Հայտնի է, որ մութ նյութը փոխազդում է «լուսավոր» (բարիոն) մեկի հետ, առնվազն գրավիտացիոն եղանակով, և միջին տիեզերական խտությամբ միջավայր է, որը մի քանի անգամ գերազանցում է բարիոնների խտությունը։ Վերջիններս որսվում են մութ նյութի կոնցենտրացիաների գրավիտացիոն հորերում։ Հետևաբար, թեև մութ նյութի մասնիկները չեն փոխազդում լույսի հետ, լույսն արտանետվում է այնտեղից, որտեղ կա մութ նյութ։ Գրավիտացիոն անկայունության այս ուշագրավ հատկությունը հնարավորություն է տվել ուսումնասիրել մութ նյութի քանակը, վիճակը և բաշխվածությունը՝ դիտողական տվյալներից ռադիոտիրույթից մինչև ռենտգենյան ճառագայթներ:

Գալակտիկաների կլաստերներում մութ նյութի բաշխման ուղղակի ուսումնասիրությունը հնարավոր դարձավ 1990-ական թվականներին դրանց խիստ մանրամասն պատկերները ստանալուց հետո: Այս դեպքում, ավելի հեռավոր գալակտիկաների պատկերները, որոնք նախագծված են կլաստերի վրա, պարզվում է, որ աղավաղվել են կամ նույնիսկ բաժանվել գրավիտացիոն ոսպնյակի ազդեցության պատճառով: Այս աղավաղումների բնույթով հնարավոր է դառնում վերակառուցել զանգվածի բաշխումն ու մեծությունը կլաստերի ներսում՝ անկախ բուն կլաստերի գալակտիկաների դիտարկումներից։ Այսպիսով, գալակտիկական կլաստերներում թաքնված զանգվածի և մութ նյութի առկայությունը հաստատվում է ուղղակի մեթոդով։

2012 թվականին հրապարակված ավելի քան 400 աստղերի շարժումների ուսումնասիրությունը, որոնք գտնվում են Արեգակից մինչև 13,000 լուսատարի հեռավորության վրա, Արեգակի շուրջ տարածության մեծ ծավալում մութ նյութի որևէ ապացույց չի գտել: Ըստ տեսությունների կանխատեսումների՝ Արեգակի մերձակայքում մութ նյութի միջին քանակությունը երկրագնդի ծավալով պետք է կազմեր մոտ 0,5 կգ։ Այնուամենայնիվ, չափումները տվել են 0,00±0,06 կգ մութ նյութ այս ծավալում: Սա նշանակում է, որ Երկրի վրա մութ նյութի գրանցման փորձերը, օրինակ, մութ նյութի մասնիկների հազվադեպ փոխազդեցությամբ «սովորական» նյութի հետ, դժվար թե հաջողությամբ պսակվեն։

Մութ նյութի թեկնածուներ

բարիոնային մութ նյութ

Ամենաբնական ենթադրությունն այն է, որ մութ նյութը բաղկացած է սովորական, բարիոնային նյութից, որը ինչ-ինչ պատճառներով թույլ է փոխազդում էլեկտրամագնիսական եղանակով և, հետևաբար, աննկատելի է, օրինակ, արտանետման և կլանման գծերը ուսումնասիրելիս: Մութ նյութի կազմը կարող է ներառել բազմաթիվ արդեն հայտնաբերված տիեզերական օբյեկտներ, ինչպիսիք են՝ մուգ գալակտիկական հալոները, շագանակագույն թզուկները և զանգվածային մոլորակները, էվոլյուցիայի վերջին փուլերում գտնվող կոմպակտ օբյեկտները՝ սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր, սև խոռոչներ: Բացի այդ, հիպոթետիկ օբյեկտները, ինչպիսիք են քվարկային աստղերը, Q աստղերը և պրեոն աստղերը, նույնպես կարող են լինել բարիոնային մութ նյութի մաս։

Այս մոտեցման խնդիրները դրսևորվում են Մեծ պայթյունի տիեզերագիտության մեջ. եթե ամբողջ մութ մատերիան ներկայացված է բարիոններով, ապա առաջնային նուկլեոսինթեզից հետո լույսի տարրերի կոնցենտրացիաների հարաբերակցությունը, որը դիտվել է ամենահին աստղագիտական ​​օբյեկտներում, պետք է տարբերվի, կտրուկ տարբերվի դիտարկվածից։ մեկ. Բացի այդ, մեր Գալակտիկայի աստղերի լույսի գրավիտացիոն ոսպնյակի որոնման փորձերը ցույց են տալիս, որ մեծ ձգող օբյեկտների, ինչպիսիք են մոլորակները կամ սև խոռոչները, չեն նկատվում բավականաչափ կենտրոնացում՝ բացատրելու համար մեր Գալակտիկայի լուսապսակի և փոքր օբյեկտների զանգվածը: բավարար կոնցենտրացիան պետք է չափազանց ուժեղ կլանի աստղային լույսը:

ոչ բարիոնային մութ նյութ

Տեսական մոդելները ապահովում են ոչ բարիոնային անտեսանելի նյութի դերի հնարավոր թեկնածուների մեծ ընտրություն: Թվարկենք դրանցից մի քանիսը.

թեթև նեյտրինոներ

Ի տարբերություն այլ թեկնածուների, նեյտրինոներն ունեն հստակ առավելություն՝ հայտնի է, որ գոյություն ունեն: Քանի որ Տիեզերքում նեյտրինոների թիվը համեմատելի է ֆոտոնների թվի հետ, նույնիսկ փոքր զանգված ունենալով, նեյտրինոները կարող են բավականին որոշել Տիեզերքի դինամիկան: Հասնելու համար, թե որտեղ է գտնվում այսպես կոչված կրիտիկական խտությունը, անհրաժեշտ են eV կարգի նեյտրինո զանգվածներ, որտեղ նշվում է թեթև նեյտրինոների տեսակների քանակը։ Մինչ օրս կատարված փորձերը տալիս են eV կարգի նեյտրինո զանգվածների գնահատականներ: Այսպիսով, թեթև նեյտրինոները գործնականում բացառվում են որպես մութ նյութի գերիշխող ֆրակցիայի թեկնածու։

Ծանր նեյտրինոներ

Z-բոզոնի քայքայման լայնության տվյալներից հետևում է, որ թույլ փոխազդող մասնիկների (ներառյալ նեյտրինոների) սերունդների թիվը 3 է: Այսպիսով, ծանր նեյտրինոները (առնվազն 45 ԳէՎ-ից փոքր զանգվածով) պարտադիր են այսպես կոչված. «ստերիլ», այսինքն՝ մասնիկներ, որոնք թույլ չեն փոխազդում։ Տեսական մոդելները կանխատեսում են զանգվածը արժեքների շատ լայն տիրույթում (կախված այդ նեյտրինոյի բնույթից): Ֆենոմենոլոգիայից հետևում է մոտավորապես eV զանգվածային տիրույթ, հետևաբար, ստերիլ նեյտրինոները կարող են լինել մութ նյութի էական մասը:

Գերհամաչափ մասնիկներ

Սուպերսիմետրիկ (SUSY) տեսությունների շրջանակներում կա առնվազն մեկ կայուն մասնիկ, որը մութ նյութի դերի նոր թեկնածու է։ Ենթադրվում է, որ այս մասնիկը (LSP) չի մասնակցում էլեկտրամագնիսական և ուժեղ փոխազդեցություններին։ Ֆոտինոն, գրավիտինոն, հիգիսինոն (համապատասխանաբար ֆոտոնի, գրավիտոնի և Հիգսի բոզոնի գերգործընկերները), ինչպես նաև սնեյտրինոն, գինին և ցինոն կարող են հանդես գալ որպես LSP մասնիկներ։ Տեսությունների մեծ մասում LSP մասնիկը վերը թվարկված SUSY մասնիկների համակցությունն է՝ 10 ԳեՎ կարգի զանգվածով:

Կոսմիոններ

Տիեզերքները մտցվել են ֆիզիկա՝ լուծելու արևային նեյտրինոների խնդիրը, որը բաղկացած է Երկրի վրա հայտնաբերված նեյտրինո հոսքի և Արեգակի ստանդարտ մոդելով կանխատեսված արժեքի զգալի տարբերությունից: Այնուամենայնիվ, այս խնդիրը լուծվել է նեյտրինոյի տատանումների տեսության և Միխեև-Սմիրնով-Վոլֆենշտեյնի էֆեկտի շրջանակներում, այնպես որ տիեզերքները ակնհայտորեն բացառվում են մութ նյութի դերի թեկնածուներից:

Տարածություն-ժամանակի տոպոլոգիական արատներ

Համաձայն ժամանակակից տիեզերագիտական ​​հասկացությունների՝ վակուումային էներգիան որոշվում է տեղային միատարր և իզոտրոպ սկալյար դաշտով։ Այս դաշտը անհրաժեշտ է Տիեզերքի ընդարձակման ժամանակ վակուումի այսպես կոչված փուլային անցումները նկարագրելու համար, որոնց ժամանակ տեղի է ունեցել համաչափության հետևողական խախտում՝ հանգեցնելով հիմնարար փոխազդեցությունների տարանջատմանը: Ֆազային անցումը վակուումային դաշտի էներգիայի ցատկն է, որը հակված է իր հիմնական վիճակին (տվյալ ջերմաստիճանում նվազագույն էներգիա ունեցող վիճակ): Տիեզերքի տարբեր շրջաններ կարող էին ինքնուրույն զգալ նման անցում, ինչի արդյունքում ձևավորվեցին սկալյար դաշտի որոշակի «հավասարեցում» ունեցող շրջաններ, որոնք, ընդլայնվելով, կարող էին շփվել միմյանց հետ։ Տարբեր կողմնորոշումներ ունեցող շրջանների հանդիպման կետերում կարող են ձևավորվել տարբեր կոնֆիգուրացիաների կայուն տոպոլոգիական թերություններ՝ կետանման մասնիկներ (մասնավորապես՝ մագնիսական մոնոպոլներ), գծային ընդլայնված առարկաներ (տիեզերական լարեր), երկչափ թաղանթներ (տիրույթի պատեր) և երեք։ - ծավալային թերություններ (հյուսվածք): Այս բոլոր առարկաները, որպես կանոն, ունեն հսկայական զանգված և կարող են գերիշխող ներդրում ունենալ մութ մատերիայի մեջ: Մինչ օրս (2012) Տիեզերքում նման առարկաներ չեն հայտնաբերվել։

Մութ նյութի դասակարգում

Կախված այն մասնիկների արագությունից, որոնցից ենթադրաբար բաղկացած է մութ մատերիան, այն կարելի է բաժանել մի քանի դասերի։

տաք մութ նյութ

Բաղկացած է լույսի արագությանը մոտ շարժվող մասնիկներից՝ հավանաբար նեյտրինոներից: Այս մասնիկները ունեն շատ փոքր զանգված, բայց դեռևս ոչ զրոյական, և հաշվի առնելով տիեզերքում նեյտրինոների հսկայական քանակը (1 սմ³-ի համար 300 մասնիկ), սա հսկայական զանգված է տալիս: Որոշ մոդելներում նեյտրինոները կազմում են մութ նյութի 10%-ը:

Այս նյութը իր հսկայական արագության շնորհիվ չի կարող կայուն կառուցվածքներ ձևավորել, սակայն կարող է ազդել սովորական նյութի և մութ նյութի այլ տեսակների վրա։

տաք մութ նյութ

Նյութը, որը շարժվում է հարաբերական արագությամբ, բայց ավելի դանդաղ, քան տաք մութ նյութը, կոչվում է «տաք»: Նրա մասնիկների արագությունները կարող են տատանվել 0,1c-ից մինչև 0,95c: Որոշ տվյալներ, մասնավորապես, ֆոնային միկրոալիքային ճառագայթման ջերմաստիճանի տատանումները հիմք են տալիս ենթադրելու, որ նյութի նման ձև կարող է գոյություն ունենալ:

Առայժմ տաք մութ նյութի բաղադրիչների դերի թեկնածուներ չկան, բայց հնարավոր է, որ ստերիլ նեյտրինոները, որոնք պետք է ավելի դանդաղ շարժվեն, քան նեյտրինոների սովորական երեք համերը, կարող են դառնալ դրանցից մեկը:

սառը մութ նյութ

Մութ նյութը, որը շարժվում է դասական արագությամբ, կոչվում է «սառը»: Այս տեսակի նյութը մեծ հետաքրքրություն է ներկայացնում, քանի որ, ի տարբերություն տաք և տաք մութ նյութի, սառը նյութը կարող է ձևավորել կայուն գոյացություններ և նույնիսկ ամբողջ մութ գալակտիկաներ:

Մինչ այժմ սառը մութ նյութի բաղադրիչների դերի համար հարմար մասնիկներ չեն հայտնաբերվել։ Թույլ փոխազդող զանգվածային մասնիկները՝ WIMP-ները, ինչպիսիք են աքսիոնները և լուսային բոզոնների գերսիմետրիկ ֆերմիոն գործընկերները՝ ֆոտինոսները, գրավիտինոսները և այլք, հանդես են գալիս որպես սառը մութ նյութի դերի թեկնածուներ:

խառը մութ նյութ

Ժողովրդական մշակույթում

• Mass Effect խաղերի շարքում մութ նյութը և մութ էներգիան՝ այսպես կոչված «Զրո տարր»-ի տեսքով, անհրաժեշտ են գերլուսավոր արագություններով շարժվելու համար։ Որոշ մարդիկ, բիոտիկները, օգտագործելով մութ էներգիա, կարող են կառավարել զանգվածային ազդեցության դաշտերը:
• Futurama անիմացիոն սերիալում մութ նյութն օգտագործվում է որպես Planet Express տիեզերանավի վառելիք: Նյութը աշխարհ է ծնվում «Zubastillons» այլմոլորակային ցեղի արտաթորանքների տեսքով և չափազանց բարձր խտությամբ:

տես նաեւ

Նշումներ

գրականություն

• Կայք Modern Cosmology, որը պարունակում է, ի թիվս այլ բաների, մութ նյութի վերաբերյալ նյութերի ընտրանի:
• G. W. Klapdor-Kleingrothaus, A. StaudtՏարրական մասնիկների ոչ արագացուցիչ ֆիզիկա. Մոսկվա: Nauka, Fizmatlit, 1997 թ.

Հղումներ

• S. M. Bilenky, Նեյտրինոների զանգվածները, խառնումը և տատանումները, UFN 173 1171-1186 (2003)
• Վ.Ն.Լուկաշ, Է.Վ.Միխեևա, Մութ նյութ՝ սկզբնական պայմաններից մինչև Տիեզերքի կառուցվածքի ձևավորում, UFN 177 1023-1028 (2007)
• Դ.Ի. Կազակով «Մութ նյութ», դասախոսությունների շարքից PostNauka նախագծում (տեսանյութ)
• Անատոլի Չերեպաշչուկ. «Նյութերի նոր ձևերը տիեզերքում, մաս 1» - Մութ զանգված և մութ էներգիա, «ԱԿԱԴԵՄԻԱ» դասախոսությունների ցիկլից (տեսանյութ)

Վիքիմեդիա հիմնադրամ. 2010 թ .

