnoteže. Ovaj Boltzmannov faktor daje broj neutrina mase m ν u odnosu na brojnost neutrina bez mase.
Za svaki tip neutrina u Univerzumu, gustina neutrina je povezana s gustoćom fotona relacijom n ν = (3/11) n γ. Strogo govoreći, ovaj izraz vrijedi samo za svjetlosne majoranske neutrine (za Diracove neutrine, pod određenim okolnostima, potrebno je uvesti još jedan statistički faktor jednak dva). Gustoća fotona može se odrediti na osnovu pozadinskog relikta 3 K zračenja i doseže n γ ≈ 400 cm -3.

Čestica	Weight	Teorija	Manifestacija
G (R)	-	Ne-njutnovska gravitacija	Transparentni DM u velikoj mjeri
Λ (kosm. Konstanta)	-	Opšta relativnost	Ω = 1 bez DM
Axion, majoron, zlatni kamen. bozon	10 -5 eV	QCD; kršenje sim. Pechei-Queen	Cold DM
Normalni neutrino	10-100 eV	GUT	Vrući DM
Svjetlo Higgsino, Photino, Gravitino, Axino, Sneutrino	10-100 eV	SUSY / DM
Parafoton	20-400 eV	Modific. QED	Vruć, topao DM
Neutrini desne ruke	500 eV	Super slaba interakcija	Topli DM
Gravitino itd.	500 eV	SUSY / SUGRA	Topli DM
Fotino, gravitino, axion, ogledala. čestice, Simpson neutrino	keV	SUSY / SUGRA	Topao / hladan 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 pole, newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorije viših dimenzija	Cold DM
Superstrune	10 19 GeV	SUSY / SUGRA	Cold DM
Quark "grumenčići"	10 15 g	QCD, GUT	Cold DM
Cosm. žice, domenski zidovi	(10 8 -10 10) M ned	GUT	Formiranje galaksija možda neće mnogo pridonijeti
Cosmion	4-11 GeV	Problem neutrina	Formiranje neutrinskog fluksa na Suncu
Crne rupe	10 15 -10 30 g	Opšta relativnost	Cold DM

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

gdje je g ν statistički faktor koji uzima u obzir broj različitih stanja heliciteta za svaku vrstu neutrina. Za Majoranine neutrine, ovaj faktor je 2. Za Diracove neutrine, trebao bi biti 4. Međutim, obično se pretpostavlja da su desnoruke komponente napustile stanje toplinske ravnoteže mnogo ranije, pa možemo pretpostaviti i da je g ν = 2 za slučaj Dirac takođe.
Budući da je gustoća neutrina istog reda veličine kao i gustoća fotona, postoji oko 10 9 puta više neutrina od bariona, pa bi čak i mala masa neutrina mogla odrediti dinamiku svemira. Da bi se postiglo Ω = ρ ν / ρ c = 1, potrebne su neutrinske mase m ν c 2 ≈ 15–65 eV / N ν, gdje je N ν broj vrsta lakih neutrina. Eksperimentalne gornje granice za mase tri poznate vrste 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 svemiru u kojem dominiraju neutrini, potreban omjer kompresije mogao se uspostaviti u relativno kasnoj fazi, prve strukture odgovarale bi super -jatima galaksija. Tako bi se klasteri galaksija i galaksija mogli razviti fragmentacijom ovih primarnih struktura (model odozgo prema dolje). Međutim, ovaj pristup predstavlja problem pri razmatranju formiranja vrlo malih struktura, poput patuljastih galaksija. Da bi se objasnilo stvaranje prilično masivnih kontrakcija, potrebno je uzeti u obzir i Paulijev princip za fermione.

Teški neutrini

Prema podacima LEP -a i SLAC -a koji se odnose na precizno mjerenje širine raspada Z0 -bozona, postoje samo tri vrste lakih neutrina i isključeno je postojanje teških neutrina do mase od 45 GeV / c 2.
Kad su neutrini s tako velikim masama napustili stanje toplinske ravnoteže, već su imali nerelativističke brzine, pa se nazivaju česticama hladne tamne tvari. Prisustvo teških neutrina moglo bi dovesti do rane gravitacijske kontrakcije materije. U tom bi slučaju prvo nastale manje strukture. Jata i super-jata galaksija će nastati kasnije akumulacijom zasebnih grupa galaksija (model odozdo prema gore).

