Begrepet "mørk materie" (eller skjult masse) brukes i ulike vitenskapsfelt: i kosmologi, astronomi, fysikk. Vi snakker om et hypotetisk objekt - en form for innholdet i rom og tid, som direkte samhandler med elektromagnetisk stråling og ikke passerer den gjennom seg selv.

Mørk materie - hva er det?

I uminnelige tider har folk vært bekymret for opprinnelsen til universet og prosessene som danner det. I teknologiens tidsalder er det gjort viktige funn, og det teoretiske grunnlaget er betydelig utvidet. I 1922 oppdaget den britiske fysikeren James Jeans og den nederlandske astronomen Jacobus Kaptein at mye av det galaktiske stoffet ikke er synlig. Da ble begrepet mørk materie for første gang navngitt - dette er et stoff som ikke kan sees med noen av metodene kjent for menneskeheten. Tilstedeværelsen av et mystisk stoff er gitt ut av indirekte tegn - et gravitasjonsfelt, gravitasjon.

Mørk materie i astronomi og kosmologi

Ved å anta at alle objekter og deler i universet er tiltrukket av hverandre, klarte astronomer å finne massen av det synlige rommet. Men det ble funnet et avvik i den virkelige og spådde vekten. Og forskere har funnet ut at det er en usynlig masse, som utgjør opptil 95% av all ukjent essens i universet. Mørk materie i rommet har følgende egenskaper:

• påvirket av tyngdekraften
• påvirker andre romobjekter,
• liten interaksjon med den virkelige verden.

Mørk materie - filosofi

En spesiell plass er okkupert av mørk materie i filosofien. Denne vitenskapen er engasjert i studiet av verdensordenen, grunnlaget for å være, systemet med synlige og usynlige verdener. Et bestemt stoff ble tatt som det grunnleggende prinsippet, bestemt av rom, tid og miljøfaktorer. Oppdaget mye senere, endret den mystiske mørke materien i kosmos forståelsen av verden, dens struktur og evolusjon. I en filosofisk forstand er et ukjent stoff, som en klump av rom- og tidsenergi, til stede i hver av oss, derfor er mennesker dødelige, fordi de består av tid som har en slutt.

Hva er mørk materie for noe?

Bare en liten del av romobjekter (planeter, stjerner osv.) er synlig materie. Etter standardene til forskjellige forskere okkuperer mørk energi og mørk materie nesten hele rommet i kosmos. Førstnevnte står for 21-24 %, mens energi tar 72 %. Hver substans av uklar fysisk natur har sine egne funksjoner:

1. Svart energi, som ikke absorberer eller sender ut lys, frastøter gjenstander, noe som får universet til å utvide seg.
2. Galakser er bygget på grunnlag av den skjulte massen, dens kraft tiltrekker seg objekter i det ytre rom, holder dem på plass. Det vil si at det bremser utvidelsen av universet.

Hva er mørk materie laget av?

Mørk materie i solsystemet er noe som ikke kan berøres, undersøkes og studeres grundig. Derfor fremsettes flere hypoteser angående dens natur og sammensetning:

1. Partikler ukjente for vitenskapen, som deltar i tyngdekraften, er en del av dette stoffet. Det er umulig å oppdage dem med et teleskop.
2. Fenomenet er en klynge av små sorte hull (ikke større enn månen).

Det er mulig å skille mellom to typer skjult masse, avhengig av hastigheten til dens bestanddeler, tettheten av deres akkumulering.

1. Varmt. Det er ikke nok for dannelsen av galakser.
2. Kald. Består av langsomme, massive blodpropper. Disse komponentene kan være kjent for vitenskapens aksioner og bosoner.

Finnes mørk materie?

Alle forsøk på å måle gjenstander av uutforsket fysisk natur har ikke vært vellykket. I 2012 ble bevegelsen til 400 stjerner rundt solen undersøkt, men tilstedeværelsen av mørk materie i store volumer ble ikke bevist. Selv om mørk materie ikke eksisterer i virkeligheten, eksisterer den i teorien. Med dens hjelp blir plasseringen av objektene til universet på deres steder forklart. Noen forskere finner bevis for eksistensen av skjult kosmisk masse. Dens tilstedeværelse i universet forklarer det faktum at klynger av galakser ikke sprer seg i forskjellige retninger og holder seg sammen.

Mørk materie - interessante fakta

Naturen til den skjulte massen forblir et mysterium, men den fortsetter å interessere vitenskapelige sinn rundt om i verden. Det gjennomføres jevnlig eksperimenter, ved hjelp av disse prøver de å undersøke selve stoffet og dets bivirkninger. Og fakta om henne fortsetter å formere seg. For eksempel:

1. Den anerkjente Large Hadron Collider, verdens kraftigste partikkelakselerator, kjører med høy effekt for å avsløre eksistensen av usynlig materie i verdensrommet. Verdenssamfunnet venter med interesse på resultatene.
2. Japanske forskere lager verdens første skjulte massekart i verdensrommet. Det er planlagt ferdigstilt innen 2019.
3. Nylig antydet teoretisk fysiker Lisa Randall at mørk materie og dinosaurer er relatert. Dette stoffet sendte en komet til jorden, som ødela livet på planeten.

Komponentene i galaksen vår og hele universet er lys og mørk materie, det vil si synlige og usynlige objekter. Hvis moderne teknologi takler studiet av førstnevnte, blir metodene stadig forbedret, så er det svært problematisk å undersøke skjulte stoffer. Menneskeheten har ennå ikke forstått dette fenomenet. Usynlig, immateriell, men allestedsnærværende mørk materie har vært og er fortsatt et av universets hovedmysterier.