Տեսեք, թե ինչ է «Մութ նյութը» այլ բառարաններում.

ՄՈՒԹ ՄԱՏԵՐ- (TM) մեր Տիեզերքի անսովոր նյութը, որը բաղկացած չէ (տես), այսինքն՝ ոչ պրոտոններից, նեյտրոններից, մեզոններից և այլն, և հայտնաբերվել է ամենաուժեղ գրավիտացիոն ազդեցությամբ սովորական բարիոնային բնույթի տիեզերական օբյեկտների վրա (աստղեր, գալակտիկաներ, սև): ……

Dark Matter Արտաքին սահմանները. Dark Matters Ժանրը գեղարվեստական ​​... Վիքիպեդիա

Այս տերմինն այլ իմաստներ ունի, տես Մութ աստղ։ Մութ աստղը տեսականորեն կանխատեսված աստղերի տեսակ է, որը կարող էր գոյություն ունենալ Տիեզերքի ձևավորման վաղ փուլում, նույնիսկ նախքան նրանք կարող էին ... ... Վիքիպեդիա

ԳՈՐԾ- օբյեկտիվ իրականություն, որը գոյություն ունի մարդու գիտակցությունից դուրս և անկախ և արտացոլվում է դրանով (օրինակ՝ կենդանի և ոչ կենդանի Մ.): Աշխարհի միասնությունն իր նյութականության մեջ. Մ–ի ֆիզիկայում գոյության բոլոր տեսակները (տես), որոնք կարող են լինել տարբեր ... ... Մեծ պոլիտեխնիկական հանրագիտարան

Մութ նյութը մարդկության հերթական հայտնագործություններից է, որն արվել է «գրչի ծայրին»։ Ոչ ոք դա երբեք չի զգացել, այն էլեկտրամագնիսական ալիքներ չի արձակում և չի փոխազդում դրանց հետ։ Ավելի քան կես դար մութ նյութի գոյության փորձարարական ապացույցներ չկան, տրված են միայն փորձարարական հաշվարկներ, որոնք իբր հաստատում են դրա գոյությունը։ Բայց այս պահին սա միայն աստղաֆիզիկոսների վարկածն է։ Այնուամենայնիվ, պետք է նշել, որ սա ամենաինտրիգային և բարձր հիմնավորված գիտական ​​վարկածներից մեկն է։

Ամեն ինչ սկսվեց անցյալ դարասկզբին. աստղագետները նկատեցին, որ իրենց դիտած աշխարհի պատկերը չի տեղավորվում գրավիտացիոն տեսության մեջ:Տեսականորեն գալակտիկաները, ունենալով հաշվարկված զանգված, պտտվում են ավելի արագ, քան պետք է լինի։

Սա նշանակում է, որ նրանք (գալակտիկաները) ունեն շատ ավելի մեծ զանգված, քան ցույց են տալիս կատարված դիտարկումների հաշվարկները: Բայց եթե դրանք իսկապես պտտվում են, ապա կամ ձգողության տեսությունը ճիշտ չէ, կամ այս տեսությունը չի «գործում» այնպիսի օբյեկտների վրա, ինչպիսիք են գալակտիկաները: Կամ Տիեզերքում ավելի շատ նյութ կա, քան ժամանակակից գործիքները կարող են հայտնաբերել: Այս տեսությունն ավելի տարածված դարձավ գիտնականների շրջանում, և այս ոչ նյութական հիպոթետիկ նյութը կոչվեց մութ նյութ։
Հաշվարկներից պարզվում է, որ գալակտիկաների բաղադրության մեջ մոտ 10 անգամ ավելի շատ մութ նյութ կա, քան սովորական նյութը, և տարբեր մատերիա փոխազդում է միմյանց հետ միայն գրավիտացիոն մակարդակում, այսինքն՝ մութ մատերիան դրսևորվում է բացառապես ձևով. զանգվածային.
Որոշ գիտնականներ առաջարկում են, որ ոմանք մութ նյութ- սա սովորական նյութ է, բայց էլեկտրամագնիսական ճառագայթում չի արձակում: Այդպիսի օբյեկտների թվում են մուգ գալակտիկական հալոները, նեյտրոնային աստղերը և շագանակագույն թզուկները, ինչպես նաև այլ, սակայն հիպոթետիկ տիեզերական օբյեկտներ։

Եթե ​​հավատում եք գիտնականների բացահայտումներին, ապա սովորական նյութը (հիմնականում պարունակվող գալակտիկաներում) հավաքվում է.
մութ նյութի ամենախիտ կոնցենտրացիայով տարածքների շուրջ: Ստացված տարածության վրա
երակային քարտեզ, մութ նյութը հսկա թելերի անհավասար ցանց է, քանի որ
փոփոխություններ, որոնք մեծանում են և հատվում գալակտիկական կլաստերների տեղերում։

Մութ նյութը բաժանված է մի քանի դասերի՝ տաք, տաք և սառը (սա կախված է մասնիկների արագությունից, որոնցից այն բաղկացած է)։ Ահա թե ինչպես է տաք, տաք և սառը մութ նյութը մեկուսացված։ Դա սառը մութ նյութն է, որն ամենաշատն է հետաքրքրում աստղագետներին, քանի որ այն կարող է ձևավորել կայուն օբյեկտներ, օրինակ՝ ամբողջ մութ գալակտիկաներ:
Մութ նյութի տեսությունը նույնպես տեղավորվում է Մեծ պայթյունի տեսության մեջ: Հետևաբար, գիտնականները ենթադրում են, որ պայթյունից 300 000 տարի անց մութ նյութի մասնիկները սկզբում սկսեցին կուտակվել մեծ քանակությամբ, իսկ դրանից հետո նրանց վրա ձգողականության հետևանքով հավաքված սովորական նյութի մասնիկներ և գալակտիկաներ ձևավորվեցին:
Այս զարմանալի բացահայտումները նշանակում են որ սովորական նյութի զանգվածը տիեզերքի ընդհանուր զանգվածի ընդամենը մի քանի տոկոսն է!!!

Այսինքն՝ աշխարհը, որը մենք տեսնում ենք, ընդամենը մի փոքր մասն է այն բանի, ինչից իրականում բաղկացած է Տիեզերքը: Եվ մենք նույնիսկ չենք կարող պատկերացնել, թե ինչ է իրենից ներկայացնում այս հսկայական «ինչ-որ բանը»։

Առաջին գիտնականը, ով տեսականորեն հիմնավորել և հաշվարկել է թաքնված անհայտ նյութի գոյության հնարավորությունը, բուլղարական ծագումով շվեյցարացի աստղագետ Ֆրից Ցվիկին է։ Դոպլերի մեթոդների օգնությամբ գիտնականը հաշվարկել է ութ գալակտիկաների արագությունները, որոնք գտնվում են Վերոնիկա համաստեղությունում։ Գիտական ​​գրականության մեջ երբեմն հանդիպում է մեկ այլ ռոմանտիկ անուն՝ Վերոնիկայի մազեր։

Մութ նյութ և մութ էներգիա

Անհայտ զանգվածի հայտնաբերման պատմություն

Ցվիկիի հաշվարկների տրամաբանությունը հետևյալն էր. Գրավիտացիոն դաշտը պետք է պահի գալակտիկաները իրենց կլաստերի ներսում: Այս դիրքի հիման վրա հաշվարկվում է պահանջվող զանգվածը։ Գալակտիկաները լույս են արձակում, ուստի գալակտիկական զանգվածի ևս մեկ արժեք կարելի է հաշվարկել: Այս երկու արժեքները պետք է համընկնեին, բայց դա տեղի չունեցավ։ Արժեքները մեծապես տարբերվում էին. Զանգվածի շատ ավելի մեծ արժեք էր պահանջվում, որպեսզի գրավիտացիոն դաշտը կանխեր գալակտիկաների հեռանալը։

Հենց դրա բացակայող մասն է Ցվիկին տվել «մութ մատերիա» անվանումը

Ինչպես ցույց են տվել գիտնականի հաշվարկները, համաստեղությունում շատ ավելի քիչ սովորական նյութ կա, քան մութ նյութը: Ցվիկին իր արդյունքները հրապարակեց ոչ այնքան հայտնի ամսագրում։ Հելվետիկա Ֆիզիկա Ակտա .

Այնուամենայնիվ, հաջորդ 40 տարիների ընթացքում աստղաֆիզիկոսները փորձում էին անտեսել նման անհանգստացնող և ակնառու արդյունքը։

1970 թվականին Վերա Ռուբինը և Վ.Ք.Ֆորդն առաջին անգամ ուսումնասիրեցին խորհրդավոր Անդրոմեդայի միգամածության պտտվող շարժումները։ Քիչ անց ուսումնասիրվել է ավելի քան 60 գալակտիկաների շարժում։ Հետազոտությունները ցույց են տվել, որ գալակտիկաների պտտման արագությունը շատ ավելի մեծ է, քան նրանց ակնհայտ դիտելի զանգվածի արագությունը։ Ստացված անվիճելի դիտարկվող փաստերի համալիրը թաքնված անհայտ նյութի գոյության ապացույցն է։

Մութ նյութ. Անատոլի Վլադիմիրովիչ

Ընդհանուր գաղափարներ անհայտ նյութի անհայտ մասնիկների մասին

Իրենց հետազոտություններում ֆիզիկոսները երբեմն օգտագործում են այնպիսի մեթոդներ, որոնք դժվար է սովորական մարդկանց համար տիեզերքի անհայտ օբյեկտները հայտնաբերելու համար: Անհայտ երևույթներ ուրվագծում են ամուր հաստատված և փորձնականորեն ստուգված մոդելներով և կամաց-կամաց սկսում են «սեղմել» համառ երեւույթը՝ համբերատար սպասելով նրանից անհրաժեշտ տեղեկատվությանը։

Այնուամենայնիվ, մութ նյութը իսկական գրավիտացիոն քաջություն է ցույց տալիս ֆիզիկոսների գիտական ​​հետաքրքրասիրությանը:

Թաքնված նյութը կուտակվում է ճիշտ այնպես, ինչպես սովորական նյութը՝ ձևավորելով գալակտիկաներ և դրանց կուտակումներ։ Սա, թերեւս, միակ նմանությունն է հայտնի տեսանելի նյութի և անհայտ զանգվածի միջև, որի մասնաբաժինը Տիեզերքի էներգետիկ «բանկում» կազմում է 25%։

Մեր Տիեզերքի այս անհայտ բաժնետերը պարզ հատկություններ ունի: Բավականաչափ սառը թաքնված նյութը պատրաստակամորեն փոխազդում է իր տեսանելի հարևանի (մասնավորապես, բարիոնների հետ) բացառապես գրավիտացիոն առումով: Հարկ է նշել, որ բարիոնների տիեզերական խտությունը մի քանի անգամ պակաս է թաքնված նյութի խտությունից։ Խտության նման գերազանցությունը թույլ է տալիս նրան իրականում «առաջնորդել» Տիեզերքի գրավիտացիոն ներուժը:

Գիտնականները ենթադրում են, որ նյութի նյութական բաղադրությունընոր անհայտ մասնիկներ են։ Բայց մինչ այժմ դրանք չեն հայտնաբերվել։ Հայտնի է միայն, որ դրանք չեն տրոհվում բնության էլ ավելի փոքր տարրերի: Հակառակ դեպքում, Տիեզերքի կյանքի ժամանակային միջակայքում նրանք արդեն անցած կլինեին քայքայման գործընթացով։ Հետևաբար, այս փաստը պերճախոս կերպով խոսում է այն բանի օգտին, որ գոյություն ունի պահպանության նոր օրենք, որն արգելում է մասնիկների քայքայումը։ Սակայն այն դեռ չի բացվել։

Ավելին, մութ նյութը «չի սիրում» փոխազդել հայտնի մասնիկների հետ: Այս հանգամանքով պայմանավորված՝ թաքնված զանգվածի բաղադրությունը հնարավոր չէ որոշել ցամաքային փորձերով։ Մասնիկների բնույթը մնում է անհայտ։

Հաճախականության պահպանիչներ - Անհամասեռ տիեզերք

Որո՞նք են մութ նյութի մասնիկներ փնտրելու ուղիները:

Թվարկենք մի քանի ուղիներ.

1. Կա ենթադրություն որ պրոտոնները 2-3 կարգով ավելի թեթև են, քան անհայտ մասնիկները։ Այս դեպքում դրանք կարող են ստեղծվել տեսանելի մասնիկների հետ բախումների ժամանակ, եթե դրանք արագացվեն մինչև շատ բարձր էներգիաներ բախիչում:
2. Ես տպավորություն ստացա որ անհայտ մասնիկներն ինչ-որ տեղ այնտեղ են՝ հեռավոր գալակտիկաներում: Չէ, ոչ միայն այնտեղ, այլեւ մեր կողքին։ Ենթադրվում է, որ մեկ խորանարդ մետրում դրանց թիվը կարող է հասնել 1000 հատի։ Այնուամենայնիվ, նրանք նախընտրում են խուսափել հայտնի նյութի ատոմային միջուկների հետ բախումներից։ Թեեւ նման դեպքեր իսկապես լինում են, եւ գիտնականները հույս ունեն դրանք գրանցել։
3. անհայտ մասնիկներ թաքնված զանգվածը ոչնչացնում են միմյանց. Քանի որ սովորական նյութը նրանց համար բացարձակ թափանցիկ է, նրանք կարող են ընկնել և. Ոչնչացման գործընթացի արգասիքներից մեկը նեյտրինոն է, որն ունի Արեգակի և Երկրի ամբողջ հաստությամբ ազատ թափանցելու հատկություն։ Նման նեյտրինոների գրանցումը կարող է առաջացնել անհայտ մասնիկներ։

Ո՞րն է թաքնված զանգվածի բնույթը:

Գիտնականները նախանշել են մութ նյութի էության ուսումնասիրության երեք ուղղություն.

1. բարիոն մութ նյութ.

Այս ենթադրությամբ բոլոր մասնիկները լավ հայտնի են։ Բայց նրանց ճառագայթումը դրսևորվում է այնպես, որ այն հնարավոր չէ հայտնաբերել։

• սովորական նյութ, խիստ ցրված գալակտիկաների միջև ընկած տարածության մեջ.
• զանգվածային աստղաֆիզիկական հալո օբյեկտներ (MACHO):

Այս օբյեկտները, շրջապատող գալակտիկաները, համեմատաբար փոքր են չափերով։ Նրանք ունեն շատ թույլ ճառագայթում։ Այս հատկությունները անհնարին են դարձնում դրանք հայտնաբերելը:

Մարմինները կարող են ներառել հետևյալ առարկաները.

