Det er kendt, at det mørke stof interagerer med den "lysende" (baryon), i det mindste tyngdekraft og er et medium med en gennemsnitlig kosmologisk densitet, flere gange større end densiteten af \u200b\u200bbarionet. Sidstnævnte er fanget i gravitationsgrupper af koncentrationerne af mørkt stof. Derfor, selv om partikler af mørkt stof og ikke interagerer med lys, udsendes lyset derfra, hvor der er et mørkt stof. Denne vidunderlige egenskab af gravitationsinstabilitet gjorde det muligt at studere nummeret, staten og distributionen af \u200b\u200bmørkt materiale på observationsdata fra radio parason til røntgenstråling.

Den direkte undersøgelse af fordelingen af \u200b\u200bmørkt stof i klyngerne af galakser blev muliggjort efter at have modtaget deres meget detaljerede billeder i 1990'erne. Samtidig forvrænges billederne af mere fjerntliggende galakser, der projiceres i akkumulering eller endog spaltes på grund af effekten af \u200b\u200bgravitationslenzing. Ved arten af \u200b\u200bdenne forvrængning bliver det muligt at genoprette fordelingen og størrelsen af \u200b\u200bmassen inde i klyngen, uanset observationerne af galakserne i selve klyngen. Den direkte metode bekræftes således ved tilstedeværelsen af \u200b\u200bskjult masse og mørkt stof i galaktiske klynger.

Undersøgelsen af \u200b\u200bmere end 400 stjerner udgivet i 2012, der ligger på afstande op til 13.000 lysår fra solen, fandt ikke tegn på tilstedeværelsen af \u200b\u200bmørk materie i den store mængde plads omkring Solen. Ifølge teoriens forudsigelser bør det gennemsnitlige antal mørkt materiale i solens omgivelser være omkring 0,5 kg i kloden. Målingerne blev imidlertid givet en værdi på 0,00 ± 0,06 kg mørkt materiale i dette volumen. Det betyder, at forsøg på at registrere mørkt materiale på jorden, for eksempel med sjældne interaktioner med mørke stofpartikler med "almindeligt" materiale, kan næppe lykkes.

Kandidater til den mørke sags rolle

Baryon mørkt materiale.

Det ser ud til, at den mest naturlige ting ser ud til, at mørkt stof består af et konventionelt baryonstof, af en hvilken som helst grund en svagt interagerende elektromagnetisk måde og derfor uforstyrret under undersøgelsen, for eksempel emissionslinjer og absorption. Sammensætningen af \u200b\u200bdet mørke stof kan omfatte mange allerede opdagede rumgenstande, som: mørk galaktiske halo, brune dværge og massive planeter, kompakte genstande på de sidste stadier af evolution: hvide dværge, neutronstjerner, sorte huller. Derudover kan sådanne hypotetiske genstande, som Quark Stars, Q-Stars og Preconnic Stars også være en del af Baryon Dark Matters.

Problemerne med denne tilgang er manifesteret i kosmologi af en stor eksplosion: Hvis alt det mørke stof er repræsenteret af baryoner, bør forholdet mellem koncentrationerne af lyselementer efter den primære nukleosyntese, der observeres i de ældste astronomiske genstande, være forskellige, kraftigt forskellig fra det observerbare. Derudover viser eksperimenter på søgen efter gravitationslinlikation af lys af stjernerne i vores galakse, at en tilstrækkelig koncentration af store grusgenstande som planeter eller sorte huller for at forklare massen af \u200b\u200bhalo af vores galakse, ikke observeres, og små genstande Af tilstrækkelig koncentrationer bør absorbere lysene af stjernerne for meget.

Nebarionisk mørkt materiale

Teoretiske modeller giver et stort udvalg af mulige kandidater til rollen som ikke-bairion usynligt materiale. Liste nogle af dem.

Lys neutrinos.

I modsætning til andre kandidater har neutrinoer en klar fordel: det er kendt, at de eksisterer. Da antallet af neutrinos i universet er sammenligneligt med antallet af fotoner, kan neutrinos selv med en lille masse godt bestemme universets dynamik. For at opnå, hvor - den såkaldte kritiske tæthed er nødvendig neutrin masse af EV-ordren, hvor angiver antallet af typer lys neutrino. De eksperimenter, der udføres i dag, giver et skøn over masserne af neutrino af rækkefølgen af \u200b\u200bEV. Således er lette neutrinos praktisk taget udelukket som kandidat til den dominerende fraktion af mørkt stof.

Tunge neutrinos.

Fra dataene på bredden af \u200b\u200bnedfaldet af Z-BOSON følger det, at antallet af generationer af svagt interaktive partikler (herunder neutrino) er 3. Således er tunge neutrinoer (i det mindste med en vejning mindre end 45 GeV) med nødvendighed er t. n. "Steril", det vil sige ikke-interagerende partikler, der ikke er svage. Teoretiske modeller forudsiger en masse i en meget bred vifte af værdier (afhængigt af arten af \u200b\u200bdenne neutrino). Fra fænomenologi til massesortimentet af ca. EVI kan således sterile neutrinoer godt være en væsentlig del af det mørke stof.

Supersymmetriske partikler

Som en del af Supersymmetriske (SUSY) teorier er der mindst en stabil partikel, som er en ny kandidat til mørkens rolle. Det antages, at denne partikel (LSP) ikke deltager i elektromagnetiske og stærke interaktioner. Fotinos, Gravitino, Higgsino (Superparters Photon, Graviton og Boson Higgs, og Snodrino, Vin og Zino kan fungere som en LSP-partikel. I de fleste er LSP-partikelteorierne en kombination af de ovenfor anførte SUSY-partikler med en vejning på ca. 10 GeV.

Cosmones.

Kosmianerne blev introduceret i fysik for at løse problemerne med sol neutrinos, der bestod i den væsentlige forskel i neutrinino-strømmen, der blev detekteret på jorden, fra den værdi, der blev forudsagt af solens standardmodel. Dette problem har imidlertid fundet tilladelse inden for rammerne af teorien om neutrinooscillations og virkningen af \u200b\u200bMikheev - Smirnova - Wolfenstein, så kosminerne er tilsyneladende udelukket fra de konkurrencedygtige for mørkens rolle.

Topologiske defekter Space-Time

Ifølge moderne kosmologiske repræsentationer bestemmes vakuumenergien af \u200b\u200bnoget lokalt homogent og isotropskalærfelt. Dette felt er nødvendigt for at beskrive de såkaldte vakuumfaseovergange ved udvidelse af universet, hvor en sekventiel sygdomsforstyrrelse forekom, hvilket førte til frakobling af grundlæggende interaktioner. Faseovergangen er et spring af energi af et vakuumfelt, der stræber efter dets primære tilstand (en tilstand med minimal energi ved en given temperatur). Forskellige områder af rummet kunne opleve en sådan overgang uafhængigt, som et resultat af hvilke områder blev dannet med en vis "elevation" af skalarfeltet, som ekspanderende, kunne komme i kontakt med hinanden. På punkterne i mødet med forskellig orientering kunne stabile topologiske defekter af forskellige konfigurationer danne: Point-lignende partikler (især magnetisk monopolis), lineære udvidede genstande (kosmiske strenge), todimensionale membraner (domæne vægge), tre- Dimensionelle defekter (teksturer). Alle disse objekter har som regel med den kolossale masse og kunne give et dominerende bidrag til mørkt materiale. I øjeblikket (2012) blev sådanne objekter i universet ikke fundet.

Klassificering af mørkt stof

Afhængigt af partiklernes hastigheder, hvoraf det formodentlig, det mørke stof består, kan det opdeles i flere klasser.

Varmt mørkt materiale

Den består af partikler, der bevæger sig med en hastighed tæt på lyset - sandsynligvis fra neutrino. Disse partikler har en meget lille masse, men stadig ikke nul, og i betragtning af det store antal neutrinoer i universet (300 partikler pr. 1 cm3) giver det en stor masse. Nogle modeller på neutrino tegner sig for 10% af mørket materiale.

Dette spørgsmål på grund af sin enorme hastighed kan ikke danne stabile strukturer, men kan påvirke det sædvanlige stof og andre typer af mørkt materiale.

Varmt mørkt materiale

Materiale bevæger sig med relativistiske hastigheder, men lavere end det varme mørke stof, kaldet "varm". Hastigheden af \u200b\u200bdens partikler kan ligge i området fra 0,1C til 0,95C. Nogle data, især temperaturfluktuationerne i den baggrundsmikrobølge-stråling, giver grund til at tro, at en sådan form for materie kan eksistere.

Hidtil er der ingen kandidater til rollen som komponenter af varmt mørkt materiale, men måske steril neutrino, som skal bevæge sig langsommere end de sædvanlige tre aromaer af neutrinoer, kan blive en af \u200b\u200bdem.

Koldt mørkt materiale.

Mørk materie, som bevæger sig med klassiske hastigheder, kaldes "kold". Denne form for materie er den største interesse, da koldt i modsætning til varmt og varmt mørkt stof kan danne stabile formationer, og endda hele mørke galakser.

Mens partiklerne egnede til rollen som komponenter af koldt mørkt stof ikke findes. Kandidaterne til rollen som koldt mørke stof er svagt at interagere massive partikler - klud, såsom aksioner og supersymmetriske partnere-fermions af lette bosoner - Fotinos, Gravitino og andre.

Blandet mørkt materiale

I massekultur

• I serie af spilmasseffekt er mørkt stof og mørk energi i form af det såkaldte "nulelement" nødvendige til bevægelse med superblomsthastigheder. Nogle mennesker, biotikere, der bruger mørk energi, kan styre feltfeltfelterne.
• I den animerede serie "Futurama" bruges mørkt stof som brændstof til rumfartøjet i virksomheden "Interplanetary Express". Matter forekommer i form af afføring af Alien Race "Zubastilonians" og i densitet er ekstremt stor.

se også

Noter.

Litteratur

• Site moderne kosmologi, herunder et udvalg af materialer på mørkt stof.
• G.v. klapdor-klaninghus, A.STUTT Usfølsomme fysik af elementære partikler. M.: Videnskab, Fizmatlit, 1997.

Links.

• S. M. Galde, Masser, blanding og oscillation af neutrino , UFN 173 1171-1186 (2003)
• V.N. Lukasash, E. V. Mikheev, Mørk materie: Fra de indledende betingelser før dannelsen af \u200b\u200buniversets struktur , UFN 177 1023-1028 (2007)
• Di. Cossacks "Dark Matter", fra foredragscyklus i projektet "Poststalku" (Video)
• Anatoly Cherepaschuk. "Nye former for materie i universet, del 1" - mørk masse og mørk energi, fra foredragscyklusen "Academia" (Video)

Wikimedia Foundation. 2010.

Se hvad der er "mørkt stof" i andre ordbøger:

MØRKT STOF - (TM) Usædvanligt spørgsmål om vores univers, der ikke er fra (se), dvs. ikke fra protoner, neutroner, mesoner mv og detekteres af den stærkeste gravitationsindflydelse på rummets genstande af den sædvanlige baryon natur (stjerner, galakser, Sort ... ... ...