Axions

Aksioni su hipotetičke čestice koje proizlaze iz problema kršenja CP snažne interakcije (problem θ). Postojanje takve pseudoskalarne čestice posljedica je kršenja Pechei-Quinove kiralne simetrije. Masa aksiona data je izrazom

Interakcija s fermionima i mjeračima bozona opisana je sljedećim konstantama sprezanja:

Aksionska konstanta opadanja f a je određeno srednjom vrijednosti vakuuma Higgsovog polja. As f a je slobodna konstanta koja može uzeti bilo koju vrijednost između elektroslabe i Planckove ljestvice, tada moguće vrijednosti aksionskih masa variraju za 18 redova veličine. Pravi se razlika između DFSZ-aksiona, koji direktno stupaju u interakciju s elektronima, i takozvanih hadronskih aksiona, koji stupaju u interakciju s elektronima samo u prvom redu teorije poremećaja. Općenito se vjeruje da aksioni čine hladnu tamnu materiju. Kako njihova gustoća ne bi prešla kritičnu, potrebno je imati f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV već je eksperimentalno isključeno, druge varijante s manjim masama i, shodno tome, veliki parametri spajanja također su značajno ograničeni različitim podacima, prvenstveno astrofizičkim.

Supersimetrične čestice

Većina supersimetričnih teorija sadrži jednu stabilnu česticu, koja je novi kandidat za tamnu tvar. Postojanje stabilne supersimetrične čestice proizlazi iz očuvanja multiplikativnog kvantnog broja-takozvanog R-pariteta, koji za obične čestice poprima vrijednost +1, a za njihove superpartnere –1. TO JE Zakon o očuvanju R-pariteta... Prema ovom zakonu očuvanja, SUSY čestice mogu se 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 pariteta R. Kvantni broj R povezan je s 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 očuvanja R-pariteta. Međutim, postoje vrlo uske granice o mogućnosti kršenja R-pariteta.
Pretpostavlja se da najlakša supersimetrična čestica (LSP) ne sudjeluje ni u elektromagnetskoj, već u snažnoj interakciji. U suprotnom bi se spojio sa običnom materijom i pojavio bi se u današnje vrijeme kao neobična teška čestica. Tada bi broj takvog LSP -a, normaliziran na broj protona, bio jednak 10 -10 za jaku interakciju i 10 -6 za elektromagnetsku. Ove vrijednosti su u suprotnosti s gornjim granicama eksperimenta: 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 gore navedenih čestica spin 1/2 SUSY. Masa ovog takozvanog neutralina najvjerojatnije bi trebala biti veća od 10 GeV / c 2. Razmatranje SUSY čestica kao tamne tvari od posebnog je interesa jer su se pojavile u potpuno drugom kontekstu i nisu posebno uvedene za rješavanje problema (nebarionske) tamne tvari. Cosmions Kosmiji su prvobitno uvedeni radi rješavanja problema solarnog neutrina. Zbog velike brzine ove čestice gotovo neometano prolaze kroz površinu zvijezde. U središnjem dijelu zvijezde sudaraju se s jezgrama. Ako je gubitak energije dovoljno velik, tada ne mogu ponovo napustiti ovu zvijezdu i vremenom se akumulirati u njoj. Zarobljeni kosmoni unutar Sunca utječu na prirodu prijenosa energije i na taj način doprinose hlađenju centralnog područja Sunca. To bi dovelo do manje vjerojatnosti stvaranja neutrina od 8 V i objasnilo bi zašto je neutrinski tok izmjeren na Zemlji manji od očekivanog. Da bi se riješio ovaj neutrinski problem, masa kosmona mora biti u rasponu od 4 do 11 GeV / c 2, a presjek za reakciju interakcije kosmona s materijom mora imati vrijednost 10 -36 cm 2. Međutim, čini se da eksperimentalni podaci isključuju takvo rješenje problema solarnog neutrina.

Topološki nedostaci prostor-vremena

Osim gore navedenih čestica, topološki nedostaci mogu pridonijeti i tamnoj tvari. Pretpostavlja se da je u ranom svemiru pri t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, GUT simetrija prekinuta, što je dovelo do razdvajanja interakcija opisanih u SU (3) i SU (2) × U grupe (jedna). Higsovo polje dimenzije 24 dobilo je određeno poravnanje, a orijentacija faznih kutova spontanog razbijanja simetrije ostala je proizvoljna. Kao posljedica ove fazne tranzicije, trebale su se formirati prostorne regije različitih orijentacija. Ova područja su se vremenom povećavala i na kraju su došla u međusobni kontakt.
Prema savremenim konceptima, topološki stabilne tačke defekata formirane su na graničnim površinama, gdje je došlo do susreta regija različitih orijentacija. Mogle su imati dimenzije od nule do tri i sastojati se od vakuuma neprekinute simetrije. Nakon prekida simetrije, ovaj početni vakuum ima vrlo visoku energiju i gustoću materije.
Najvažniji su defekti u obliku točka. Moraju nositi izolirani magnetski naboj, tj. biti magnetni monopoli. Njihova masa je povezana s temperaturom faznog prijelaza i iznosi oko 10 16 GeV / c 2. Do sada, unatoč intenzivnim pretragama, postojanje takvih objekata nije registrirano.
Slično magnetskim monopolima, mogu se formirati i linearni defekti - kosmički nizovi. Ovi nitasti objekti imaju karakterističnu linearnu gustoću mase reda 10 22 g ∙ cm –1 i mogu biti zatvoreni ili otvoreni. Zbog gravitacijskog privlačenja mogli su poslužiti kao sjeme za kondenzaciju tvari, uslijed čega su nastale galaksije.
Velike mase omogućile bi otkrivanje takvih nizova djelovanjem gravitacijskih leća. Žice bi savile okolni prostor na takav način da bi se stvorila dvostruka slika objekata iza njih. Svjetlost iz vrlo udaljenih galaksija mogla bi se odbiti pomoću ovog niza prema zakonima opće teorije gravitacije. Posmatrač na Zemlji bi vidio dvije susjedne zrcalne slike galaksija sa identičnim spektralnim sastavom. Ovaj efekat gravitacionih sočiva već je otkriven za udaljene kvazare, kada je galaksija između kvazara i Zemlje služila kao gravitaciono sočivo.
Također se raspravlja o mogućnosti supravodljivog stanja u kozmičkim nizovima. Električno nabijene čestice, poput elektrona, bile bi bez mase u simetričnom vakuumu, jer svoje mase stječu samo kao rezultat probijanja simetrije kroz Higsov mehanizam. Tako se ovdje mogu stvoriti parovi čestica-čestica koji se kreću brzinom svjetlosti uz vrlo niske troškove energije. Rezultat je supravodljiva struja. Supravodljivi nizovi mogli bi prijeći u uzbuđeno stanje interakcijom s nabijenim česticama, uklanjanje te pobude bi se izvršilo emisijom radio valova.
Također se razmatraju defekti većih dimenzija, uključujući dvodimenzionalne "domenske zidove", a posebno trodimenzionalne nedostatke ili "teksture". Ostali egzotični kandidati