• շագանակագույն թզուկներ;
• սպիտակ թզուկներ;
• սև անցքեր;
• նեյտրոնային աստղեր.

Վերոնշյալ օբյեկտների որոնումն իրականացվում է գրավիտացիոն ոսպնյակների միջոցով։

1. Ոչ բարիոնային մութ նյութ:

Նյութի բաղադրությունն անհայտ է։ Երկու տարբերակ կա.

• սառը զանգված, որը կարող է ներառել ֆոտինոներ, աքսիոններ և քվարկային գոյացություններ.
• տաք զանգված (նեյտրինո):

1. Ձգողականության նոր հայացք.

Տեսության ճշմարտացիությունը

Հնարավոր է, որ միջգալակտիկական հեռավորությունները մեզ ստիպեն նայելու ձգողականության տեսությանը, որը ժամանակին հարգված է եղել գալակտիկական տեսողության նոր տեսանկյունից:

Գաղտնի նյութի հատկությունների բացահայտումները դեռ առջևում են: Արդյոք դա տրված է մարդուն իմանալու և ինչ է անելու նման հարստության հետ, այս հարցերին միայն ապագան կտա:

Մենք հայտնագործության շեմին ենք, որը կարող է փոխել Աշխարհի մասին մեր պատկերացումների էությունը: Խոսքը մութ նյութի էության մասին է։ Վերջին տարիներին աստղագիտությունը լուրջ քայլեր է ձեռնարկել մութ նյութի դիտողական հիմնավորման հարցում, և այսօր Տիեզերքում նման նյութի առկայությունը կարելի է համարել հաստատապես հաստատված փաստ: Իրավիճակի յուրահատկությունն այն է, որ աստղագետները դիտարկում են ֆիզիկոսներին անհայտ նյութից բաղկացած կառույցներ։ Այսպիսով, խնդիր առաջացավ բացահայտելու այս նյութի ֆիզիկական բնույթը:

1. «Մի բան բեր, չգիտեմ ինչ».

Ժամանակակից տարրական մասնիկների ֆիզիկան չգիտի մութ նյութի հատկություններ ունեցող մասնիկներ։ Պահանջում է ստանդարտ մոդելի ընդլայնում: Բայց ինչպե՞ս, ի՞նչ ուղղությամբ շարժվել, ի՞նչ և որտե՞ղ փնտրել։ Ռուսական հայտնի հեքիաթի խոսքերը, որոնք դրված են այս բաժնի վերնագրում, լավագույնս արտացոլում են ներկա իրավիճակը։

Ֆիզիկոսները փնտրում են անհայտ մասնիկներ՝ ունենալով միայն ընդհանուր պատկերացումներ դիտարկվող նյութի հատկությունների մասին։ Որոնք են այս հատկությունները:

Մենք միայն գիտենք, որ մութ նյութը գրավիտացիոն ձևով փոխազդում է լուսային նյութի (բարիոնների) հետ և սառը միջավայր է՝ տիեզերաբանական խտությամբ մի քանի անգամ ավելի բարձր, քան բարիոններինը: Նման պարզ հատկությունների շնորհիվ մութ նյութն ուղղակիորեն ազդում է Տիեզերքի գրավիտացիոն ներուժի զարգացման վրա։ Նրա խտության հակադրությունը ժամանակի ընթացքում մեծանում էր, ինչը հանգեցրեց մութ նյութի լուսապսակի գրավիտացիոն կապված համակարգերի ձևավորմանը։

Պետք է ընդգծել, որ գրավիտացիոն անկայունության այս գործընթացը կարող է գործարկվել Ֆրիդմանի տիեզերքում միայն սերմերի խտության խանգարումների առկայության դեպքում, որոնց գոյությունը ոչ մի կերպ կապված չէ մութ նյութի հետ, այլ պայմանավորված է Մեծ պայթյունի ֆիզիկայով։ . Ուստի ևս մեկ կարևոր հարց է առաջանում սերմերի շեղումների ծագման մասին, որից էլ զարգացել է մութ նյութի կառուցվածքը։

Տիեզերական սկզբնական շեղումների առաջացման հարցը կքննարկվի ավելի ուշ: Հիմա վերադառնանք մութ նյութին:

Բարիոնները թակարդված են մութ նյութի կոնցենտրացիաների գրավիտացիոն հորերում: Հետեւաբար, թեեւ մութ նյութի մասնիկները չեն փոխազդում լույսի հետ, այնտեղ լույս կա, որտեղ կա մութ նյութ: Գրավիտացիոն անկայունության այս ուշագրավ հատկությունը հնարավորություն տվեց ուսումնասիրել մութ նյութի քանակը, վիճակը և բաշխումը ռադիոտիրույթից մինչև ռենտգենյան ճառագայթների տիրույթը դիտողական տվյալներից:

Մութ նյութի հատկությունների և Տիեզերքի այլ պարամետրերի վերաբերյալ մեր եզրակացությունների անկախ հաստատումն է տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման անիզոտրոպության և բևեռացման, Տիեզերքում լույսի տարրերի առատության և կլանման գծերի բաշխման մասին տվյալները։ նյութը հեռավոր քվազարների սպեկտրներում։ Գնալով ավելի կարևոր դեր է խաղում թվային սիմուլյացիան, որը փոխարինել է փորձը տիեզերագիտական ​​ուսումնասիրություններում: Մութ մատերիայի բաշխման մասին ամենաարժեքավոր տեղեկատվությունը պարունակվում է մոտակա նյութի կուտակումների կողմից հեռավոր աղբյուրների գրավիտացիոն ոսպնյակների վերաբերյալ բազմաթիվ դիտողական տվյալների մեջ:

Բրինձ. 1. Երկնքի լուսանկար 0024 + 1654 գալակտիկաների կլաստերի ուղղությամբ՝ արված Հաբլ աստղադիտակով։

Նկար 1-ը ցույց է տալիս երկնքի հատվածը այս մուգ զանգվածի կուտակումներից մեկի ուղղությամբ ($\sim 10^(14)M_(odot)$): Մենք տեսնում ենք գալակտիկաների կուտակում, որը գրավել է այս փնջի գրավիտացիոն դաշտը, տաք ռենտգեն գազը, որը գտնվում է գրավիտացիոն պոտենցիալ ջրհորի հատակին, և ֆոնային գալակտիկաներից մեկի բազմակի պատկերը, որը հայտնվել է մթության տեսադաշտում։ լուսապսակ և աղավաղվել է իր գրավիտացիոն դաշտի պատճառով:

Աղյուսակ 1. Հիմնական տիեզերաբանական պարամետրեր

Աղյուսակ 1-ում ներկայացված են աստղագիտական ​​դիտարկումներից ստացված տիեզերաբանական պարամետրերի միջին արժեքները (10% ճշգրտություն): Ակնհայտ է, որ Տիեզերքում բոլոր տեսակի մասնիկների էներգիայի ընդհանուր խտությունը չի գերազանցում ընդհանուր կրիտիկական խտության 30%-ը (նեյտրինոների ներդրումը մի քանի տոկոսից ոչ ավելի է): Մնացած 70%-ը այնպիսի ձևով է, որը չի մասնակցել նյութի գրավիտացիոն կուտակմանը։ Այս հատկությունն ունի միայն տիեզերական հաստատունը կամ դրա ընդհանրացումը՝ բացասական ճնշում ունեցող միջավայրը ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), որը կոչվում է «մութ էներգիա»։ Վերջինիս բնույթը որոշելը երկարաժամկետ հեռանկար է ֆիզիկայի զարգացման համար։

Այս զեկույցը նվիրված է ֆիզիկական տիեզերագիտության խնդիրներին, որոնց լուծումը սպասվում է առաջիկա տարիներին։ Առաջին հերթին դա վերաբերում է մութ նյութի կառուցվածքների ձևավորման սկզբնական պայմանների որոշմանը և հենց անհայտ մասնիկների որոնմանը։

2. Վաղ Տիեզերք և Ուշ Տիեզերք

Տիեզերքի դիտարկվող կառուցվածքը մեկնարկային պայմանների և խտության խանգարման դաշտի էվոլյուցիայի համատեղ գործողության արդյունք է։ Ժամանակակից դիտողական տվյալները հնարավորություն են տվել որոշել խտության խանգարման դաշտի բնութագրերը նրա զարգացման տարբեր դարաշրջաններում։ Այսպիսով, հնարավոր եղավ առանձնացնել տեղեկություններ սկզբնական պայմանների և զարգացման պայմանների մասին, ինչը նշանավորեց վաղ և ուշ Տիեզերքի ֆիզիկայի անկախ ուսումնասիրության սկիզբը։

«Վաղ Տիեզերք» տերմինը ժամանակակից տիեզերագիտության մեջ նշանակում է արագացված ընդլայնման վերջնական փուլ, որին հաջորդում է անցում դեպի էվոլյուցիայի թեժ փուլ: Մենք չգիտենք Մեծ պայթյունի պարամետրերը, կան միայն վերին սահմաններ (տես բաժին 3, հարաբերություններ (12)): Այնուամենայնիվ, կա տիեզերական շեղումների առաջացման լավ մշակված տեսություն, ըստ որի մենք կարող ենք հաշվարկել նյութի խտության և առաջնային գրավիտացիոն ալիքների սկզբնական շեղումների սպեկտրները՝ կախված տիեզերաբանական պարամետրերի արժեքներից:
Վաղ Տիեզերքի ընդհանուր ընդունված մոդելի բացակայության պատճառները կայանում են Մեծ պայթյունի գնաճային պարադիգմի կանխատեսումների կայունության մեջ. տեսանելի Տիեզերքի եռաչափ էվկլիդյան բնույթը և այլն, որոնք կարելի է ձեռք բերել մոդելային պարամետրերի լայն դասում: Վաղ Տիեզերքի մոդելի ստեղծման ճշմարտության պահը կարող է լինել տիեզերական գրավիտացիոն ալիքների հայտնաբերումը, ինչը հնարավոր է թվում «Պլանկի» հաջող միջազգային տիեզերական փորձի դեպքում, որը պետք է սկսվի 2008 թվականին:

Ուշ տիեզերքի մասին մեր գիտելիքները տրամագծորեն հակառակ են: Մենք ունենք բավականին ճշգրիտ մոդել. մենք գիտենք նյութի բաղադրությունը, կառուցվածքի զարգացման օրենքները, տիեզերաբանական պարամետրերի արժեքները (տես Աղյուսակ 1), բայց միևնույն ժամանակ մենք չունենք ծագման ընդհանուր ընդունված տեսություն: նյութի բաղադրիչները.

Տեսանելի Տիեզերքի հայտնի հատկությունները մեզ թույլ են տալիս նկարագրել նրա երկրաչափությունը խաթարման տեսության տեսանկյունից: Փոքր պարամետրը ($10^(-5)$) տիեզերական շեղումների ամպլիտուդն է։

Զրոյական կարգով Տիեզերքը Ֆրիդմանյան է և նկարագրվում է ժամանակի մեկ ֆունկցիայով՝ $a(t)$ մասշտաբի գործակիցով։ Առաջին կարգը որոշ չափով ավելի բարդ է. Մետրիկայի խանգարումները երեք անկախ եղանակների գումարն են՝ սկալյար $S(k)$, վեկտոր $V(k)$ և տենզոր $T(k)$, որոնցից յուրաքանչյուրը բնութագրվում է ալիքի իր սպեկտրային ֆունկցիայով։ թիվ $k$. Սկալյար ռեժիմը նկարագրում է տիեզերական խտության շեղումները, վեկտորային ռեժիմը պատասխանատու է նյութի հորձանուտային շարժումների համար, իսկ տենզորի ռեժիմը գրավիտացիոն ալիքներն են։ Այսպիսով, ամբողջ երկրաչափությունը նկարագրված է չորս ֆունկցիաների միջոցով՝ $a(t),~ S(k),~ V(k)$ և $T(k)$, որոնցից այսօր մեզ հայտնի են միայն առաջին երկուսը. սահմանման որոշ տիրույթներ):

Մեծ պայթյունը արագ ընդլայնման աղետալի գործընթաց էր, որն ուղեկցվում էր ինտենսիվ, արագ փոփոխվող գրավիտացիոն դաշտով։ Տիեզերական ընդարձակման ընթացքում մետրիկ խանգարումները պարամետրային կերպով ծնվում էին վակուումային տատանումներից, ինչպես որ ազատության ցանկացած զանգվածային աստիճաններ ծնվում են արտաքին փոփոխական դաշտի ազդեցության տակ: Դիտողական տվյալների վերլուծությունը ցույց է տալիս մերկ շեղումների առաջացման քվանտային գրավիտացիոն մեխանիզմը: Այսպիսով, Տիեզերքի լայնածավալ կառուցվածքը դաշտի քվանտային տեսության մեջ չափելիության խնդրի լուծման օրինակ է։

Մենք նշում ենք գեներացվող խաթարման դաշտերի հիմնական հատկությունները. Վերջինս որոշիչ նշանակություն ունի վաղ Տիեզերքի մոդելի կառուցման համար, քանի որ, ունենալով ամենապարզ կապը ֆոնային մետրիկի հետ, գրավիտացիոն ալիքները ուղղակի տեղեկատվություն են կրում Մեծ պայթյունի էներգետիկ մասշտաբի մասին:

Շեղումների սկալյար ռեժիմի զարգացման արդյունքում առաջացել են գալակտիկաներ և աստղագիտական ​​այլ օբյեկտներ։ Վերջին տարիների կարևոր ձեռքբերումը (WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) փորձը) եղել է CMB-ի անիզոտրոպության և բևեռացման մասին մեր գիտելիքների լուրջ ճշգրտումը, որն առաջացել է գալակտիկաների հայտնվելուց շատ առաջ՝ Գալակտիկաների վրա ազդեցության հետևանքով։ տիեզերական շեղումների բոլոր երեք եղանակների ֆոտոնների բաշխումը։

Գալակտիկաների բաշխվածության և տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման անիզոտրոպիայի վերաբերյալ դիտողական տվյալների համատեղ վերլուծությունը հնարավորություն տվեց տարանջատել մեկնարկային պայմանները և էվոլյուցիան: Օգտագործելով պայմանը, որ $S+V+T\մոտ 10^(-10)$ գումարը ֆիքսված է CMB անիզոտրոպիայի միջոցով, մենք կարող ենք ստանալ Տիեզերքում խառնաշփոթությունների պտույտների և թենզորային եղանակների գումարի վերին սահմանը (դրանց հայտնաբերումը հնարավոր է միայն դիտարկումների ճշգրտության բարձրացմամբ).
$$\frac(V+T)(S) Եթե (1) անհավասարությունը խախտվեր, ապա խտության շեղումների մեծությունը անբավարար կլիներ դիտարկվող կառուցվածքը ձևավորելու համար:

3. Սկզբում հնչում էր ձայն...

