Het is bekend dat donkere materie interageert met "lichtgevend" (baryonisch), althans op een zwaartekrachtmanier, en een medium is met een gemiddelde kosmologische dichtheid, meerdere malen hoger dan de dichtheid van baryonen. Deze laatste worden gevangen in zwaartekrachtputten van donkere materieconcentraties. Daarom, hoewel donkere materiedeeltjes geen interactie aangaan met licht, wordt licht uitgestraald van waar er wel donkere materie is. Deze opmerkelijke eigenschap van zwaartekrachtinstabiliteit maakte het mogelijk om de hoeveelheid, toestand en verdeling van donkere materie te bestuderen uit waarnemingsgegevens van radio- tot röntgenstraling.

Directe studie van de verdeling van donkere materie in clusters van sterrenstelsels werd mogelijk na het verkrijgen van zeer gedetailleerde afbeeldingen van hen in de jaren negentig. In dit geval blijken beelden van verder weg gelegen sterrenstelsels die op de cluster worden geprojecteerd, vervormd of zelfs gesplitst te zijn door het effect van gravitatielenzen. Door de aard van deze vervormingen wordt het mogelijk om de verdeling en grootte van massa binnen het cluster te reconstrueren, ongeacht de waarnemingen van sterrenstelsels van het cluster zelf. De directe methode bevestigt dus de aanwezigheid van verborgen massa en donkere materie in galactische clusters.

Een in 2012 gepubliceerd onderzoek naar de beweging van meer dan 400 sterren op afstanden tot 13.000 lichtjaar van de zon vond geen bewijs van de aanwezigheid van donkere materie in een groot volume van de ruimte rond de zon. Volgens de voorspellingen van theorieën zou de gemiddelde hoeveelheid donkere materie in de buurt van de zon ongeveer 0,5 kg in het volume van de aarde moeten zijn. Metingen gaven echter een waarde van 0,00 ± 0,06 kg donkere materie in dit volume. Dit betekent dat pogingen om donkere materie op aarde te registreren, bijvoorbeeld met zeldzame interacties van donkere materiedeeltjes met 'gewone' materie, nauwelijks kunnen slagen.

Kandidaten voor donkere materie

Baryonische donkere materie

De meest natuurlijke veronderstelling lijkt te zijn dat donkere materie bestaat uit gewone, baryonische materie, die om de een of andere reden zwak op een elektromagnetische manier interageert en daarom niet detecteerbaar is bij het bestuderen van bijvoorbeeld emissie- en absorptielijnen. De samenstelling van donkere materie kan veel reeds ontdekte ruimtevoorwerpen omvatten, zoals: donkere galactische halo's, bruine dwergen en massieve planeten, compacte objecten in de laatste stadia van evolutie: witte dwergen, neutronensterren, zwarte gaten. Bovendien kunnen hypothetische objecten zoals quarksterren, Q-sterren en preonische sterren ook deel uitmaken van baryonische donkere materie.

De problemen van deze benadering komen tot uiting in de kosmologie van de oerknal: als alle donkere materie wordt weergegeven door baryonen, dan zou de verhouding van de concentraties van lichte elementen na primaire nucleosynthese, waargenomen in de oudste astronomische objecten, anders moeten zijn, sterk verschillend van de geobserveerde. Bovendien laten experimenten met het zoeken naar zwaartekrachtlensing van licht van sterren in onze Melkweg zien dat er geen voldoende concentratie van grote zwaartekrachtobjecten zoals planeten of zwarte gaten wordt waargenomen om de massa van de halo van onze Melkweg te verklaren, en kleine objecten van voldoende concentratie zou het licht van sterren te veel moeten absorberen.

Niet-baryonische donkere materie

Theoretische modellen bieden een grote selectie van mogelijke kandidaten voor de rol van niet-baryonische onzichtbare materie. Laten we er enkele opsommen.

Lichte neutrino's

In tegenstelling tot andere kandidaten hebben neutrino's een duidelijk voordeel: het is bekend dat ze bestaan. Aangezien het aantal neutrino's in het heelal vergelijkbaar is met het aantal fotonen, zelfs met een kleine massa, kunnen neutrino's heel goed de dynamiek van het heelal bepalen. Om te bereiken, waar de zogenaamde kritische dichtheid is, zijn neutrinomassa's in de orde van grootte van eV vereist, waarbij het aantal soorten lichte neutrino's wordt aangegeven. Experimenten die tot nu toe zijn uitgevoerd, geven schattingen van de neutrinomassa's in de orde van grootte van eV. Lichte neutrino's zijn dus praktisch uitgesloten als kandidaat voor de dominante fractie van donkere materie.

Zware neutrino's

Uit de gegevens over de vervalbreedte van het Z-boson volgt dat het aantal generaties van zwak interagerende deeltjes (inclusief neutrino's) 3 is. Dus zware neutrino's (althans met een massa van minder dan 45 GeV) zijn noodzakelijkerwijs de -genaamd. "Steriel", dat wil zeggen deeltjes die niet op een zwakke manier op elkaar inwerken. Theoretische modellen voorspellen massa over een zeer breed scala aan waarden (afhankelijk van de aard van dit neutrino). Uit de fenomenologie volgt een massabereik van ongeveer eV, dus steriele neutrino's kunnen een aanzienlijk deel van donkere materie uitmaken.

Supersymmetrische deeltjes

Supersymmetrische (SUSY) theorieën hebben ten minste één stabiel deeltje dat een nieuwe kandidaat is voor de rol van donkere materie. Aangenomen wordt dat dit deeltje (LSP) niet deelneemt aan elektromagnetische en sterke interacties. LSP-deeltjes kunnen fotino, gravitino, Higgsino (respectievelijk superpartners van het foton, graviton en Higgs-deeltje) zijn, evenals sneutrino, wijn en zino. In de meeste theorieën is een LSP-deeltje een combinatie van bovenstaande SUSY-deeltjes met een massa in de orde van grootte van 10 GeV.

Kosmions

Kosmionen werden in de natuurkunde geïntroduceerd om het probleem van zonne-neutrino's op te lossen, bestaande in een significant verschil tussen de flux van neutrino's die op aarde wordt gedetecteerd en de waarde voorspeld door het standaardmodel van de zon. Dit probleem werd echter opgelost in het kader van de theorie van neutrino-oscillaties en het Mikheev - Smirnov - Wolfenstein-effect, dus kosmonen zijn blijkbaar uitgesloten van de kandidaten voor de rol van donkere materie.

Topologische defecten van ruimte-tijd

Volgens moderne kosmologische concepten wordt de vacuümenergie bepaald door een lokaal homogeen en isotroop scalair veld. Dit veld is nodig om de zogenaamde faseovergangen van het vacuüm te beschrijven tijdens de uitdijing van het heelal, waarbij er een opeenvolgende schending van de symmetrie was, wat leidde tot de scheiding van fundamentele interacties. Een faseovergang is een sprong in de energie van een vacuümveld dat neigt naar zijn grondtoestand (een toestand met minimale energie bij een bepaalde temperatuur). Verschillende regio's van de ruimte zouden zo'n overgang onafhankelijk kunnen ervaren, resulterend in de vorming van regio's met een bepaalde "uitlijning" van het scalaire veld, die zich uitbreidend met elkaar in contact zouden kunnen komen. Op de ontmoetingspunten van regio's met verschillende oriëntaties kunnen zich stabiele topologische defecten van verschillende configuraties vormen: puntachtige deeltjes (in het bijzonder magnetische monopolen), lineaire verlengde objecten (kosmische strings), tweedimensionale membranen (domeinwanden), drie- dimensionale defecten (texturen). Al deze objecten hebben in de regel een kolossale massa en zouden een dominante bijdrage kunnen leveren aan donkere materie. Op dit moment (2012) zijn dergelijke objecten niet in het heelal gevonden.

Classificatie van donkere materie

Afhankelijk van de snelheden van de deeltjes, waaruit vermoedelijk donkere materie bestaat, kan deze worden onderverdeeld in verschillende klassen.

Hete donkere materie

Het bestaat uit deeltjes die met een snelheid dicht bij het licht bewegen - waarschijnlijk uit neutrino's. Deze deeltjes hebben een zeer kleine massa, maar nog steeds niet nul, en gezien het enorme aantal neutrino's in het heelal (300 deeltjes per 1 cm³) geeft dit een enorme massa. In sommige modellen zijn neutrino's verantwoordelijk voor 10% van de donkere materie.

Deze materie kan door zijn enorme snelheid geen stabiele structuren vormen, maar kan wel gewone materie en andere soorten donkere materie aantasten.

Warme donkere materie

Materie die met relativistische snelheden beweegt, maar lager dan die van hete donkere materie, wordt "warm" genoemd. De deeltjessnelheden kunnen variëren van 0,1 c tot 0,95 c. Sommige gegevens, met name temperatuurschommelingen van de achtergrondmicrogolfstraling, geven reden om aan te nemen dat deze vorm van materie kan bestaan.

Tot nu toe zijn er geen kandidaten voor de rol van componenten van warme donkere materie, maar het is mogelijk dat steriele neutrino's, die langzamer zouden moeten bewegen dan de gebruikelijke drie neutrino-smaken, een van hen zouden kunnen worden.

Koude donkere materie

Donkere materie die met klassieke snelheden beweegt, wordt "koud" genoemd. Dit soort materie is van het grootste belang, aangezien koude materie, in tegenstelling tot warme en hete donkere materie, stabiele formaties kan vormen en zelfs hele donkere sterrenstelsels.

Tot nu toe zijn er geen deeltjes gevonden die geschikt zijn voor de rol van bestanddelen van koude donkere materie. Zwak op elkaar inwerkende massieve deeltjes - WIMP's, zoals axionen en supersymmetrische fermionpartners van lichte bosonen - fotino, gravitino en andere - zijn kandidaten voor de rol van koude donkere materie.

Gemengde donkere materie

In de populaire cultuur

• In de Mass Effect-serie zijn donkere materie en donkere energie in de vorm van het zogenaamde "Element Zero" nodig om met superluminale snelheden te bewegen. Sommige mensen, biotica, die donkere energie gebruiken, kunnen de velden van massa-effect beheersen.
• In de animatieserie Futurama wordt donkere materie gebruikt als brandstof voor het ruimtevaartuig Interplanetary Express. Materie wordt geboren in de vorm van uitwerpselen van het buitenaardse ras "Zubastillons" en heeft een extreem hoge dichtheid.

zie ook

Notities (bewerken)

Literatuur

• De site Moderne Kosmologie, die onder meer een selectie van materialen over donkere materie bevat.
• GV Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudt Niet-versnellerfysica van elementaire deeltjes. Moskou: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Links

• SM Bilenkiy, Neutrinomassa's, menging en oscillaties, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V.N. Lukash, E.V. Mikheeva, Donkere materie: van beginvoorwaarden tot de vorming van de structuur van het heelal, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Dark Matter", uit een reeks lezingen in het project "PostNauka" (video)
• Anatoly Cherepashchuk. "Nieuwe vormen van materie in het heelal, deel 1" - Donkere massa en donkere energie, uit de lezingencyclus "ACADEMIA" (video)

Wikimedia Stichting. 2010.

Zie wat "Donkere Materie" is in andere woordenboeken:

DONKERE MATERIE- (TM) ongebruikelijke materie van ons heelal, niet bestaande uit (zie), d.w.z. niet uit protonen, neutronen, mesonen, enz., en ontdekt door het sterkste zwaartekrachteffect op ruimtevoorwerpen van gewone baryonische aard (sterren, sterrenstelsels, zwart . ..... ...