Mørk moden De ydre grænser: Dark Matters Fantasy Genre ... Wikipedia

Dette udtryk har også andre betydninger, se den mørke stjerne. Dark Star (Eng. Dark Star) Dette er teoretisk forudsagt stjerner, der kunne eksistere i det tidlige stadium af universets dannelse, selv før ... ... Wikipedia

STOF - objektiv virkelighed, eksisterende udenfor og uanset menneskelig bevidsthed og vist af dem (f.eks. Live og ikke-hjemmehørende M.). Verdens enhed i hans væsentlighed. I fysik M. Alle typer eksistens (se), som kan være i forskellige ... ... ... Stor polytechnic Encyclopedia.

Mørk materie er en mere af de opdagelser af menneskeheden lavet, "på spidsen af \u200b\u200bpennen." Ingen har aldrig følt det, det udstråler ikke elektromagnetiske bølger og interagerer ikke med dem. Allerede mere end et halvt århundrede er der ingen eksperimentelle beviser for eksistensen af \u200b\u200bmørk materie, kun eksperimentelle beregninger gives, idet det angiveligt bekræfter dets eksistens. Men i øjeblikket er kun hypotesen om astrofysik. Det skal dog bemærkes, dette er en af \u200b\u200bde mest spændende og meget dokumenterede videnskabelige hypoteser.

Det hele startede i begyndelsen af \u200b\u200bdet sidste århundrede: Astronomer bemærkede, at billedet af den verden de observerer passer ikke ind i tyngdekraftens teori. Teoretisk galakser, der har en beregnet masse, roterer hurtigere end den burde være.

Så de (galakser) har en meget større masse end beregninger fra de fremsatte observationer. Men da de stadig roterer, så er tyngdekraftens teori ikke sandt, eller denne teori ikke "arbejde" på sådanne genstande som en galakse. Eller i universets stof kan mere end moderne enheder detektere. Denne teori er blevet mere populær blandt forskere, og dette immaterielle hypotetiske stof blev kaldt mørkt stof.
Fra beregningerne viser det sig, at mørkemateriale i galaksernes sammensætning er ca. 10 gange mere end normalt, og med hinandens forskellige materialer interagerer kun på gravitationsniveauet, det vil sige, at mørkt stof udelukkende viser sig selv som en masse.
Nogle forskere foreslår den del mørkt stof - Dette er et konventionelt stof, men ikke udsender elektromagnetisk stråling. Sådanne objekter omfatter mørke galaktiske halo, neutronstjerner og brune dværge, såvel som andre, mens kosmos hypotetiske genstande.

Hvis du tror på konklusionerne fra forskere, går det sædvanlige spørgsmål (for det meste indeholdt i galakser)
Omkring områder fra den mest tætte koncentration af mørkt stof. På det opnåede rum
Mørkt stof, mørkt stof er et ikke-ensartet netværk fra gigantiske garn, med tiden
Aktivér og gennemtrængelige på steder af galaktiske klynger.

Mørk materie er opdelt i flere klasser: varmt, varmt og koldt (det afhænger af partikelets hastighed, hvoraf den består). Så skelne varmt, varmt og koldt mørkt stof. Den største interesse for astronomforskere forårsager præcist koldt stof, da det kan danne stabile genstande, for eksempel hele mørke galakser.
Teorien om mørkt materiale passer ind i teorien om en stor eksplosion. Derfor foreslår forskere, at efter 300 tusind år efter eksplosionen blev partiklerne af mørkt materiale købt i en enorm mængde af en enorm mængde, og derefter blev partikler af konventionelle stoffer opsamlet med kraft på dem, og galakser blev høstet.
Disse fantastiske konklusioner betyder at massen af \u200b\u200bdet konventionelle stof kun er et par procent af universets samlede masse!!!

Det vil sige, at verden synlig for os er kun en lille del af, hvad universet rent faktisk består. Og hvad er dette enorme "noget", vi kan ikke engang forestille sig.

Den første videnskabsmand, der teoretisk understøttet og beregnet muligheden for, at eksistensen af \u200b\u200bet skjult ukendt stof var den schweiziske astronom af den bulgarske oprindelse af Fritz Zvikki. Ved hjælp af Doppler-metoder beregnede en videnskabsmand hastigheden af \u200b\u200botte galakser placeret i konstellationen af \u200b\u200bVeronica. I videnskabelig litteratur er der nogle gange et andet romantisk navn - Veronicas hår.

Mørk materie og mørk energi

Historie om åbning af en ukendt masse

Logikken på beregningerne af Zwick var som følger. Gravitetsområdet skal holde galakserne inden for deres ophobning. Baseret på denne position beregnes den nødvendige masse. Galakser udsender lyset, derfor kan en mere værdi af den galaktiske masse beregnes. Disse to mængder skulle matche, men det skete ikke. Værdier blev meget divergeret. En langt større værdi af massen var nødvendig for at sikre, at gravitationsfeltet ikke tillader mulighederne for galakserne.

Det var denne manglende del af sin del af Zwicks "Dark Matter"

Som det fremgår af forskernes beregninger, er det almindelige stof i konstellationen meget mindre end mørkt materiale. Zwicks offentliggjorde resultaterne i et ikke meget berømt magasin Helvetica. Phisica. ACTA. .

Imidlertid forsøgte de næste 40 års astrofysik ikke at lægge mærke til et så alarmerende og fremragende resultat.

I 1970 studeres Vera Rubin og U.K.ford først af rotationsbevægelserne af Andromeda's mystiske nebula. Lidt senere blev bevægelsen af \u200b\u200bmere end 60 galakser undersøgt. Undersøgelser har vist, at rotationshastigheden for galakser er meget større end den hastighed, som deres synlige observerede masse giver. Det resulterende kompleks af ubestridelige observerede fakta er beviset på eksistensen af \u200b\u200bet skjult ukendt stof.

Mørkt stof. Anatoly vladimirovich.

Generelle ideer om ukendte partikler af ukendt materiale

I deres studier bruger fysikken nogle gange metoderne til at identificere ukendte objekter af universet for almindelige mennesker. De opsiger ukendte fænomener fast installerede og eksperimentelt bevist modeller og begynder langsomt at "presse" slagtilfældefænomenet, tålmodigt venter på de nødvendige oplysninger fra det.

Men mørkt stof viser sandt gravitationsmiddel til den videnskabelige nysgerrighed af fysikere.

Skjult sag er købt på samme måde som et almindeligt stof, der danner galakserne og deres klynger. Dette er måske den eneste lighed mellem det velkendte synlige stof og ukendte masse, hvis andel er 25% i universets energi "bank".

Denne ukendte aktionær i vores univers har enkle egenskaber. Et forholdsvis koldt skjult stof interagerer med sin synlige nabo (især med baryoner) udelukkende på gravitationssproget. Det skal bemærkes, at den kosmiske tæthed af barionen er flere gange mindre end densiteten af \u200b\u200bskjult betydning. Sådan overlegenhed i densiteten gør det muligt for det at "lede" universets tyngdepotentiale.

Forskere tyder på, at materialets sammensætning af materiel - Disse er nye ukendte partikler. Men det er ikke muligt at opdage dem endnu. Det er kun kendt, at de ikke desintegrerer endnu mindre naturelementer. Ellers ville de i universets midlertidige livsinterval have allerede bestået forfaldsprocessen. Følgelig taler denne kendsgerning også for at være en ny bevarelseslov, der forbyder sammenbrud af partikler. Det er dog endnu ikke åbent.

Endvidere kan indholdet af mørkt stof "ikke lide" at interagere med de velkendte partikler. På grund af denne omstændighed er sammensætningen af \u200b\u200bden skjulte masse umulig at bestemme jordens eksperimenter. Partiklernes natur forbliver ukendt.

Frekvensbeholdere - Inhomogene universet

Hvad er måder at søge efter partikler af et mørkt stof?

Angiv et par måder.

1. Der er en antagelse Disse protoner er lettere end ukendte partikler med 2-3 ordrer. I dette tilfælde kan de fødes i kollisioner med synlige partikler, hvis de spredes til meget høje energier i COLLIDER.
2. Indtrykket er sket at ukendte partikler er et sted der i fjerne galakser. Nej ikke kun der, men også ved siden af \u200b\u200bos. Det antages, at deres antal i en kubikmeter kan nå 1000 stykker. Imidlertid foretrækker de at undgå kollisioner med atomkerner af et kendt stof. Selvom sådanne tilfælde er, og forskere håber at registrere dem.
3. Ukendte partikler. Den skjulte masse er udslettet indbyrdes. Da det sædvanlige stof er helt gennemsigtigt, kan de falde ind i og. Et af produkterne af udslettet proces er neutrino, som har evnen til frit at trænge igennem hele tykkelsen af \u200b\u200bsolen og jorden. Registrering af sådanne neutrinoer kan give omkring ukendte partikler.

Hvad er arten af \u200b\u200bden skjulte masse?

Forskere har planlagt tre retninger i undersøgelsen af \u200b\u200barten af \u200b\u200bdet mørke stof.

1. Baryon mørk materie.

Med denne antagelse er alle partikler velkendte. Men deres stråling manifesterer sig, så den ikke kan opdages.

• et almindeligt stof stærkt spredt i rummet mellem galakser;
• massive astrofysiske halobjects (macho).

Disse formål, der omgiver galakserne, har relativt små størrelser. Har meget svag stråling. Disse egenskaber gør det ikke muligt at opdage dem.

Sammensætningen af \u200b\u200blegemerne kan omfatte følgende objekter:

• brune dværge;
• hvide dværge;
• sorte huller;
• neutronstjerner.

Søgningen efter ovenstående objekter udføres ved hjælp af gravitationslinser.

1. Nebarion mørkt stof.

Stoffets sammensætning er ukendt. To muligheder er mulige:

• kold masse, som kunne omfatte Fotinos, Academy og Quark kommentarer;
• varm masse (neutrino).

1. Nyt kig på samme bit.

Sandheden af \u200b\u200bteorien

Det er muligt, at de intergalaktiske afstande vil blive tvunget til at se på tyngdekraftens teori under en dekoreret tid under den nye vinkel af galaktisk vision.

Åbningen af \u200b\u200begenskaberne af det hemmelige spørgsmål er stadig foran. Er det givet til at kende dette, og hvad han vil gøre med en sådan rigdom - kun fremtiden for at besvare disse spørgsmål.

Vi er på tærsklen for Discovery, der er i stand til at ændre essensen af \u200b\u200bvores ideer om verden. Vi taler om karakteren af \u200b\u200bmørkt stof. I de senere år har astronomi gjort de vigtigste skridt i den observatoriske begrundelse for mørkt stof, og i dag kan eksistensen af \u200b\u200bet sådant stof i universet betragtes som fast etableret faktum. Situationsfunktionen er, at astronomer observerer strukturer bestående af stoffer ukendte fysikere. Så problemet med at identificere den fysiske karakter af dette spørgsmål opstod.

1. "Bring noget, jeg ved ikke hvad"

Moderne fysik af elementære partikler er ukendte partikler med egenskaberne af et mørkt stof. Udvidelsen af \u200b\u200bstandardmodellen er påkrævet. Men hvordan, i hvilken retning at flytte, hvad og hvor man skal se ud? Ord fra de berømte russiske eventyr, der er lavet i titlen på dette afsnit, da det ikke bedre bør afspejle den nuværende situation.

Fysik søger ukendte partikler, der kun har generelle ideer om egenskaberne af det observerede spørgsmål. Hvad er disse egenskaber?