Լավ ուսումնասիրված է անզանգված դաշտերի քվանտային գրավիտացիոն արտադրության ազդեցությունը։ Այսպես կարող են ծնվել նյութի մասնիկները (տե՛ս, օրինակ, ) (չնայած, մասնավորապես, մասունքային ֆոտոններն առաջացել են վաղ Տիեզերքում նախամատերի քայքայման արդյունքում)։ Նույն կերպ առաջանում են գրավիտացիոն ալիքներ և խտության շեղումներ, քանի որ այդ դաշտերը նույնպես զանգվածազուրկ են, և դրանց արտադրությունն արգելված չէ էներգիայի շեմային պայմանով։ հորձանուտային խանգարումներ առաջացնելու խնդիրը դեռ սպասում է իր հետազոտողներին։

Ֆրիդմանի Տիեզերքում շեղումների $S$- և $T$- ռեժիմների տեսությունը կրճատվում է արտաքին պարամետրային դաշտում ($\alpha(\eta) անկախ տատանվող $q_k(\eta)$-ի քվանտային-մեխանիկական խնդրին: )$) Մինկովսկու աշխարհում $\eta=\int dt/a$ ժամանակի կոորդինատով։ Տարրական օսլիլատորների գործողությունը և Լագրանժը կախված են դրանց տարածական հաճախականությունից $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
որտեղ պարզը նշանակում է $\eta$ ժամանակի ածանցյալը, $\omega=\beta$-ը տատանումների հաճախականությունն է, $\beta$-ը շեղումների տարածման արագությունն է վակուումում լույսի արագության միավորներով (այսուհետ՝ $c=\): hbar =1$, $k$ ինդեքսը բաց է թողնվել $q$ դաշտից); $T$-ռեժիմի դեպքում $q = q_T$-ը մետրական տենզորի լայնակի անհետք բաղադրիչն է,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
իսկ $S$-ռեժիմի դեպքում $q = q_s$ - երկայնական գրավիտացիոն պոտենցիալի գծային սուպերպոզիցիա (սանդղակի գործոնի խանգարում) և միջավայրի 3-արագության պոտենցիալը՝ բազմապատկված Հաբլի պարամետրով,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
կետը նշանակում է $t$ ժամանակի ածանցյալ:

Ինչպես երևում է (3-ից), $q_T$ դաշտը հիմնարար է, քանի որ այն նվազագույն առնչություն ունի ֆոնային չափման հետ և կախված չէ նյութի հատկություններից (հարաբերականության ընդհանուր տեսության մեջ՝ գրավիտացիոն ալիքների տարածման արագությունը. հավասար է լույսի արագությանը): Ինչ վերաբերում է $q_S$-ին, ապա դրա կապը արտաքին դաշտի հետ (4) ավելի բարդ է. այն ներառում է և՛ մասշտաբի գործոնի ածանցյալները, և՛ նյութի որոշ բնութագրեր (օրինակ՝ միջավայրում շեղումների տարածման արագությունը)։ Մենք ոչինչ չգիտենք վաղ Տիեզերքի նախամատերի մասին. կան միայն ընդհանուր մոտեցումներ այս հարցում:
Սովորաբար, իդեալական միջավայր է համարվում էներգիա-իմպուլս տենզորը՝ կախված $\epsilon$ էներգիայի խտությունից, $p$ ճնշումից և նյութի 4-արագությունից $u^\mu$: $S$-ռեժիմի համար 4-արագությունը պոտենցիալ է և կարող է ներկայացվել որպես $\phi$ 4 սկալյարի գրադիենտ:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
որտեղ $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$-ը նորմալացման ֆունկցիան է, ստորակետը նշանակում է ածանցյալ կոորդինատների նկատմամբ: Ձայնի արագությունը տրված է՝ օգտագործելով «վիճակի հավասարումը»՝ որպես նյութի ճնշման և էներգիայի խտության ուղեկցող շեղումների համաչափության գործոն.
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
որտեղ $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$-ը միջավայրի 3-արագության պոտենցիալն է:

Խանգարումների տեսության գծային կարգով իդեալական միջավայր հասկացությունը համարժեք է դաշտի հայեցակարգին, ըստ որի $\phi$ նյութական դաշտին վերագրվում է Լագրանժյան խտություն՝ $L=L(w,\phi)$։ Դաշտային մոտեցման դեպքում գրգռումների տարածման արագությունը հայտնաբերվում է հավասարումից
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
որը նույնպես համապատասխանում է (6) հարաբերությանը։ Վաղ Տիեզերքի մոդելների մեծ մասը ենթադրում է, որ $\beta\sim 1$ (մասնավորապես, ճառագայթման գերակշռող $\beta=1/\sqrt(3)$ փուլում):

Տարրական օսլիլատորների էվոլյուցիան նկարագրված է Քլայն-Գորդոնի հավասարմամբ
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
որտեղ
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
(8) հավասարման լուծումն ունի վարքագծի երկու ասիմպտոտական ​​ճյուղ՝ ադիաբատիկ ($\omega^2>U$), երբ տատանվող տատանումը գտնվում է ազատ տատանման ռեժիմում և նրա գրգռման ամպլիտուդը քայքայվում է ($|q|\sim(\alpha\): sqrt(\beta ))^(-1)$), և պարամետրային ($\omega^2

Քանակականորեն, առաջացած շեղումների սպեկտրները կախված են տատանումների սկզբնական վիճակից.
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
2 գործակիցը տենզորի ռեժիմի արտահայտման մեջ հաշվի է առնում գրավիտացիոն ալիքների երկու բևեռացում: $\langle\rangle$ վիճակը համարվում է հիմնական վիճակը, այսինքն. համապատասխանում է օսլիլատորների սկզբնական գրգռման նվազագույն մակարդակին: Սա Մեծ պայթյունի տեսության հիմնական վարկածն է։ Ադիաբատիկ գոտու առկայության դեպքում տարրական տատանումների հիմքային (վակուումային) վիճակը միակն է։
Այսպիսով, ենթադրելով, որ U ֆունկցիան մեծանում է ժամանակի հետ և $\beta\sim 1$, մենք ստանում ենք համընդհանուր ընդհանուր արդյունք $T(k)$ և $S(k)$ սպեկտրների համար.
$$T\մոտ\frac((1-\գամմա/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
որտեղ $k=\sqrt(U)\մոտ aH$ և $M_p\equiv G^(-1/2)$-ը Պլանկի զանգվածն է: Ինչպես երևում է (11)-ից, տեսականորեն $T$ ռեժիմը որևէ կերպ խտրական չէ $S$ ռեժիմի նկատմամբ: Ամեն ինչ վերաբերում է $\gamma$ գործոնի արժեքին խառնաշփոթի առաջացման դարաշրջանում:
Դիտարկված փաստից, որ $T$-ռեժիմը փոքր է մեր Տիեզերքում (տես բաժին 2, հարաբերություն (1)), մենք ստանում ենք վերին սահման Մեծ պայթյունի էներգիայի սանդղակի և $\gamma$ պարամետրի վրա։ վաղ Տիեզերք.
$$H Վերջին պայմանը նշանակում է, որ Մեծ պայթյունը էվոլյուցիայի սկզբնական (ադիաբատիկ) և վերջնական (ճառագայթման գերակշռող, $a\propto n$) փուլերում ունեցել է գնաճային բնույթ ($\գամմա) $ (տես Նկար 2): .

Բրինձ. 2. (8) հավասարման լուծման նկարազարդումը ցրման խնդրի ձևակերպման մեջ.

Վերոնշյալ ասիմպտոտիկներից յուրաքանչյուրի համար ընդհանուր լուծումն է
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
որտեղ $C_(1,2)$ օպերատորները սահմանում են էվոլյուցիայի «աճող» և «ընկնող» ճյուղերի ամպլիտուդները։ Վակուումային վիճակում դաշտի սկզբնական ժամանակային փուլը կամայական է՝ $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$: Այնուամենայնիվ, էվոլյուցիայի հավասարումների լուծման արդյունքում պարզվում է, որ ճառագայթման գերակշռող փուլում մնում է ձեռք բերել ձայնային խանգարումների միայն աճող ճյուղը՝ $\langle|C_1^((դուրս))|\rangle\gg\ langle|C_2^((դուրս))| \rangle$. Երբ ճառագայթումը անջատվում է նյութից ռեկոմբինացիոն դարաշրջանում, ճառագայթման սպեկտրը մոդուլացվում է $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ փուլով, որտեղ $n$-ը բնական թիվ է։ .

Բրինձ. 3. Ձայնի մոդուլյացիայի դրսեւորումը CMB անիզոտրոպիայի սպեկտրում: (Ըստ WMAP-ի փորձերի՝ ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Gallon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (շատ փոքր զանգված):

Հենց այս ակուստիկ տատանումները դիտվում են CMB անիզոտրոպիայի սպեկտրում (նկ. 3, մեծ գագաթը համապատասխանում է $n = 1$) և խտության շեղումներին, որոնք հաստատում են $S$ ռեժիմի քվանտային գրավիտացիոն ծագումը։ Խտության շեղումների սպեկտրում ձայնի մոդուլյացիան ճնշվում է բարիոնների մասնաբաժնի փոքրության գործոնով նյութի ընդհանուր խտության հետ, ինչը հնարավորություն է տալիս գտնել այս մասնաբաժինը` անկախ այլ տիեզերական փորձարկումներից: Տատանման մասշտաբը ինքնին ծառայում է որպես ստանդարտ քանոնի օրինակ, որով որոշվում են Տիեզերքի ամենակարևոր պարամետրերը: Այս առումով, հարկ է ընդգծել, որ դիտողական տվյալների մեջ տիեզերաբանական պարամետրերի այլասերման սուր խնդիրը, որը երկար տարիներ խոչընդոտում էր Տիեզերքի իրական մոդելի կառուցմանը, այժմ վերացվել է անկախ և փոխլրացնող դիտումների առատության պատճառով: թեստեր.

Ամփոփելով՝ կարող ենք փաստել, որ սկզբնական տիեզերական շեղումների առաջացման և Տիեզերքի լայնածավալ կառուցվածքի խնդիրն այսօր սկզբունքորեն լուծված է։ Վաղ Տիեզերքում շեղումների քվանտային գրավիտացիոն ծագման տեսությունը վերջնականապես կհաստատվի $T$-ռեժիմի հայտնաբերումից հետո, որը կարող է տեղի ունենալ մոտ ապագայում։ Այսպիսով, Մեծ պայթյունի ամենապարզ մոդելը (ուժային օրենքի ինֆլյացիա զանգվածային սկալյար դաշտում) կանխատեսում է $T$-ռեժիմի ամպլիտուդի արժեքը ընդամենը 5 անգամ ավելի քիչ, քան $S$-ռեժիմի ամպլիտուդը։ Ժամանակակից գործիքներն ու տեխնոլոգիաները հնարավորություն են տալիս լուծել CMB-ի անիզոտրոպության և բևեռացման դիտարկումների տվյալներից նման փոքր ազդանշանների գրանցման խնդիրը։

4. Նյութի մութ կողմը

Կան մի քանի վարկածներ նյութի ծագման մասին, սակայն դրանցից ոչ մեկը դեռ հաստատված չէ։ Կան ուղղակի դիտողական ցուցումներ, որ մութ նյութի առեղծվածը սերտորեն կապված է տիեզերքի բարիոնային ասիմետրիկության հետ: Այնուամենայնիվ, այսօր բարիոնների ասիմետրիայի և մութ նյութի առաջացման ընդհանուր ընդունված տեսություն չկա:

Որտե՞ղ է գտնվում մութ նյութը:

Մենք գիտենք, որ նյութի լուսավոր բաղադրիչը դիտվում է տարբեր զանգվածների գալակտիկաներում հավաքված աստղերի տեսքով և կլաստերների ռենտգենյան գազի տեսքով։ Այնուամենայնիվ, սովորական նյութի մեծ մասը (մինչև 90%) գտնվում է հազվագյուտ միջգալակտիկական գազի տեսքով՝ մի քանի էլեկտրոն վոլտ ջերմաստիճանով, ինչպես նաև MACHO-ի (Massive Compact Halo Object) տեսքով՝ էվոլյուցիայի կոմպակտ մնացորդներ։ ցածր զանգված ունեցող աստղերի և առարկաների. Քանի որ այս կառույցները սովորաբար ունեն ցածր լուսավորություն, «մութ բարիոններ» անվանումը մնում է դրանց վրա:

Բրինձ. 4. Գալակտիկական լուսապսակի զանգվածային բաժնի վերին սահմանը MACNO-ում ըստ EROS փորձի (ֆրանսերենից - Experience pour la Recherche d «Objets Sombres):

Մի քանի խմբեր (MACHO, EROS և այլն) ուսումնասիրել են մեր Գալակտիկայի լուսապսակում կոմպակտ մութ օբյեկտների քանակը և բաշխումը միկրոոսպնյակային իրադարձությունների հիման վրա: Համատեղ վերլուծության արդյունքում ստացվել է կարևոր սահմանափակում՝ հալոի ընդհանուր զանգվածի ոչ ավելի, քան 20%-ը կենտրոնացած է MACNO-ում լուսնի զանգվածից մինչև աստղերի զանգվածների արժեքների միջակայքում ( Նկար 4): Հալոի մութ նյութի մնացած մասը կազմված է անհայտ բնույթի մասնիկներից։

Էլ որտեղ է թաքնված ոչ բարիոնային մութ նյութը:

20-րդ դարի դիտողական աստղագիտության մեջ բարձր տեխնոլոգիաների զարգացումը հնարավորություն տվեց ստանալ այս հարցի հստակ պատասխանը՝ ոչ բարիոնային մութ նյութը հանդիպում է գրավիտացիոն կապված համակարգերում (հալոս): Մութ մատերիայի մասնիկները ոչ հարաբերական են և թույլ են փոխազդում. նրանց ցրման պրոցեսները նույնը չեն, ինչ բարիոններինը: Մյուս կողմից, բարիոնները սառչում են ճառագայթման միջոցով, նստում և կուտակվում լուսապսակի կենտրոններում՝ հասնելով պտտման հավասարակշռության։ Մութ նյութը մնում է բաշխված գալակտիկաների տեսանելի նյութի շուրջ՝ մոտ 200 kpc բնորոշ մասշտաբով։ Այսպիսով, Տեղական խմբում, որը ներառում է Անդրոմեդայի միգամածությունը և Ծիր Կաթինը, մութ նյութի կեսից ավելին կենտրոնացած է այս երկու մեծ գալակտիկաներում: Տարրական մասնիկների ֆիզիկայի ստանդարտ մոդելում անհրաժեշտ հատկություններով մասնիկներ չկան: Կարևոր պարամետրը, որը հնարավոր չէ որոշել համարժեքության սկզբունքի հիման վրա կատարված դիտարկումներից, մասնիկի զանգվածն է: Ստանդարտ մոդելի հնարավոր ընդարձակումների շրջանակներում կան մութ նյութի մասնիկների մի քանի թեկնածուներ։ Հիմնականները թվարկված են Աղյուսակում: 2-ը՝ իրենց հանգստի զանգվածի աճման կարգով:

Աղյուսակ 2. Ոչ բարիոնային մութ նյութի մասնիկների թեկնածուներ

Թեկնածու
Գրավիտոններ
«Աստերիլ» նեյտրինոներ
հայելային նյութ
զանգվածային մասնիկներ
գերզանգվածային մասնիկներ	$10^(13)$ ԳէՎ
Մոնոպոլիաներ և թերություններ	$10^(19)$ ԳէՎ
Նախնական սև անցքեր	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Զանգվածային մասնիկների այսօրվա հիմնական տարբերակը՝ նեյտրալինոյի վարկածը, կապված է նվազագույն գերհամաչափության հետ: Այս վարկածը կարող է փորձարկվել CERN-ի Մեծ հադրոնային արագացուցչում, որը նախատեսվում է գործարկել 2008 թվականին: Նման մասնիկների ակնկալվող զանգվածը $\sim$ 100 ԳեՎ է, իսկ մեր Գալակտիկայում դրանց խտությունը մեկ մասնիկ է ծավալով: թեյի բաժակ.