Introduksjon

Det er sterke argumenter for at en betydelig del av materien i universet ikke avgir eller absorberer noe og derfor er usynlig. Tilstedeværelsen av slik usynlig materie kan gjenkjennes av dens gravitasjonsinteraksjon med utstrålende materie. Studiet av galaksehoper og galaktiske rotasjonskurver vitner om eksistensen av denne såkalte mørke materien. Så per definisjon er mørk materie materie som ikke samhandler med elektromagnetisk stråling, det vil si at den ikke sender ut eller absorberer den.
Den første oppdagelsen av usynlig materie dateres tilbake til forrige århundre. I 1844 skrev Friedrich Bessel i et brev til Karl Gauss at den uforklarlige ujevnheten i Sirius bevegelse kunne være et resultat av dens gravitasjonsinteraksjon med et eller annet nabolegeme, og sistnevnte i dette tilfellet burde ha en tilstrekkelig stor masse. På Bessels tid var en slik mørk følgesvenn av Sirius usynlig, den ble optisk oppdaget først i 1862. Det viste seg å være en hvit dverg, kalt Sirius-B, mens Sirius selv ble kalt Sirius-A.
Tettheten av materie i universet ρ kan estimeres fra observasjoner av bevegelsen til individuelle galakser. Vanligvis er ρ gitt i enheter av den såkalte kritiske tettheten ρ med:

I denne formelen er G gravitasjonskonstanten, H er Hubble-konstanten, som er kjent med en liten nøyaktighet (0,4)< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR er Hubble-formelen for ekspansjonshastigheten til universet,
H = 100 t km∙s -1 ∙Mps -1 .

For ρ > ρ s er universet lukket, dvs. gravitasjonskraften er sterk nok til at universets ekspansjon kan erstattes av sammentrekning.
Dermed er den kritiske tettheten gitt av:

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 h 2 g ∙ cm -3.

Den kosmologiske tettheten Ω = ρ/ρ s bestemt fra dynamikken til galaktiske klynger og superklynger er 0,1< Ω < 0.3.
Fra observasjonen av arten av fjerningen av store områder av universet ved hjelp av den infrarøde astronomiske satellitten IRAS, ble det oppnådd at 0,25< Ω < 2.
På den annen side gir estimatet av baryontettheten Ω b fra lysstyrken til galakser en mye mindre verdi: Ω b< 0.02.
Dette misforholdet tas vanligvis som en indikasjon på eksistensen av usynlig materie.
Den siste tiden har det blitt viet mye oppmerksomhet til problemet med å søke etter mørk materie. Når alle former for baryonisk materie tas i betraktning, som interplanetært støv, brune og hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull, viser det seg at det trengs en betydelig andel ikke-baryonisk materie for å forklare alle de observerte fenomenene. Denne uttalelsen forblir gyldig selv etter å ha tatt hensyn til moderne data om de såkalte MACHO-objektene ( MA ssive C kompakt H alo O bjects er massive kompakte galaktiske objekter) oppdaget ved hjelp av effekten av gravitasjonslinser.

. Bevis for eksistensen av mørk materie

2.1. Galaktiske rotasjonskurver

Når det gjelder spiralgalakser, bestemmes rotasjonshastigheten til individuelle stjerner rundt sentrum av galaksen ut fra betingelsene for konstante baner. Sette likhetstegn mellom sentrifugal- og gravitasjonskrefter:

for rotasjonshastigheten har vi:

der M r er hele massen av materie innenfor en kule med radius r. Ved ideell sfærisk eller sylindrisk symmetri, kompenseres påvirkningen av massen som ligger utenfor denne sfæren gjensidig. I den første tilnærmingen kan det sentrale området av galaksen betraktes som sfærisk, dvs.

hvor ρ er gjennomsnittlig tetthet.
I den indre delen av galaksen forventes en lineær økning i rotasjonshastigheten med økende avstand fra sentrum. I det ytre området av galaksen er massen M r praktisk talt konstant, og avstandsavhengigheten til hastigheten tilsvarer tilfellet med en punktmasse i sentrum av galaksen:

Rotasjonshastigheten v(r) bestemmes for eksempel ved å måle Doppler-forskyvningen i emisjonsspekteret til He-II-regioner rundt O-stjerner. Oppførselen til de eksperimentelt målte rotasjonskurvene til spiralgalakser tilsvarer ikke en reduksjon i v(r) med økende radius. Studiet av 21-cm-linjen (overgang av den hyperfine strukturen i hydrogenatomet) sendt ut av interstellar materie førte til et lignende resultat. Konstansen til v(r) ved store verdier av radien betyr at massen M r også øker med økende radius: M r ~ r. Dette indikerer tilstedeværelsen av usynlig materie. Stjerner beveger seg raskere enn du forventer basert på den tilsynelatende mengden materie.
Basert på denne observasjonen ble det postulert eksistensen av en sfærisk mørk materie-halo som omgir galaksen og ansvarlig for den ikke-avtagende oppførselen til rotasjonskurvene. I tillegg kan en sfærisk halo bidra til stabiliteten til galaksens skiveform og bekrefte hypotesen om dannelsen av galakser fra en sfærisk protogalakse. Modellberegninger utført for Melkeveien, som det var mulig å reprodusere rotasjonskurvene med, tatt i betraktning tilstedeværelsen av en halo, indikerer at en betydelig del av massen burde være i denne haloen. Bevis til fordel for eksistensen av sfæriske glorier er også gitt av kulehoper - sfæriske klynger av stjerner, som er de eldste objektene i galaksen og som er fordelt sfærisk.
En fersk studie av gjennomsiktigheten til galakser sår imidlertid tvil om dette bildet. Ved å vurdere graden av tilsløring av spiralgalakser som en funksjon av helningsvinkelen, kan man konkludere med at slike objekter er gjennomsiktige. Hvis galaksen var helt gjennomsiktig, ville dens totale lysstyrke ikke avhenge av vinkelen denne galaksen blir observert i, siden alle stjernene ville vært like godt synlige (bortsett fra størrelsen på stjernene). På den annen side betyr en konstant overflatelysstyrke at galaksen ikke er gjennomsiktig. I dette tilfellet ser observatøren alltid bare de ytre stjernene, dvs. alltid det samme antallet per overflateenhet, uavhengig av synsvinkelen. Det ble eksperimentelt fastslått at overflatelysstyrken forblir konstant i gjennomsnitt, noe som kan indikere den nesten fullstendige opasiteten til spiralgalakser. I dette tilfellet er bruken av optiske metoder for å bestemme massetettheten til universet ikke helt nøyaktig. En grundigere analyse av måleresultatene førte til konklusjonen om molekylære skyer som et absorberende materiale (diameteren deres er ca. 50 ps og temperaturen er ca. 20 K). I følge Wiens forskyvningslov skal slike skyer stråle i submillimeterområdet. Dette resultatet kan gi en forklaring på oppførselen til rotasjonskurver uten antakelse om ekstra eksotisk mørk materie.
Bevis for eksistensen av mørk materie er også funnet i elliptiske galakser. Gassformige haloer med temperaturer rundt 10 7 K er påvist fra røntgenabsorpsjonen. Hastighetene til disse gassmolekylene er større enn ekspansjonshastigheten:

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

forutsatt at massene deres tilsvarer lysstyrken. For elliptiske galakser er forholdet mellom masse og lysstyrke omtrent to størrelsesordener større enn solens, som er et typisk eksempel på en gjennomsnittlig stjerne. En så stor verdi er vanligvis forbundet med eksistensen av mørk materie.

2.2. Dynamikk til galaksehoper

Dynamikken til galaksehoper vitner til fordel for eksistensen av mørk materie. Når bevegelsen til et system hvis potensielle energi er en homogen funksjon av koordinater forekommer i et begrenset romlig område, er de tidsgjennomsnittlige verdiene til kinetiske og potensielle energier relatert til hverandre av virial teoremet. Den kan brukes til å beregne tettheten av materie i klynger av et stort antall galakser.
Hvis den potensielle energien U er en homogen funksjon av radiusvektorene r i av grad k, så er U og kinetisk energi T relatert som 2T = kU . Siden T + U = E = E, følger det at

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

hvor E er den totale energien. For gravitasjonsinteraksjon (U ~ 1/r) k = -1, derfor 2T = -U . Den gjennomsnittlige kinetiske energien til en klynge av N galakser er gitt av:

T=N /2.

Disse N-galaksene kan samhandle med hverandre i par. Derfor er det N(N–1)/2 uavhengige par av galakser, hvis totale gjennomsnittlige potensielle energi har formen

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

For Nm = M og (N − 1) ≈ N for den dynamiske massen, får vi M ≈ 2 /G.
Gjennomsnittlige avstandsmålinger og gjennomsnittlig hastighet gi verdien av den dynamiske massen, som er omtrent to størrelsesordener høyere enn massen oppnådd fra analysen av lysstyrken til galakser. Dette faktum kan tolkes som et annet bevis til fordel for eksistensen av mørk materie.
Dette argumentet har også sine svake sider. Virialligningen er bare gyldig når den beregnes i gjennomsnitt over en lang tidsperiode, når lukkede systemer er i likevekt. Imidlertid er målinger av galaksehoper noe som øyeblikksbilder. Dessuten er klynger av galakser ikke lukkede systemer, de er forbundet med hverandre. Til slutt er det ikke klart om de har nådd en likevektstilstand eller ikke.

2.3. Kosmologisk bevis

Definisjonen av den kritiske tettheten ρ s ble gitt ovenfor. Formelt kan det oppnås på grunnlag av newtonsk dynamikk ved å beregne den kritiske ekspansjonshastigheten til en sfærisk galakse:

Relasjonen for ρ c følger av uttrykket for E hvis vi antar at H = r"/r = ​​​​v/r.
Beskrivelsen av dynamikken i universet er basert på Einsteins feltligninger (General Relativity Theory - General Relativity). De er noe forenklet under antagelsen om homogenitet og isotropi av rommet. I Robertson-Walker-metrikken er det infinitesimale linjeelementet gitt av:

hvor r, θ, φ er de sfæriske koordinatene til punktet. Frihetsgradene til denne metrikken er inkludert i parameteren k og skalafaktoren R. Verdien av k tar bare diskrete verdier (hvis fraktal geometri ikke tas i betraktning) og avhenger ikke av tid. Verdien k er en karakteristikk av universets modell (k = -1 - hyperbolsk metrikk (åpent univers), k = 0 - euklidisk metrikk (flat univers), k = +1 - sfærisk metrisk (lukket univers)).
Universets dynamikk er fullstendig spesifisert av skaleringsfunksjonen R(t) (avstanden mellom to nabopunkter i rommet med koordinatene r, θ, φ endres med tiden som R(t)). Når det gjelder en sfærisk metrikk, er R(t) universets radius. Denne skalafunksjonen tilfredsstiller Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningene:

hvor p(t) er det totale trykket og Λ er den kosmologiske konstanten, som tolkes innenfor rammen av moderne kvantefeltteorier som vakuumenergitettheten. Vi antar videre at Λ = 0, som ofte gjøres for å forklare eksperimentelle fakta uten å introdusere mørk materie. Koeffisienten R 0 "/R 0 bestemmer Hubble-konstanten H 0 , der indeksen "0" markerer de moderne verdiene for de tilsvarende mengdene. og et lukket univers (denne verdien, som det var, skiller scenariet der Universet ekspanderer for alltid, fra scenariet når universet forventes å kollapse på slutten av fasen med midlertidig ekspansjon):

Ofte brukt tetthetsparameter

hvor q 0 er bremseparameteren: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Dermed er tre tilfeller mulige:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − flatt univers,
Ω 0 > 1 − lukket univers.
Målinger av tetthetsparameteren ga et estimat: Ω 0 ≈ 0,2, på grunnlag av hvilket universets åpne karakter burde vært forventet. Imidlertid er en rekke teoretiske ideer vanskelige å forene med universets åpenhet, for eksempel det såkalte "flathetsproblemet" og galaksenes tilblivelse.