Donkere materie The Outer Limits: Dark Matters Fantasiegenre ... Wikipedia

Deze term heeft andere betekenissen, zie Dark Star. Een donkere ster is een theoretisch voorspeld type sterren dat in een vroeg stadium van de vorming van het heelal zou kunnen bestaan, zelfs voordat ze konden ... ... Wikipedia

MATERIE- een objectieve werkelijkheid die buiten en onafhankelijk van het menselijk bewustzijn bestaat en erdoor wordt weerspiegeld (bijvoorbeeld levende en levenloze M.). De eenheid van de wereld zit in haar materialiteit. In de natuurkunde M. alle soorten bestaan ​​(zie), die in verschillende ... ... Grote Polytechnische Encyclopedie

Donkere materie is nog een van de ontdekkingen van de mensheid, gedaan "op het puntje van de pen". Niemand heeft het ooit gevoeld, het zendt geen elektromagnetische golven uit en heeft er geen interactie mee. Al meer dan een halve eeuw is er geen experimenteel bewijs voor het bestaan ​​van donkere materie, alleen experimentele berekeningen worden gepresenteerd die het bestaan ​​ervan zouden bevestigen. Maar op dit moment is dit slechts een hypothese van astrofysici. Er moet echter worden opgemerkt dat dit een van de meest intrigerende en sterk onderbouwde wetenschappelijke hypothesen is.

Het begon allemaal aan het begin van de vorige eeuw: astronomen merkten op dat het beeld van de wereld dat ze observeren past niet in de theorie van de zwaartekracht. Theoretisch roteren sterrenstelsels, met een geschatte massa, sneller dan zou moeten.

Dit betekent dat ze (sterrenstelsels) een veel grotere massa hebben dan de berekeningen van de gemaakte waarnemingen doen vermoeden. Maar aangezien ze nog steeds roteren, is ofwel de zwaartekrachttheorie niet correct, ofwel 'werkt' deze theorie niet op objecten als sterrenstelsels. Of er is meer materie in het heelal dan moderne instrumenten kunnen detecteren. Deze theorie werd populairder onder wetenschappers en deze immateriële hypothetische substantie werd donkere materie genoemd.
Uit berekeningen blijkt dat donkere materie in sterrenstelsels ongeveer 10 keer vaker voorkomt en dat verschillende materie alleen op zwaartekrachtniveau met elkaar in wisselwerking staat, dat wil zeggen dat donkere materie zich uitsluitend in de vorm van massa manifesteert.
Sommige geleerden suggereren dat sommigen donkere materie is een veel voorkomende stof, maar zendt geen elektromagnetische straling uit. Deze objecten omvatten donkere galactische halo's, neutronensterren en bruine dwergen, evenals andere, tot nu toe hypothetische objecten in de ruimte.

Als je de conclusies van wetenschappers gelooft, dan gaat gewone materie (voornamelijk in sterrenstelsels)
rond gebieden met de dichtste concentratie van donkere materie. Op de resulterende ruimte
de militaire kaart, donkere materie is een ongelijk netwerk van gigantische draden, met de tijd
verander het groeien en onderscheppen op plaatsen van galactische clusters.

Donkere materie is onderverdeeld in verschillende klassen: warm, warm en koud (dit hangt af van de snelheid van de deeltjes waaruit het is samengesteld). Zo wordt hete, warme en koude donkere materie uitgestoten. Het is koude donkere materie die van het grootste belang is voor astronomen, omdat het stabiele objecten kan vormen, bijvoorbeeld hele donkere sterrenstelsels.
De theorie van donkere materie past in de theorie van de oerknal. Daarom gaan wetenschappers ervan uit dat 300 duizend jaar na de explosie de eerste deeltjes donkere materie in een enorme hoeveelheid begonnen te clusteren, en daarna, door de zwaartekracht, werden deeltjes van gewone materie erop verzameld en werden sterrenstelsels gevormd.
Deze verbazingwekkende bevindingen betekenen: dat de massa van gewone materie slechts een paar procent is van de totale massa van het heelal!!!

Dat wil zeggen, de wereld die we zien is slechts een klein deel van waar het universum werkelijk uit bestaat. En wat voor enorm "iets" kunnen we ons niet eens voorstellen.

De eerste wetenschapper die theoretisch de mogelijkheid van het bestaan ​​van verborgen onbekende materie heeft onderbouwd en berekend, was de Zwitserse astronoom van Bulgaarse afkomst Fritz Zwicky. Met behulp van Doppler-methoden berekende de wetenschapper de snelheden van acht sterrenstelsels in het sterrenbeeld Veronica. In de wetenschappelijke literatuur wordt soms een andere romantische naam gevonden - Hair of Veronica.

Donkere materie en donkere energie

Het verhaal van de ontdekking van een onbekende massa

De logica achter Zwicky's berekeningen was als volgt. Het zwaartekrachtveld zou sterrenstelsels binnen hun clusters houden. Op basis van deze positie wordt de benodigde massa berekend. Sterrenstelsels zenden licht uit, dus een andere waarde voor galactische massa kan worden berekend. Deze twee waarden hadden samen moeten vallen, maar dit is niet gebeurd. De waarden waren heel verschillend. Er was een veel grotere massa nodig om te voorkomen dat het zwaartekrachtsveld sterrenstelsels zou verstrooien.

Het was dit ontbrekende deel dat Zwicky de naam "donkere materie" gaf

Zoals de berekeningen van de wetenschapper laten zien, is er veel minder gewone materie in het sterrenbeeld dan donkere materie. Zwicky publiceerde zijn resultaten in een niet zo beroemd tijdschrift Helvetica fysica Acta .

In de volgende 40 jaar probeerden astrofysici echter zo'n alarmerend en uitstekend resultaat niet op te merken.

In 1970 bestuderen Vera Rubin en W.C. Ford voor het eerst de rotatiebeweging van de mysterieuze Andromeda-nevel. Even later werd de beweging van meer dan 60 sterrenstelsels bestudeerd. Studies hebben aangetoond dat de rotatiesnelheid van sterrenstelsels veel groter is dan de snelheid die wordt geboden door hun schijnbaar waarneembare massa. Het resulterende complex van onbetwistbare waargenomen feiten is het bewijs van het bestaan ​​van verborgen onbekende materie.

Donkere materie. Anatoly Vladimirovich

Algemene concepten van onbekende deeltjes van onbekende materie

In hun onderzoek gebruiken natuurkundigen soms methoden die voor gewone mensen moeilijk zijn om onbekende objecten in het heelal te identificeren. Ze schetsen onbekende fenomenen met vaststaande en experimenteel geteste modellen en beginnen langzaam het hardnekkige fenomeen te "persen", geduldig wachtend op de nodige informatie ervan.

Donkere materie toont echter ware zwaartekracht voor de wetenschappelijke nieuwsgierigheid van natuurkundigen.

Latente materie klontert samen op dezelfde manier als gewone materie en vormt sterrenstelsels en hun clusters. Dit is misschien de enige overeenkomst tussen de bekende zichtbare materie en de onbekende massa, waarvan het aandeel 25% is in de energiebank van het heelal.

Deze onbekende aandeelhouder van ons universum heeft eenvoudige eigenschappen. Een voldoende koude latente materie werkt gewillig samen met zijn zichtbare buur (in het bijzonder met baryonen) uitsluitend in zwaartekrachttaal. Opgemerkt moet worden dat de kosmische dichtheid van baryonen meerdere malen kleiner is dan de dichtheid van latente materie. Deze superioriteit in dichtheid stelt het in staat om het zwaartekrachtpotentieel van het universum daadwerkelijk te "controleren".

Wetenschappers suggereren dat de materiële samenstelling van materie Zijn nieuwe onbekende deeltjes. Maar ze zijn nog niet gevonden. Het is alleen bekend dat ze niet uiteenvallen in nog kleinere elementen van de natuur. Anders zouden ze in het tijdsinterval van het heelal al door het proces van verval zijn gegaan. Dit feit spreekt dus welsprekend in het voordeel van het feit dat er een nieuwe behoudswet is die het verval van deeltjes verbiedt. Het is echter nog niet geopend.

Verder houdt de substantie van donkere materie "niet van" interactie met bekende deeltjes. Door deze omstandigheid kan de samenstelling van de verborgen massa niet door aardse experimenten worden bepaald. De aard van de deeltjes blijft onbekend.

Frequentiebewaarders - inhomogeen universum

Wat zijn de manieren om naar donkere materiedeeltjes te zoeken?

Laten we verschillende manieren opsommen.

1. Er is een aanname dat protonen 2-3 ordes van grootte lichter zijn dan onbekende deeltjes. In dit geval kunnen ze worden geproduceerd in botsingen met zichtbare deeltjes als ze worden versneld tot zeer hoge energieën in de versneller.
2. Ik kreeg de indruk dat onbekende deeltjes ergens daarbuiten zijn, in verre sterrenstelsels. Niet alleen daar, maar ook naast ons. Er wordt aangenomen dat hun aantal in één kubieke meter 1000 stuks kan bereiken. Ze vermijden echter liever botsingen met de atoomkernen van een bekende stof. Hoewel dergelijke gevallen voorkomen, hopen wetenschappers ze te registreren.
3. Onbekende deeltjes verborgen massa's vernietigen onderling. Omdat de gebruikelijke substantie voor hen absoluut transparant is, kunnen ze in en vallen. Een van de producten van het vernietigingsproces is het neutrino, dat het vermogen heeft om vrijelijk door de hele dikte van de zon en de aarde te dringen. Registratie van dergelijke neutrino's geeft mogelijk nog onbekende deeltjes.

Wat is de aard van de verborgen massa?

Wetenschappers hebben drie richtingen geschetst in de studie van de aard van donkere materie.

1. Baryonische donkere materie.

Onder deze aanname zijn alle deeltjes goed bekend. Maar hun straling manifesteert zich op zo'n manier dat het niet kan worden gedetecteerd.

• gewone materie, sterk verspreid in de ruimte tussen sterrenstelsels;
• massieve astrofysische halo-objecten (MACHO).

Deze objecten, omringende sterrenstelsels, zijn relatief klein van formaat. Ze hebben een zeer zwakke straling. Deze eigenschappen maken het onmogelijk om ze te detecteren.

De lichamen kunnen de volgende objecten bevatten:

• bruine dwergen;
• witte dwergen;
• zwarte gaten;
• neutronensterren.

Het zoeken naar bovenstaande objecten wordt uitgevoerd met behulp van zwaartekrachtlenzen.

1. Niet-baryonische donkere materie.

De samenstelling van de stof is niet bekend. Er zijn twee opties:

• koude massa, waaronder fotino's, axions en kwarkklonten;
• hete massa (neutrino's).

1. Een nieuwe kijk op zwaartekracht.

De waarheid van de theorie

Het is mogelijk dat intergalactische afstanden ons zullen dwingen om naar de aloude zwaartekrachttheorie te kijken vanuit een nieuwe invalshoek van galactische visie.

De ontdekkingen van de eigenschappen van geheime materie liggen nog in het verschiet. Is het aan een persoon gegeven om te weten en wat hij met dergelijke rijkdom zal doen - alleen de toekomst zal deze vragen beantwoorden.

We staan ​​aan de vooravond van een ontdekking die de essentie van onze ideeën over de wereld kan veranderen. Het gaat over de aard van donkere materie. De afgelopen jaren heeft de astronomie grote stappen gezet in de observationele onderbouwing van donkere materie, en tegenwoordig kan het bestaan ​​van dergelijke materie in het heelal als een vaststaand feit worden beschouwd. Het bijzondere van de situatie is dat astronomen structuren waarnemen die bestaan ​​uit een stof die fysici niet kennen. Zo ontstond het probleem van het identificeren van de fysieke aard van deze materie.

1. "Breng dat, ik weet niet wat"

De moderne fysica van elementaire deeltjes kent geen deeltjes met de eigenschappen van donkere materie. Vereist een uitbreiding op het standaardmodel. Maar hoe, in welke richting te bewegen, wat en waar te zoeken? De woorden uit het bekende Russische sprookje in de titel van dit gedeelte geven de huidige situatie zo goed mogelijk weer.