Մութ նյութի մասնիկների որոնումն իրականացվում է ամբողջ աշխարհում՝ բազմաթիվ կայանքներում: Հետաքրքիր է նշել, որ չեզոք վարկածը կարող է ինքնուրույն ստուգվել ինչպես առաձգական ցրման ստորգետնյա փորձերում, այնպես էլ Գալակտիկայում նեյտրալինոյի ոչնչացման անուղղակի տվյալների միջոցով: Առայժմ դրական պատասխան է ստացվել միայն DAMA նախագծի ստորգետնյա դետեկտորներից մեկում (Dark Matter), որտեղ արդեն մի քանի տարի նկատվում է «ամառ-ձմեռ» տեսակի անհայտ ծագման ազդանշան։ Այնուամենայնիվ, այս փորձի հետ կապված զանգվածների և խաչմերուկների շրջանակը դեռ հաստատված չէ այլ օբյեկտներում, ինչը կասկածի տակ է դնում արդյունքի և հուսալիությունը, և նշանակությունը:

Նեյտրալինոների կարևոր հատկությունը գամմա շրջանի ոչնչացման հոսքից նրանց անուղղակի դիտարկման հնարավորությունն է։ Հիերարխիկ կուտակման գործընթացում նման մասնիկները կարող են ձևավորել մինի հալո՝ արեգակնային համակարգի չափի և Երկրի զանգվածի կարգի զանգվածով բնորոշ չափով, որի մնացորդները պահպանվել են մինչև ս. օր. Ինքը՝ Երկիրը, մեծ հավանականությամբ կարող է տեղակայվել այնպիսի մինիհալոսների ներսում, որտեղ մասնիկների խտությունը մի քանի տասնյակ անգամ ավելանում է։ Սա մեծացնում է մեր գալակտիկայում մութ նյութի ինչպես ուղղակի, այնպես էլ անուղղակի հայտնաբերման հավանականությունը: Նման տարբեր որոնման մեթոդների առկայությունը լավատեսություն է ներշնչում և թույլ է տալիս հուսալ մութ նյութի ֆիզիկական էության վաղ որոշման վրա:

5. Նոր ֆիզիկայի շեմին

Մեր ժամանակներում հնարավոր է դարձել ինքնուրույն որոշել վաղ Տիեզերքի և ուշ Տիեզերքի հատկությունները դիտողական աստղագիտական ​​տվյալների հիման վրա։ Մենք հասկանում ենք, թե ինչպես են առաջացել սկզբնական տիեզերական խտության խանգարումները, որոնցից զարգացել է Տիեզերքի կառուցվածքը: Մենք գիտենք Տիեզերքի ստանդարտ մոդելի հիմքում ընկած ամենակարևոր տիեզերաբանական պարամետրերի արժեքները, որն այսօր չունի լուրջ մրցակիցներ: Այնուամենայնիվ, Մեծ պայթյունի ծագման և նյութի հիմնական բաղադրիչների հիմնարար հարցերը մնում են չլուծված:

Տիեզերական շեղումների տենզորային ռեժիմի դիտողական որոշումը հանդիսանում է վաղ Տիեզերքի մոդելի կառուցման բանալին: Այստեղ մենք գործ ունենք մի տեսության հստակ կանխատեսման հետ, որը լավ փորձարկված է $S$ ռեժիմի դեպքում և ունի առաջիկա տարիներին $T$ ռեժիմի փորձնական ստուգման հնարավորություն։

Տեսական ֆիզիկան, տրամադրելով մութ մատերիայի մասնիկների որոնման հնարավոր ուղղությունների և մեթոդների ընդարձակ ցանկը, սպառել է իրեն։ Հիմա մնում է փորձը: Ներկայիս իրավիճակը հիշեցնում է այն իրավիճակը, որը նախորդել է մեծ հայտնագործություններին` քվարկների, W- և Z- բոզոնների, նեյտրինոյի տատանումների, տիեզերական միկրոալիքային ֆոնային ճառագայթման անիզոտրոպիայի և բևեռացման:

Մի հարց է ծագում, որը, սակայն, դուրս է այս ակնարկային զեկույցի շրջանակներից՝ ինչո՞ւ է Բնությունն այդքան առատաձեռն մեր հանդեպ և թույլ է տալիս բացահայտել իր գաղտնիքները։

Մատենագիտություն

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Քվանտային էֆեկտներ ինտենսիվ արտաքին դաշտերում (Մոսկվա. Ատոմիզդատ, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukash VN, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. ամսագիր 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Ֆիզ. A 15 3783 (2000 թ.)

Վ.Ն. Լուկաշ, Է.Վ. Միխեև

Ներածություն

Կան ամուր փաստարկներ այն բանի օգտին, որ Տիեզերքում նյութի մի զգալի մասը ոչինչ չի արտանետում կամ կլանում, հետևաբար անտեսանելի է: Նման անտեսանելի նյութի առկայությունը կարելի է ճանաչել ճառագայթող նյութի հետ գրավիտացիոն փոխազդեցությամբ։ Գալակտիկաների կուտակումների և գալակտիկական պտույտի կորերի ուսումնասիրությունը վկայում է այս, այսպես կոչված, մութ նյութի գոյության մասին։ Այսպիսով, ըստ սահմանման, մութ նյութը նյութ է, որը չի փոխազդում էլեկտրամագնիսական ճառագայթման հետ, այսինքն՝ այն չի արտանետում կամ կլանում:
Անտեսանելի նյութի առաջին հայտնաբերումը վերաբերում է անցյալ դարին: 1844 թվականին Ֆրիդրիխ Բեսելը Կարլ Գաուսին ուղղված նամակում գրել է, որ Սիրիուսի շարժման անբացատրելի անհավասարությունը կարող է լինել նրա գրավիտացիոն փոխազդեցության արդյունք հարևան մարմնի հետ, և վերջինս այս դեպքում պետք է ունենա բավականաչափ մեծ զանգված։ Բեսելի ժամանակ Սիրիուսի նման մութ ուղեկիցն անտեսանելի էր, այն օպտիկապես հայտնաբերվեց միայն 1862 թվականին: Պարզվեց, որ դա սպիտակ թզուկ էր, որը կոչվում էր Սիրիուս-Բ, իսկ ինքը Սիրիուսը կոչվում էր Սիրիուս-Ա:
Տիեզերքում ρ նյութի խտությունը կարելի է գնահատել առանձին գալակտիկաների շարժման դիտարկումներից։ Սովորաբար ρ-ն տրվում է այսպես կոչված կրիտիկական խտության ρ միավորներով՝

Այս բանաձևում G-ը գրավիտացիոն հաստատունն է, H-ը Հաբլի հաստատունն է, որը հայտնի է փոքր ճշգրտությամբ (0,4):< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR-ը Տիեզերքի ընդլայնման արագության Հաբլ բանաձեւն է,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mps -1:

ρ > ρ s-ի համար Տիեզերքը փակ է, այսինքն. գրավիտացիոն ուժը բավականաչափ ուժեղ է, որպեսզի տիեզերքի ընդարձակումը փոխարինվի կծկումով:
Այսպիսով, կրիտիկական խտությունը տրվում է հետևյալով.

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 ժ 2 գ ∙ սմ -3:

Տիեզերական խտությունը Ω = ρ/ρ s, որը որոշվում է գալակտիկական կլաստերների և գերակումբի դինամիկայից 0,1 է։< Ω < 0.3.
IRAS ինֆրակարմիր աստղագիտական ​​արբանյակի օգնությամբ Տիեզերքի լայնածավալ շրջանների հեռացման բնույթի դիտարկումից ստացվել է, որ 0,25.< Ω < 2.
Մյուս կողմից, Ω b բարիոնի խտության գնահատումը գալակտիկաների լուսավորությունից տալիս է շատ ավելի փոքր արժեք՝ Ω b< 0.02.
Այս անհամապատասխանությունը սովորաբար ընդունվում է որպես անտեսանելի նյութի առկայության ցուցում:
Վերջերս մեծ ուշադրություն է դարձվում մութ նյութի որոնման խնդրին։ Երբ հաշվի են առնվում բարիոնային նյութի բոլոր ձևերը, ինչպիսիք են միջմոլորակային փոշին, շագանակագույն և սպիտակ թզուկները, նեյտրոնային աստղերը և սև խոռոչները, պարզվում է, որ բոլոր դիտարկվող երևույթները բացատրելու համար անհրաժեշտ է ոչ բարիոնային նյութի զգալի մասը: Այս հայտարարությունը մնում է ուժի մեջ նույնիսկ այսպես կոչված MACHO-օբյեկտների վերաբերյալ ժամանակակից տվյալները հաշվի առնելուց հետո ( MA ssive Գկոմպակտ Հալո Օառարկաները զանգվածային կոմպակտ գալակտիկական օբյեկտներ են), որոնք հայտնաբերվել են գրավիտացիոն ոսպնյակների ազդեցության միջոցով:

. Մութ նյութի գոյության ապացույց

2.1. Գալակտիկական պտույտի կորեր

Պարույր գալակտիկաների դեպքում գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ առանձին աստղերի պտտման արագությունը որոշվում է ուղեծրերի կայունության պայմանից։ Կենտրոնախույս և գրավիտացիոն ուժերի հավասարեցում.

ռոտացիայի արագության համար մենք ունենք.

որտեղ M r-ը նյութի ամբողջ զանգվածն է r շառավղով գնդում: Իդեալական գնդաձեւ կամ գլանաձեւ համաչափության դեպքում այս ոլորտից դուրս գտնվող զանգվածի ազդեցությունը փոխադարձաբար փոխհատուցվում է։ Առաջին մոտավորմամբ գալակտիկայի կենտրոնական շրջանը կարելի է համարել գնդաձեւ, այսինքն.

որտեղ ρ միջին խտությունն է:
Գալակտիկայի ներքին մասում սպասվում է պտտման արագության գծային աճ՝ կենտրոնից հեռավորության աճով։ Գալակտիկայի արտաքին հատվածում M r զանգվածը գործնականում հաստատուն է, և արագության հեռավորությունից կախվածությունը համապատասխանում է գալակտիկայի կենտրոնում կետային զանգվածի դեպքին.

Պտտման արագությունը v(r) որոշվում է, օրինակ, O աստղերի շուրջ He-II շրջանների արտանետումների սպեկտրի դոպլերային տեղաշարժը չափելով։ Պարույր գալակտիկաների պտտման փորձնականորեն չափված կորերի վարքագիծը չի համապատասխանում աճող շառավղով v(r)-ի նվազմանը։ Նմանատիպ արդյունքի է հանգեցրել միջաստղային նյութի արտանետվող 21 սմ գծի (ջրածնի ատոմում հիպերնուրբ կառուցվածքի անցում) ուսումնասիրությունը։ v(r)-ի կայունությունը շառավիղի մեծ արժեքներում նշանակում է, որ M r զանգվածը նույնպես մեծանում է շառավիղի աճով. M r ~ r: Սա ցույց է տալիս անտեսանելի նյութի առկայությունը: Աստղերն ավելի արագ են շարժվում, քան դուք կակնկալեիք՝ հիմնվելով նյութի ակնհայտ քանակի վրա:
Այս դիտարկման հիման վրա ենթադրվում էր, որ գալակտիկան շրջապատող գնդաձև մութ նյութի լուսապսակի առկայությունը, որը պատասխանատու է պտտման կորերի չնվազող վարքի համար: Բացի այդ, գնդաձև լուսապսակը կարող է նպաստել գալակտիկաների սկավառակի ձևի կայունությանը և հաստատել գնդաձև նախագալակտիկայից գալակտիկաների ձևավորման վարկածը։ Ծիր Կաթինի համար կատարված մոդելային հաշվարկները, որոնք կարողացել են վերարտադրել պտույտի կորերը՝ հաշվի առնելով լուսապսակի առկայությունը, ցույց են տալիս, որ զանգվածի զգալի մասը պետք է լինի այս լուսապսակում։ Գնդաձև հալոների գոյության օգտին վկայում են նաև գնդաձև կլաստերները՝ աստղերի գնդաձև կլաստերները, որոնք գալակտիկայի ամենահին օբյեկտներն են և որոնք բաշխված են գնդաձև։
Այնուամենայնիվ, գալակտիկաների թափանցիկության վերջին ուսումնասիրությունը կասկածի տակ է դնում այս պատկերը: Դիտարկելով պարուրաձև գալակտիկաների մթագնումության աստիճանը որպես թեքության անկյան ֆունկցիա՝ կարելի է եզրակացնել, որ այդպիսի մարմինները թափանցիկ են։ Եթե ​​գալակտիկան լիովին թափանցիկ լիներ, ապա նրա ընդհանուր պայծառությունը կախված չէր լինի այն անկյանց, որով դիտվում է այս գալակտիկան, քանի որ բոլոր աստղերը հավասարապես տեսանելի կլինեն (անտեսելով աստղերի չափերը): Մյուս կողմից, մակերեսի մշտական ​​պայծառությունը նշանակում է, որ գալակտիկան թափանցիկ չէ: Այս դեպքում դիտորդը միշտ տեսնում է միայն արտաքին աստղերը, այսինքն. միշտ դրանց թիվը նույնն է միավոր մակերեսի վրա՝ անկախ տեսադաշտի անկյունից։ Փորձնականորեն հաստատվեց, որ մակերեսի պայծառությունը միջինում մնում է անփոփոխ, ինչը կարող է ցույց տալ պարուրաձև գալակտիկաների գրեթե ամբողջական անթափանցիկությունը։ Այս դեպքում տիեզերքի զանգվածային խտությունը որոշելու օպտիկական մեթոդների կիրառումը լիովին ճշգրիտ չէ։ Չափումների արդյունքների ավելի մանրակրկիտ վերլուծությունը հանգեցրեց եզրակացության մոլեկուլային ամպերի մասին՝ որպես ներծծող նյութ (դրանց տրամագիծը մոտ 50 ps է, իսկ ջերմաստիճանը՝ մոտ 20 Կ)։ Համաձայն Վիենի տեղաշարժման օրենքի՝ նման ամպերը պետք է ճառագայթեն ենթամիլիմետրային շրջանում։ Այս արդյունքը կարող է բացատրություն տալ պտտվող կորերի վարքագծին՝ առանց լրացուցիչ էկզոտիկ մութ նյութի ենթադրության:
Մութ նյութի գոյության ապացույցներ են հայտնաբերվել նաև էլիպսաձև գալակտիկաներում։ Նրանց ռենտգենյան ճառագայթների կլանումից հայտնաբերվել են գազային հալոներ, որոնց ջերմաստիճանը մոտ 107 Կ է: Այս գազի մոլեկուլների արագությունները ավելի մեծ են, քան ընդլայնման արագությունը.