1. Sjena materija. Pod pretpostavkom da su žice jednodimenzionalni produženi objekti, teorije superstruna pokušavaju ponoviti uspjeh supersimetričnih modela u uklanjanju divergencija u gravitaciji i prodiranju energetskih područja izvan Plankove mase. S matematičkog gledišta, teorije superstruna bez anomalija mogu se dobiti samo za grupe mjerača SO (32) i E 8 * E 8 ". Potonji se dijeli na dva sektora, od kojih jedan opisuje običnu materiju, a drugi odgovara u senku materije (E 8 "). Ova dva sektora mogu međusobno djelovati samo gravitacijski.
2. "Quark nuggets" predloženi su 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 / c 2 do vrijednosti masa neutronskih zvijezda. Nastaju tijekom hipotetičkog QCD faznog prijelaza, ali se obično smatraju vrlo malo vjerojatnima.

3.3. Modifikovane teorije (kosmološka konstanta, MOND-teorija, vremenski zavisna gravitaciona konstanta)

U početku je kozmološku konstantu Λ Einstein uveo u jednadžbe polja opće relativnosti kako bi osigurao, prema tadašnjim pogledima, stacionarnost Univerzuma. Međutim, nakon što je Hubble otkrio širenje svemira kasnih 1920 -ih, pokazalo se da je to suvišno. Stoga su počeli smatrati da je Λ = 0. Međutim, u okvirima modernih teorija polja, ova se kozmološka konstanta tumači kao gustoća energije vakuuma ρ v. Vrijedi sljedeća jednadžba:

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

dobivamo nižu kritičnu gustoću i veću vrijednost parametra gustoće od očekivane prema gore navedenim formulama. Astronomska opažanja zasnovana na prebrojavanju broja galaksija daju gornju granicu za modernu 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 koristi maksimalna vrijednost 100 km ∙ s –1 ∙ Mpc –1. Dok se za nerazličitu kosmološku konstantu utvrdilo da je potrebna za tumačenje rane faze evolucije, neki su znanstvenici zaključili da bi Λ, koja nije jednaka 0, mogla igrati ulogu u sljedećim fazama razvoja svemira.
Kosmološka konstanta

moglo dovesti do vrijednosti Ω (Λ = 0), iako je zapravo Ω (Λ ≠ 0). Parametar Ω (Λ = 0) određen iz ρ 0 osigurao bi Ω = 1, kako se zahtijeva u inflatornim modelima, pod uvjetom 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. Gustoća energije vakuuma koja odgovara ovoj vrijednosti mogla bi riješiti kontradikciju između promatrane vrijednosti parametra gustoće i vrijednosti Ω = 1 koju zahtijevaju moderne teorije.
Osim što uvode kozmološku konstantu koja nije nula, postoje i drugi modeli koji uklanjaju barem neke probleme bez pozivanja na hipotezu o tamnoj materiji.

MOND teorija (izmijenjena njutnovska dinamika)

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

U tom će slučaju sila privlačenja biti veća i mora se kompenzirati bržim periodičnim kretanjem, koje može objasniti ravno ponašanje rotacijskih krivulja.

Vremenski ovisna gravitacijska konstanta

Vremenska ovisnost gravitacijske konstante G (t) mogla bi biti od velikog značaja za formiranje galaksija. Međutim, do sada precizna mjerenja nisu dala nikakve naznake vremenske varijacije G.

Književnost

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