Natuurkundigen zijn op zoek naar onbekende deeltjes, die slechts een algemeen idee hebben van de eigenschappen van de waargenomen materie. Wat zijn deze eigenschappen?

We weten alleen dat donkere materie op zwaartekracht (baryonen) interageert en een koud medium is met een kosmologische dichtheid die meerdere malen hoger is dan de dichtheid van baryonen. Vanwege dergelijke eenvoudige eigenschappen heeft donkere materie een directe invloed op de ontwikkeling van het zwaartekrachtpotentieel van het heelal. Het contrast van zijn dichtheid nam in de loop van de tijd toe, wat leidde tot de vorming van door zwaartekracht gebonden systemen van halo's van donkere materie.

Er moet worden benadrukt dat dit proces van zwaartekrachtinstabiliteit in het Friedmann-universum alleen kan worden geactiveerd in de aanwezigheid van verstoringen in de zaaddichtheid, waarvan het bestaan ​​zelf niets te maken heeft met donkere materie, maar te wijten is aan de fysica van de oerknal. Daarom rijst een andere zeer belangrijke vraag over het ontstaan ​​​​van zaadverstoringen, waaruit de structuur van donkere materie zich ontwikkelde.

We zullen iets later ingaan op de kwestie van het genereren van initiële kosmologische verstoringen. Laten we nu teruggaan naar donkere materie.

Baryonen worden gevangen in de zwaartekrachtputten van donkere materieconcentraties. Daarom, hoewel donkere materiedeeltjes geen interactie hebben met licht, is er licht waar donkere materie is. Deze opmerkelijke eigenschap van zwaartekrachtinstabiliteit maakte het mogelijk om de hoeveelheid, toestand en verdeling van donkere materie te bestuderen van waarnemingsgegevens van het radiobereik tot het röntgenbereik.

Gegevens over de anisotropie en polarisatie van relikwiestraling, over de overvloed aan lichte elementen in het heelal, over de verdeling van absorptielijnen van materie in de spectra van verre quasars dienen als een onafhankelijke bevestiging van onze conclusies over de eigenschappen van donkere materie en over andere parameters van het heelal. Een steeds grotere rol wordt gespeeld door numerieke simulatie, die het experiment in kosmologisch onderzoek heeft vervangen. De meest waardevolle informatie over de verdeling van donkere materie is te vinden in talrijke waarnemingsgegevens over de zwaartekrachtlensing van verre bronnen door nabijgelegen klompen materie.

Rijst. 1. Een foto van de lucht in de richting van de 0024 + 1654 melkwegcluster, verkregen met de Hubble-telescoop.

Figuur 1 toont een deel van de lucht in de richting van een van deze donkere massaklonten ($ \ sim 10 ^ (14) M_ (odot) $). We zien een cluster van sterrenstelsels gevangen door het zwaartekrachtveld van deze klomp, heet röntgengas dat rust op de bodem van de zwaartekrachtpotentiaalput, en een meervoudig beeld van een van de achtergrondstelsels gevangen in de gezichtslijn van een donkere halo en vervormd door zijn zwaartekrachtsveld.

Tabel 1. Kosmologische basisparameters

Tabel 1 toont de gemiddelde waarden van kosmologische parameters verkregen uit astronomische waarnemingen (nauwkeurigheid 10%). Het is duidelijk dat de totale energiedichtheid van alle soorten deeltjes in het heelal niet groter is dan 30% van de totale kritische dichtheid (de bijdrage van neutrino's is niet meer dan een paar procent). De overige 70% bevindt zich in een vorm die niet heeft deelgenomen aan de zwaartekrachtclustering van materie. Deze eigenschap bezit alleen de kosmologische constante of de generalisatie ervan - een medium met negatieve druk ($ | \ varepsilon + p | \ ll \ varepsilon $), genaamd "donkere energie". Het bepalen van de aard van dit laatste is een langetermijnperspectief voor de ontwikkeling van de natuurkunde.

Dit rapport is gewijd aan de vraagstukken van de fysische kosmologie, waarvan de oplossing in de komende jaren wordt verwacht. Allereerst gaat het om het bepalen van de beginvoorwaarden voor de vorming van donkere-materiestructuren en het zoeken naar de onbekende deeltjes zelf.

2. Vroeg heelal en laat heelal

De waargenomen structuur van het heelal is het resultaat van de gezamenlijke actie van de startvoorwaarden en de evolutie van het veld van dichtheidsverstoringen. Moderne waarnemingsgegevens maakten het mogelijk om de kenmerken van het dichtheidsverstoringsveld in verschillende tijdperken van zijn ontwikkeling te bepalen. Zo was het mogelijk om informatie over de beginvoorwaarden en de ontwikkelingsvoorwaarden te scheiden, wat het begin markeerde van een onafhankelijke studie van de fysica van het vroege en late heelal.

De term "vroeg heelal" in de moderne kosmologie betekent de laatste fase van versnelde expansie gevolgd door een overgang naar de hete fase van evolutie. We kennen de parameters van de oerknal niet, er zijn alleen bovengrenzen (zie paragraaf 3, relaties (12)). Er is echter een goed ontwikkelde theorie van het genereren van kosmologische verstoringen, volgens welke we de spectra van initiële verstoringen van materiedichtheid en primaire zwaartekrachtsgolven kunnen berekenen, afhankelijk van de waarden van kosmologische parameters.
De redenen voor het ontbreken van een algemeen aanvaard model van het vroege heelal liggen in de stabiliteit van de voorspellingen van het inflatoire paradigma van de oerknal - de nabijheid van de gegenereerde spectra tot een platte vorm, de relatieve kleinheid van de amplitude van kosmologische zwaartekracht golven, de driedimensionale Euclidische aard van het zichtbare heelal, enz., die kunnen worden verkregen in een brede klasse van modelparameters. Het moment van de waarheid voor het construeren van een model van het vroege heelal zou de ontdekking van kosmologische zwaartekrachtsgolven kunnen zijn, wat mogelijk lijkt in het geval van een succesvol internationaal ruimte-experiment "Planck", dat in 2008 zou moeten beginnen.

Onze kennis van het late heelal staat lijnrecht tegenover elkaar. We hebben een redelijk nauwkeurig model - we kennen de samenstelling van materie, de wetten van structuurontwikkeling, de waarden van kosmologische parameters (zie tabel 1), maar tegelijkertijd hebben we geen algemeen aanvaarde theorie over de oorsprong van de componenten van materie.

De ons bekende eigenschappen van het zichtbare heelal stellen ons in staat zijn geometrie te beschrijven in het kader van de storingstheorie. De kleine parameter ($ 10 ^ (- 5) $) is de amplitude van kosmologische verstoringen.

In de nulde orde is het heelal Friedmann en wordt het beschreven door een enkele functie van de tijd - de schaalfactor $ a (t) $. De eerste bestelling is wat ingewikkelder. Verstoringen van de metriek zijn de som van drie onafhankelijke modi - scalaire $ S (k) $, vector $ V (k) $ en tensor $ T (k) $, die elk worden gekenmerkt door zijn eigen spectrale functie van de golf nummer $ k $. De scalaire modus beschrijft verstoringen van de kosmologische dichtheid, de vectormodus is verantwoordelijk voor de vortexbewegingen van materie en de tensormodus is zwaartekrachtsgolven. De hele geometrie wordt dus beschreven met behulp van vier functies: $ a (t), ~ S (k), ~ ​​​​V (k) $ en $ T (k) $, waarvan we vandaag alleen de eerste twee kennen ( in sommige definitiedomeinen).

De oerknal was een catastrofaal proces van snelle expansie dat gepaard ging met een intens, snel veranderend zwaartekrachtsveld. In de loop van de kosmologische expansie werden verstoringen van de metriek spontaan parametrisch gegenereerd door vacuümfluctuaties, net zoals alle massaloze vrijheidsgraden worden geboren onder de werking van een extern wisselend veld. De analyse van waarnemingsgegevens geeft het kwantum-zwaartekrachtmechanisme aan van het creëren van zaadverstoringen. De grootschalige structuur van het heelal is dus een voorbeeld van het oplossen van het probleem van meetbaarheid in de kwantumveldentheorie.

Laten we de belangrijkste eigenschappen van de gegenereerde verstoringsvelden noteren: Gauss-statistieken (willekeurige verdelingen in de ruimte), een onderscheidende tijdfase ("groeiende" tak van verstoringen), de afwezigheid van een speciale schaal in een breed golflengtebereik, niet-nul amplitude van zwaartekracht golven. Dit laatste is van doorslaggevend belang voor het construeren van een model van het vroege heelal, aangezien zwaartekrachtgolven, die het eenvoudigste verband hebben met de achtergrondmetriek, directe informatie over de energieschaal van de oerknal dragen.

Als gevolg van de ontwikkeling van de scalaire verstoringsmodus werden sterrenstelsels en andere astronomische objecten gevormd. Een belangrijke prestatie van de afgelopen jaren (het WMAP-experiment (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) is een serieuze verfijning geworden van onze kennis van de anisotropie en polarisatie van relikwiestraling, die ontstond lang voor het verschijnen van sterrenstelsels als gevolg van de invloed van alle drie wijzen van kosmologische verstoringen op de fotondistributie.

Een gezamenlijke analyse van waarnemingsgegevens over de verdeling van sterrenstelsels en de CMB-anisotropie maakte het mogelijk om de beginomstandigheden en evolutie te scheiden. Onder de voorwaarde dat de som $ S + V + T \ ongeveer 10 ^ (- 10) $ wordt bepaald door de grootte van de CMB-anisotropie, kan men een bovengrens verkrijgen voor de som van de vortex- en tensormodi van verstoringen in de Universum (hun detectie is alleen mogelijk met een toename van de waarnemingsnauwkeurigheid):
$$ \ frac (V + T) (S) Als ongelijkheid (1) zou worden geschonden, zou de grootte van de dichtheidsverstoringen onvoldoende zijn voor de vorming van de waargenomen structuur.

3. In het begin was er geluid ...

Het effect van de kwantum-zwaartekrachtcreatie van massaloze velden is goed bestudeerd. Zo kunnen materiedeeltjes geboren worden (zie bijvoorbeeld) (hoewel met name relictfotonen zijn ontstaan ​​als gevolg van het verval van protomaterie in het vroege heelal). Op dezelfde manier vindt het genereren van zwaartekrachtsgolven en dichtheidsverstoringen plaats, aangezien deze velden ook massaloos zijn en hun generatie niet wordt belemmerd door de drempelenergietoestand. Het probleem van het genereren van vortexstoringen wacht nog steeds op zijn onderzoekers.

De theorie van $ S $ - en $ T $ - modi van verstoringen in het Friedmann-universum wordt teruggebracht tot het kwantummechanische probleem van onafhankelijke oscillatoren $ q_k (\ eta) $ die zich in een extern parametrisch veld bevinden ($ \ alpha (\ eta) $) in de Minkowski-wereld met tijdcoördinaat $ \ eta = \ int dt / a $. De actie en Lagrangian van elementaire oscillatoren zijn afhankelijk van hun ruimtelijke frequentie $ k \ in (0, \ infty) $:
$$ S_k = \ int L_kd \ eta, ~ \; \; \; L_k = \ frac (\ alpha ^ 2) (2k ^ 3) (q '^ 2- \ omega ^ 2q ^ 2) ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (2) $$
waarbij het priemgetal staat voor de afgeleide van de tijd $ \ eta $, $ \ omega = \ beta $ de oscillatorfrequentie is, $ \ beta $ de voortplantingssnelheid van verstoringen in eenheden van de lichtsnelheid in vacuüm (hierna $ c = \ hbar = 1 $, de index $ k $ wordt weggelaten uit het $ q $ veld); in het geval van de $ T $ -modus, is $ q = q_T $ de traceerloze component van de metrische tensor,
$$ \ alpha ^ 2_T = \ frac (a ^ 2) (8 \ pi G) ~ \; \; \; \ beta = 1, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \ ; (3) $$
en in het geval van de $ S $ -mode $ q = q_s $ een lineaire superpositie is van de longitudinale zwaartekrachtspotentiaal (verstoring van de schaalfactor) en de 3-snelheidspotentiaal van het medium vermenigvuldigd met de Hubble-parameter,
$$ \ alpha ^ 2_S = \ frac (a ^ 2 \ gamma) (4 \ pi G \ beta ^ 2), \; \; \ gamma = \ frac (\ dot (H)) (H ^ 2), \ ; \; H = \ frac (\ punt (a)) (a), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (4) $$
de punt betekent de tijdsafgeleide $ t $.