Vi ved kun, at det mørke stof interagerer med lysende (barions) gravitational måde og er et koldt medium med kosmologisk tæthed, flere gange større end densiteten af \u200b\u200bBarion. På grund af sådanne enkle egenskaber påvirker mørkt stof direkte udviklingen af \u200b\u200buniversets tyngdepotentiale. Kontrasten af \u200b\u200bdens densitet intensiveredes over tid, hvilket fører til dannelsen af \u200b\u200bgravitationsbundet systemer halo af et mørkt stof.

Det skal understreges, at denne testproces kun kunne lanceres i Friedmann-universet, hvis der er en frøforstyrrelse af densiteten, hvis eksistens ikke er forbundet med mørkt stof, men skyldes fysikken i Big Bang . Derfor er et andet vigtigste spørgsmål om forekomsten af \u200b\u200bfrøforstyrrelser, hvoraf strukturen af \u200b\u200bmørkt stof udviklede sig.

Spørgsmålet om at generere indledende kosmologiske forstyrrelser, vi vil se lidt senere. Og lad os nu gå tilbage til det mørke stof.

Bariums er fanget i gravitationsgrupper af koncentrationerne af mørkt stof. Derfor, selvom partiklerne af mørkt stof og ikke interagerer med lyset, er lyset, hvor der er et mørkt stof. Denne vidunderlige egenskab af gravitationsinstabilitet gjorde det muligt at studere mængden, staten og distributionen af \u200b\u200bmørk materie på observationsdata fra radioudsigt til røntgenområde.

En uafhængig bekræftelse af vores konklusioner om universets egenskaber og andre parametre for universet er data om anisotropi og polarisering af reliktstråling, forekomsten af \u200b\u200blette elementer i universet, fordelingen af \u200b\u200babsorptionslinjerne af stoffet i området i området af fjerne kvasarer. En stor rolle spilles af numerisk modellering, erstattet af et eksperiment i kosmologiske studier. De mest værdifulde oplysninger om fordelingen af \u200b\u200bdet mørke stof er indeholdt i mange observationsdata på tyngdekraften af \u200b\u200bfjerntliggende kilder med nærliggende klæder af materie.

Fig. 1. Fotografering af himlen i retning af akkumulering af galakser 0024 + 1654, opnået på Hubble Telescope.

Figur 1 viser himmelsektionen i retningen på en af \u200b\u200bdisse mørke massepropper ($ \\ sim 10 ^ (14) m_ (ODOT) $). Vi ser akkumuleringen af \u200b\u200bgalakser fanget af gravitationsområdet i dette ur, varm røntgengas, som hviler i bunden af \u200b\u200bgravitationspotentialet, og det flere billeder af en af \u200b\u200bgalakserne i baggrunden, som viste sig til Vær en stråle af mørkt halo og forvrænget af dets gravitationsfelt.

Tabel 1. Grundlæggende kosmologiske parametre

Tabel 1 viser de gennemsnitlige værdier af kosmologiske parametre opnået fra astronomiske observationer (nøjagtighed på 10%). Det er klart, er den samlede tæthed af energien af \u200b\u200balle typer af partikler i universet ikke overstiger 30% af den samlede kritiske tæthed (neutrino bidrag på ikke mere end nogle få procent). De resterende 70% er i form, der ikke deltog i stoffets gravitationsboring. Denne egenskab har kun en kosmologisk konstant eller dens generalisering - en negativ medie ($ | \\ varepsilon + p | \\ l \\ varepsilon $), kaldet "mørke energi". Definitionen af \u200b\u200bsidstnævntes natur er den lange udsigt til udviklingen af \u200b\u200bfysikken.

Denne rapport er afsat til spørgsmål af fysisk kosmologi, hvis løsning forventes i de kommende år. Først og fremmest vedrører det bestemmelsen af \u200b\u200bde indledende betingelser for dannelsen af \u200b\u200bde mørke materiers struktur og søgen efter ukendte partikler selv.

2. Tidligt univers og sene univers

Universets observerede struktur er resultatet af den fælles indsats af startbetingelserne og udviklingen af \u200b\u200bområdet af densitetsberutninger. Moderne observationsdata gjorde det muligt at bestemme karakteristika for området af tæthedsorganer i forskellige epoker af dets udvikling. Det var således muligt at opdele oplysninger om de oprindelige betingelser og udviklingsbetingelser, som markerede begyndelsen af \u200b\u200ben uafhængig undersøgelse af fysikken i det tidlige og sene univers.

Under udtrykket "tidligt univers" i moderne kosmologier indebærer det sidste fase af accelereret ekspansion, efterfulgt af overgangen til den varme fase af evolutionen. Parametrene for en stor eksplosion er ukendt, der er kun øvre begrænsninger (se afsnit 3, relationer (12)). Der er dog en veludviklet teori om generering af kosmologiske forstyrrelser, i overensstemmelse med hvilken vi kan beregne spektrene af de oprindelige forstyrrelser af stoffets tæthed og primære gravitationsbølger afhængigt af værdierne af kosmologiske parametre.
Årsagerne til fraværet af en generelt accepteret model af det tidlige univers er forbundet i stabiliteten af \u200b\u200bforudsigelser af det inflationsparadigme af en stor eksplosion - nærhed af de genererede spektre til flad form, den relative lillehed af amplitude af kosmologiske gravitationsbølger , tredimensionel euklidhed af det synlige univers osv., Som kan opnås i en bred klasse af modelsametre. Momentet for sandhed for at opbygge en model af et tidligt univers kan være opdagelsen af \u200b\u200bkosmologiske gravitationsbølger, hvilket er muligt i tilfælde af en vellykket beholdning af det internationale rumforsøg "Planck", som skal begynde i 2008

Vores viden om det sene univers er diametralt imod. Vi har en ret præcis model - vi kender sammensætningen af \u200b\u200bmaterie, udviklingslovgivningen af \u200b\u200bstrukturen, værdierne af kosmologiske parametre (se tabel 1), men samtidig har ikke en generelt accepteret oprindelsessteori for oprindelse komponenten i materie.

Kendte egenskaber af det synlige univers giver os mulighed for at beskrive sin geometri inden for rammerne af teorien om forstyrrelser. Lille parameter ($ 10 ^ (- 5) $) er amplitude af kosmologiske forstyrrelser.

I nulorderen er universet Friedmann og er beskrevet af den eneste funktion af tidsskala faktor $ A (t) $. Den første ordre er noget mere kompliceret. Metriske forstyrrelser er summen af \u200b\u200btre uafhængige tilstande - skalar $ s (k) $, vektor $ v (k) $ og Tensor $ t (k) $, der hver især er kendetegnet ved sin spektrale funktion af bølge nummer på $ K $. Scalar Fashion beskriver kosmologiske tæthedsberutninger, Vector Mod er ansvarlig for Vortex-bevægelserne af stoffet, og Tensor-mode er gravitationsbølger. Således beskrives hele geometrien ved hjælp af fire funktioner: $ A (t), ~ s (k), ~ \u200b\u200bv (k) $ og $ t (k) $, hvoraf i dag kender vi kun de to første (i nogle områder af definition).

En stor eksplosion var en katastrofal proces med hurtig ekspansion, ledsaget af et intenst hurtigt tyngdeområde. Under den kosmologiske udvidelse af forstyrrelsen blev metrisken spontant født parametrisk fra vakuumfluktuationer, da eventuelle bevægelsesgrader af frihed er født under handlingen af \u200b\u200bet eksternt variabelt felt. Analyse af observationsdata angiver en kvantgravitationsfødt mekanisme for såning af forstyrrelser. Således er universets store struktur et eksempel på at løse problemet med målbarhed i kvantfeltteorien.

Vi bemærker de grundlæggende egenskaber ved Born Perturbation Fields: Gaussian statistikker (tilfældige distributioner i rummet), valgt temporal fase ("voksende" perturbation gren), mangel på en udvalgt skala i en bred vifte af bølgelængder, ikke-nul amplitude af gravitationsbølger. Sidstnævnte er afgørende for at opbygge en model af et tidligt univers, da du har en simpel binding med baggrundsmetrisk, gravitationsbølger med direkte information om energibesparelsen af \u200b\u200ben stor eksplosion.

Som et resultat af udviklingen af \u200b\u200bde skalære mode af forstyrrelser blev galakser og andre astronomiske objekter dannet. En vigtig præstation af de seneste år (WMAP-eksperiment (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) er blevet alvorlig afklaring af vores viden om anisotropi og polarisering af reliktstråling, som opstod længe før udseendet af galakser som følge af virkningen på fordelingen af \u200b\u200bfotoner af alle tre modes af kosmologiske forstyrrelser.

Den fælles analyse af observationel data om fordelingen af \u200b\u200bgalakser og anisotropien af \u200b\u200blevn stråling må dividere de startbetingelser og evolution. Udnyttelse af tilstanden, at summen af \u200b\u200b$ S + V + T \\ Ca. 10 ^ (- 10) $ er fastgjort af værdien af \u200b\u200banisotropien af \u200b\u200breliktstråling, er det muligt at opnå den øvre grænse på mængden af \u200b\u200bhvirvel og Tensor moder af forstyrrelser i universet (deres påvisning er kun mulig med en stigning i observationsnøjagtigheden):
$$ \\ FRAC (V + T) (e) I tilfælde af at uligheden (1) blev brudt, ville størrelsen af \u200b\u200bde densitet perturbationer være utilstrækkelig til dannelsen af \u200b\u200bden observerede struktur.

3. I starten var der en lyd ...

Effekten af \u200b\u200bkvante-tyngdekraft fødslen af \u200b\u200bmasseløse felter er godt undersøgt. Så kan blive født partikler af et stof (se for eksempel) (selvom især levn fotoner opstået som følge af sammenbruddet af protomateria i det tidlige univers). På samme måde forekommer dannelsen af \u200b\u200btyngdekraftbølger og forstyrrelser af tætheden, da disse felter også henviser til masseløs, og deres fødsel ikke er forbudt af en tærskelens energikondition. Opgaven med at generere Vortex Perturbations venter stadig på sine forskere.

Teorien om $ S $ - og $ T $ -Mod af forstyrrelser i Friedman universet er reduceret til den kvantemekaniske opgave af uafhængige oscillatorer $ Q_K (\\ ETA) $ i det eksterne parametrisk felt ($ \\ alpha (\\ ETA) $) i verden af Minkowski med den tidsmæssige koordinere $ \\ eta \u003d \\ int dt / en $. Handling og Lagrangian Elementary Oscillators afhænger af deres rumlige frekvens $ K \\ in (0, \\ infty) $:
$$ s_k \u003d \\ int L_KD \\ ETA, ~ \\; \\; \\; l_k \u003d \\ frac (\\ alpha ^ 2) (2K ^ 3) (Q '^ 2- \\ omega ^ 2q ^ 2) ~ \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (2) $$
Hvor stregkoden betegner tiden derivat af $ \\ ™ $, $ \\ omega \u003d \\ beta $ - Oscillatorfrekvensen, $ \\ beta $ - spredning af forstyrrelser i lysets hastighed i vakuum (her og derefter $ c \u003d \\ Hbar \u003d 1 $, indeks $ k $ i $ Q $ felt sænket); I tilfælde af $ T $ -Modes $ q \u003d q_t $ er cross-patent komponent i metriske tensor,
$$ \\ alpha ^ 2_t \u003d \\ FRAC (A ^ 2) (8 \\ pi g) ~ \\; \\; \\; \\ beta \u003d 1, ~ \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\ ; (3) $$
Og i tilfælde af $ S $ -Modes $ q \u003d Q_s $ - en lineær superposition af den langsgående gravitations potentiale (forstyrrelse af en storstilet faktor), og 3-hastighed potentiale af mediet multipliceret med Hubble parameteren,
$$ \\ ALPHA ^ 2_s \u003d \\ FRAC (A ^ 2 \\ Gamma) (4 \\ pi g \\ Beta ^ 2), \\; \\; \\ y \u003d \\ frac (\\ prik (H)) (H ^ 2), \\ ; \\, H \u003d \\ FRAC (\\ prik (a)) (a), ~ \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (4) $$
Pointen betyder, at tiden derivat $ t $.