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

ենթադրելով, որ դրանց զանգվածները համապատասխանում են լուսավորությանը։ Էլիպսաձև գալակտիկաների համար զանգվածի և պայծառության հարաբերակցությունը մոտ երկու կարգով մեծ է Արեգակից, որը միջին աստղի տիպիկ օրինակ է։ Նման մեծ արժեքը սովորաբար կապված է մութ նյութի գոյության հետ։

2.2. Գալակտիկաների կլաստերների դինամիկան

Գալակտիկաների կլաստերների դինամիկան վկայում է մութ նյութի գոյության օգտին։ Երբ համակարգի շարժումը, որի պոտենցիալ էներգիան կոորդինատների միատարր ֆունկցիա է, տեղի է ունենում սահմանափակ տարածական տարածքում, ապա կինետիկ և պոտենցիալ էներգիաների ժամանակային միջին արժեքները փոխկապակցված են միմյանց հետ վիրուսային թեորեմով: Այն կարող է օգտագործվել մեծ թվով գալակտիկաների կլաստերներում նյութի խտությունը գնահատելու համար։
Եթե ​​U պոտենցիալ էներգիան շառավղային վեկտորների միատարր ֆունկցիա է r k աստիճանի i, ապա U-ն և T կինետիկ էներգիան կապված են որպես 2T = kU: Քանի որ T + U = E = E, հետևում է, որ

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

որտեղ E-ն ընդհանուր էներգիան է: Գրավիտացիոն փոխազդեցության համար (U ~ 1/r) k = -1, հետևաբար 2T = -U . N գալակտիկաների կլաստերի միջին կինետիկ էներգիան տրվում է հետևյալով.

T=N /2.

Այս N գալակտիկաները կարող են փոխազդել միմյանց հետ զույգերով։ Այսպիսով, գոյություն ունեն N(N–1)/2 անկախ զույգ գալակտիկաներ, որոնց ընդհանուր միջին պոտենցիալ էներգիան ունի ձև.

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

Nm = M և (N − 1) ≈ N դինամիկ զանգվածի համար մենք ստանում ենք M ≈ 2 /Գ.
Միջին հեռավորության չափումներ և միջին արագություն տալ դինամիկ զանգվածի արժեքը, որը մոտավորապես երկու կարգով մեծ է գալակտիկաների լուսավորության վերլուծությունից ստացված զանգվածից։ Այս փաստը կարելի է մեկնաբանել որպես մութ նյութի գոյության ևս մեկ ապացույց։
Այս փաստարկն ունի նաև իր թույլ կողմերը. Վիրիալ հավասարումը վավեր է միայն այն դեպքում, երբ միջինացված է երկար ժամանակահատվածում, երբ փակ համակարգերը գտնվում են հավասարակշռության մեջ: Այնուամենայնիվ, գալակտիկաների կլաստերների չափումները նման են ակնթարթային պատկերների: Ավելին, գալակտիկաների կլաստերները փակ համակարգեր չեն, դրանք կապված են միմյանց հետ։ Ի վերջո, պարզ չէ՝ նրանք հասել են հավասարակշռության վիճակի, թե ոչ։

2.3. Տիեզերական ապացույցներ

Կրիտիկական խտության ρ s սահմանումը տրվել է վերևում: Ֆորմալ կերպով, այն կարելի է ձեռք բերել Նյուտոնի դինամիկայի հիման վրա՝ հաշվարկելով գնդաձև գալակտիկայի ընդլայնման կրիտիկական արագությունը.

Ρ c-ի հարաբերությունը բխում է E-ի արտահայտությունից, եթե ենթադրենք, որ H = r"/r = ​​#v/r:
Տիեզերքի դինամիկայի նկարագրությունը հիմնված է Էյնշտեյնի դաշտային հավասարումների վրա (Հարաբերականության ընդհանուր տեսություն - Հարաբերականության ընդհանուր տեսություն): Դրանք որոշակիորեն պարզեցված են տարածության միատարրության և իզոտրոպիայի ենթադրության ներքո։ Ռոբերտսոն-Ուոքեր մետրիկում անվերջ փոքր գծի տարրը տրվում է հետևյալով.

որտեղ r, θ, φ կետի գնդային կոորդինատներն են: Այս չափման ազատության աստիճանները ներառված են k պարամետրում և մասշտաբային գործակից R: K-ի արժեքը վերցնում է միայն դիսկրետ արժեքներ (եթե ֆրակտալ երկրաչափությունը հաշվի չի առնվում) և կախված չէ ժամանակից: k արժեքը Տիեզերքի մոդելի բնութագիրն է (k = -1 - հիպերբոլիկ մետրիկ (բաց Տիեզերք), k = 0 - Էվկլիդյան մետրիկ (հարթ Տիեզերք), k = +1 - գնդաձև մետրիկ (փակ Տիեզերք)):
Տիեզերքի դինամիկան ամբողջությամբ սահմանվում է R(t) մասշտաբային ֆունկցիայով (տարածության երկու հարեւան կետերի միջև հեռավորությունը r, θ, φ կոորդինատներով ժամանակի հետ փոխվում է որպես R(t))։ Գնդաձև չափման դեպքում R(t)-ը տիեզերքի շառավիղն է։ Այս սանդղակի ֆունկցիան բավարարում է Էյնշտեյն-Ֆրիդման-Լեմեյտրի հավասարումները.

որտեղ p(t)-ը ընդհանուր ճնշումն է, իսկ Λ՝ տիեզերական հաստատունը, որը ժամանակակից քվանտային դաշտի տեսությունների շրջանակներում մեկնաբանվում է որպես վակուումային էներգիայի խտություն։ Մենք նաև ենթադրում ենք, որ Λ = 0, ինչպես հաճախ արվում է փորձարարական փաստերը բացատրելու համար՝ առանց մութ մատերիա ներմուծելու: R 0 "/R 0 գործակիցը որոշում է Հաբլի հաստատունը H 0 , որտեղ «0» ինդեքսը նշում է համապատասխան մեծությունների ժամանակակից արժեքները: և փակ Տիեզերքը (այս արժեքը, այսպես ասած, առանձնացնում է այն սցենարը, որում Տիեզերքը ընդմիշտ ընդարձակվում է՝ սկսած այն սցենարից, երբ Տիեզերքը կփլուզվի ժամանակավոր ընդարձակման փուլի ավարտին).

Հաճախ օգտագործվող խտության պարամետրը

որտեղ q 0-ը արգելակման պարամետրն է՝ q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Այսպիսով, հնարավոր է երեք դեպք.
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − հարթ տիեզերք,
Ω 0 > 1 − փակ Տիեզերք:
Խտության պարամետրի չափումները տվել են գնահատական՝ Ω 0 ≈ 0,2, որի հիման վրա պետք է սպասել Տիեզերքի բաց բնավորությունը։ Այնուամենայնիվ, մի շարք տեսական գաղափարներ դժվար է հաշտվել Տիեզերքի բացության հետ, օրինակ՝ այսպես կոչված «հարթության» խնդիրը և գալակտիկաների ծագումը։

Հարթության խնդիր

Ինչպես երևում է, Տիեզերքի խտությունը շատ մոտ է կրիտիկականին։ Այնշտայն-Ֆրիդման-Լեմայտրի հավասարումներից (Λ = 0-ի համար) հետևում է, որ.

Քանի որ ρ(t) խտությունը համաչափ է 1/R(t) 3-ին, ապա օգտագործելով Ω 0 արտահայտությունը (k-ը հավասար չէ 0-ի) մենք ունենք.

Այսպիսով, Ω ≈ 1-ի արժեքը շատ անկայուն է: Կատարյալ հարթ պատյանից ցանկացած շեղում մեծապես մեծանում է տիեզերքի ընդլայնման հետ մեկտեղ: Սա նշանակում է, որ սկզբնական միջուկային միաձուլման ժամանակ տիեզերքը պետք է շատ ավելի հարթ լիներ, քան այժմ։
Այս խնդրի լուծումներից մեկը տրված է գնաճային մոդելներում։ Ենթադրվում է, որ վաղ Տիեզերքի ընդլայնումը (Մեծ պայթյունից հետո 10 -34 վրկ և 10-31 վրկ) տեղի է ունեցել էքսպոնենցիալ ինֆլյացիայի փուլում։ Այս մոդելներում խտության պարամետրը սովորաբար կախված չէ ժամանակից (Ω = 1): Այնուամենայնիվ, կան տեսական ցուցումներ, որ խտության պարամետրի արժեքը 0,01 միջակայքում է:< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Գալակտիկաների ծնունդ

Գալակտիկաների առաջացման համար անհրաժեշտ են խտության անհամասեռություններ։ Գալակտիկաները պետք է առաջանային այնպիսի տարածական շրջաններում, որտեղ խտությունները ավելի մեծ էին, քան շուրջը, այնպես որ գրավիտացիոն փոխազդեցության արդյունքում այս շրջանները ժամանակ ունենային ավելի արագ հավաքվելու, քան դրանց հազվադեպությունը տեղի ունեցավ ընդհանուր ընդլայնման պատճառով:
Այնուամենայնիվ, նյութի այս տեսակ կուտակումը կարող էր սկսվել միայն միջուկներից և էլեկտրոններից ատոմների ձևավորումից հետո, այսինքն. Մեծ պայթյունից մոտ 150 000 տարի անց՝ մոտ 3000 Կ ջերմաստիճանում (քանի որ սկզբնական փուլերում նյութը և ճառագայթումը գտնվում էին դինամիկ հավասարակշռության վիճակում. առաջացած նյութի ցանկացած թրոմբ անմիջապես ոչնչացվում էր ճառագայթման և միևնույն ժամանակ ճառագայթման ազդեցության տակ։ չկարողացա փախչել նյութից): Այն ժամանակ սովորական նյութի խտության զգալի տատանումները բացառվեցին մինչև շատ ցածր մակարդակի ֆոնային ճառագայթման իզոտրոպիայի պատճառով: Չեզոք ատոմների ձևավորման փուլից հետո ճառագայթումը դադարում է լինել նյութի հետ ջերմային հավասարակշռության վիճակում, հետևաբար նյութի խտության տատանումները, որոնք առաջանում են դրանից հետո, այլևս չեն գտնում իրենց արտացոլումը ճառագայթման էության մեջ:
Բայց եթե հաշվարկենք նյութի սեղմման գործընթացի ժամանակի էվոլյուցիան, որը հենց այդ ժամանակ սկսվեց, կստացվի, որ այդ ժամանակից անցած ժամանակը բավարար չէ, որպեսզի այնպիսի մեծ կառույցներ, ինչպիսիք են գալակտիկաները կամ դրանց կլաստերները, ժամանակ ունենան ձևավորվելու համար: Ըստ երևույթին, անհրաժեշտ է պահանջել ավելի վաղ փուլում ջերմային հավասարակշռության վիճակից հեռացած զանգվածային մասնիկների առկայությունը, որպեսզի այդ մասնիկները հնարավորություն ունենան դրսևորվել որպես ինչ-որ միջուկներ իրենց շուրջը սովորական նյութի խտացման համար։ Այդպիսի թեկնածուներ կարող են լինել այսպես կոչված WIMP մասնիկները։ Այս դեպքում անհրաժեշտ է հաշվի առնել ֆոնային տիեզերական ճառագայթման իզոտրոպ լինելու պահանջը։ Փոքր անիզոտրոպիա (10 -4) CMB-ում (ջերմաստիճանը մոտ 2,7 Կ) հայտնաբերվել է միայն վերջերս COBE արբանյակի օգնությամբ:

III. Մութ նյութի թեկնածուներ

3.1. բարիոն մութ նյութ

Մութ նյութի դերի ամենաակնառու թեկնածուն կարող է լինել սովորական բարիոնային նյութը, որը չի ճառագայթում և ունի համապատասխան առատություն։ Հնարավորություններից մեկը կարող է իրականացվել միջաստղային կամ միջգալակտիկական գազի միջոցով: Սակայն այս դեպքում պետք է հայտնվեն բնորոշ արտանետման կամ ներծծման գծեր, որոնք չեն հայտնաբերվում։
Մեկ այլ թեկնածու կարող են լինել շագանակագույն թզուկները՝ տիեզերական մարմիններ, որոնց զանգվածները շատ ավելի քիչ են, քան Արեգակի զանգվածը (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.
Աստղերի զարգացման վերջին փուլերում գտնվող շատ կոմպակտ օբյեկտները (սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ) նույնպես կարող են լինել մութ նյութի մաս: Քանի որ գրեթե յուրաքանչյուր աստղ իր կյանքի ընթացքում հասնում է այս երեք վերջին փուլերից մեկին, ավելի վաղ և ավելի ծանր աստղերի զանգվածի մեծ մասը պետք է ներկա լինի ոչ ճառագայթային տեսքով՝ որպես սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր կամ սև խոռոչներ: Այս նյութի մի մասը վերադառնում է միջաստղային տարածություն գերնոր աստղերի կամ այլ ուղիների միջոցով և մասնակցում նոր աստղերի ձևավորմանը: Այս դեպքում չպետք է հաշվի առնել M զանգված ունեցող աստղերը< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Տիեզերքում բարիոնային նյութի հնարավոր խտության վերին սահմանները կարելի է ստանալ սկզբնական միջուկային միաձուլման տվյալների հիման վրա, որը սկսվել է Մեծ պայթյունից մոտ 3 րոպե անց: Առանձնահատուկ նշանակություն ունեն դեյտերիումի ընթացիկ առատության չափումները
(D/H) 0 ≈ 10 -5, քանի որ սկզբնական միջուկային միաձուլման ժամանակ հիմնականում առաջացել է դեյտերիում։ Թեև դեյտերիումը նույնպես հետագայում հայտնվեց որպես միջուկային միաձուլման ռեակցիաների միջանկյալ արտադրանք, այնուամենայնիվ, դրա պատճառով դեյտերիումի ընդհանուր քանակությունը շատ չաճեց։ Վաղ միջուկային միաձուլման փուլում տեղի ունեցող գործընթացների վերլուծությունը տալիս է վերին սահմանը −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.
Մյուս կողմից, այժմ բավականին պարզ է, որ բարիոնային նյութն ինքնին ի վիճակի չէ բավարարել Ω = 1 պահանջը, որը բխում է գնաճային մոդելներից: Բացի այդ, գալակտիկաների առաջացման խնդիրը մնում է չլուծված։ Այս ամենը հանգեցնում է ոչ բարիոնային մութ նյութի գոյության անհրաժեշտությանը, հատկապես, երբ անհրաժեշտ է Ω = 1 պայմանը բավարարել զրոյական տիեզերական հաստատունի դեպքում։