Zoals te zien is in (3), is het veld $ q_T $ fundamenteel, omdat het minimaal gerelateerd is aan de achtergrondmetriek en niet afhankelijk is van de eigenschappen van materie (in de algemene relativiteitstheorie is de voortplantingssnelheid van zwaartekrachtsgolven gelijk aan de snelheid van het licht). Wat $ q_S $ betreft, het verband met het externe veld (4) is gecompliceerder: het omvat zowel de afgeleiden van de schaalfactor als enkele kenmerken van de stof (bijvoorbeeld de voortplantingssnelheid van storingen in het medium). We weten niets over proto-materie in het vroege heelal - er zijn alleen algemene benaderingen van dit probleem.
Een ideaal medium wordt meestal beschouwd met de energie-impuls tensor afhankelijk van de energiedichtheid $ \ epsilon $, druk $ p $ en 4-snelheid van materie $ u ^ \ mu $. Voor de $ S $ -modus is de 4-snelheid potentieel en kan worden weergegeven als de gradiënt van de 4-scalaire $ \ phi $:
$$ T _ (\ mu \ nu) = (\ epsilon + p) u_ \ mu u_ \ nu-pg _ (\ mu \ nu), \; \; u_ \ mu = \ frac (\ phi _ (, \ mu)) (w), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (5) $$
waarbij $ w ^ 2 = \ phi _ (, \ mu) \ phi _ (, \ nu) g ^ (\ mu \ nu) $ de normalisatiefunctie is, de subscriptkomma betekent de afgeleide met betrekking tot de coördinaat. De geluidssnelheid wordt gespecificeerd met behulp van de "toestandsvergelijking" als een evenredigheidscoëfficiënt tussen de bijbehorende verstoringen van druk en energiedichtheid van materie:
$$ \ delta p_c = \ beta ^ 2 \ delta \ epsilon_c, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (6) $$
waarbij $ \ delta X_c \ equiv \ delta X - v \ dot (X) $, $ v \ equiv \ delta \ phi / w $ het 3-snelheidspotentieel van het medium is.

In de lineaire orde van de verstoringstheorie is het concept van een ideaal medium equivalent aan het veldconcept, volgens hetwelk aan het materiële veld $ \ phi $ een Lagrangiaanse dichtheid wordt toegekend, $ L = L (w, \ phi) $. In de veldbenadering wordt de voortplantingssnelheid van excitaties gevonden uit de vergelijking
$$ \ beta ^ (- 2) = \ frac (\ gedeeltelijk \ ln | \ gedeeltelijk L / \ gedeeltelijk w |) (\ gedeeltelijk \ ln | w |), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (7) $$
wat ook overeenkomt met relatie (6). In de meeste modellen van het vroege heelal wordt aangenomen dat $ \ beta \ sim 1 $ (in het bijzonder in het door straling gedomineerde stadium $ \ beta = 1 / \ sqrt (3) $).

De evolutie van elementaire oscillatoren wordt beschreven door de Klein-Gordon-vergelijking
$$ \ bar (q) ’’ + (\ omega ^ 2-U) \ bar (q) = 0, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (8) $$
waar
$$ \ bar (q) \ equiv \ alpha q, \; \; U \ equiv \ frac (\ alpha "") (\ alpha), ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (9) $$
De oplossing voor vergelijking (8) heeft twee asymptotische takken van gedrag: adiabatisch ($ \ omega ^ 2> U $), wanneer de oscillator zich in de vrije oscillatiemodus bevindt en de excitatieamplitude afneemt ($ | q | \ sim (\ alpha \ sqrt (\ beta )) ^ (- 1) $), en parametrisch ($ \ omega ^ 2

Kwantitatief zijn de spectra van de gegenereerde verstoringen afhankelijk van de begintoestand van de oscillatoren:
$$ T \ equiv 2 \ langle q_T ^ 2 \ rangle, \; \; \; S \ equiv \ langle q_S ^ 2 \ rangle, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (10) $$
coëfficiënt 2 in de uitdrukking voor de tensormodus houdt rekening met twee polarisaties van zwaartekrachtsgolven. De toestand $ \ langle \ rangle $ wordt als de belangrijkste beschouwd, d.w.z. overeenkomend met het minimumniveau van de initiële bekrachtiging van de oscillatoren. Dit is de belangrijkste hypothese van de Big Bang-theorie. In aanwezigheid van een adiabatische zone is de grondtoestand (vacuüm) van elementaire oscillatoren uniek.
Dus, aangenomen dat de functie U toeneemt met de tijd en $ \ beta \ sim 1 $, krijgen we een universeel algemeen resultaat voor de spectra $ T (k) $ en $ S (k) $:
$$ T \ approx \ frac ((1- \ gamma / 2) H ^ 2) (M_P ^ 2), \; \; \; \ frac (T) (S) \ approx4 \ gamma ~ \; \; \ ; \; \; \; \; \; \; (11) $$
waarbij $ k = \ sqrt (U) \ approx aH $, en $ M_p \ equiv G ^ (- 1/2) $ de Planck-massa is. Zoals uit (11) blijkt, wordt in de theorie de $ T $ modus op geen enkele manier gediscrimineerd met betrekking tot de $ S $ modus. Het draait allemaal om de grootte van de factor $ \ gamma $ in het tijdperk van het ontstaan ​​van verstoringen.
Uit het waargenomen feit van de kleinheid van de $ T $ -modus in ons heelal (zie Paragraaf 2, relatie (1)), verkrijgen we de bovengrens op de energieschaal van de oerknal en op de $ \ gamma $ parameter in het vroege heelal:
$$ H De laatste voorwaarde betekent dat de oerknal inflatoir was ($ \ gamma We hebben de belangrijkste fase-informatie: velden worden geboren in een bepaalde fase, alleen de groeiende tak van verstoringen wordt parametrisch versterkt. Laten we dit uitleggen aan de hand van het voorbeeld van het verstrooiingsprobleem, aangenomen dat $ U = 0 $ in de initiële (adiabatische) en laatste (door straling gedomineerde, $ a \ propto n $) stadia van evolutie (zie Fig. 2).

Rijst. 2. Illustratie van de oplossing van vergelijking (8) in de formulering van het verstrooiingsprobleem

Voor elk van de bovenstaande asymptoten heeft de algemene oplossing de vorm
$$ \ bar (q) = C_1 \ sin \ omega \ eta + C_2 \ cos \ omega \ eta, ~ \; \; \; \; \; \; \; \; \; (13) $$
waarbij de operatoren $ C_ (1,2) $ de amplituden specificeren van de "groeiende" en "dalende" evolutietakken. In een vacuümtoestand is de initiële tijdfase van het veld willekeurig: $ \ langle | C_1 ^ ((in)) | \ rangle = \ langle | C_2 ^ ((in)) | \ rangle $. Als resultaat van het oplossen van de evolutievergelijkingen blijkt echter dat in het door straling gedomineerde stadium alleen de groeiende tak van geluidsverstoringen in winst blijft: $ \ langle | C_1 ^ ((uit)) | \ rangle \ gg \ langle | C_2 ^ ((uit)) | \ rangle $. Op het moment van scheiding van straling van materie in het tijdperk van recombinatie, wordt het stralingsspectrum gemoduleerd met de fase $ k = n \ pi \ sqrt (3) / \ eta_ (rec) $, waarbij $ n $ een natuurlijk getal is .

Rijst. 3. Manifestatie van geluidsmodulatie in het CMB-anisotropiespectrum. (Gebaseerd op experimenten WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Het zijn deze akoestische oscillaties die worden waargenomen in de CMB-anisotropiespectra (Fig. 3, de grote piek komt overeen met $ n = 1 $) en dichtheidsverstoringen, die de kwantum-gravitationele oorsprong van de $ S $ -modus bevestigen. In het spectrum van dichtheidsverstoringen wordt geluidsmodulatie onderdrukt door de factor van kleinheid van de fractie baryonen ten opzichte van de totale dichtheid van materie, wat het mogelijk maakt om deze fractie onafhankelijk van andere kosmologische tests te vinden. De oscillatieschaal zelf is een voorbeeld van een standaard liniaal waarmee de belangrijkste parameters van het heelal worden bepaald. In dit verband moet worden benadrukt dat het probleem van de degeneratie van kosmologische parameters in waarnemingsgegevens, dat jarenlang de constructie van een echt model van het heelal heeft verhinderd, vandaag de dag is verwijderd vanwege de overvloed aan onafhankelijke en aanvullende observatietesten.

Samenvattend kunnen we stellen dat het probleem van de vorming van initiële kosmologische verstoringen en de grootschalige structuur van het heelal vandaag in principe is opgelost. De theorie van de kwantum-gravitationele oorsprong van verstoringen in het vroege heelal zal definitief worden bevestigd na de ontdekking van de $ T $ -modus, die in de nabije toekomst zou kunnen gebeuren. Het eenvoudigste Big Bang-model (power-law inflatie op een enorm scalair veld) voorspelt dus de amplitude van de $ T $ -modus slechts 5 keer minder dan de amplitude van de $ S $ -modus. Moderne instrumenten en technologieën maken het mogelijk om het probleem op te lossen van het registreren van dergelijke kleine signalen uit de gegevens van waarnemingen van de anisotropie en polarisatie van de relictstraling.

4. De donkere kant van materie

Er zijn verschillende hypothesen over de oorsprong van materie, maar geen ervan is nog bevestigd. Er zijn directe observatie-indicaties dat het mysterie van donkere materie nauw verband houdt met de baryonische asymmetrie van het universum. De algemeen aanvaarde theorie over de oorsprong van baryon-asymmetrie en donkere materie bestaat tegenwoordig echter niet.

Waar bevindt donkere materie zich?

We weten dat de lichtgevende component van materie wordt waargenomen in de vorm van sterren verzameld in sterrenstelsels met verschillende massa's, en in de vorm van röntgengas van clusters. De meeste gewone materie (tot 90%) heeft echter de vorm van een ijl intergalactisch gas met een temperatuur van enkele elektronvolts, evenals in de vorm van Massive Compact Halo Object - compacte overblijfselen van de evolutie van sterren en lage -massa objecten. Omdat deze structuren meestal een lage helderheid hebben, worden ze "donkere baryonen" genoemd.

Rijst. 4. Bovengrens van de fractie van de galactische halomassa in MACNO volgens het EROS-experiment (uit het Frans - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Verschillende groepen (MACNO, EROS, enz.) bestudeerden het aantal en de verspreiding van compacte donkere objecten in de halo van onze Melkweg op basis van microlensing-gebeurtenissen. Als resultaat van de gezamenlijke analyse werd een belangrijke beperking verkregen - niet meer dan 20% van de totale halomassa is geconcentreerd in MACNO in het waardenbereik van de massa van de maan tot de massa's van sterren (Fig. 4 ). De rest van de donkere materie in de halo bestaat uit deeltjes van onbekende aard.