Flathetsproblem

Som man kan se, er universets tetthet veldig nær kritisk. Det følger av Einstein-Friedmann-Lemaitre-ligningene (for Λ = 0) at

Siden tettheten ρ(t) er proporsjonal med 1/R(t)3, så har vi ved å bruke uttrykket for Ω 0 (k er ikke lik 0):

Dermed er verdien av Ω ≈ 1 veldig ustabil. Ethvert avvik fra en perfekt flat sak øker kraftig etter hvert som universet utvider seg. Dette betyr at på tidspunktet for den opprinnelige atomfusjonen, må universet ha vært mye flatere enn det er nå.
En mulig løsning på dette problemet er gitt i inflasjonsmodeller. Det antas at utvidelsen av det tidlige universet (mellom 10 -34 s og 10 -31 s etter Big Bang) skjedde eksponentielt i inflasjonsfasen. I disse modellene er tetthetsparameteren vanligvis ikke avhengig av tid (Ω = 1). Det er imidlertid teoretiske indikasjoner på at verdien av tetthetsparameteren i intervallet 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genesis av galakser

For tilblivelsen av galakser er tetthetsinhomogeniteter nødvendig. Galakser burde ha oppstått i slike romlige områder hvor tetthetene var større enn rundt, slik at som et resultat av gravitasjonsinteraksjon hadde disse områdene tid til å gruppere seg raskere enn deres sjeldenhet skjedde på grunn av den generelle ekspansjonen.
Imidlertid kunne denne typen akkumulering av materie begynne først etter dannelsen av atomer fra kjerner og elektroner, dvs. ca. 150 000 år etter Big Bang ved temperaturer på ca. 3000 K (fordi materie og stråling i de tidlige stadiene var i en tilstand av dynamisk likevekt: enhver resulterende koagel av materie ble umiddelbart ødelagt under påvirkning av stråling og samtidig stråling kunne ikke flykte fra materien). Betydelige svingninger i tettheten til vanlig materie på den tiden ble utelukket ned til et svært lavt nivå av isotropien til bakgrunnsstrålingen. Etter dannelsesstadiet av nøytrale atomer slutter strålingen å være i en termisk likevektstilstand med materie, og fluktuasjonene i materietettheten som oppstår etter dette finner ikke lenger sin refleksjon i strålingens natur.
Men hvis vi beregner utviklingen i tid av prosessen med kompresjon av materie, som akkurat da begynte, viser det seg at tiden som har gått siden da ikke er nok til at så store strukturer som galakser eller deres klynger skal ha tid til å dannes. Tilsynelatende er det nødvendig å kreve eksistensen av massive partikler som har forlatt tilstanden av termisk likevekt på et tidligere stadium, slik at disse partiklene har muligheten til å manifestere seg som noen kjerner for kondensering av vanlig materie rundt dem. Slike kandidater kan være de såkalte WIMP-partiklene. I dette tilfellet er det nødvendig å ta hensyn til kravet om at den kosmiske bakgrunnsstrålingen er isotrop. En liten anisotropi (10 -4) i CMB (temperatur ca. 2,7 K) ble nylig oppdaget ved hjelp av COBE-satellitten.

III. Dark Matter-kandidater

3.1. baryon mørk materie

Den mest åpenbare kandidaten for rollen som mørk materie kan være vanlig baryonisk materie, som ikke stråler ut og har en tilsvarende overflod. En mulighet kan realiseres med interstellar eller intergalaktisk gass. I dette tilfellet bør det imidlertid vises karakteristiske utslipps- eller absorpsjonslinjer, som ikke oppdages.
En annen kandidat kan være brune dverger - kosmiske kropper med masse mye mindre enn massen til solen (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.
Svært kompakte objekter i sluttfasen av stjerneutviklingen (hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull) kan også være en del av mørk materie. Siden praktisk talt hver stjerne når ett av disse tre siste stadiene i løpet av sin levetid, må mye av massen til tidligere og tyngre stjerner være tilstede i ikke-strålingsform som hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull. Noe av denne materien går tilbake til det interstellare rommet gjennom supernovaer eller andre måter og tar del i dannelsen av nye stjerner. I dette tilfellet bør man ikke ta hensyn til stjerner med massene M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Øvre grenser for mulig tetthet av baryonisk materie i universet kan fås fra data om den innledende kjernefysiske fusjonen, som begynte omtrent 3 minutter etter Big Bang. Av spesiell betydning er målinger av den nåværende forekomsten av deuterium −
(D/H) 0 ≈ 10 -5 , siden under den innledende kjernefysiske fusjonen var det hovedsakelig deuterium som ble dannet. Selv om deuterium også senere dukket opp som et mellomprodukt av kjernefusjonsreaksjoner, økte likevel ikke den totale mengden deuterium mye på grunn av dette. En analyse av prosessene som skjer på stadiet av tidlig kjernefysisk fusjon gir den øvre grensen − Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
På den annen side er det nå ganske klart at baryonisk materie i seg selv ikke er i stand til å tilfredsstille kravet Ω = 1, som følger av inflasjonsmodeller. I tillegg forblir problemet med galaksedannelse uløst. Alt dette fører til behovet for eksistensen av ikke-baryonisk mørk materie, spesielt når betingelsen Ω = 1 kreves for å være tilfredsstilt ved null kosmologisk konstant.