3.2. Ոչ բարիոնային մութ նյութ

Տեսական մոդելները ապահովում են ոչ բարիոնային մութ նյութի դերի հավանական թեկնածուների մեծ ընտրություն, այդ թվում՝ թեթև և ծանր նեյտրինոներ, SUSY մոդելների գերսիմետրիկ մասնիկներ, աքսիոններ, տիեզերքներ, մագնիսական մոնոպոլներ, Հիգսի մասնիկներ. դրանք ամփոփված են աղյուսակում: Աղյուսակը պարունակում է նաև տեսություններ, որոնք բացատրում են փորձարարական տվյալները՝ առանց մութ նյութի ներմուծման (ժամանակից կախված գրավիտացիոն հաստատունը ոչ նյուտոնյան ձգողության մեջ և տիեզերական հաստատունը)։ Նշանակումներ՝ DM - մութ նյութ, GUT - Մեծ միավորման տեսություն, SUSY - սուպերսիմետրիկ տեսություններ, SUGRA - գերծանրություն, QCD - քվանտային քրոմոդինամիկա, QED - քվանտային էլեկտրադինամիկա, GR - հարաբերականության ընդհանուր տեսություն: WIMP (Թույլ փոխազդող զանգվածային մասնիկներ) տերմինն օգտագործվում է մի քանի ԳեՎ/c2-ից ավելի զանգված ունեցող մասնիկների նշանակման համար, որոնք մասնակցում են միայն թույլ փոխազդեցություններին: Հաշվի առնելով COBE արբանյակից տիեզերական ֆոնային ճառագայթման նոր չափումները և IRAS արբանյակի միջոցով կարմիր տեղաշարժը, վերջերս վերաանցկացվեց մեծ հեռավորությունների վրա գալակտիկաների բաշխման և մեր գալակտիկայում լայնածավալ կառույցների ձևավորման ուսումնասիրությունը: Կառուցվածքի ձևավորման տարբեր մոդելների վերլուծության հիման վրա եզրակացվեց, որ հնարավոր է Տիեզերքի միայն մեկ բավարար մոդել Ω = 1-ով, որում մութ մատերիան ունի խառը բնույթ. 70%-ը գոյություն ունի սառը մութ նյութի տեսքով, իսկ 30%-ը։ % տաք մութ նյութի տեսքով, վերջինս բաղկացած է երկու զանգված չունեցող նեյտրինոյից և մեկ նեյտրինոյից՝ 7,2 ± 2 էՎ զանգվածով։ Սա նշանակում է խառը մութ նյութի նախկինում անտեսված մոդելի վերածնունդ:

թեթև նեյտրինոներ

Ի տարբերություն մութ մատերիայի դերի մյուս բոլոր թեկնածուների, նեյտրինոներն ունեն ակնհայտ առավելություն՝ հայտնի է, որ գոյություն ունեն: Նրանց տարածվածությունը Տիեզերքում մոտավորապես հայտնի է։ Որպեսզի նեյտրինոները լինեն մութ նյութի դերի թեկնածուներ, նրանք, անկասկած, պետք է զանգված ունենան: Տիեզերքի կրիտիկական խտությանը հասնելու համար նեյտրինո զանգվածները պետք է գտնվեն մի քանի GeV/c 2 կամ 10-ից 100 eV/c 2 տարածքում:
Ծանր նեյտրինոները նույնպես հնարավոր են որպես այդպիսի թեկնածուներ, քանի որ տիեզերական առումով նշանակալի արդյունքը m ν exp(-m ν /kT f) դառնում է փոքր նույնիսկ մեծ զանգվածների համար։ Այստեղ T f-ն այն ջերմաստիճանն է, որի դեպքում ծանր նեյտրինոները դադարում են լինել ջերմային հավասարակշռության վիճակում: Բոլցմանի այս գործոնը տալիս է m ν զանգվածով նեյտրինոների առատությունը՝ հարաբերական անզանգված նեյտրինոների առատությանը։
Տիեզերքի յուրաքանչյուր տեսակի նեյտրինոյի համար նեյտրինոյի խտությունը կապված է ֆոտոնի խտության հետ n ν = (3/11)n γ . Խստորեն ասած, այս արտահայտությունը վավեր է միայն թեթեւ Majorana նեյտրինոների համար (Dirac նեյտրինոների համար, որոշակի հանգամանքներում, անհրաժեշտ է ներմուծել ևս մեկ վիճակագրական գործոն, որը հավասար է երկուսի): Ֆոտոնների խտությունը կարող է որոշվել ֆոնային 3 K ճառագայթման հիման վրա և հասնում է n γ ≈ 400 սմ -3:

Մասնիկ	Քաշը	Տեսություն	Դրսեւորում
G(R)	-	ոչ նյուտոնյան ձգողականություն	Թափանցիկ DM մեծ մասշտաբով
Λ (տիեզերական հաստատուն)	-	ընդհանուր հարաբերականություն	Ω=1 առանց DM
Աքսիոն, մարջորամ, ոսկի։ բոզոն	10 -5 էՎ	QCD; sim խախտում. Պեչեյ-Քուինա	Սառը DM
Սովորական նեյտրինո	10-100 էՎ	ԳՈՒՏ	Թեժ DM
Թեթև հիգիսինո, ֆոտինո, գրավիտինո, աքսինո, սնեյտրինո	10-100 էՎ	SUSY/DM
Պարաֆոտոն	20-400 ԷՎ	Փոփոխված QED	Տաք, տաք DM
Ճիշտ նեյտրինոներ	500 ԷՎ	Գերթույլ փոխազդեցություն	Ջերմ DM
Գրավիտինո և այլն:	500 ԷՎ	SUSY/SUGRA	Ջերմ DM
Ֆոտինո, գրավիտինո, աքսիոն, հայելիներ: մասնիկներ, simpson նեյտրինո	կէՎ	SUSY/SUGRA	Ջերմ/սառը DM
Ֆոտինո, սնեյտրինո, հիգիսինո, գլյուինո, ծանր նեյտրինո	MeV	SUSY/SUGRA	Սառը DM
ստվերային նյութ	MeV	SUSY/SUGRA	շոգ ցուրտ (որպես բարիոններ) DM
Պրեոն	20-200 TeV	Կոմպոզիտային մոդելներ	Սառը DM
Մոնոպոլիա	10 16 ԳեՎ	ԳՈՒՏ	Սառը DM
Պիրգոն, Մաքսիմոն, Փերիի բևեռ, նյուտորիտ, Շվարցշիլդ	10 19 ԳեՎ	Ավելի բարձր չափերի տեսություններ	Սառը DM
Գերլարային	10 19 ԳեՎ	SUSY/SUGRA	Սառը DM
Քվարկային «բտորներ»	10 15 գ	QCD, GUT	Սառը DM
Տիեզերք. տողեր, տիրույթի պատեր	(10 8 -10 10)Մ արև	ԳՈՒՏ	Գալակտիկաների ձևավորումը կարող է շատ չնպաստել դրան
Տիեզերք	4-11 ԳեՎ	Նեյտրինոյի խնդիրը	Արեգակի վրա նեյտրինոների հոսքի ձևավորում
Սև անցքեր	10 15 -10 30 գ	ընդհանուր հարաբերականություն	Սառը DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Վեր. Նուկլ. Մաս.Sci., 38, 751 Պարզվում է, որ նեյտրինոյի զանգվածի խտությունը մոտ է կրիտիկականին, եթե պայմանը

որտեղ g ν-ը վիճակագրական գործոն է, որը հաշվի է առնում նեյտրինոյի յուրաքանչյուր տեսակի համար տարբեր ուղղաձիգ վիճակների քանակը: Majorana նեյտրինոների համար այս գործակիցը հավասար է 2-ի: Dirac նեյտրինոների համար այն պետք է հավասար լինի 4-ի: Այնուամենայնիվ, սովորաբար ենթադրվում է, որ աջակողմյան բաղադրիչները շատ ավելի վաղ են թողել ջերմային հավասարակշռության վիճակը, ուստի կարող ենք նաև ենթադրել, որ g. ν = 2 Դիրակի գործի համար նույնպես:
Քանի որ նեյտրինոյի խտությունը նույն կարգի մեծության է, ինչ ֆոտոնների խտությունը, կան մոտ 10 9 անգամ ավելի շատ նեյտրինոներ, քան բարիոնները, ուստի նեյտրինոների նույնիսկ փոքր զանգվածը կարող է որոշել տիեզերքի դինամիկան: Ω = ρ ν /ρ с = 1 հասնելու համար պահանջվում են նեյտրինո զանգվածներ m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, որտեղ N ν թեթեւ նեյտրինոների տեսակների թիվն է։ Նեյտրինոների երեք հայտնի տեսակների զանգվածների փորձնական վերին սահմաններն են՝ 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

Տիեզերքում, որտեղ գերակշռում են նեյտրինոները, սեղմման անհրաժեշտ աստիճանը կարող է սահմանվել համեմատաբար ուշ փուլում, առաջին կառույցները կհամապատասխանեն գալակտիկաների գերկույտերին: Այսպիսով, գալակտիկաների և գալակտիկաների կուտակումները կարող են զարգանալ՝ մասնատելով այս առաջնային կառույցները (վերևից վար մոդել): Այնուամենայնիվ, այս մոտեցումը խնդիրներ է առաջացնում, երբ դիտարկվում է շատ փոքր կառույցների ձևավորումը, ինչպիսիք են գաճաճ գալակտիկաները: Բավականին զանգվածային կծկումների առաջացումը բացատրելու համար անհրաժեշտ է հաշվի առնել նաև ֆերմիոնների համար Պաուլիի սկզբունքը։

Ծանր նեյտրինոներ

Ըստ LEP և SLAC տվյալների՝ կապված Z 0 բոզոնի քայքայման լայնության ճշգրիտ չափումների հետ, կան միայն երեք տեսակի թեթև նեյտրինոներ, և մինչև 45 ԳէՎ/c2 զանգվածի ծանր նեյտրինոների առկայությունը բացառված է:
Երբ այդքան մեծ զանգված ունեցող նեյտրինոները դուրս եկան ջերմային հավասարակշռության վիճակից, նրանք արդեն ունեին ոչ հարաբերական արագություններ, այդ իսկ պատճառով դրանք կոչվում են սառը մութ նյութի մասնիկներ։ Ծանր նեյտրինոների առկայությունը կարող է հանգեցնել նյութի վաղ գրավիտացիոն կծկման։ Այս դեպքում նախ կձևավորվեին ավելի փոքր կառույցներ: Գալակտիկաների կլաստերներն ու գերկույտերը կձևավորվեին ավելի ուշ՝ գալակտիկաների առանձին խմբեր կուտակելով (ներքևից վեր մոդել)։

աքսիոններ

Աքսիոնները հիպոթետիկ մասնիկներ են, որոնք առաջանում են ուժեղ փոխազդեցության մեջ CP-ի խախտման խնդրի հետ կապված (θ խնդիր)։ Նման պսեւդոսկալյար մասնիկի առկայությունը պայմանավորված է Պեչեյ-Կուին քիրալային համաչափության խախտմամբ։ Աքսիոնի զանգվածը տրվում է

Ֆերմիոնների և չափիչ բոզոնների հետ փոխազդեցությունը նկարագրվում է համապատասխանաբար հետևյալ միացման հաստատուններով.