Waar anders is niet-baryonische donkere materie verborgen?

De ontwikkeling van geavanceerde technologieën in de observationele astronomie van de 20e eeuw maakte het mogelijk om een ​​duidelijk antwoord op deze vraag te krijgen: niet-baryonische donkere materie bevindt zich in zwaartekrachtgekoppelde systemen (halo's). Deeltjes donkere materie zijn niet-relativistisch en hebben een zwakke wisselwerking - hun dissipatieve processen verlopen niet op dezelfde manier als in baryonen. Baryonen daarentegen koelen af ​​door straling, bezinken en hopen zich op in de centra van de halo, waarbij ze een rotatie-evenwicht bereiken. Donkere materie blijft verspreid rond de zichtbare materie van sterrenstelsels met een karakteristieke schaal van ongeveer 200 kpc. Zo is in de Lokale Groep, die de Andromedanevel en de Melkweg omvat, meer dan de helft van alle donkere materie geconcentreerd in deze twee grote sterrenstelsels. Er zijn geen deeltjes met de vereiste eigenschappen in het Standaardmodel van de elementaire deeltjesfysica. Een belangrijke parameter die vanwege het equivalentieprincipe niet uit waarnemingen kan worden bepaald, is de massa van een deeltje. In het kader van mogelijke uitbreidingen van het Standaardmodel zijn er verschillende kandidaten voor donkere materiedeeltjes. De belangrijkste staan ​​vermeld in de tabel. 2 in oplopende volgorde van hun rustmassa.

Tabel 2. Kandidaten voor deeltjes niet-baryonische donkere materie

Kandidaat
gravitonen
"Steriele" neutrino's
Spiegel substantie
Massieve deeltjes
Superzware deeltjes	$ 10 ^ (13) $ GeV
Monopolen en defecten	$ 10 ^ (19) $ GeV
Primaire zwarte gaten	$ (10 ^ (- 16) -10 ^ (- 17)) M _ (\ odot) $

De belangrijkste versie van massieve deeltjes voor vandaag - de neutralino-hypothese - wordt geassocieerd met minimale supersymmetrie. Deze hypothese kan worden getest in de Large Hadron Accelerator bij CERN, die naar verwachting in 2008 zal worden gelanceerd. De verwachte massa van dergelijke deeltjes is $ \ sim $ 100 GeV, en hun dichtheid in onze Melkweg is één deeltje in het volume van een theekopje .

Over de hele wereld wordt in veel faciliteiten gezocht naar donkere materiedeeltjes. Het is interessant op te merken dat de neutraline-hypothese onafhankelijke verificatie mogelijk maakt, zowel in ondergrondse experimenten met elastische verstrooiing als op indirecte gegevens van neutralino-annihilatie in de Melkweg. Tot nu toe is alleen een positieve reactie ontvangen in een van de ondergrondse detectoren van het DAMA-project (DArk MAtter), waar al enkele jaren een signaal van onbekende oorsprong van het type "zomer-winter" wordt waargenomen. Het bereik van massa's en dwarsdoorsneden in verband met dit experiment is echter nog niet bevestigd op andere installaties, wat twijfel doet rijzen over zowel de betrouwbaarheid als de betekenis van het resultaat.

Een belangrijke eigenschap van neutralinos is de mogelijkheid van hun indirecte waarneming van de annihilatieflux in het gamma-gebied. In het proces van hiërarchische clustering zouden dergelijke deeltjes een mini-halo kunnen vormen met een karakteristieke grootte in de orde van de grootte van het zonnestelsel en een massa in de orde van de massa van de aarde, waarvan de overblijfselen tot op heden bewaard zijn gebleven. dag. De aarde zelf kan zich met een grote waarschijnlijkheid in dergelijke minihalo's bevinden, waar de dichtheid van deeltjes tientallen keren toeneemt. Dit vergroot de kans op zowel directe als indirecte detectie van donkere materie in onze Melkweg. Het bestaan ​​van zulke verschillende zoekmethoden wekt optimisme en stelt ons in staat te hopen op een vroege bepaling van de fysieke aard van donkere materie.

5. Op de drempel van een nieuwe natuurkunde

In onze tijd is het mogelijk geworden om de eigenschappen van het vroege heelal en het late heelal onafhankelijk te bepalen uit astronomische waarnemingsgegevens. We begrijpen hoe de aanvankelijke verstoringen van de kosmologische dichtheid zijn ontstaan ​​waaruit de structuur van het universum is geëvolueerd. We kennen de waarden van de belangrijkste kosmologische parameters die ten grondslag liggen aan het standaardmodel van het heelal, dat tegenwoordig geen serieuze concurrenten heeft. Fundamentele vragen over de oorsprong van de oerknal en de belangrijkste componenten van materie blijven echter onopgelost.

Observationele bepaling van de tensormodus van kosmologische verstoringen is de sleutel tot het construeren van een model van het vroege heelal. We hebben hier te maken met een duidelijke voorspelling van een theorie die goed is getest in het geval van de $ S $ -modus en de mogelijkheid heeft om de komende jaren de $ T $ -modus experimenteel te testen.

De theoretische fysica, die een uitgebreide lijst van mogelijke richtingen en methoden voor het zoeken naar donkere materiedeeltjes heeft verschaft, is uitgeput. Nu is het aan het experiment. De huidige situatie doet denken aan de situatie die voorafging aan de grote ontdekkingen - de ontdekking van quarks, W- en Z-bosonen, neutrino-oscillaties, anisotropie en polarisatie van de relictstraling.

Er rijst een vraag, die echter buiten het bestek van dit overzichtsrapport valt: waarom is de natuur zo genereus voor ons en stelt ze ons in staat haar geheimen te onthullen?

Bibliografie

1. Grib AA, Mamaev SG, Mostepanenko VM 1980 Kwantumeffecten in intensieve externe velden (Moskou: Atomizdat)
2. Zeldovich Ya B, Starobinsky AA ZhETF 61 2161 (1971)
3. Grischuk LPZHEGF 67 825 (1974)
4. Lukash VN ZhETF 79 1601 (1980)
5. Lukash VN, astro-ph / 9910009
6. Strokov VN Astron. zhurn. 84.483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Fys. Een 15 3783 (2000)

VN Lukash, E.V. Mikheeva

Invoering

Er zijn sterke argumenten voor het feit dat een aanzienlijk deel van de stof in het heelal niets uitstraalt of absorbeert en daarom onzichtbaar is. De aanwezigheid van dergelijke onzichtbare materie is te herkennen aan de interactie tussen zwaartekracht en straling. Studies van clusters van sterrenstelsels en galactische rotatiecurven leveren bewijs voor het bestaan ​​van deze zogenaamde donkere materie. Dus per definitie is donkere materie materie die geen interactie heeft met elektromagnetische straling, dat wil zeggen, het zendt het niet uit of absorbeert het niet.
De eerste detectie van onzichtbare materie dateert uit de vorige eeuw. In 1844 schreef Friedrich Bessel in een brief aan Karl Gauss dat de onverklaarbare onregelmatigheid in de beweging van Sirius het resultaat kan zijn van zijn zwaartekrachtinteractie met een naburig lichaam, en dit laatste moet in dit geval een voldoende grote massa hebben. Ten tijde van Bessel was zo'n donkere metgezel van Sirius onzichtbaar, het werd pas in 1862 optisch ontdekt. ​​Het bleek een witte dwerg te zijn genaamd Sirius-B, terwijl Sirius zelf Sirius-A heette.
De dichtheid van materie in het heelal ρ kan worden geschat op basis van waarnemingen van de beweging van individuele sterrenstelsels. Gewoonlijk wordt ρ gegeven in eenheden van de zogenaamde kritische dichtheid ρ met:

In deze formule is G de zwaartekrachtconstante, H is de Hubble-constante, die met lage nauwkeurigheid bekend is (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR is de Hubble-formule voor de expansiesnelheid van het heelal,
H = 100 h km s -1 Mpc -1.

Voor ρ> ρ c is het heelal gesloten, d.w.z. de zwaartekrachtinteractie is sterk genoeg om de uitdijing van het heelal te laten vervangen door samentrekking.
De kritische dichtheid wordt dus gegeven door:

ρ s = 2 ∙ 1 –29 h 2 g ∙ cm -3.

De kosmologische dichtheid Ω = ρ / ρ с, bepaald op basis van de dynamiek van galactische clusters en superclusters, is gelijk aan 0,1< Ω < 0.3.
Uit de observatie van de aard van de verwijdering van grootschalige gebieden van het heelal met behulp van de infrarode astronomische satelliet IRAS, werd verkregen dat 0,25< Ω < 2.
Aan de andere kant geeft de schatting van de baryondichtheid Ω b uit de helderheid van sterrenstelsels een veel kleinere waarde: Ω b< 0.02.
Deze mismatch wordt meestal gezien als een indicatie van het bestaan ​​van onzichtbare materie.
De laatste tijd is er veel aandacht voor het probleem van het zoeken naar donkere materie. Als we alle vormen van baryonische materie in aanmerking nemen, zoals interplanetair stof, bruine en witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten, blijkt dat een aanzienlijk deel van de niet-baryonische materie nodig is om alle waargenomen verschijnselen te verklaren. Deze verklaring blijft ook geldig nadat rekening is gehouden met moderne gegevens over de zogenaamde MACHO-objecten ( MA ssief C ompact H ook al O bjecten - massieve compacte galactische objecten) gedetecteerd met behulp van zwaartekrachtlenzen.

... Bewijs voor het bestaan ​​van donkere materie

2.1. Galactische rotatiecurven

In het geval van spiraalstelsels wordt de rotatiesnelheid van individuele sterren rond het centrum van het sterrenstelsel bepaald uit de toestand van constante banen. Vergelijking van middelpuntvliedende en zwaartekrachten:

voor de rotatiesnelheid hebben we:

waarbij M r de gehele massa van materie is binnen een bol met straal r. Bij ideale bol- of cilindrische symmetrie wordt de invloed van de buiten deze bol gelegen massa onderling gecompenseerd. Bij een eerste benadering kan het centrale gebied van de melkweg als bolvormig worden beschouwd, d.w.z.

waarbij ρ de gemiddelde dichtheid is.
In het binnenste deel van de melkweg wordt een lineaire toename van de rotatiesnelheid verwacht met toenemende afstand tot het centrum. In het buitenste gebied van de melkweg is de massa M r praktisch constant en de afhankelijkheid van de snelheid op afstand komt overeen met het geval met een puntmassa in het centrum van de melkweg:

De rotatiesnelheid v(r) wordt bijvoorbeeld bepaald door de Dopplerverschuiving in het emissiespectrum van He-II-gebieden rond O-sterren te meten. Het gedrag van de experimenteel gemeten rotatiekrommen van spiraalstelsels komt niet overeen met een afname in v (r) met toenemende straal. Een studie van de lijn van 21 cm (hyperfijne overgang in het waterstofatoom) uitgezonden door interstellaire materie leidde tot een soortgelijk resultaat. De constantheid van v (r) bij grote waarden van de straal betekent dat de massa M r ook toeneemt met toenemende straal: M r ~ r. Dit duidt op de aanwezigheid van onzichtbare materie. Sterren bewegen sneller dan je zou verwachten op basis van de schijnbare hoeveelheid materie.
Op basis van deze waarneming werd het bestaan ​​gepostuleerd van een bolvormige halo van donkere materie die de melkweg omringt en verantwoordelijk is voor het niet-afnemende gedrag van de rotatiecurven. Bovendien zou een bolvormige halo kunnen bijdragen aan de stabiliteit van de vorm van de schijf van sterrenstelsels en de hypothese bevestigen van de vorming van sterrenstelsels uit een bolvormig protosterrenstelsel. Modelberekeningen uitgevoerd voor de Melkweg, met behulp waarvan het mogelijk was om de rotatiecurven te reproduceren, rekening houdend met de aanwezigheid van een halo, geven aan dat een aanzienlijk deel van de massa zich in deze halo moet bevinden. Bewijs voor het bestaan ​​van bolvormige halo's wordt ook geleverd door bolvormige sterrenhopen - bolvormige sterrenhopen, de oudste objecten in de melkweg en die bolvormig zijn verdeeld.
Een recent onderzoek naar de transparantie van sterrenstelsels heeft dit beeld echter in twijfel getrokken. Door de mate van donkerheid van spiraalstelsels te beschouwen als een functie van de hellingshoek, is het mogelijk om te concluderen dat dergelijke objecten transparant zijn. Als het sterrenstelsel volledig transparant zou zijn, zou de totale helderheid niet afhangen van de hoek waaronder dit sterrenstelsel wordt waargenomen, aangezien alle sterren even goed zichtbaar zouden zijn (de grootte van de sterren verwaarlozend). Aan de andere kant betekent een constante oppervlaktehelderheid dat de melkweg ondoorzichtig is. In dit geval ziet de waarnemer altijd alleen de buitenste sterren, d.w.z. altijd hetzelfde aantal per oppervlakte-eenheid, ongeacht de kijkhoek. Experimenteel werd vastgesteld dat de oppervlaktehelderheid gemiddeld constant blijft, wat zou kunnen wijzen op een bijna volledige ondoorzichtigheid van spiraalstelsels. In dit geval is het gebruik van optische methoden om de massadichtheid van het heelal te bepalen niet helemaal nauwkeurig. Een meer grondige analyse van de meetresultaten leidde tot de conclusie over moleculaire wolken als absorberend materiaal (hun diameter is ongeveer 50 ps en een temperatuur van ongeveer 20 K). Volgens de wet van verplaatsing van Wien zouden dergelijke wolken in het submillimetergebied moeten uitstralen. Dit resultaat zou een verklaring kunnen bieden voor het gedrag van de rotatiecurven zonder de aanname van extra exotische donkere materie.
Bewijs voor het bestaan ​​van donkere materie is ook gevonden in elliptische sterrenstelsels. Gasvormige halo's met temperaturen van ongeveer 107 K werden gedetecteerd door hun absorptie van röntgenstralen. De snelheden van deze gasmoleculen zijn groter dan de expansiesnelheid:

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

als we aannemen dat hun massa overeenkomt met de helderheid. Voor elliptische sterrenstelsels is de massa-tot-lichtkrachtverhouding ongeveer twee orden van grootte groter dan die van de zon, wat een typisch voorbeeld is van een gemiddelde ster. Zo'n groot belang wordt meestal geassocieerd met het bestaan ​​van donkere materie.

2.2. Dynamiek van clusters van sterrenstelsels

De dynamiek van clusters van sterrenstelsels getuigt van het bestaan ​​van donkere materie. Wanneer de beweging van een systeem, waarvan de potentiële energie een homogene functie van coördinaten is, plaatsvindt in een beperkt ruimtelijk gebied, dan worden de tijdgemiddelde waarden van de kinetische en potentiële energieën aan elkaar gerelateerd door de viriale stelling. Het kan worden gebruikt om de dichtheid van materie in clusters van een groot aantal sterrenstelsels te schatten.
Als de potentiële energie U een homogene functie is van straalvectoren R i van graad k, dan zijn U en kinetische energie T gerelateerd als 2T = kU. Aangezien T + U = E = E, volgt daaruit dat

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

waarbij E de totale energie is. Voor zwaartekrachtinteractie (U ~ 1 / r) k = -1, dus 2T = -U. De gemiddelde kinetische energie van een cluster van N sterrenstelsels wordt gegeven door:

T = N /2.

Deze N-sterrenstelsels kunnen in paren met elkaar interageren. Daarom zijn er N (N - 1) / 2 onafhankelijke paren sterrenstelsels, waarvan de totale gemiddelde potentiële energie de vorm heeft

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

Voor Nm = M en (N - 1) ≈ N is de dynamische massa M ≈ 2 / G.
Gemiddelde afstandsmetingen en gemiddelde snelheid geef de waarde van de dynamische massa, die ongeveer twee ordes van grootte groter is dan de massa verkregen uit de analyse van de helderheid van sterrenstelsels. Dit feit kan worden geïnterpreteerd als verder bewijs voor het bestaan ​​van donkere materie.
Dit argument heeft ook zijn zwakke punten. De viriale vergelijking is alleen geldig bij middeling over een lange tijdsperiode, wanneer gesloten systemen in evenwicht zijn. Metingen van clusters van sterrenstelsels zijn echter als momentopnamen. Bovendien zijn clusters van sterrenstelsels geen gesloten systemen, ze zijn aan elkaar gerelateerd. Ten slotte is het niet duidelijk of ze al dan niet een evenwichtstoestand hebben bereikt.

2.3. Kosmologisch bewijs

Hierboven werd de definitie van de kritische dichtheid gegeven. Formeel kan het worden verkregen op basis van Newtoniaanse dynamiek door de kritische expansiesnelheid van een bolvormig sterrenstelsel te berekenen:

De relatie voor ρ met volgt uit de uitdrukking voor E, als we aannemen dat H = r "/ r = v / r.
De beschrijving van de dynamiek van het heelal is gebaseerd op de veldvergelijkingen van Einstein (Algemene Relativiteitstheorie - Algemene Relativiteitstheorie). Ze zijn enigszins vereenvoudigd in de veronderstelling dat de ruimte homogeen en isotroop is. In de Robertson-Walker-metriek wordt het oneindig kleine lineaire element gegeven door:

waarbij r, θ, φ de bolcoördinaten van het punt zijn. De vrijheidsgraden van deze metriek zijn opgenomen in de parameter k en de schaalfactor R. De hoeveelheid k neemt alleen discrete waarden aan (als we geen rekening houden met fractale geometrie) en is niet afhankelijk van tijd. De waarde k is een kenmerk van het model van het heelal (k = -1 is een hyperbolische metriek (open heelal), k = 0 is een Euclidische metriek (plat heelal), k = +1 is een bolvormige metriek (gesloten heelal) ).
De dynamiek van het heelal wordt volledig bepaald door de schaalfunctie R (t) (de afstand tussen twee aangrenzende punten in de ruimte met coördinaten r, θ, φ varieert met de tijd als R (t)). In het geval van een bolvormige metriek, is R (t) de straal van het heelal. Deze schaalfunctie voldoet aan de Einstein-Friedmann-Lemaitre-vergelijkingen:

waarbij p (t) de totale druk is en Λ de kosmologische constante is, die in het kader van moderne kwantumveldentheorieën wordt geïnterpreteerd als de energiedichtheid van het vacuüm. Laten we verder aannemen dat Λ = 0, zoals vaak wordt gedaan om experimentele feiten te verklaren zonder donkere materie te introduceren. De coëfficiënt R 0 "/ R 0 definieert de Hubble-constante H 0, waarbij het subscript "0" de moderne waarden van de corresponderende grootheden markeert. Uit de bovenstaande formules volgt dat voor de krommingsparameter k = 0, de moderne kritische dichtheid van het heelal is en een gesloten heelal (deze waarde scheidt als het ware het scenario waarin het heelal eeuwig uitdijt van het scenario waarin het heelal naar verwachting zal instorten aan het einde van de fase van tijdelijke uitzetting):

Dichtheidsparameter wordt vaak gebruikt

waarbij q 0 de remparameter is: q (t) = –R (t) R "" (t) / (R "(t)) 2. Er zijn dus drie gevallen mogelijk:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 - plat heelal,
Ω 0> 1 is een gesloten heelal.
Metingen van de dichtheidsparameter gaven een schatting: Ω 0 ≈ 0.2, op basis waarvan het open karakter van het heelal verwacht mag worden. Een aantal theoretische concepten is echter moeilijk te rijmen met de openheid van het heelal, bijvoorbeeld het zogenaamde probleem van "platheid" en het ontstaan ​​van sterrenstelsels.

vlakheid probleem

Zoals je kunt zien, is de dichtheid van het heelal bijna kritiek. Uit de Einstein-Friedmann-Lemaitre vergelijkingen (voor Λ = 0) volgt dat

Aangezien de dichtheid ρ (t) evenredig is met 1 / R (t) 3, hebben we, als we de uitdrukking voor Ω 0 gebruiken (k is niet gelijk aan 0), dan:

De waarde Ω ≈ 1 is dus erg onstabiel. Elke afwijking van de perfect vlakke behuizing neemt sterk toe naarmate het universum uitdijt. Dit betekent dat het heelal tijdens de eerste kernfusie aanzienlijk platter had moeten zijn dan het nu is.
Een van de mogelijke oplossingen voor dit probleem wordt gegeven in inflatiemodellen. Aangenomen wordt dat de uitdijing van het vroege heelal (in het interval tussen 10-34 s en 10-31 s na de oerknal) exponentieel plaatsvond tijdens de inflatiefase. In deze modellen is de dichtheidsparameter meestal onafhankelijk van de tijd (Ω = 1). Er zijn echter theoretische aanwijzingen dat de waarde van de dichtheidsparameter in het bereik van 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesis van sterrenstelsels

Voor het ontstaan ​​van sterrenstelsels zijn dichtheidsinhomogeniteiten vereist. Sterrenstelsels hadden moeten verschijnen in zulke ruimtelijke regio's waar de dichtheden groter waren dan eromheen, zodat deze regio's als gevolg van gravitatie-interactie de tijd hadden om sneller te clusteren dan hun verdunning optrad als gevolg van algemene expansie.
Dit type ophoping van materie zou echter pas kunnen beginnen na de vorming van atomen uit kernen en elektronen, d.w.z. ongeveer 150.000 jaar na de oerknal bij temperaturen van ongeveer 3000 K (sinds de vroege stadia waren materie en straling in een toestand van dynamisch evenwicht: elk gevormd klontje materie werd onmiddellijk vernietigd onder invloed van straling, en tegelijkertijd , straling kon niet uit de materie ontsnappen). In die tijd werden merkbare fluctuaties in de dichtheid van gewone materie tot zeer lage niveaus uitgesloten door de isotropie van de achtergrondstraling. Na het stadium van vorming van neutrale atomen is de straling niet langer in een staat van thermisch evenwicht met de materie, dus de fluctuaties in de dichtheid van de materie die daarna ontstaan, worden niet langer weerspiegeld in de aard van de straling.
Maar als we berekeningen maken van de evolutie in de tijd van het proces van compressie van materie, dat toen net begon, blijkt dat de tijd die sindsdien is verstreken niet genoeg is om zulke grote structuren als sterrenstelsels of hun clusters tijd te geven te vormen. Blijkbaar is het noodzakelijk om het bestaan ​​van massieve deeltjes te vereisen die de toestand van thermisch evenwicht in een eerder stadium hebben verlaten, zodat deze deeltjes de mogelijkheid hebben om zich te manifesteren als enkele kernen voor condensatie van gewone materie om hen heen. Zogenaamde WIMP-deeltjes kunnen zulke kandidaten zijn. In dit geval moet rekening worden gehouden met de eis dat de kosmische achtergrondstraling isotroop is. Een lichte anisotropie (10 -4) in de CMB (temperatuur ongeveer 2,7 K) werd pas onlangs ontdekt met behulp van de COBE-satelliet.