3.2. Ikke-baryonisk mørk materie

Teoretiske modeller gir et stort utvalg av mulige kandidater for rollen som ikke-baryonisk mørk materie, inkludert: lette og tunge nøytrinoer, supersymmetriske partikler av SUSY-modeller, aksioner, kosmioner, magnetiske monopoler, Higgs-partikler - de er oppsummert i tabellen. Tabellen inneholder også teorier som forklarer de eksperimentelle dataene uten å introdusere mørk materie (den tidsavhengige gravitasjonskonstanten i ikke-newtonsk gravitasjon og den kosmologiske konstanten). Betegnelser: DM - mørk materie, GUT - Grand Unification theory, SUSY - supersymmetriske teorier, SUGRA - supergravitasjon, QCD - kvantekromodynamikk, QED - kvanteelektrodynamikk, GR - generell relativitetsteori. Begrepet WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) brukes for å betegne partikler med en masse større enn noen få GeV/c 2 som kun deltar i svake interaksjoner. Tatt i betraktning nye målinger av den kosmiske bakgrunnsstrålingen fra COBE-satellitten og rødforskyvning ved bruk av IRAS-satellitten, ble nylig en studie av fordelingen av galakser på store avstander og dannelsen av storskala strukturer i vår galakse gjenopptatt. Basert på analysen av ulike modeller for strukturdannelse, ble det konkludert med at bare én tilfredsstillende modell av universet med Ω = 1 er mulig, der mørk materie har en blandet karakter: 70 % eksisterer i form av kald mørk materie og 30 % i form av varm mørk materie, sistnevnte består av to masseløse nøytrinoer og en nøytrino med en masse på 7,2 ± 2 eV. Dette betyr gjenopplivingen av den tidligere kasserte modellen av blandet mørk materie.

lette nøytrinoer

I motsetning til alle andre kandidater til rollen som mørk materie, har nøytrinoer en klar fordel: de er kjent for å eksistere. Deres utbredelse i universet er omtrent kjent. For at nøytrinoer skal være kandidater til rollen som mørk materie, må de utvilsomt ha masse. For å nå den kritiske tettheten til universet, må nøytrinomassene ligge i området flere GeV/c 2 eller i området fra 10 til 100 eV/c 2 .
Tunge nøytrinoer er også mulige som slike kandidater, siden det kosmologisk signifikante produktet m ν exp(-m ν /kT f) blir lite selv for store masser. Her er T f temperaturen der tunge nøytrinoer slutter å være i termisk likevekt. Denne Boltzmann-faktoren gir overflod av nøytrinoer med masse m ν i forhold til overflod av masseløse nøytrinoer.
For hver type nøytrino i universet er nøytrinotettheten relatert til fotontettheten ved forholdet n ν = (3/11)n γ . Strengt tatt er dette uttrykket bare gyldig for lette Majorana-nøytrinoer (for Dirac-nøytrinoer er det under visse omstendigheter nødvendig å introdusere en statistisk faktor lik to). Tettheten av fotoner kan bestemmes på bakgrunn av 3 K bakgrunnsstråling og når n γ ≈ 400 cm -3.

Partikkel	Vekt	Teori	Manifestasjon
G(R)	-	ikke-newtonsk gravitasjon	Gjennomsiktig DM i stor skala
Λ (romkonstant)	-	generell relativitetsteori	Ω=1 uten DM
Axion, merian, gullstein. boson	10 -5 eV	QCD; sim brudd. Pechei-Quina	Kald DM
Vanlig nøytrino	10-100 eV	MAGE	Hot DM
Lett higgsino, photino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafoton	20-400 eV	Modifisert QED	Varm, varm DM
Høyre nøytrinoer	500 eV	Supersvak interaksjon	Varm DM
Gravitino, etc.	500 eV	SUSY/SUGRA	Varm DM
Fotino, gravitino, axion, speil. partikler, simpson nøytrino	keV	SUSY/SUGRA	Varm/kald DM
Photino, sneutrino, higgsino, gluino, tung nøytrino	MeV	SUSY/SUGRA	Kald DM
skyggesak	MeV	SUSY/SUGRA	varm kald (som baryoner) DM
Preon	20-200 TeV	Sammensatte modeller	Kald DM
Monopoli	10 16 GeV	MAGE	Kald DM
Pyrgon, maximon, Perrys stang, newtoritt, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorier om høyere dimensjoner	Kald DM
Superstrenger	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Kald DM
Quark "nuggets"	10 15 g	QCD, GUT	Kald DM
Cosm. strenger, domenevegger	(10 8 -10 10)M søn	MAGE	Dannelsen av galakser bidrar kanskje ikke mye til
Cosmion	4-11 GeV	Nøytrinoproblemet	Dannelse av en strøm av nøytrinoer på solen
Svarte hull	10 15 -10 30 g	generell relativitetsteori	Kald DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Det viser seg at nøytrinomassetettheten er nær kritisk hvis tilstanden

hvor g ν er en statistisk faktor som tar i betraktning antall forskjellige helicitetstilstander for hver type nøytrino. For Majorana-nøytrinoer er denne faktoren lik 2. For Dirac-nøytrinoer skal den være lik 4. Imidlertid antas det vanligvis at de høyrehendte komponentene forlot termisk likevektstilstand mye tidligere, så vi kan også anta at g ν = 2 for Dirac-tilfellet også.
Siden nøytrinotettheten er av samme størrelsesorden som fotontettheten, er det omtrent 10 9 ganger flere nøytrinoer enn baryoner, så selv en liten masse nøytrinoer kan bestemme dynamikken i universet. For å oppnå Ω = ρ ν /ρ с = 1 kreves det nøytrinomasser m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, der N ν er antall typer lette nøytrinoer. De eksperimentelle øvre grensene for massene til de tre kjente typene nøytrinoer er: m(ν e)< 7.2 эВ/c 2 , m(ν μ) < 250 кэВ/c 2 , m(ν τ) < 31 МэВ/c 2 . Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10 10 К (что отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в которой доминируют частицы массой m i , согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет гравитационных сил, равна

I et univers dominert av nøytrinoer kunne den nødvendige kompresjonsgraden etableres på et relativt sent stadium, de første strukturene ville tilsvare superklynger av galakser. Dermed kan klynger av galakser og galakser utvikle seg ved å fragmentere disse primærstrukturene (top-down modell). Imidlertid reiser denne tilnærmingen problemer når man vurderer dannelsen av svært små strukturer som dverggalakser. For å forklare dannelsen av ganske massive sammentrekninger, er det også nødvendig å ta hensyn til Pauli-prinsippet for fermioner.