Som det fremgår af (3), er feltet $ Q_T $ fundamentalt, da det er minimalt forbundet med baggrundsmetrisk og ikke afhænger af materiens egenskaber (i den generelle relativitetsteori, hastigheden af \u200b\u200budbredelse af gravitationsbølger er lig med lysets hastighed). Som for $ Q_s $, dens forbindelse med det ydre felt (4) er mere kompleks: det omfatter både derivater fra en storstilet faktor og nogle karakteristika af stoffet (f.eks hastigheden for forstyrrelse i mediet). Vi ved ikke noget om de protomateria i det tidlige univers - der er kun fælles tilgange til dette spørgsmål.
Det er normalt betragtes som den ideelle medium med en puls energi tensor, afhængigt af energitætheden på $ \\ epsilon $, presset af $ P $ og 4-trins spørgsmål om de $ U ^ \\ Mu $. For $ S $ -Mode 4-speed potentiale og til stede i form af en gradient af 4-scalar $ \\ phi $:
$$ t _ (\\ mu \\ nu) \u003d (\\ epsilon + p) U_ \\ MU U_ \\; \\; U_ \\ MU \u003d \\ FRAC (\\ Phi _ (, \\ mu)) (w), ~ \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (5) $$
Hvor $ W ^ 2 \u003d \\ Phi _ (, \\ mu) \\ phi _ (, \\ n) g ^ (\\ mu \\ nu) $ er en normaliseringsfunktion, komma i det nedre indeks betyder afledt af koordinat. Hastigheden af \u200b\u200blyden er indstillet ved hjælp af "tilstandsligningen" som proportionalitetskoefficient mellem de ledsagende forstyrrelser af tryk og energitæthed stof:
$$ \\ DELTA P_C \u003d \\ BETA ^ 2 \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (6) $$
hvor $ \\ Delta X_C \\ Ligestilling \\ Delta X er V \\ Dot (x) $, $ V \\ Ligestilling \\ Delta \\ Phi / W $ er 3-hastighed potentiale af mediet.

I en lineær rækkefølge af Perturbation-teorien svarer begrebet et ideelt miljø til et feltkoncept, hvorefter en Lagrang-tæthed tilskrives materialefeltet $ \\ Phi $ Lagranjev, $ L \u003d L (W, \\ Ph) $. I feltmetoden er hastigheden af \u200b\u200bexcitation udbredelse fra ligningen
$$ \\ beta ^ (- 2) \u003d \\ frac (\\ partial \\ ln | \\ partial l / \\ partial w |) (\\ partial \\ ln | w |), \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (7) $$
Hvad svarer også til forholdet (6). I de fleste modeller af det tidlige univers antages det, at $ \\ \\ beta \\ sim $ 1 $ (især på det strålingsdominerede scene $ \\ onta \u003d 1 / \\ sqrt (3) $).

Udviklingen af \u200b\u200belementære oscillatorer er beskrevet af Klein Gordon-ligningen
$$ \\ bar (q) '' + (\\ omega ^ 2-u) \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (8) $$
Hvor
$$ \\ Bar (Q) \\ Ligestilling \\ Alpha Q, \\; \\ u \\ Ligestilling \\ FRAC (\\ alpha ") (\\ alpha), ~ \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\ ; (9) $$
Opløsningen af \u200b\u200bligning (8) har to asymptotiske grene af adfærd: adiabatic ($ \\ omega ^ 2\u003e U $), når oscillatoren er i fadsen for gratis oscillationer og dens excitation amplitude fades ($ | q | \\ sim (\\ alpha \\ sqrt (\\ beta)) ^ (- 1) $), og parametrisk ($ \\ omega ^ 2

Kvantitativt afhænger spektrene af fødte forstyrrelser af den oprindelige tilstand af oscillatorer:
$$ t \\ equiv 2 \\ rangle \\; \\; \\; s \\ rangle \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (10) $$
Koefficienten 2 i udtrykket for Tensor-mode tager højde for to polarisering af gravitationsbølger. Staten på $ \\ Langle \\ rangle $ er sædvanligt at være grundlæggende, dvs. tilsvarende minimal niveau af indledende excitation af oscillatorer. Dette er den vigtigste hypotese af teorien om stor eksplosion. I nærværelse af den adiabatiske zone er den vigtigste (vakuum) tilstand af elementære oscillatorer den eneste.
Således antager, at funktionen U øges over tid og $ \\ beta \\ SIM $ 1, får vi en universel samlede resultat for spektre $ t (k) $ og $ s (k) $:
$$ t \\ ca. \\ frac ((1- \\ gamma / 2) H ^ 2) (m_p ^ 2), \\; \\; \\; \\ FRAC (t) (s) \\ clos4 \\ gamma \\; \\; \\ ; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (11) $$
hvor $ k \u003d \\ sqrt (u) \\ ca. ah $, og $ M_P \\ Ligestilling G ^ (- 1/2) $ - Planck masse. Som det kan ses fra (11), i teorien om $ T $, er der ingen forskelsbehandling med hensyn til mode $ s $. Det hele er værdien af \u200b\u200bfaktoren på $ \\ gamma $ i æra af generering af forstyrrelser.
Fra den observerede kendsgerning af småheden på $ T $ -Modes i vores univers (se afsnit 2, relation (1)), opnår vi den øvre grænse for energikalaen for den store eksplosion og på parameteren $ \\ gamma $ i Tidligt univers:
$$ H Den sidste tilstand betyder, at den store eksplosion var inflationær i naturen ($ \\ gamma Vi har de vigtigste faseoplysninger: Feltene er født i en bestemt fase, kun den voksende gren af \u200b\u200bforstyrrelserne er parametrisk forbedret. Vi vil forklare dette på eksemplet med spredningen opgave, at antage, at $ u \u003d 0 $ om første (adiabatiske) og finite (stråling-dominerede, $ A \\ PROPTO N $) udviklingstrin (se fig. 2).

Fig. 2. Illustration af opløsningen af \u200b\u200bligning (8) i formuleringen af \u200b\u200bspredningsproblemet

For hver af de ovennævnte asymptotika har den generelle løsning formularen
$$ \\ bar (q) \u003d c_1 \\ sin \\ omega \\ eta, \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; \\; (13) $$
hvor operatører $ c_ (1,2) $ sætte amplituder af "voksende" og "hændelser" afdelinger af evolution. I vakuumstaten er den første temporale fase af feltet vilkårlig: $ \\ Langle | c_1 ^ (((in)) | \\ rangle \u003d \\ Langle | C_2 ^ ((in)) | \\ rangle $. Som et resultat af at løse evolutionens ligninger viser det sig, at kun den voksende gren af \u200b\u200blydforstyrrelser forbliver på det strålingsdominerede trin: $ \\ Langle | C_1 ^ ((Out)) | \\ Rangle \\ GG \\ Langle | C_2 ^ ((Out)) | \\ rangle $. På tidspunktet for frakobling af strålingen fra stoffet i rekombinationsperioden blev strålingsspektret afsluttet med en fase på $ K \u003d n \\ pi \\ sqrt (3) / \\ eta_ (REC) $, hvor $ n $ er en naturlig nummer.

Fig. 3. Manifestation af lydmodulering i anisotropi spektret af relikstrækning. (I henhold til WMAP-eksperimenter, Abbar (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), Boomerang (Ballon Observations of Millimetric Extragalactic Stråling og Geofysics), CBI (Cosmic Background Image), VSA (meget lille array).)

Det er disse akustiske oscillationer, der observeres i spektrene af anisotropien af \u200b\u200bden relikviestråling (figur 3, svarer den store top til $ n \u003d $ 1) og forstyrrelser af tætheden, som bekræfter den kvante-gravitations oprindelse på $ s $ -Mode. I spektret af tæthedsberutninger blev lydmoduleringen undertrykt af en faktor i barionsandelens lillehed af relativt fuldstændig densitet af stoffet, hvilket gør det muligt at finde denne andel uanset andre kosmologiske tests. Skalaen af \u200b\u200boscillation fungerer som et eksempel på en standardlinje, som bestemmer universets vigtigste parametre. I den henseende skal det understreges, at skarpheden af \u200b\u200bproblemet med degenererende kosmologiske parametre i observationsdata i mange år forhindrer opførelsen af \u200b\u200buniversets virkelige model, i dag blev fjernet på grund af overflod af uafhængige og komplementære observationsprøver.

Opsummerende kan man konstatere, at problemet med dannelsen af \u200b\u200bde første kosmologiske forstyrrelser og den store struktur af universet i dag i princippet blev løst. Den endelige bekræftelse af teorien om kvante-tyngdekraft oprindelse forstyrrelser i det tidlige univers vil modtage efter påvisning af $ T $ -Modes, der kan ske i den nærmeste fremtid. Så den enkleste model af en stor eksplosion (kraftinflation på et massivt skalærfelt) forudsiger værdien af \u200b\u200bamplitude af $ T $ -Modes er kun 5 gange mindre end amplitude af $ S $ -Modes. Moderne værktøjer og teknologier fuldt ud muligt at løse problemet med at registrere sådanne små signaler i henhold til observationer af anisotropi og polarisering af levn stråling.

4. Mørk side af sagen

Der er flere hypoteser om materiens oprindelse, men ingen af \u200b\u200bdem er blevet bekræftet endnu. Der er direkte observationsinstruktioner, der angiver, at mysteriet om mørkt stof er tæt forbundet med universets Asymmetri. Der er dog ingen generelt accepteret oprindelsessteori for baryon asymmetri og mørk materie i dag.

Hvor er det mørke stof?

Vi ved, at stoffets lysekomponent observeres i form af stjerner, der er opsamlet i galakserne af forskellige masser, og i form af røntgengas af klynger. Imidlertid er det meste af det konventionelle stof (op til 90%) i form af en sjældent intergalaktisk gas med en temperatur på flere elektro-rulle såvel som i form af massiv kompakte halogenobjekt) - kompakte rester af udviklingen af \u200b\u200budviklingen af \u200b\u200budviklingen af \u200b\u200budviklingen af \u200b\u200budviklingen Stjerner og genstande med en lille masse. Da disse strukturer normalt har lav lysstyrke, blev navnet "Dark Bariones" forankret bag dem.

Fig. 4. Toprestriktioner for vægten af \u200b\u200bGalo Galaxy Galaxy ifølge Eros-eksperimentet (fra Franz. - Erfaring Pour La Recherche D Objets Sombres).