Աքսիոնի քայքայման հաստատուն զ a-ն որոշվում է Հիգսի դաշտի վակուումային սպասման արժեքով: Ինչպես զ a-ն ազատ հաստատուն է, որը կարող է ընդունել ցանկացած արժեք էլեկտրաթույլ և Պլանկի սանդղակների միջև, այնուհետև աքսիոնների զանգվածների հնարավոր արժեքները տատանվում են 18 մեծության կարգով: Տարբերակվում է DFSZ աքսիոնները, որոնք անմիջականորեն փոխազդում են էլեկտրոնների հետ, և այսպես կոչված հադրոնային աքսիոնները, որոնք փոխազդում են էլեկտրոնների հետ միայն խաթարման տեսության առաջին կարգում։ Ընդհանրապես ենթադրվում է, որ աքսիոնները կազմում են սառը մութ նյութը: Որպեսզի դրանց խտությունը չանցնի կրիտիկականը, անհրաժեշտ է ունենալ զա< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с զ≈ 250 ԳէՎ-ն արդեն փորձնականորեն բացառվել է, ավելի փոքր զանգվածներով և, համապատասխանաբար, մեծ զուգավորման պարամետրերով այլ տարբերակները նույնպես զգալիորեն սահմանափակված են տարբեր տվյալներով, հիմնականում՝ աստղաֆիզիկականներով:

Գերհամաչափ մասնիկներ

Սուպերսիմետրիկ տեսությունների մեծ մասը պարունակում է մեկ կայուն մասնիկ, որը մութ նյութի նոր թեկնածու է: Կայուն սուպերսիմետրիկ մասնիկի առկայությունը բխում է բազմապատկվող քվանտային թվի պահպանումից՝ այսպես կոչված R- պարիտետից, որը սովորական մասնիկների համար ընդունում է +1, իսկ նրանց գերզուգընկերների համար՝ -1: Դա է R-հավասարակշռության պահպանման օրենքը. Պահպանման այս օրենքի համաձայն՝ SUSY մասնիկները կարող են ձևավորվել միայն զույգերով։ SUSY մասնիկները կարող են քայքայվել միայն SUSY մասնիկների կենտ թվով: Հետևաբար, ամենաթեթև սուպերսիմետրիկ մասնիկը պետք է կայուն լինի:
Հնարավոր է խախտել R-parity պահպանման օրենքը։ R քվանտային թիվը կապված է B բարիոնի և L լեպտոնի հետ R = (–1) 3B+L+2S հարաբերակցությամբ, որտեղ S-ը մասնիկի սպինն է։ Այլ կերպ ասած, B-ի և/կամ L-ի խախտումը կարող է հանգեցնել R-ի հավասարության չպահպանման: Այնուամենայնիվ, կան շատ խիստ սահմաններ R- պարիտետի խախտման հնարավորության վերաբերյալ:
Ենթադրվում է, որ ամենաթեթև գերհամաչափ մասնիկը (LSP) մասնակցում է ոչ թե էլեկտրամագնիսական, այլ ուժեղ փոխազդեցությանը։ Հակառակ դեպքում այն ​​կմիավորվեր սովորական նյութի հետ և ներկայում կհայտնվեր որպես անսովոր ծանր մասնիկ։ Այդ դեպքում նման LSP-ի առատությունը, նորմալացված պրոտոնի առատությանը, հավասար կլինի 10 -10-ի ուժեղ փոխազդեցության համար, իսկ 10 -6-ի էլեկտրամագնիսականի համար: Այս արժեքները հակասում են փորձարարական վերին սահմաններին՝ 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.
Ամենաթեթև չեզոք սուպերսիմետրիկ մասնիկի դերի հավանական թեկնածուներից են ֆոտինոն (S = 1/2) և ցինոն (S = 1/2), որոնք սովորաբար կոչվում են geijino, ինչպես նաև հիգիսինոն (S = 1/2), sneutrino (S = 0) և gravitino (S = 3/2): Շատ տեսություններում LSP մասնիկը վերը նշված սպին 1/2 SUSY մասնիկների գծային համակցությունն է: Այս, այսպես կոչված, նեյտրալինոյի զանգվածը, ամենայն հավանականությամբ, պետք է լինի ավելի քան 10 ԳէՎ/c2: SUSY մասնիկների դիտարկումը որպես մութ մատերիա առանձնահատուկ հետաքրքրություն է ներկայացնում, քանի որ դրանք հայտնվել են բոլորովին այլ համատեքստում և հատուկ չեն ներկայացվել (ոչ բարիոնային) մութ նյութի խնդիրը լուծելու համար: Կոսմիոններ Տիեզերքը սկզբնապես ներկայացվել է արևային նեյտրինոների խնդիրը լուծելու համար։ Իրենց մեծ արագության շնորհիվ այս մասնիկները գրեթե անարգել անցնում են աստղի մակերեսով։ Աստղի կենտրոնական շրջանում նրանք բախվում են միջուկներին։ Եթե ​​էներգիայի կորուստը բավականաչափ մեծ է, ապա նրանք չեն կարող կրկին հեռանալ այս աստղից և ժամանակի ընթացքում կուտակվել դրա մեջ։ Արեգակի ներսում թակարդված տիեզերագնացներն ազդում են էներգիայի փոխանցման բնույթի վրա և դրանով իսկ նպաստում Արեգակի կենտրոնական շրջանի սառեցմանը: Սա կհանգեցնի 8 Վ-ից նեյտրինոների արտադրության ավելի ցածր հավանականության և կբացատրի, թե ինչու է Երկրի վրա չափված նեյտրինո հոսքը սպասվածից պակաս: Նեյտրինոյի այս խնդիրը լուծելու համար տիեզերական զանգվածը պետք է գտնվի 4-ից 11 ԳեՎ/ց2 միջակայքում, իսկ նյութի հետ տիեզերքի փոխազդեցության ռեակցիայի խաչմերուկը պետք է ունենա 10-36 սմ 2 արժեք: Սակայն փորձարարական տվյալները կարծես թե բացառում են արեգակնային նեյտրինոների խնդրի նման լուծումը։

Տարածություն-ժամանակի տոպոլոգիական արատներ

Բացի վերը նշված մասնիկներից, մութ նյութի առաջացմանը կարող են նպաստել նաև տոպոլոգիական թերությունները։ Ենթադրվում է, որ վաղ Տիեզերքում t ≈ 10–36 վրկ, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, տեղի է ունեցել GUT համաչափության խախտում, որը հանգեցրել է SU(3) և SU-ի նկարագրած փոխազդեցությունների տարանջատմանը: (2)×U խմբեր (մեկ): 24-չափ Հիգսի դաշտը ձեռք բերեց որոշակի հավասարեցում, և ինքնաբուխ սիմետրիայի խախտման փուլային անկյունների կողմնորոշումը մնաց կամայական: Այս փուլային անցման արդյունքում պետք է ձևավորվեին տարբեր ուղղություններով տարածական շրջաններ: Այս տարածքները ժամանակի ընթացքում ընդարձակվեցին և ի վերջո շփվեցին միմյանց հետ:
Ժամանակակից հայեցակարգերի համաձայն, սահմանային մակերեսների վրա ձևավորվել են արատների տոպոլոգիապես կայուն կետեր, որտեղ հանդիպել են տարբեր կողմնորոշումներ ունեցող շրջաններ։ Նրանք կարող էին ունենալ զրոյից մինչև երեք չափեր և բաղկացած լինել չխախտված համաչափության վակուումից: Համաչափությունը խախտելուց հետո այս սկզբնական վակուումն ունի էներգիայի և նյութի շատ բարձր խտություն։
Ամենակարևորը կետանման թերություններն են: Նրանք պետք է կրեն մեկուսացված մագնիսական լիցք, այսինքն. լինել մագնիսական մոնոպոլներ. Դրանց զանգվածը կապված է փուլային անցման ջերմաստիճանի հետ և կազմում է մոտ 10 16 ԳէՎ/c2: Մինչ այժմ, չնայած ինտենսիվ որոնումներին, նման օբյեկտների առկայությունը չի գրանցվել։
Մագնիսական մոնոպոլների նման, կարող են ձևավորվել նաև գծային արատներ, տիեզերական լարեր: Այս թելավոր առարկաները ունեն 10 22 գ⋅սմ–1 կարգի բնորոշ գծային զանգվածային խտություն և կարող են լինել փակ կամ բաց։ Գրավիտացիոն ձգողության շնորհիվ դրանք կարող էին ծառայել որպես նյութի խտացման սերմեր, ինչի արդյունքում առաջացել են գալակտիկաներ։
Ավելի մեծ զանգվածները հնարավորություն կտան հայտնաբերել նման լարերը գրավիտացիոն ոսպնյակների ազդեցության միջոցով։ Լարերը կծկեին շրջակա տարածությունն այնպես, որ ստեղծվեր դրանց հետևում գտնվող առարկաների կրկնակի պատկերը։ Շատ հեռավոր գալակտիկաների լույսը կարող էր շեղվել այս լարով` համաձայն ձգողականության ընդհանուր տեսության օրենքների: Երկրի վրա դիտորդը կտեսնի միանման սպեկտրային կազմով գալակտիկաների երկու հարևան հայելային պատկերներ: Գրավիտացիոն ոսպնյակների այս ազդեցությունն արդեն հայտնաբերվել է հեռավոր քվազարների համար, երբ քվազարի և Երկրի միջև գտնվող գալակտիկան ծառայում էր որպես գրավիտացիոն ոսպնյակ:
Քննարկվում է նաև տիեզերական լարերում գերհաղորդիչ վիճակի առկայության հնարավորությունը։ Էլեկտրական լիցքավորված մասնիկները, ինչպիսիք են էլեկտրոնները սիմետրիկ վակուումային տողերում, կլինեն առանց զանգվածի, քանի որ դրանք ձեռք են բերում իրենց զանգվածը միայն Հիգսի մեխանիզմի պատճառով սիմետրիայի խախտման արդյունքում: Այսպիսով, լույսի արագությամբ շարժվող մասնիկ-հակմասնիկ զույգեր կարող են ստեղծվել այստեղ շատ քիչ էներգիայի ներդրմամբ: Արդյունքը գերհաղորդիչ հոսանքն է: Գերհաղորդիչ լարերը կարող են անցնել գրգռված վիճակի լիցքավորված մասնիկների հետ փոխազդեցության միջոցով, այդ գրգռման հեռացումը կիրականացվի ռադիոալիքներ արձակելու միջոցով:
Դիտարկվում են նաև ավելի մեծ չափերի թերությունները, ներառյալ երկչափ «տիրույթի պատերը» և, մասնավորապես, եռաչափ թերությունները կամ «հյուսվածքները»: Այլ էկզոտիկ թեկնածուներ

1. Ստվերային նյութ.Ենթադրելով, որ լարերը միաչափ ընդլայնված օբյեկտներ են, գերլարերի տեսություններում փորձեր են արվում կրկնել գերսիմետրիկ մոդելների հաջողությունը՝ վերացնելով նաև գրավիտացիոն դիվերգենցիաները և ներթափանցել Պլանկի զանգվածից այն կողմ գտնվող էներգետիկ շրջաններ: Մաթեմատիկական տեսանկյունից անոմալիաներից զերծ գերլարերի տեսությունները կարելի է ստանալ միայն SO(32) և E 8 *E 8" չափիչ խմբերի համար: Վերջինս բաժանվում է երկու հատվածի, որոնցից մեկը նկարագրում է սովորական նյութը, իսկ մյուսը համապատասխանում է. ստվերային նյութ (E 8"): Այս երկու հատվածները կարող են փոխազդել միմյանց հետ միայն գրավիտացիոն ճանապարհով:
2. «Քուարկ Նագեթս»Առաջարկվել են 1984 թվականին: Սրանք քվարկային նյութի կայուն մակրոսկոպիկ օբյեկտներ են, որոնք բաղկացած են u-, d- և s-քվարկներից: Այս օբյեկտների խտությունը գտնվում է 10 15 գ/սմ 3 միջուկային խտության տարածքում, և նրանց զանգվածները կարող են տատանվել մի քանի ԳէՎ/c 2-ից մինչև նեյտրոնային աստղերի զանգվածներ։ Դրանք ձևավորվում են QCD-ի հիպոթետիկ փուլային անցման ժամանակ, բայց սովորաբար համարվում են շատ քիչ հավանական:

3.3. Փոփոխված տեսություններ (կոսմոլոգիական հաստատուն, MOND-տեսություն, ժամանակից կախված գրավիտացիոն հաստատուն)

Սկզբում Λ տիեզերական հաստատունը Էյնշտեյնը մտցրեց ընդհանուր հարաբերականության դաշտի հավասարումների մեջ՝ ապահովելու, համաձայն այն ժամանակվա տեսակետների, Տիեզերքի կայունությունը։ Այնուամենայնիվ, մեր դարի 20-ականների վերջին Հաբլի կողմից Տիեզերքի ընդարձակման բացահայտումից հետո, պարզվեց, որ այն ավելորդ է: Հետևաբար, նրանք սկսեցին ենթադրել, որ Λ = 0: Այնուամենայնիվ, դաշտի ժամանակակից տեսությունների շրջանակներում այս տիեզերաբանական հաստատունը մեկնաբանվում է որպես վակուումային էներգիայի խտություն ρ v. Գործում է հետևյալ հավասարումը.

Λ = 0 դեպքը համապատասխանում է այն ենթադրությանը, որ վակուումը չի նպաստում էներգիայի խտությանը։ Այս նկարը համապատասխանում է դասական ֆիզիկայի գաղափարներին։ Քվանտային դաշտի տեսության մեջ վակուումը պարունակում է տարբեր քվանտային դաշտեր, որոնք գտնվում են ամենացածր էներգիա ունեցող վիճակում, որը պարտադիր չէ, որ հավասար լինի զրոյի։
Հաշվի առնելով ոչ զրոյական տիեզերական հաստատունը՝ օգտագործելով հարաբերությունները

մենք ստանում ենք ավելի ցածր կրիտիկական խտություն և խտության պարամետրի ավելի մեծ արժեք, քան սպասվում էր վերը նշված բանաձևերի համաձայն: Գալակտիկաների թվի վրա հիմնված աստղագիտական ​​դիտարկումները տալիս են ներկայիս տիեզերական հաստատունի վերին սահմանը
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

որտեղ H 0, max-ի համար օգտագործվում է 100 km∙s –1 ∙Mps –1 արժեքը: Թեև ոչ զրոյական տիեզերական հաստատունն անհրաժեշտ է էվոլյուցիայի վաղ փուլը մեկնաբանելու համար, որոշ գիտնականներ եկել են այն եզրակացության, որ ոչ զրոյական Λ-ը կարող է դեր խաղալ տիեզերքի հետագա փուլերում:
Տիեզերական հաստատուն

կարող է հանգեցնել Ω(Λ = 0) արժեքին, թեև իրականում Ω(Λ ≠ 0): ρ 0-ից որոշված ​​Ω(Λ = 0) պարամետրը կտրամադրի Ω = 1, ինչպես պահանջվում է գնաճային մոդելներում, պայմանով, որ տիեզերական հաստատունը հավասար է.

H 0 = 75 ± 25 կմ վ −1 ∙ Mps −1 և Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 թվային արժեքների օգտագործումը հանգեցնում է.
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 սմ −2: Այս արժեքին համապատասխանող վակուումային էներգիայի խտությունը կարող է լուծել հակասությունը խտության պարամետրի դիտարկվող արժեքի և ժամանակակից տեսությունների կողմից պահանջվող Ω = 1 արժեքի միջև:
Բացի ոչ զրոյական տիեզերական հաստատունի ներդրումից, կան այլ մոդելներ, որոնք վերացնում են խնդիրների առնվազն մի մասը՝ առանց մութ նյութի վարկածի ներգրավման:

Տեսություն MOND (Փոփոխված Նյուտոնյան դինամիկա)

Այս տեսությունը ենթադրում է, որ ձգողության օրենքը տարբերվում է սովորական Նյուտոնյան ձևից և հետևյալն է.

Այս դեպքում գրավիչ ուժն ավելի մեծ կլինի և պետք է փոխհատուցվի ավելի արագ պարբերական շարժումով, որն ի վիճակի է բացատրել պտտման կորերի հարթ վարքը։

Գրավիտացիոն հաստատուն՝ կախված ժամանակից

Գալակտիկաների ձևավորման գործընթացի համար կարող է մեծ նշանակություն ունենալ գրավիտացիոն հաստատուն G(t) ժամանակային կախվածությունը։ Այնուամենայնիվ, մինչ այժմ ճշգրիտ չափումները որևէ ցուցում չեն տվել Գ–ի ժամանակավոր փոփոխության մասին։

գրականություն

1. Գ.Վ. Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt. «Տարրական մասնիկների ոչ արագացուցիչ ֆիզիկա».
2. Ք.Նարանյան. «Ընդհանուր աստղաֆիզիկա և տիեզերագիտություն».
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart.Ֆիզ., 2, 67, 77.