Tunge nøytrinoer

I følge LEP- og SLAC-data relatert til presisjonsmålinger av Z 0 - bosonnedbrytningsbredden, er det bare tre typer lette nøytrinoer og eksistensen av tunge nøytrinoer opp til masser på 45 GeV/c 2 er utelukket.
Når nøytrinoer med så store masser forlot tilstanden av termisk likevekt, hadde de allerede ikke-relativistiske hastigheter, og det er derfor de kalles partikler av kald mørk materie. Tilstedeværelsen av tunge nøytrinoer kan føre til tidlig gravitasjonssammentrekning av materie. I dette tilfellet vil mindre strukturer dannes først. Klynger og superklynger av galakser ville ha dannet seg senere ved å akkumulere separate grupper av galakser (bottom-up-modell).

aksioner

Aksjoner er hypotetiske partikler som oppstår i forbindelse med problemet med CP-brudd i den sterke interaksjonen (θ-problemet). Eksistensen av en slik pseudoskalar partikkel skyldes brudd på Pechei-Kuin kirale symmetri. Massen til en aksion er gitt av

Samspillet med fermioner og gauge bosoner er beskrevet av følgende koblingskonstanter, henholdsvis:

Aksjonsnedbrytningskonstant f a bestemmes av vakuumforventningsverdien til Higgs-feltet. Fordi f a er en fri konstant som kan ta hvilken som helst verdi mellom den elektrosvake og Planck-skalaen, så varierer de mulige verdiene til aksionsmassene med 18 størrelsesordener. Det skilles mellom DFSZ-aksioner, som interagerer direkte med elektroner, og de såkalte hadroniske aksionene, som kun samhandler med elektroner i den første orden av forstyrrelsesteori. Det antas generelt at aksioner utgjør kald mørk materie. For at deres tetthet ikke skal overstige den kritiske, er det nødvendig å ha f en< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV er allerede utelukket eksperimentelt, andre varianter med mindre masser og følgelig store koblingsparametere er også betydelig begrenset av forskjellige data, først og fremst astrofysiske.

Supersymmetriske partikler

De fleste supersymmetriske teorier inneholder én stabil partikkel, som er en ny kandidat for mørk materie. Eksistensen av en stabil supersymmetrisk partikkel følger av bevaringen av det multiplikative kvantetallet - den såkalte R-pariteten, som tar verdien +1 for vanlige partikler, og -1 for deres superpartnere. Det er R-paritet fredningslov. I henhold til denne bevaringsloven kan SUSY-partikler bare dannes i par. SUSY-partikler kan bare forfalle til et odde antall SUSY-partikler. Derfor må den letteste supersymmetriske partikkelen være stabil.
Det er mulig å bryte R-paritetsvernloven. Kvantetallet R er relatert til baryontallet B og leptontallet L ved forholdet R = (–1) 3B+L+2S , hvor S er partikkelens spinn. Med andre ord, brudd på B og/eller L kan føre til ikke-konservering av R-paritet. Det er imidlertid svært stramme grenser for muligheten for brudd på R-paritet.
Det antas at den letteste supersymmetriske partikkelen (LSP) ikke tar del i det elektromagnetiske, men i det sterke samspillet. Ellers ville den kombineres med vanlig materie og fremstå som en uvanlig tung partikkel for øyeblikket. Da ville mengden av en slik LSP, normalisert til protonets overflod, være lik 10 -10 for den sterke interaksjonen, og 10 -6 for den elektromagnetiske. Disse verdiene motsier de eksperimentelle øvre grensene: 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.
Blant de mulige kandidatene til rollen som den letteste nøytrale supersymmetriske partikkelen er photino (S = 1/2) og zino (S = 1/2), som vanligvis kalles geijino, samt higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) og gravitino (S = 3/2). I de fleste teorier er en LSP-partikkel en lineær kombinasjon av spinn 1/2 SUSY-partiklene nevnt ovenfor. Massen til denne såkalte nøytralinoen bør mest sannsynlig være mer enn 10 GeV/c 2 . Betraktningen av SUSY-partikler som mørk materie er av spesiell interesse, siden de dukket opp i en helt annen kontekst og ikke ble spesifikt introdusert for å løse problemet med (ikke-baryonisk) mørk materie. Cosmions Kosmioner ble opprinnelig introdusert for å løse problemet med solnøytrinoer. På grunn av deres høye hastighet passerer disse partiklene nesten uhindret gjennom stjernens overflate. I den sentrale delen av stjernen kolliderer de med kjernene. Hvis tapet av energi er stort nok, kan de ikke forlate denne stjernen igjen og samle seg i den over tid. Inne i solen påvirker fangede kosmioner naturen til energioverføring og bidrar dermed til avkjøling av den sentrale delen av solen. Dette ville føre til en lavere sannsynlighet for å produsere nøytrinoer fra 8 V og ville forklare hvorfor nøytrinofluksen målt på jorden er mindre enn forventet. For å løse dette nøytrinoproblemet må kosmionmassen ligge i området fra 4 til 11 GeV/c 2 og reaksjonstverrsnittet for samspillet mellom kosmioner og materie må ha en verdi på 10 -36 cm 2 . Imidlertid ser de eksperimentelle dataene ut til å utelukke en slik løsning på problemet med solnøytrinoer.