En undersøgelse af antallet og fordelingen af \u200b\u200bkompakte mørke genstande i halogen af \u200b\u200bvores galakse for begivenhederne med mikrohansering var involveret i flere grupper (Molo, Eros osv.). Som følge af den fælles analyse, blev en vigtig begrænsning opnået - ikke mere end 20% af hele massen af \u200b\u200bhalogen fokuseret i Molo i området af værdier fra massen af \u200b\u200bmånen til masserne af stjerner (figur 4. ). Den resterende del af det mørke stof af halo er partikler af ukendt natur.

Hvor ellers er det ikke-darium mørkt materiale?

Udviklingen af \u200b\u200bhøje teknologier i det observationelle astronomi i det 20. århundrede gjorde det muligt at opnå et klart svar på dette spørgsmål: Ikke-Darium Mørk Matter er i Gravitational og Relaterede Systems (Halo). Partiklerne af mørkt stof er ikke-relativistiske og svage inaktive - deres dissipative processer går galt, som barioniske. Bjælkerne afkøles stråling, bosætte sig og akkumulere i halocentre, når en rotationsligevægt. Det mørke stof forbliver fordelt omkring de synlige stoffets galakser med en karakteristisk skala på ca. 200 pdaer. Således i den lokale gruppe, hvortil tågen af \u200b\u200bAndromeda og Mælkevejen, mere end halvdelen af \u200b\u200balle de mørke stof med fokus på disse to store galakser. Partikler, der besidder de krævede egenskaber i standardmodellen af \u200b\u200bfysikken af \u200b\u200belementære partikler, er ikke. En vigtig parameter, der ikke kan bestemmes af observationer på grund af ækvivalensprincippet, er partikelmassen. Som en del af mulige udvidelser af standardmodellen er der flere kandidater til partiklerne af mørkt stof. De vigtigste er opført i tabel. 2 for at øge deres masse.

Tabel 2. Kandidater til partikler af ikke-mørkere mørkt stof

Kandidat
Gravitons.
"Steril" neutrino
Spejl
Massive partikler.
Supermassive partikler	$ 10 ^ (13) $ GEV
Monopoli og defekter	$ 10 ^ (19) $ GEV
Primære sorte huller	$ (10 ^ (- 16) -10 ^ (- 17)) m _ (\\ ODOT) $

Hjem i dag er versionen af \u200b\u200bmassive partikler - hypotesen neutralino - er forbundet med minimal suymmetri. Denne hypotese kan testes på en stor Hadron Accelerator på CERN, hvis lancering er planlagt til den forventede masse af sådanne partikler $ \\ \\ SIM $ 100 GEV, og deres tæthed i vores galakse er en partikel i mængden af \u200b\u200bteblas.

Søgning efter mørke stofpartikler udføres over hele verden i mange installationer. Det er interessant at bemærke, at den neutrale hypotese tillader en uafhængig test af begge underjordiske eksperimenter på elastisk spredning og på indirekte data af udslettet neutralino i galaksen. Indtil nu blev der kun modtaget et positivt svar i et af de underjordiske Dama-projektdetektorer (mørkt stof), hvor der i flere år allerede har et signal om en ukendt oprindelse af "sommer-vinter" -typen. Imidlertid er intervallet af masser og sektioner, der er knyttet til dette eksperiment, endnu ikke bekræftet på andre installationer, hvilket giver tvivl om både nøjagtigheden og betydningen af \u200b\u200bresultatet.

En vigtig egenskab er neutralino er muligheden for deres indirekte observation ved udslettelse flow i gamma-regionen. I processen med hierarkisk stråle kan sådanne partikler danne en mini-halo med en karakteristisk størrelse af størrelsen af \u200b\u200bsolsystemets størrelse og en masse af massen af \u200b\u200bjordens masse, hvis rester blev overlevet til denne dag . Selve jorden er større sandsynlighed for at være inde i den lignende minihalo, hvor partiklernes tæthed stiger i flere tiere gange. Dermed øges sandsynligheden for både direkte og indirekte påvisning af et mørkt materiale i vores galakse. Eksistensen af \u200b\u200bsådanne forskellige søgemetoder inspirerer optimisme og giver dig mulighed for at håbe på den overhængende bestemmelse af mørkens fysiske karakter.

5. På tærsklen for ny fysik

I vores tid var en uafhængig definition af egenskaberne i det tidlige univers og det sene univers under observations astronomiske data muligt. Vi forstår, hvordan de første kosmologiske forstyrrelser i tætheden opstod, hvoraf universitetets struktur udviklede sig. Vi kender betydningen af \u200b\u200bde vigtigste kosmologiske parametre, der ligger til grund for universets standardmodel, der ikke har alvorlige konkurrenter i dag. De grundlæggende spørgsmål om oprindelsen af \u200b\u200ben stor eksplosion og hovedkomponenterne i materie forbliver imidlertid uudforsket.

Den observationsbestemmelse af tensors mode af kosmologiske forstyrrelser er nøglen til opførelsen af \u200b\u200bmodellen af \u200b\u200bdet tidlige univers. Her har vi at gøre med en klar forudsigelse af teorien, velafprøvet i tilfælde af $ r $ -modes og muligheden for eksperimentel kontrol $ T $ -Modes i de kommende år.

Teoretisk fysik, der giver en omfattende liste over mulige retninger og metoder til at finde et mørkt stof partikler, har udtømt sig selv. Nu er det om eksperimentet. Den situation, der har udviklet sig til i dag ligner den, der gik forud for de store opdagelser - påvisning af kvarker, W- og Z-bosoner, neutrino oscillation, anisotropi og polarisering af levn stråling.

Et spørgsmål opstår, som dog går ud over denne anmeldelse rapport: Hvorfor er naturen så gavmild til os og giver dig mulighed for at åbne dine hemmeligheder?

Bibliografi.

1. Mushroom A A, Mamaev med G, Mostepanenko i m kvanteffekter i intense ydre felter (m.: ATOMIZDAT, 1980)
2. Zeldovich I b, Starobinsky A og JETP 61 2161 (1971)
3. GrischuklPHEGF67 825 (1974)
4. Lukash i N ZHTF 79 1601 (1980)
5. Lukash v n, astro-pH / 9910009
6. Slagtilfælde i H Astron. tidsskrift 84 483 (2007)
7. Lukash i n UFN176 113 (2006)
8. Lukasash v N, Mikheeva E v Int. J. MOD. Phys. A 15 3783 (2000)

V.n. Lukash, E.V. Mikheev.

Introduktion

Der er vægtige argumenter for, at en væsentlig del af stoffet i universet ikke udstråle og ikke absorbere og derfor usynlig. Vi kan lære om sådan usynlig stof i sin tyngdekraft interaktion med udstrålende sagen. Studiet af klynger af galakser og galaktiske roterende kurver angiver eksistensen af \u200b\u200bdette såkaldte mørke stof. Så per definition mørkt stof er matterium, som ikke vekselvirker med elektromagnetisk stråling, der er, ikke tømme den og ikke absorberer det.
Den første påvisning af usynlige stof er dateret sidste århundrede. I 1844, Friedrich Bessel skriftligt til Karl Gaussu skrev, at den uforklarede ujævnheder i bevægelsen af \u200b\u200bSirius kunne være resultatet af sin tyngdekraft interaktion med nogle tilstødende krop, og sidstnævnte i dette tilfælde bør have en tilstrækkelig stor masse. På tidspunktet for Bessel var en sådan mørk følgesvend af Sirius usynlig, det blev optisk opdaget kun i 1862. De viste sig for at være en hvid dværg, kaldet Sirius-B, mens Sirius selv blev kaldt Sirius.
Tætheden af \u200b\u200bstoffet i universet ρ kan estimeres ud fra observationerne af bevægelsen af \u200b\u200bindividuelle galakser. Normalt ρ gives i enheder af den såkaldte kritiske tæthed ρ c:

I denne formel G - gravitationskonstanten, H er en permanent Hubble, som er kendt med en lille nøjagtighed (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V \u003d HR - Formula Hubble for udvidelseshastighed universet,
H \u003d 100 h km ∙ C -1 ∙ MPS -1.

For ρ\u003e ρ med universet er lukket, dvs. Gravitational interaktion stærkt, således at universets udvidelse er ændret med kompression.
Således er den kritiske tæthed givet af udtrykket:

ρ c \u003d 2 ∙ 1 -29 H 2 g ∙ cm -3.

Den kosmologiske densitet ω \u003d ρ / ρ c, bestemt på basis af dynamikken af \u200b\u200bgalaktiske klynger og supercluster, er 0,1< Ω < 0.3.
Fra observation af arten af \u200b\u200bfjernelsen af \u200b\u200bstore områder af universet ved hjælp af en infrarød astronomisk satellit IRA blev det opnået, at 0,25< Ω < 2.
På den anden side giver vurderingen af \u200b\u200bbaryondensiteten Ω B for galaksernes lysstyrke en signifikant mindre værdi: Ω B< 0.02.
Denne mismatch betragtes som en angivelse af eksistensen af \u200b\u200busynlig sag.
For nylig er problemet med at finde mørkt materiale blevet meget opmærksomhed. Hvis vi tager hensyn til alle former for Baryon, såsom interplanetære støv, brune og hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller, viser det sig, at der er en betydelig andel af ikke-bairioniske spørgsmål for at forklare alle de observerede fænomener. Denne erklæring forbliver i kraft, selv efter at have taget hensyn til moderne data på de såkaldte macho-objekter ( Ma.ssiv. C.ompact. H.alo. O.byer - massive kompakte galaktiske genstande) opdaget ved anvendelse af effekten af \u200b\u200bgravitationslinser.

. Bevis for eksistensen af \u200b\u200bmørkt stof

2.1. Galaktiske roterende kurver

I tilfælde af spiral galakser bestemmes rotationshastigheden for individuelle stjerner omkring midten af \u200b\u200bgalaksen ud fra betingelsen for konstans af baner. Svarende til centrifugal og gravitationskræfter:

til rotationshastighed har vi:

hvor m r er hele massen af \u200b\u200bmateriel inden for rækkevidde af R radius. I tilfælde af en ideel sfærisk eller cylindrisk symmetri kompenseres effekten af \u200b\u200bmasse uden for denne kugle gensidigt. I den første tilnærmelse kan den centrale region af galaksen betragtes som en sfærisk, dvs.

hvor ρ er den gennemsnitlige tæthed.
I indersiden af \u200b\u200bgalaksen forventes en lineær stigning i rotationshastigheden med stigende afstand fra midten. I den ydre region af galaksen er massen M r næsten konstant, og afhængigheden af \u200b\u200bhastigheden fra afstand er i tilfælde af et punkt i midten af \u200b\u200bgalaksen:

Rotationshastigheden V (R) bestemmes for eksempel ved at måle Doppler-skiftet i strålingsspektret af HE-II-regionerne omkring O-stjernerne. Opførelsen af \u200b\u200beksperimentelt målte roterende kurver af spiral galakser svarer ikke til et fald i V (R) med stigende radius. Undersøgelsen af \u200b\u200b21 cm linjen (overgangen af \u200b\u200bhyperfine strukturen i hydrogenatomet) udsendt af det interstellære stof førte til et lignende resultat. Konstancen V (R) ved store radiusværdier betyder, at massen M r er også stigende med stigende radius: M r ~ R. Dette indikerer tilstedeværelsen af \u200b\u200busynlig sag. Stjerner bevæger sig hurtigere end det var muligt at forvente på grundlag af det synlige antal materie.
Baseret på denne observation blev eksistensen af \u200b\u200ben sfærisk halo af mørkt materiale omkring galaksen og ansvarlig for den uhensigtsmæssige adfærd af roterende kurver postuleret. Derudover kunne sfæriske halo bidrage til stabiliteten af \u200b\u200bgalaxisk diskform og bekræfte hypotesen om dannelsen af \u200b\u200bgalakser fra sfærisk protoglaktik. Modelberegninger foretaget for Melkevejen, som de formåede at reproducere roterende kurver under hensyntagen til tilstedeværelsen af \u200b\u200bhalo, tyder på, at en væsentlig del af massen skal være i denne halo. Certifikater for eksistensen af \u200b\u200bsfærisk halo er også givet globulære klynger - sfæriske akkumuleringer af stjerner, som er de ældste genstande i galaksen, og som distribueres sfærisk.
Den nylige undersøgelse af gennemsigtigheden af \u200b\u200bgalaksen kastede imidlertid skyggen af \u200b\u200btvivl om dette billede. Ved at overveje graden af \u200b\u200bdarlicitet af spiral galakser som funktionen af \u200b\u200ben tændingsvinkel, er det muligt at konkludere om gennemsigtigheden af \u200b\u200bsådanne objekter. Hvis galaksen var helt gennemsigtig, ville dens fulde lysstyrke ikke afhænge af hjørnet, under hvilket denne galakse observeres, da alle stjerner ville være de samme på samme måde (i forsømmelse af størrelserne af stjerner). På den anden side betyder en konstant overflade lysstyrke, at galaksen ikke er gennemsigtig. I dette tilfælde ser kun eksterne stjerner observatøren, dvs. Altid det samme for enhedens overflade, uanset synsvinklen. Det blev eksperimentelt fastslået, at overfladens lysstyrke forbliver på gennemsnitlig konstant, hvilket kunne indikere den næsten fuldstændig opacitet af spiral galakser. I dette tilfælde er brugen af \u200b\u200boptiske metoder til at bestemme massetætheden af \u200b\u200buniverset ikke helt præcis. En mere omhyggelig analyse af måleresultater førte til afslutningen af \u200b\u200bmolekylære skyer som et absorberende materiale (deres diameter på ca. 50 ps og en temperatur på ca. 20 k). Ifølge loven om fløj bias bør sådanne skyer udsende i submillimeterområdet. Dette resultat kunne give en forklaring på adfærd af roterende kurver uden antagelse om yderligere eksotisk mørk materie.
Certifikater for eksistensen af \u200b\u200bmørkt materiale blev fundet i elliptiske galakser. Gasformige halo med temperaturer på ca. 10 7 K blev registreret ved deres absorption af røntgenstråler. Hastigheden af \u200b\u200bdisse gasmolekyler er større end ekspansionshastigheden:

v r \u003d (2gm / r) 1/2,

hvis du antager, at deres masser svarer til lysstyrken. Til elliptiske galakser er massens holdning til lysstyrken omkring to størrelsesordener mere end solen, hvilket er et karakteristisk eksempel på en mellemstjerne. Sådan stor betydning er normalt forbundet med eksistensen af \u200b\u200bmørkt stof.

2.2. Dynamik af klynger af galakser

Dynamikken af \u200b\u200bklynger af galakser påvist til fordel for eksistensen af \u200b\u200bmørkt stof. Når systemets bevægelse er, hvis potentielle energi er en homogen funktion af koordinater, forekommer i et begrænset rumligt område, så er de tid-gennemsnitlige værdier af den kinetiske og potentielle energi forbundet med hinanden virove-sætningen. Det kan bruges til at estimere stoffets tæthed i klyngerne i et stort antal galakser.
Hvis den potentielle energi U er en homogen funktion af radiusvektorer r. Jeg grader K, så U og kinetisk energi T er forbundet som 2T \u003d KU. Siden T + U \u003d E \u003d E, så følger det det

U \u003d 2e / (K + 2), T \u003d KE / (K + 2),

hvor e er fuldstændig energi. For gravitationsinteraktion (U ~ 1 / r) k \u003d -1, derfor 2t \u003d -u. Den gennemsnitlige kinetiske energi af klyngen N galakser er givet af udtrykket:

T \u003d n. /2.

Disse n galakser kan interagere parvis med hinanden. Derfor er der n (n-1) / 2 uafhængige par galakser, hvis samlede gennemsnitlige potentielle energi er

U \u003d GN (n - 1) m2 / 2r.

For nm \u003d m og (n - 1) ≈ n, m ≈ 2 opnås for dynamisk masse / G.
Mellemafstandsmålinger. og medium hastighed Værdien af \u200b\u200bden dynamiske masse, som er omkring to størrelsesordener, overstiger den masse, der er opnået på basis af analysen af \u200b\u200bgalaksernes lysstyrke. Denne kendsgerning kan fortolkes som et andet bevis til fordel for eksistensen af \u200b\u200bmørkt stof.
Dette argument har også sine svagheder. Den virale ligning er kun gyldig, når de gennemsnitligt i lang tid, når lukkede systemer er i en tilstand af ligevægt. Imidlertid er målingerne af galaktiske klynger noget som øjeblikkelige fotografier. Desuden er akkumuleringerne af galakser ikke lukkede systemer, de er forbundet med hinanden. Endelig var det ikke klart, de nåede ligevægts status eller ej.

2.3. Kosmologiske beviser

Ovennævnte blev givet til definitionen af \u200b\u200bden kritiske tæthed ρ s. Formelt kan det opnås baseret på newtonisk dynamik ved at beregne den kritiske ekspansionshastighed for sfærisk galakse:

Forholdet for ρ c følger af et udtryk for e, hvis vi tager det H \u003d R "/ R \u003d V / R.
Beskrivelse af universets dynamik er baseret på Einsteins felthelveringer (den overordnede teori om relativitet er fra). De er lidt forenklet under antagelsen om homogenitet og isotropi af rummet. I en metrisk Robertson-Walker gives et uendeligt lineært element ved udtryk:

hvor r, θ, φ er sfæriske koordinater af punktet. Graden af \u200b\u200bdenne metriske frihed er inkluderet i parameteren K og en stor multiplikator R. Værdien af \u200b\u200bK kun diskrete værdier (hvis ikke at tage en fraktal geometri i betragtning) og ikke afhænger af tiden. Værdien K er karakteristikken for universets model (K \u003d -1 - Hyperbolisk metrisk (Åbent Universe), K \u003d 0 - Euclidean Metric (Flat Universe), K \u003d +1 - sfærisk metrisk (lukket univers)).
Universets dynamik sætter fuldt ud skalafunktionen r (t) (afstanden mellem to tilstødende rumpunkter med koordinaterne R, θ, φ ændres med tiden som r (t)). I tilfælde af en sfærisk metrisk r (t) er universets radius. Denne storskala funktion opfylder Einstein-Friedman-lemeter ligninger:

hvor P (t) er et komplet tryk, og λ er en kosmologisk konstant, som inden for rammerne af moderne kvantefeltteorier fortolkes som en vakuumetergi tæthed. Derefter antages, at λ \u003d 0, som det ofte er gjort for at forklare erfarne fakta uden indførelse af mørkt stof. Forholdet R0 "/ R0 bestemmer hubble H0-konstant, hvor indekset" 0 "noteres af moderne værdier af de tilsvarende værdier. Af de ovennævnte formler følger det, at for krumningsparameteren K \u003d 0 , den moderne kritiske tæthed af universet gives af udtrykket, hvis værdi er grænsen mellem det åbne og et lukket univers (denne værdi, som den er adskilt af scriptet, hvor universet altid udvider, fra det scenario, når universet forventer et sammenbrud i slutningen af \u200b\u200bden midlertidige ekspansionsfase):

Ofte brugt densitetsparameter

hvor Q 0 er bremsekarameteren: q (t) \u003d -r (t) r "" (t) / (r "(t)) 2. Således er tre tilfælde mulige:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 \u003d 1 - fladt univers,
Ω 0\u003e 1 - LUKKET UNIVERSE.
Målingerne af densitetsparameteren blev estimeret: Ω 0 ≈ 0,2, på grundlag af hvilken universets åbne natur bør forventes. En række teoretiske ideer er imidlertid vanskelige at koordinere med universets åbenhed, for eksempel det såkaldte "fladhed" -problem og galaksernes genesis.

Problemet med fladhed

Som det kan ses, er universets tæthed meget tæt på det kritiske. Fra Einstein-Friedman-lemeter ligninger (ved λ \u003d 0), som

Da tætheden ρ (t) er proportional med 1 / r (t) 3, derefter ved anvendelse af udtrykket for Ω 0 (K ikke lig med 0), har vi:

Således er værdien ω ≈ 1 meget ustabil. Enhver afvigelse fra en helt flad sag er stærkt stigende, da universet udvider. Det betyder, at universet under den første nukleare syntese skulle være meget fladere end nu.
En af de mulige løsninger af dette problem er angivet i inflationsmodeller. Det antages, at udvidelsen af \u200b\u200bdet tidlige univers (i intervallet mellem 10-34 S og 10 -31 S efter en stor eksplosion) var eksponentielt i inflationsfasen. I disse modeller er tæthedsparameteren normalt uafhængig af tid (ω \u003d 1). Der er imidlertid teoretiske instruktioner om, at værdien af \u200b\u200bdensitetsparameteren i området fra 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesis Galaktik.

For genese er der brug for galakser med densitetsheterogenitet. Galakserne skulle opstå i sådanne rumlige områder, hvor tætheder var mere end omkring, så som følge af gravitationsinteraktion, har disse områder tid til at røre hurtigere end deres faktiske på grund af universel ekspansion.
Denne type materiel akkumulering kunne dog kun begynde efter dannelsen af \u200b\u200batomer fra kerner og elektroner, dvs. Ca. 150.000 år efter en stor eksplosion ved temperaturer ca. 3000 K (siden i de tidlige stadier var stoffet og strålingen i en tilstand af dynamisk ligevægt: enhver form for klud af materie umiddelbart ødelagt under indflydelse af stråling og samtidig stråling kunne ikke bryde ud af materie). Naturlige udsving af det almindelige stofs tæthed på det tidspunkt blev udelukket op til et meget lavt niveau af isotropi af baggrundsstråling. Efter dannelse af dannelse af neutrale atomer ophører strålingen med at være i en tilstand af termisk ligevægt med materie, hvorved der forekommer efter denne udsving af materiens tæthed, finder ikke mere reflekteret i strålingspersonen.
Men hvis du beregner udviklingen i tidspunktet for kompressionsprocessen, som netop startes, viser det sig, at tiden er gået siden da det ikke er nok at have så store strukturer som galakser eller deres klynger. Det er tilsyneladende nødvendigt at kræve, at der findes massive partikler, der er kommet ud af tilstanden af \u200b\u200btermisk ligevægt på et tidligere stadium, således at disse partikler har mulighed for at vise sig som nogle embryoner til kondensering omkring dem almindelige materie. Sådanne kandidater kan være de såkaldte WIMP-partikler. Samtidig er det nødvendigt at tage hensyn til kravet om isotropi af baggrundsopløsning. Lille anisotropi (10 -4) i relikkemission (ca. 2,7 k) blev kun opdaget for nylig ved hjælp af en COBE satellit.