III. Kandidaten voor donkere materie

3.1. Baryonische donkere materie

De meest voor de hand liggende kandidaat voor de rol van donkere materie is misschien gewone baryonische materie, die niet uitzendt en een overeenkomstige overvloed heeft. Een van de mogelijkheden zou kunnen worden gerealiseerd door interstellair of intergalactisch gas. In dit geval moeten er echter karakteristieke emissie- of absorptielijnen verschijnen die niet worden gedetecteerd.
Bruine dwergen - kosmische lichamen met massa's die veel kleiner zijn dan de massa van de zon (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.
Zeer compacte objecten in de laatste stadia van stellaire ontwikkeling (witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten) kunnen ook deel uitmaken van donkere materie. Aangezien vrijwel elke ster tijdens zijn leven een van deze drie eindstadia bereikt, moet een aanzienlijk deel van de massa van eerdere en zwaardere sterren in niet-emitterende vorm aanwezig zijn in de vorm van witte dwergen, neutronensterren of zwarte gaten. Een deel van deze substantie keert terug naar de interstellaire ruimte via supernova-explosies of andere routes en neemt deel aan de vorming van nieuwe sterren. In dit geval moet men geen rekening houden met sterren met massa's M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
De bovengrenzen van de mogelijke dichtheid van baryonische materie in het heelal kunnen worden verkregen uit gegevens over de eerste kernfusie, die ongeveer 3 minuten na de oerknal begon. Metingen van de huidige overvloed aan deuterium zijn vooral belangrijk -
(D / H) 0 ≈ 10 -5, omdat tijdens de eerste kernfusie voornamelijk deuterium werd gevormd. Hoewel later ook deuterium verscheen als tussenproduct van kernfusiereacties, nam de totale hoeveelheid deuterium hierdoor niet sterk toe. Analyse van de processen die plaatsvinden in het stadium van vroege kernfusie geeft een bovengrens - 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.
Aan de andere kant is het nu vrij duidelijk dat baryonische materie op zichzelf niet kan voldoen aan de eis Ω = 1, die volgt uit inflatoire modellen. Bovendien blijft het probleem van de vorming van sterrenstelsels onopgelost. Dit alles leidt tot de noodzaak van het bestaan ​​van niet-baryonische donkere materie, vooral in het geval dat aan de voorwaarde Ω = 1 moet worden voldaan bij een kosmologische constante nul.

3.2. Niet-baryonische donkere materie

Theoretische modellen bieden een grote selectie van mogelijke kandidaten voor de rol van niet-baryonische donkere materie, waaronder: lichte en zware neutrino's, supersymmetrische deeltjes van SUSY-modellen, axionen, kosmonen, magnetische monopolen, Higgs-deeltjes - ze zijn samengevat in de tabel. De tabel bevat ook theorieën die de experimentele gegevens verklaren zonder donkere materie te introduceren (de tijdsafhankelijke gravitatieconstante in niet-Newtoniaanse zwaartekracht en de kosmologische constante). Benamingen: DM - donkere materie, GUT - Grote Eenmakingstheorie, SUSY - supersymmetrische theorieën, SUGRA - superzwaartekracht, QCD - kwantumchromodynamica, QED - kwantumelektrodynamica, GR - algemene relativiteitstheorie. Het concept van WIMP (zwak interagerende massieve deeltjes) wordt gebruikt om deeltjes aan te duiden met een massa groter dan enkele GeV / c 2, die alleen deelnemen aan zwakke interacties. Rekening houdend met nieuwe metingen van de CMB van de COBE-satelliet en de roodverschuiving met behulp van de IRAS-satelliet, is onlangs een nieuwe studie uitgevoerd naar de verspreiding van sterrenstelsels op grote afstanden en de vorming van grootschalige structuren in onze melkweg. Op basis van de analyse van verschillende modellen van de vorming van structuren werd geconcludeerd dat er maar één bevredigend model van het heelal met Ω = 1 mogelijk is, waarin donkere materie een gemengd karakter heeft: 70% bestaat in de vorm van koude donkere materie en 30% in de vorm van hete donkere materie, en de laatste bestaat uit twee massaloze neutrino's en één neutrino met een massa van 7,2 ± 2 eV. Dit betekent de heropleving van het eerder afgedankte model van gemengde donkere materie.

Lichte neutrino's

In tegenstelling tot alle andere kandidaten voor de rol van donkere materie, hebben neutrino's een duidelijk voordeel: het is bekend dat ze bestaan. Hun prevalentie in het heelal is bij benadering bekend. Om ervoor te zorgen dat neutrino's kandidaten zijn voor de rol van donkere materie, moeten ze ongetwijfeld massa hebben. Om de kritische dichtheid van het heelal te bereiken, moeten de neutrinomassa's in het gebied van verschillende GeV / c 2 of in het bereik van 10 tot 100 eV / c 2 liggen.
Zware neutrino's zijn ook mogelijk als dergelijke kandidaten, aangezien het kosmologisch significante product m ν exp (-m ν / kT f) ook klein wordt voor grote massa's. Hierin is Tf de temperatuur waarbij zware neutrino's ophouden in een staat van thermisch evenwicht te verkeren. Deze Boltzmann-factor geeft de overvloed aan neutrino's met massa m ν in verhouding tot de overvloed aan massaloze neutrino's.
Voor elk type neutrino in het heelal is de neutrinodichtheid gerelateerd aan de fotondichtheid door de relatie n ν = (3/11) n γ. Strikt genomen is deze uitdrukking alleen geldig voor lichte Majorana-neutrino's (voor Dirac-neutrino's is het onder bepaalde omstandigheden noodzakelijk om een ​​andere statistische factor in te voeren die gelijk is aan twee). De dichtheid van fotonen kan worden bepaald op basis van het achtergrondrelict 3 K straling en bereikt n ≈ 400 cm -3.

Deeltje	Gewicht	Theorie	Manifestatie
G (R)	-	Niet-newtoniaanse zwaartekracht	Transparante DM op grote schaal
Λ (kosm. Constante)	-	Algemene relativiteitstheorie	Ω = 1 zonder DM
Axion, majoron, goudsteen. boson	10 -5 eV	QCD; overtreding van sim. Pechei-Koningin	Koude DM
normaal neutrino	10-100 eV	DARM	Hot DM
Licht Higgsino, Photino, Gravitino, Axino, Sneutrino	10-100 eV	SUSY / DM
Parafoton	20-400 eV	Wijziging. QED	Heet, warm DM
Rechtshandige neutrino's	500 eV	Super zwakke interactie	Warme DM
Gravitino enz.	500 eV	SUSY / SUGRA	Warme DM
Fotino, gravitino, axion, spiegels. deeltjes, simpson neutrino	keV	SUSY / SUGRA	Warm / koud DM
Photino, Sneutrino, Higgsino, Gluino, Heavy Neutrino	MeV	SUSY / SUGRA	Koude DM
Schaduw materie	MeV	SUSY / SUGRA	Warm koud (als baryonen) DM
Preon	20-200 TeV	Samengestelde modellen	Koude DM
monopolen	10 16 GeV	DARM	Koude DM
Pyrgon, maximon, Perry pole, newtoriet, Schwarzschild	10 19 GeV	Hogere dimensionale theorieën	Koude DM
Superstrings	10 19 GeV	SUSY / SUGRA	Koude DM
Kwark "nuggets"	10 15 gram	QCD, GUT	Koude DM
Kosm. strings, domeinmuren	(10 8 -10 10) M zon	DARM	De vorming van sterrenstelsels draagt ​​mogelijk niet veel bij aan:
Cosmion	4-11 GeV	Het neutrino-probleem	Vorming van een neutrinoflux op de zon
Zwarte gaten	10 15 -10 30 g	Algemene relativiteitstheorie	Koude DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. ds. nucl. Part.Sci., 38, 751 Het blijkt dat de neutrinomassadichtheid bijna kritiek is als de conditie

waarbij g ν een statistische factor is die rekening houdt met het aantal verschillende heliciteitstoestanden voor elk type neutrino. Voor Majorana-neutrino's is deze factor 2. Voor Dirac-neutrino's zou dit 4 moeten zijn. Meestal wordt echter aangenomen dat de rechtshandige componenten de toestand van thermisch evenwicht veel eerder verlieten, dus we kunnen ook aannemen dat g ν = 2 voor ook de Dirac-zaak.
Aangezien de neutrinodichtheid van dezelfde orde van grootte is als de fotondichtheid, zijn er ongeveer 109 keer meer neutrino's dan baryonen, dus zelfs een kleine neutrinomassa zou de dynamiek van het universum kunnen bepalen. Om Ω = ρ ν / ρ с = 1 te bereiken, zijn neutrinomassa's m ν c 2 ≈ 15–65 eV / N ν vereist, waarbij N ν het aantal typen lichte neutrino's is. De experimentele bovengrenzen voor de massa's van de drie bekende typen neutrino's zijn als volgt: m (ν е)< 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

In een heelal dat wordt gedomineerd door neutrino's, had de vereiste compressieverhouding in een relatief laat stadium kunnen worden vastgesteld, de eerste structuren zouden overeenkomen met superclusters van sterrenstelsels. Zo zouden clusters van sterrenstelsels en sterrenstelsels kunnen evolueren door fragmentatie van deze primaire structuren (top-down model). Deze benadering levert echter problemen op als we kijken naar de vorming van zeer kleine structuren, zoals dwergstelsels. Om de vorming van vrij massieve contracties te verklaren, moet ook rekening worden gehouden met het Pauli-principe voor fermionen.

Zware neutrino's

Volgens de LEP- en SLAC-gegevens met betrekking tot de precisiemeting van de vervalbreedte van het Z 0-boson, zijn er slechts drie soorten lichte neutrino's en is het bestaan ​​van zware neutrino's tot een massa van 45 GeV / c 2 uitgesloten.
Toen neutrino's met zulke grote massa's de toestand van thermisch evenwicht verlieten, hadden ze al niet-relativistische snelheden, daarom worden ze deeltjes van koude donkere materie genoemd. De aanwezigheid van zware neutrino's zou kunnen leiden tot vroege gravitationele samentrekking van materie. In dit geval zouden zich eerst kleinere structuren vormen. Clusters en superclusters van sterrenstelsels zouden zich later vormen door afzonderlijke groepen sterrenstelsels te accumuleren (bottom-up model).

Axions

Axions zijn hypothetische deeltjes die voortkomen uit het sterke interactie-CP-schendingsprobleem (het θ-probleem). Het bestaan ​​van zo'n pseudoscalair deeltje is te wijten aan het breken van de chirale symmetrie van Pechei-Quin. De axionmassa wordt gegeven door de uitdrukking

De interactie met fermionen en ijkbosonen wordt respectievelijk beschreven door de volgende koppelingsconstanten:

Axion-vervalconstante F a wordt bepaald door het vacuümgemiddelde van het Higgs-veld. Omdat F a een vrije constante is die alle waarden tussen de elektrozwakke en Planck-schalen kan aannemen, dan variëren de mogelijke waarden van de axionmassa's met 18 ordes van grootte. Er wordt onderscheid gemaakt tussen DFSZ-axionen, die direct interageren met elektronen, en de zogenaamde hadronische axionen, die alleen in de eerste orde van de storingstheorie interageren met elektronen. Algemeen wordt aangenomen dat axionen koude donkere materie vormen. Om ervoor te zorgen dat hun dichtheid de kritische niet overschrijdt, is het noodzakelijk om: F een< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с F een ≈ 250 GeV is al experimenteel uitgesloten, andere varianten met lagere massa's en bijgevolg grote koppelingsparameters worden ook aanzienlijk beperkt door verschillende gegevens, voornamelijk astrofysische.