Topologiske defekter i rom-tid

I tillegg til de ovennevnte partiklene kan topologiske defekter også bidra til mørk materie. Det antas at i det tidlige universet ved t ≈ 10–36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, skjedde GUT-symmetribrudd, noe som førte til separasjon av interaksjonene beskrevet av SU(3) og SU (2)×U-grupper (en). Det 24-dimensjonale Higgs-feltet fikk en viss innretting, og orienteringen av fasevinklene for spontan symmetribrudd forble vilkårlig. Som en konsekvens av denne faseovergangen burde det ha dannet seg romlige regioner med ulik orientering. Disse områdene utvidet seg over tid og kom etter hvert i kontakt med hverandre.
I følge moderne konsepter dannet det seg topologisk stabile defektpunkter på grenseoverflatene, der regioner med forskjellige orienteringer møttes. De kan ha dimensjoner fra null til tre og bestå av et vakuum av ubrutt symmetri. Etter å ha brutt symmetrien, har dette innledende vakuumet en veldig høy energi- og materietetthet.
De viktigste er punktlignende defekter. De må bære en isolert magnetisk ladning, dvs. være magnetiske monopoler. Massen deres er relatert til faseovergangstemperaturen og er omtrent 10 16 GeV/c 2 . Så langt, til tross for intensive søk, er det ikke registrert eksistensen av slike gjenstander.
I likhet med magnetiske monopoler kan det også dannes lineære defekter, kosmiske strenger. Disse trådformede gjenstandene har en karakteristisk lineær massetetthet i størrelsesorden 10 22 g⋅cm–1 og kan enten være lukkede eller åpne. På grunn av gravitasjonsattraksjon kunne de tjene som frø for kondensering av materie, som et resultat av at galakser ble dannet.
Større masser vil gjøre det mulig å oppdage slike strenger gjennom effekten av gravitasjonslinser. Strengene ville bøye det omkringliggende rommet på en slik måte at et dobbeltbilde av objektene bak dem ville bli skapt. Lys fra svært fjerne galakser kan avledes av denne strengen i henhold til lovene til den generelle tyngdekraftsteorien. En observatør på jorden ville se to tilstøtende speilbilder av galakser med identisk spektral sammensetning. Denne effekten av gravitasjonslinser har allerede blitt oppdaget for fjerne kvasarer, da galaksen mellom kvasaren og jorden fungerte som en gravitasjonslinse.
Muligheten for tilstedeværelsen av en superledende tilstand i kosmiske strenger er også diskutert. Elektrisk ladede partikler, som elektroner, i et symmetrisk vakuum vil strenger være masseløse, fordi de får massene sine kun som et resultat av symmetribrudd på grunn av Higgs-mekanismen. Dermed kan partikkel-antipartikkel-par som beveger seg med lysets hastighet opprettes her med svært lite energitilførsel. Resultatet er en superledende strøm. Superledende strenger kan gå over i en eksitert tilstand gjennom interaksjon med ladede partikler, fjerning av denne eksitasjonen vil bli utført ved å sende ut radiobølger.
Høyere dimensjonale defekter vurderes også, inkludert todimensjonale "domenevegger" og spesielt tredimensjonale defekter eller "teksturer". Andre eksotiske kandidater

1. Skyggesak. Under antagelsen om at strenger er endimensjonale utvidede objekter, blir det gjort forsøk i superstrengteorier for å gjenskape suksessen til supersymmetriske modeller med å eliminere divergenser også i tyngdekraften og å trenge inn i energiområder utenfor Planck-massen. Fra et matematisk synspunkt kan superstrengteorier fri for anomalier kun oppnås for målegruppene SO(32) og E 8 *E 8" . Sistnevnte deler seg i to sektorer, hvorav den ene beskriver vanlig materie, mens den andre tilsvarer skyggestoff (E 8"). Disse to sektorene kan samhandle med hverandre kun gravitasjonsmessig.
2. "Quark Nuggets" ble foreslått i 1984. Dette er stabile makroskopiske objekter av kvarkstoff, bestående av u-, d- og s-kvarker. Tetthetene til disse objektene ligger i kjernetetthetsområdet på 10 15 g/cm 3 , og massene deres kan variere fra flere GeV/c 2 til nøytronstjernemasser. De dannes under en hypotetisk QCD-faseovergang, men anses vanligvis som svært usannsynlig.

3.3. Modifiserte teorier (kosmologisk konstant, MOND-teori, tidsavhengig gravitasjonskonstant)

Opprinnelig ble den kosmologiske konstanten Λ introdusert av Einstein i feltligningene for generell relativitet for å sikre, i henhold til datidens syn, universets stasjonaritet. Etter Hubbles oppdagelse på slutten av 20-tallet av vårt århundre av utvidelsen av universet, viste det seg imidlertid å være overflødig. Derfor begynte de å anta at Λ = 0. Men i rammen av moderne feltteorier tolkes denne kosmologiske konstanten som vakuumenergitettheten ρ v . Følgende ligning gjelder:

Tilfellet Λ = 0 tilsvarer antakelsen om at vakuumet ikke bidrar til energitettheten. Dette bildet tilsvarer ideene til klassisk fysikk. I kvantefeltteorien inneholder vakuumet ulike kvantefelt som er i en tilstand med lavest energi, som ikke nødvendigvis er lik null.
Ta hensyn til den kosmologiske konstanten som ikke er null, ved å bruke relasjonene

vi får en lavere kritisk tetthet og en større verdi av tetthetsparameteren enn forventet i henhold til formlene ovenfor. Astronomiske observasjoner basert på galakseteller gir en øvre grense for den nåværende kosmologiske konstanten
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

hvor for H 0,max brukes verdien 100 km∙s –1 ∙Mps –1. Mens en ikke-null kosmologisk konstant har vist seg nødvendig for å tolke den tidlige fasen av evolusjonen, har noen forskere konkludert med at en ikke-null Λ kan spille en rolle i senere stadier av universet.
Kosmologisk konstant

kan føre til verdien Ω(Λ = 0), men faktisk Ω(Λ ≠ 0). Parameteren Ω(Λ = 0) bestemt fra ρ 0 vil gi Ω = 1, som kreves i inflasjonsmodeller, forutsatt at den kosmologiske konstanten er lik

Bruken av tallverdiene H 0 = 75 ± 25 km s −1 ∙ Mps −1 og Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 fører til
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Vakuumenergitettheten som tilsvarer denne verdien kan løse motsetningen mellom den observerte verdien av tetthetsparameteren og verdien Ω = 1 som kreves av moderne teorier.
I tillegg til å introdusere en kosmologisk konstant som ikke er null, er det andre modeller som fjerner i det minste noen av problemene uten å involvere hypotesen om mørk materie.