III. Kandidater til den mørke sags rolle

3.1. Baryon Dark Mattery.

Den mest oplagte kandidat til mørkeslags rolle kan være det sædvanlige baryon stof, som ikke udstråler og har den rette prævalens. En af mulighederne kunne implementeres af interstellar eller intergalaktisk gas. I dette tilfælde skal karakteristiske linjer af stråling eller absorption, der ikke opdages, forekomme.
En anden kandidat kan være brune dværge - kosmiske legemer med masser er signifikant mindre end solens masse (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.
Meget kompakte objekter, der er i de sidste faser af udviklingen af \u200b\u200bstjerner (hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller) kunne også være en del af det mørke stof. Siden i løbet af levetiden når næsten hver stjerne et af disse tre endelige faser, en væsentlig del af massen af \u200b\u200btidligere og mere alvorlige stjerner bør være til stede i en ikke-dannende form i form af hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller. Nogle af dette stof vender tilbage til det interstellære rum ved udbrud af supernova eller andre veje og deltager i dannelsen af \u200b\u200bnye stjerner. Det bør ikke tage højde for stjernerne med masserne m< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
De øvre grænser på den mulige tæthed af baryonet i universet kan opnås fra dataene på den oprindelige nukleare syntese, som begyndte ca. 3 minutter efter den store eksplosion. Specielt vigtige målinger af den moderne forekomst af Deuterium -
(D / H) 0 ≈ 10 -5, da i den oprindelige nukleare syntese var formationen hovedsagelig var deuteriet. Selvom deuterium også optrådte senere som et mellemprodukt af de centrale fusionsreaktioner, blev det ikke desto mindre den samlede mængde deuterium ikke forhøjet på grund af dette. Analyse af de processer, der forekommer i stadiet af tidlig atomkraftsyntese, giver den øvre grænse - 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.
På den anden side er det nu helt klart, at baryonen selv ikke er i stand til at tilfredsstille kravet ω \u003d 1, som følger af inflationsmodeller. Derudover forbliver problemet med dannelsen af \u200b\u200bgalakser uopløst. Alt dette fører til behovet for eksistensen af \u200b\u200bikke-darium mørk materie, især i tilfælde, hvor den betingede tilfredshed er påkrævet på nul kosmologisk konstant.

3.2. Ikke-darium mørkt stof

Teoretiske modeller giver et stort udvalg af mulige kandidater til rollen som ikke-darium mørkt materiale, herunder: lyse og tunge neutrinoer, suysymmetriske partikler af SUSY-modeller, ACION, kosminer, magnetiske monopolis, Higgs partikler - de reduceres i tabellen. Tabellerne præsenterer også teorier, der forklarer de eksperimentelle data uden indførelse af mørkt stof (tidsafhængig gravitationskonstant i nonenhane tyngdekraft og kosmologisk konstant). Betegnelser: DM - Mørk Matter, Gut - Teorien om Great Association, SUSY - Supersymmetriske teorier, SUGRA - SuperGravity, QCD - Quantum Chromodynamics, Qed - Quantum Electrodynamics, fra den generelle teori om relativitet. Begrebet WIMP (svage til absorberende massive partikler) anvendes til at udpege partikler med en masse på mere end flere GEV / C2, som deltager i svag interaktion. I betragtning af de nye målinger af reliktstråling fra COBE-satellitten og Red Bias ved hjælp af IRAS-satellitten for nylig, var en undersøgelse af fordelingen af \u200b\u200bgalakser på store afstande og dannelsen af \u200b\u200bstore strukturer i vores galakse for nylig. Baseret på analysen af \u200b\u200bforskellige modeller af dannelse af strukturer blev konklusion gjort, at kun en tilfredsstillende model af universet med ω \u003d 1 er muligt, hvor mørkt stof har en blandet natur: 70% eksisterer i form af koldt mørkt stof og 30% i form af varmt mørkt stof, og sidstnævnte består det af to masseløse neutrinoer og en neutrino med en masse på 7,2 ± 2 eV. Det betyder, at genoplivningen af \u200b\u200bden tidligere kasserede model af blandet mørkt stof.

Lys neutrinos.

I modsætning til alle andre kandidater til det mørke stofs rolle har neutrinos en klar fordel: det er kendt, at de eksisterer. Omtrent kendt deres prævalens i universet. For at neutrino skal være kandidater til mørkens rolle, skal de utvivlsomt have en masse. For at opnå den kritiske tæthed af universets masse skal neutrino ligge i området af flere GEV'er / C2 eller i området fra 10 til 100 EV / C2.
Heavy neutrinos er også mulige som sådanne kandidater, da det kosmologisk signifikante produkt M v Exp (-m v / kt f) bliver lille til store masser. Her tf er den temperatur, hvorved tunge neutrinoer ophører med at være i en tilstand af termisk ligevægt. Denne boltzmann faktor giver forekomsten af \u200b\u200bneutrino med en masse M v i forhold til forekomsten af \u200b\u200bmasse neutrino.
For hver type neutrinos i universet er neutrinensætheden forbundet med fotondensitet ved forholdet n v \u003d (3/11) n γ. Strengt taget er dette udtryk kun gyldigt for lette større neutrinoer (for Dirkov Neutrinos under visse omstændigheder, det er nødvendigt at indføre en anden statistisk faktor svarende til to). Photon densitet kan bestemmes ud fra baggrunden Relict 3 til stråling og når n γ ≈ 400 cm -3.

Particle.	Vægt	Teori	Manifestation.
G (r)	-	Nengetonova gravitization.	Gennemsigtig DM i stor skala
Λ (rumkonstant)	-	OTO.	Ω \u003d 1 uden dm
Aksion, Majoron, Goldstone. BOSON.	10 -5 EV.	QCD; Overtrædelse af SIM. Kuina Prints.	Kold DM.
Normal neutrino.	10-100 EV.	Tarm.	HOT DM.
Easy Higgsino, Fotino, Gravitino, Axino, Snaithrino	10-100 EV.	SUSY / DM.
Parafoton.	20-400 EV.	Modifits. QED.	Hot, varm DM
Højre neutrinos.	500 EV.	Superlab interaktion	Varm DM.
Gravitino osv.	500 EV.	SUSY / SUGRA.	Varm DM.
Fotinos, Gravitino, Axion, Spejle. Partikler, Neutrino Simpson	kev.	SUSY / SUGRA.	Varm / kold DM
Fotinos, Snahrino, Higgsino, Gluchiano, Heavy Neutrinos	Mev.	SUSY / SUGRA.	Kold DM.
Skygge stof.	Mev.	SUSY / SUGRA.	Varmt koldt (som barioni) dm
Precon.	20-200 TV.	Kompositmodeller	Kold DM.
Monopoli.	10 16 GeV.	Tarm.	Kold DM.
Pirgon, Maximon, Pole Perry, Newtorite, Schwarzshild	10 19 GeV.	Teorier om de højeste dimensioner	Kold DM.
Superast.	10 19 GeV.	SUSY / SUGRA.	Kold DM.
Quark "nuggets"	10 15 G.	QCD, tarm.	Kold DM.
COSM. Strenge, domæne vægge	(10 8 -10 10) m sol	Tarm.	Dannelsen af \u200b\u200bgalakser må ikke give et stort bidrag til
Kosmion.	4-11 GeV.	Neutrino problem	Dannelse af tråden af \u200b\u200bneutrino i solen
Sorte huller	10 15 -10 30 g	OTO.	Kold DM.

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.sci., 38, 751 Det viser sig, at massetætheden af \u200b\u200bneutrinoer opnås tæt på det kritiske, hvis tilstanden udføres

hvor G v er en statistisk faktor, der tager højde for antallet af forskellige spiritus for hver type neutrino. For Mayorano Neutrinos er denne multiplikator 2. For Dirac Neutrinos, det skal være lig med 4. Det er dog normalt, at de rigtige komponenter forlod tilstanden af \u200b\u200btermisk ligevægt meget tidligere, derfor er det også muligt at overveje, at G-ν \u003d 2 og for en Dirac-sag.
Da neutrinensætheden har samme rækkefølge af størrelsen som fotonernes tæthed, eksisterer den ca. 10 9 gange mere neutrino end Bjælker, så selv en lille masse neutrinos kunne bestemme universets dynamik. For at opnå Ω \u003d ρ v / ρ c \u003d 1 er neutrino masse M v C2 ≈ 15-65 EV / N v nødvendigt, hvor N v er antallet af lunge neutrino typer. Eksperimentelle øvre grænser for masser af tre kendte typer neutrino er som følger: 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

I universet, hvor neutrinos dominerer, kunne det krævede kompressionsforhold etableres på et relativt sent stadium, ville de første strukturer svare til supers af galakser. Således kan akkumuleringerne af galakser og galakser udvikle sig ved fragmentering af disse primære strukturer (top-down model). Men med denne tilgang opstår der problemer, når man overvejer dannelsen af \u200b\u200bmeget små strukturer, såsom dværg galakser. For at forklare dannelsen af \u200b\u200ben ret massiv kompression kræves også Pauli-princippet for Fermions.

Tunge neutrinos.

Ifølge dataene i LEP og SLAC, der vedrører præcisionsmåling af forfaldsbredde Z 0 - BOSON, er der kun tre typer neutrinoer og udelukker eksistensen af \u200b\u200btunge neutrinoer op til værdierne af massen på 45 GeV / C 2.
Da neutrino med sådanne store masser forlod tilstanden af \u200b\u200btermisk ligevægt, havde de allerede ikke-relativistiske hastigheder, så de kaldes partikler af koldt mørkt stof. Tilstedeværelsen af \u200b\u200balvorlige neutrinoer kunne føre til tidlig gravitationskompression af materie. I dette tilfælde ville mindre strukturer først danne. Akkumuleringerne og supercoplationen af \u200b\u200bgalakser ville blive dannet senere ved at akkumulere individuelle grupper af galakser (bottom-up model).

Akser.

Axions er hypotetiske partikler, der opstår i forbindelse med problemet med CP-overtrædelser i et stærkt interaktion (θ-problem). Eksistensen af \u200b\u200ben sådan pseudoscals partikel skyldes krænket den chirale symmetri af Kuina. Axions masse er givet ved udtryk

Interaktion med fermioner og kalibreringsboser er beskrevet af følgende forbindelseskonstanter:

Permanent forfald af Axiona f. A bestemmes af Vacuum Middle Fields Higgs. Som f. A er en fri konstant, der kan tage nogen værdier mellem en elektrostak og plank skala, så de mulige værdier af akselmassen varierer 18 ordrer. DFSZ-Axions, der direkte interagerer med elektroner, og de såkaldte Hadron-adgang, som kun interagerer med elektroner i den første rækkefølge af Perturbation Theory. Det antages normalt, at ackesioner udgør koldt mørkt stof. Således at deres tæthed ikke overstiger den kritiske, man må have F. EN.< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с F. En ≈ 250 GEV er allerede udelukket eksperimentelt, andre muligheder med mindre masser, og derfor er store kommunikationsparametre også signifikant begrænset til en række data, primært astrofysisk.