Supersymmetrische deeltjes

De meeste supersymmetrische theorieën bevatten één stabiel deeltje, dat een nieuwe kandidaat is voor donkere materie. Het bestaan ​​van een stabiel supersymmetrisch deeltje volgt uit het behoud van het multiplicatieve kwantumgetal - de zogenaamde R-pariteit, die de waarde +1 aanneemt voor gewone deeltjes, en -1 voor hun superpartners. Het is R-pariteit behoudswet... Volgens deze behoudswet kunnen SUSY-deeltjes alleen in paren worden gevormd. SUSY-deeltjes kunnen slechts in een oneven aantal SUSY-deeltjes vervallen. Daarom moet het lichtste supersymmetrische deeltje stabiel zijn.
Het is mogelijk om de behoudswet van R-pariteit te schenden. Het kwantumgetal R is gerelateerd aan het baryongetal B en het leptongetal L door de relatie R = (–1) 3B + L + 2S, waarbij S de spin van het deeltje is. Met andere woorden, schending van B en/of L kan leiden tot niet-behoud van R-pariteit. Er zijn echter zeer strakke grenzen aan de mogelijkheid van schending van de R-pariteit.
Aangenomen wordt dat het lichtste supersymmetrische deeltje (LSP) niet deelneemt aan de elektromagnetische, maar aan de sterke interactie. Anders zou het zich combineren met gewone materie en zou het op dit moment verschijnen als een ongewoon zwaar deeltje. Dan zou de overvloed van zo'n LSP, genormaliseerd naar de overvloed van een proton, gelijk zijn aan 10 -10 voor een sterke interactie, en 10 -6 voor een elektromagnetische. Deze waarden zijn in tegenspraak met de experimentele bovengrenzen: 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.
Tot de mogelijke kandidaten voor de rol van het neutrale lichtste supersymmetrische deeltje behoren fotino (S = 1/2) en zino (S = 1/2), die gewoonlijk geijino worden genoemd, evenals higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) en gravitino (S = 3/2). In de meeste theorieën is een LSP-deeltje een lineaire combinatie van de hierboven genoemde spin 1/2 SUSY-deeltjes. De massa van dit zogenaamde neutralino zou hoogstwaarschijnlijk meer dan 10 GeV / c 2 moeten zijn. Het is van bijzonder belang om SUSY-deeltjes als donkere materie te beschouwen, aangezien ze in een heel andere context verschenen en niet speciaal werden geïntroduceerd om het probleem van (niet-baryonische) donkere materie op te lossen. Kosmions Cosmionen werden oorspronkelijk geïntroduceerd om het zonne-neutrino-probleem op te lossen. Door hun hoge snelheid gaan deze deeltjes vrijwel ongehinderd door het oppervlak van de ster. In het centrale gebied van de ster botsen ze met kernen. Als het energieverlies groot genoeg is, kunnen ze deze ster niet meer verlaten en zich er in de loop van de tijd in ophopen. Opgesloten kosmonen in de zon beïnvloeden de aard van de energieoverdracht en dragen daardoor bij aan de afkoeling van het centrale gebied van de zon. Dit zou leiden tot een lagere kans op neutrinoproductie vanaf 8 V en zou verklaren waarom de op aarde gemeten neutrinoflux minder is dan verwacht. Om dit neutrinoprobleem op te lossen, moet de massa van de kosmon in het bereik van 4 tot 11 GeV / c 2 liggen en moet de doorsnede voor de reactie van de interactie van kosmonen met materie een waarde hebben van 10-36 cm 2. Experimentele gegevens lijken een dergelijke oplossing voor het probleem van zonne-neutrino's echter uit te sluiten.

Topologische defecten van ruimte-tijd

Naast de bovengenoemde deeltjes kunnen topologische defecten ook bijdragen aan donkere materie. Aangenomen wordt dat in het vroege heelal op t 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, Т ≈ 10 28 K, de GUT-symmetrie werd verbroken, wat leidde tot de scheiding van interacties beschreven door de SU (3) en SU (2) × U-groepen (1). Het Higgs-veld van dimensie 24 kreeg een bepaalde uitlijning en de oriëntatie van de fasehoeken van spontane symmetriebreking bleef willekeurig. Als gevolg van deze faseovergang zouden zich ruimtelijke gebieden met verschillende oriëntaties moeten hebben gevormd. Deze gebieden namen in de loop van de tijd toe en kwamen uiteindelijk met elkaar in contact.
Volgens moderne concepten werden topologisch stabiele punten van defecten gevormd op de grensvlakken, waar regio's met verschillende oriëntaties samenkwamen. Ze kunnen afmetingen hebben van nul tot drie en bestaan ​​uit een vacuüm van ononderbroken symmetrie. Na het breken van de symmetrie heeft dit aanvankelijke vacuüm een ​​zeer hoge energie en dichtheid van materie.
De belangrijkste zijn puntvormige gebreken. Ze moeten een geïsoleerde magnetische lading dragen, d.w.z. magnetische monopolen zijn. Hun massa is gerelateerd aan de faseovergangstemperatuur en is ongeveer 10 16 GeV / c 2. Tot op heden is het bestaan ​​van dergelijke objecten, ondanks intensief zoeken, niet geregistreerd.
Net als bij magnetische monopolen kunnen zich ook lineaire defecten - kosmische snaren - vormen. Deze draadvormige objecten hebben een karakteristieke lineaire massadichtheid in de orde van grootte van 10 22 g ∙ cm –1 en kunnen zowel gesloten als open zijn. Door aantrekking van de zwaartekracht konden ze dienen als zaden voor de condensatie van materie, waardoor sterrenstelsels werden gevormd.
Grote massa's zouden het mogelijk maken om dergelijke snaren te detecteren door het effect van zwaartekrachtlenzen. De snaren zouden de omringende ruimte zo buigen dat er een dubbel beeld ontstaat van de objecten erachter. Licht van zeer verre sterrenstelsels zou door deze snaar kunnen worden afgebogen volgens de wetten van de algemene zwaartekrachttheorie. Een waarnemer op aarde zou twee aangrenzende spiegelbeelden van sterrenstelsels met identieke spectrale composities zien. Dit effect van zwaartekrachtlenzen is al ontdekt voor verre quasars, toen een sterrenstelsel tussen de quasar en de aarde als zwaartekrachtlens diende.
De mogelijkheid van een supergeleidende toestand in kosmische snaren wordt ook besproken. Elektrisch geladen deeltjes, zoals elektronen, zouden massaloos zijn in een symmetrisch vacuüm, omdat ze hun massa alleen verkrijgen als gevolg van het doorbreken van de symmetrie door het Higgs-mechanisme. Zo kunnen hier tegen zeer lage energiekosten deeltjes-antideeltje-paren worden gecreëerd die zich met de snelheid van het licht voortbewegen. Het resultaat is een supergeleidende stroom. Supergeleidende snaren zouden in een aangeslagen toestand kunnen komen door interactie met geladen deeltjes, de verwijdering van deze excitatie zou worden uitgevoerd door de emissie van radiogolven.
Hogere dimensionale defecten worden ook overwogen, waaronder tweedimensionale "domeinwanden" en in het bijzonder driedimensionale defecten of "texturen". Andere exotische kandidaten

1. Schaduw materie. In de veronderstelling dat snaren eendimensionale uitgebreide objecten zijn, proberen supersnaartheorieën het succes van supersymmetrische modellen te repliceren bij het elimineren van divergenties in zwaartekracht en doordringende energiegebieden buiten de Planck-massa. Wiskundig gezien kunnen anomalievrije supersnaartheorieën alleen worden verkregen voor de ijkgroepen SO (32) en E 8 * E 8 ". Deze laatste splitst zich in twee sectoren, waarvan er één gewone materie beschrijft, terwijl de andere overeenkomt tot schaduwmaterie (E 8 "). Deze twee sectoren kunnen alleen door zwaartekracht met elkaar interageren.
2. "Quark nuggets" werden in 1984 voorgesteld. Dit zijn stabiele macroscopische objecten van quarkmaterie, bestaande uit u-, d- en s-quarks. De dichtheden van deze objecten liggen in het nucleaire dichtheidsgebied van 10 15 g / cm 3, en de massa's kunnen variëren van verschillende GeV / c 2 tot de waarden van de massa's van neutronensterren. Ze worden gevormd tijdens een hypothetische QCD-faseovergang, maar worden meestal als zeer onwaarschijnlijk beschouwd.

3.3. Gemodificeerde theorieën (kosmologische constante, MOND-theorie, tijdsafhankelijke zwaartekrachtconstante)

Aanvankelijk werd de kosmologische constante Λ door Einstein geïntroduceerd in de veldvergelijkingen van de algemene relativiteitstheorie om, volgens de opvattingen van die tijd, de stationariteit van het heelal te verzekeren. Na de ontdekking door Hubble in de late jaren twintig van onze eeuw van de uitdijing van het heelal, bleek deze echter overbodig. Daarom begonnen ze te overwegen dat Λ = 0. In het kader van moderne veldtheorieën wordt deze kosmologische constante echter geïnterpreteerd als de vacuümenergiedichtheid ρ v. De volgende vergelijking geldt:

Het geval Λ = 0 komt overeen met de aanname dat het vacuüm niet bijdraagt ​​aan de energiedichtheid. Dit beeld komt overeen met de ideeën van de klassieke natuurkunde. In de kwantumveldentheorie bevat het vacuüm verschillende kwantumvelden die zich in een toestand bevinden met de laagste energie, die niet noodzakelijk nul is.
Rekening houdend met de niet-nul kosmologische constante, met behulp van de relaties

we verkrijgen een lagere kritische dichtheid en een grotere waarde van de dichtheidsparameter dan verwacht volgens de bovenstaande formules. Astronomische waarnemingen gebaseerd op het tellen van het aantal sterrenstelsels geven een bovengrens voor de moderne kosmologische constante
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

waarbij voor H 0 max de waarde van 100 km s –1 ∙ Mpc –1 wordt gebruikt. Hoewel een kosmologische constante die niet gelijk is aan nul noodzakelijk werd gevonden om de vroege fase van de evolutie te interpreteren, concludeerden sommige wetenschappers dat Λ, niet gelijk aan 0, een rol zou kunnen spelen in volgende stadia van de ontwikkeling van het heelal.
Kosmologische constante

zou kunnen leiden tot de waarde Ω (Λ = 0), hoewel in feite Ω (Λ ≠ 0). De parameter Ω (Λ = 0) bepaald uit ρ 0 zou Ω = 1 opleveren, zoals vereist in inflatiemodellen, op voorwaarde dat de kosmologische constante

Met behulp van de numerieke waarden H 0 = 75 ± 25 km ∙ s −1 ∙ Mpc −1 en Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 leidt tot
Λ = (1,6 ± 1,1) ∙ 10 −56 cm −2. De vacuümenergiedichtheid die overeenkomt met deze waarde zou de tegenstrijdigheid tussen de waargenomen waarde van de dichtheidsparameter en de waarde Ω = 1 die door moderne theorieën wordt vereist, kunnen oplossen.
Naast het introduceren van een kosmologische constante die niet nul is, zijn er andere modellen die ten minste een deel van de problemen wegnemen zonder de hypothese van donkere materie aan te halen.

MOND-theorie (gemodificeerde Newtoniaanse dynamiek)

Deze theorie gaat ervan uit dat de wet van de zwaartekracht verschilt van de gebruikelijke Newtoniaanse vorm en ziet er als volgt uit:

In dit geval zal de aantrekkingskracht groter zijn en moet worden gecompenseerd door een snellere periodieke beweging, die het vlakke gedrag van de rotatiecurven kan verklaren.

Tijdsafhankelijke zwaartekrachtconstante

De tijdsafhankelijkheid van de gravitatieconstante G(t) zou van groot belang kunnen zijn voor de vorming van sterrenstelsels. Tot nu toe hebben precisiemetingen echter geen enkele indicatie gegeven van de temporele variatie van G.

Literatuur

1. GV Klapdor-Kleingrothhouse, A. Staudt "Non-versnellerfysica van elementaire deeltjes".
2. C. Naranyan. "Algemene astrofysica en kosmologie".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Fys., 2, 67, 77.