Supersymmetriske partikler

De fleste suymmetriske teorier indeholder en stabil partikel, som er en ny kandidat til mørkens rolle. Eksistensen af \u200b\u200ben stabil supersymmetrisk partikel følger af bevarelsen af \u200b\u200bet multiplikativ kvantummer - den såkaldte R-paritet, som tager værdien af \u200b\u200b+1 for konventionelle partikler og -1 for deres superpartsøgere. det er r-paritetsbevarelse lov. Ifølge denne lov kan SUSY-partikelbevarelsen kun dannes af par. SUSY-partikler kan kun formidle på et ulige antal SUSY-partikler. Følgelig bør den letteste supersymmetriske partikel være stabil.
Der er mulighed for at forstyrre loven om bevarelse af R-paritet. Kvantumnummeret R er forbundet med Baryon-nummer B og Lepton-nummer L ved forholdet R \u003d (-1) 3B + L + 2S, hvor S-spin-partiklerne. Med andre ord kan overtrædelsen B og / eller L føre til forstyrrelse af R-paritet. Der er dog meget stive grænser for at kunne krænke R-paritet.
Det antages, at den letteste supersymmetriske partikel (LSP) ikke deltager i enten elektromagnetisk, men i stærk interaktion. Ellers ville det være forbundet med konventionelt spørgsmål og ville blive manifesteret i øjeblikket som en usædvanlig tungpartikel. Derefter vil forekomsten af \u200b\u200ben sådan LSP, normaliseret ved forekomsten af \u200b\u200bprotonen, resultere i lig med 10 -10 for stærk interaktion og 10 -6 til elektromagnetisk. Disse værdier modsiger de eksperimentelle øvre grænser: 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.
Blandt mulige kandidater til rollen som den neutrale letteste supersymmetriske partikel er der fotinos (S \u003d 1/2) og Zino (S \u003d 1/2), som almindeligvis kaldes Gejino, såvel som Higgsino (S \u003d 1/2) , SNEPRINO (S \u003d 0) og Gravitino (S \u003d 3/2). I de fleste er LSP-partikelteorierne en lineær kombination af de ovenfor nævnte SUSY-partikler med 1/2. Massen af \u200b\u200bdenne såkaldte neutralino vil sandsynligvis være mere end 10 GEV / C2. Overvejelse af SUSY-partikler som mørkt materiale er af særlig interesse, da de optrådte helt i en anden sammenhæng og ikke specifikt blev introduceret for at løse problemet (ikke-bairion) mørkt stof. Cosmones. Kosmianerne blev oprindeligt indført for at løse problemet med Solar Neutrino. På grund af dets høje hastighed passerer disse partikler gennem stjernen af \u200b\u200bstjernen næsten uhindret. I det centrale område af stjernen står de over for kernerne. Hvis energitabet er stort nok, kan de ikke forlade denne stjerne igen og akkumulere i det over tid. Inde i solen påvirker de fangede kosmins karakteren af \u200b\u200benergitransmission og derved bidrager til køling af solens centrale område. Dette ville føre til en lavere sandsynlighed for neutrininformation fra 8 V og forklarede, hvorfor tråden af \u200b\u200bneutrino målt på jorden viser sig at være mindre end forventet. For at løse dette neutrino problem skal kosmonens masse ligge i området fra 4 til 11 GEV / C2, og tværsnittet af reaktionen af \u200b\u200binteraktionen mellem kosmonerne med materie skal være 10 -36 cm2. Eksperimentelle data synes imidlertid at eliminere en sådan løsning på problemet med sol neutrino.

Topologiske defekter Space-Time

Ud over de ovennævnte partikler kan topologiske defekter også bidrage til mørkt stof. Det antages, at i det tidlige univers ved T ≈ 10 -36 C, E ≈ 10 15, GEV, T ≈10 28, var der en krænkelse af tarmsymmetri, hvilket førte til frakoblingen af \u200b\u200bde interaktioner, der blev beskrevet af SU-grupper ( 3) og SU (2) × U (en). Higgs felt med dimension 24 har erhvervet en bestemt forlængelse, og orienteringen af \u200b\u200bfasevinklerne af den spontane krænkelse af symmetri forblev vilkårlig. Som et resultat af denne faseovergang skulle rumlige områder med forskellig orientering formodes. Disse områder er steget over tid og til sidst indgået i kontakt med hinanden.
Ifølge moderne ideer blev topologisk stabile defektpunkter dannet på grænsesfladerne, hvor der var et møde med områder med forskellig orientering. De kunne have dimension fra nul til tre og bestå af et vakuum af uforstyrret symmetri. Efter symmetriforstyrrelsen har dette indledende vakuum meget stor energi og stoffets tæthed.
Det vigtigste er spotlignende defekter. De skal bære en isoleret magnetisk ladning, dvs. Være magnetiske monoplas. Deres masse er forbundet med faseovergangstemperaturen og er ca. 10 16 GEV / C2. Indtil videre er eksistensen af \u200b\u200bsådanne objekter på trods af de intensive søgninger ikke registreret.
Ligesom magnetiske monopulerer kan også danne lineære defekter - kosmiske strenge. Disse trådformede genstande har en karakteristisk lineær massetæthed på ca. 10 22 g ∙ cm -1 og kan både lukkes og låst op. På grund af gravitationsattraktionen kunne de tjene som embryoner til kondensation af et stof, som et resultat af hvilke galakser blev dannet.
Masseløsninger ville muliggøre at detektere sådanne strenge gennem effekten af \u200b\u200bgravitationslinser. Strenge ville blive snoet det omgivende rum på en sådan måde, at et dobbeltbillede af genstande bag dem ville blive skabt. Lys fra meget fjerne galakser kunne afvige denne streng i henhold til lovgivningen i den generelle tyngdekraftsteori. Observatør på jorden ville se to tilstødende spejlbilleder af galakser med identisk spektral sammensætning. Denne effekt af gravitationslinser er allerede blevet opdaget for fjernkvasarer, når galaksen mellem kvasaren og jorden tjente som en gravitationslinse.
Muligheden for tilstedeværelsen af \u200b\u200ben superledende tilstand i kosmiske strenge diskuteres også. Elektrisk ladede partikler, såsom elektroner, i et symmetrisk vakuum af strenge ville være masseless, fordi de kun erhverver deres masser som et resultat af en symmetri lidelse på grund af HIGGS-mekanismen. Således kan et par af en partikel-antipartikel, der bevæger sig ved lysets hastighed, oprettes her ved meget lave energikostnader. Som følge heraf forekommer superledende strøm. Superledende strenge kunne bevæge sig til en ophidset tilstand ved at interagere med ladede partikler, fjernelsen af \u200b\u200bdenne excitation ville blive udført ved at udsende radiobølger.
Defekter betragtes også, herunder todimensionale "domænevægge" og især tredimensionale defekter eller "teksturer". Andre eksotiske kandidater

1. Skygge stof.Under antagelsen om, at strenge er en-dimensionelle udvidede genstande, gøres forsøg på superterminale teorier for at gentage succesen med supersymmetriske modeller i eliminering af afvigelser også tyngdekraft og trænge ind i energidregionerne ved hjælp af plankens masse. Fra et matematisk synspunkt kan der kun opnås super terminerede teorier for så kalibreringsgrupper (32) og E 8 * E 8. "Sidstnævnte er opdelt i to sektorer, hvoraf den ene beskriver det almindelige spørgsmål, mens den anden svarer til skygge stof (E 8 "). Disse to sektorer kan interagere med hinanden kun gravitationel.
2. "Quark Nuggets"det blev foreslået i 1984. Disse er stabile makroskopiske genstande fra Quark-sagen, der består af U-, D- og S-Quarks. Tætheden af \u200b\u200bdisse genstande ligger i nukleare densitetsområdet på 10 15 g / cm3, og masserne kan være fra flere GEV'er / C2 til masserne af masserne af neutronstjerner. De er dannet i den hypotetiske fase QCD-overgang, men anses normalt for meget usandsynlige.

3.3. Modificerede teorier (kosmologisk konstant, mond-teori, tidsafhængig gravitationskonstant)

I første omgang blev den kosmologiske konstant λ introduceret af Einstein i feltligningerne fra OTO for at sikre, ifølge tidenes synspunkter, universiteten af \u200b\u200buniverset. Men efter åbningen af \u200b\u200bhubble i slutningen af \u200b\u200b20'erne i vores århundrede var universets udvidelse overdreven. Derfor begyndte det at antage, at λ \u003d 0. Imidlertid fortolkes denne kosmologiske konstant inden for rammerne af moderne feltteorier, som en vakuumetenergi tæthed ρ v. Følgende ligning finder sted:

Sagen λ \u003d 0 opfylder antagelsen om, at vakuumet ikke giver et bidrag til energitætheden. Dette billede opfylder ideerne om klassisk fysik. I Quantum and Field Theory indeholder vakuum forskellige kvantfelter, der er i en tilstand med den laveste energi, som slet ikke er nul.
Under hensyntagen til den ikke-nulkosmologiske konstant, ved hjælp af relationer

vi får en mindre kritisk tæthed og en større værdi af densitetsparameteren end forventet i henhold til formlerne ovenfor. Astronomiske observationer baseret på beregninger af antallet af galakser, for den moderne kosmologiske konstant giver den øvre grænse
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

hvor for H0 anvendes MAX værdi på 100 km ∙ S -1 ∙ MPS -1. Mens den ikke-nul-kosmologiske konstant viste sig at være nødvendig for fortolkningen af \u200b\u200bden tidlige fase af evolutionen, kom nogle forskere til den konklusion, at λ, ikke lig med 0, kunne spille en rolle i de efterfølgende faser af universets udvikling .
Kosmologisk permanent størrelse

det kan føre til værdien Ω (λ \u003d 0), men i virkeligheden ω (λ ≠ 0). Parameteren ω (λ \u003d 0), bestemt fra ρ 0, ville give ω \u003d 1, som krævet i inflationsmodeller, forudsat at den kosmologiske konstant er ens

Anvendelsen af \u200b\u200bnumeriske værdier af H0 \u003d 75 ± 25 km ∙ C -1 ∙ MPS -1 og Ω 0, OBS \u003d 0,2 ± 0,1 fører til
Λ \u003d (1,6 ± 1,1) ∙ 10 -56 cm -2. Vakuumenergiensiteten svarende til denne værdi kunne løse modsætningen mellem den observerede værdi af densitetsparameteren og de krævede moderne teorier ω \u003d 1.
Ud over indførelsen af \u200b\u200bnonzero kosmologisk konstant er der andre modeller, der fjerner i det mindste nogle af problemerne uden at tiltrække mørkt stofhypotese.

Mond teori (modificeret newtonian dynamik)

I denne teori antages det, at tyngdekraften adskiller sig fra den sædvanlige newtonske form og er som følger:

I dette tilfælde vil tiltrækningskraften være mere og skal kompenseres af en hurtigere periodisk bevægelse, som er i stand til at forklare den flade opførsel af roterende kurver.

Gravitationel konstant, tidsafhængig

Afhængigheden af \u200b\u200btyngdekonstant G (T) kunne være af stor betydning for processen med dannelse af galakser. Imidlertid gav præcisionsmålinger imidlertid ikke nogen instrukser om den midlertidige ændring af G.

Litteratur

1. G.v. Clapador Clangrothaus, A. Studt. "Ustartsmæssig fysik af elementære partikler."
2. C. Naranjan. "Generel astrofysik og kosmologi."
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.