Theory MOND (Modified Newtonian Dynamics)

Denne teorien antar at tyngdeloven skiller seg fra den vanlige Newtonske formen og er som følger:

I dette tilfellet vil tiltrekningskraften være større og må kompenseres av en raskere periodisk bevegelse, som er i stand til å forklare den flate oppførselen til rotasjonskurvene.

Gravitasjonskonstant avhengig av tid

Tidsavhengigheten til gravitasjonskonstanten G(t) kan ha stor betydning for prosessen med galaksedannelse. Imidlertid har presisjonsmålinger så langt ikke gitt noen indikasjon på den tidsmessige variasjonen til G.

Litteratur

1. G.V. Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt. "Ikke-akseleratorfysikk til elementærpartikler".
2. C. Naranyan. "Generell astrofysikk og kosmologi".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.

>

Hva har skjedd mørk materie og mørk energi Univers: romstruktur med et bilde, volum i prosent, innflytelse på objekter, forskning, utvidelse av universet.

Omtrent 80 % av rommet er representert av materiale som er skjult for direkte observasjon. Dette handler om mørk materie- et stoff som ikke produserer energi og lys. Hvordan forsto forskerne at det dominerer?

På 1950-tallet begynte forskere å aktivt studere andre galakser. I løpet av analysene ble det lagt merke til at universet er fylt med mer materiale enn det som kan fanges opp av det "synlige øyet". Tilhengere av mørk materie dukket opp hver dag. Selv om det ikke var noen direkte bevis på eksistensen av det, vokste teoriene, og det samme gjorde observasjonens omveier.

Materialet vi ser kalles baryonisk materie. Det er representert av protoner, nøytroner og elektroner. Det antas at mørk materie er i stand til å kombinere baryonisk og ikke-baryonisk materie. For at universet skal forbli i sin vanlige integritet, må mørk materie være i mengden 80 %.

Unnvikende materie kan være utrolig vanskelig å finne hvis den inneholder baryonisk materie. Blant søkerne kalles brune og hvite dverger, samt nøytronstjerner. Supermassive sorte hull kan også øke forskjellen. Men de burde ha hatt mer effekt enn det forskerne har sett. Det er de som tror at mørk materie må bestå av noe mer uvanlig og sjeldent.

Sammensatt Hubble-bilde som viser den spøkelsesaktige ringen av mørk materie i Cl 0024+17 galaksehopen

Det meste av den vitenskapelige verden tror at det ukjente stoffet hovedsakelig er representert av ikke-baryonisk materie. Den mest populære kandidaten er WIMPS (svak kontakt med massive partikler), hvis masse er 10-100 ganger større enn et proton. Men deres interaksjon med vanlig materie er for svak, noe som gjør det vanskeligere å finne.

Nøytrinoer vurderes nå nøye - massive hypotetiske partikler som er større enn nøytrinoer i masse, men som utmerker seg ved sin langsomhet. De er ikke funnet ennå. Det mindre nøytrale aksiomet og uberørte fotoner tas også i betraktning som alternativer.

Et annet alternativ er utdatert kunnskap om tyngdekraften som må oppdateres.

Usynlig mørk materie og mørk energi

Men, hvis vi ikke ser noe, hvordan kan vi bevise at det eksisterer? Og hvorfor bestemte vi oss for at mørk materie og mørk energi er noe ekte?

Massen til store objekter beregnes ut fra deres romlige forskyvning. På 1950-tallet antok forskere som så på spiralgalakser at materiale nær sentrum ville bevege seg mye raskere enn fjerntliggende materiale. Men det viste seg at stjernene beveget seg med samme hastighet, noe som betyr at det var mye mer masse enn tidligere antatt. Den studerte gassen i elliptiske typer viste de samme resultatene. Den samme konklusjonen foreslo seg selv: Hvis vi bare skulle fokusere på den synlige massen, ville galaktiske klynger ha kollapset for lenge siden.

Albert Einstein var i stand til å bevise at store objekter i universet er i stand til å bøye og forvrenge lysstråler. Dette gjorde at de kunne brukes som en naturlig forstørrelseslinse. Ved å undersøke denne prosessen var forskerne i stand til å lage et kart over mørk materie.

Det viser seg at det meste av vår verden er representert av et fortsatt unnvikende stoff. Du vil lære mer interessante ting om mørk materie hvis du ser videoen.

Mørk materie

Fysiker Dmitry Kazakov om den generelle energibalansen til universet, teorien om skjult masse og mørk materiepartikler:

Hvis vi snakker om materie, så leder sikkert den mørke prosentvis. Men generelt tar det bare en fjerdedel av alt. Universet florerer mørk energi.

Siden Big Bang har verdensrommet startet en ekspansjonsprosess som fortsetter i dag. Forskerne trodde at den innledende energien til slutt ville gå tom og den ville avta. Men fjerne supernovaer demonstrerer at verdensrommet ikke stopper opp, men tar fart. Alt dette er bare mulig hvis energimengden er så stor at den overvinner gravitasjonspåvirkningen.

Mørk materie og mørk energi: klargjøring av gåten

Vi vet at universet, for det meste, er representert av mørk energi. Dette er en mystisk kraft som får verdensrommet til å øke ekspansjonshastigheten til universet. En annen mystisk komponent er mørk materie, som opprettholder kontakt med objekter kun ved hjelp av tyngdekraften.

Forskere kan ikke se mørk materie direkte, men effektene er tilgjengelige for å studere. De klarer å fange opp lys som bøyes av gravitasjonskraften til usynlige objekter (gravitasjonslinser). Legg også merke til øyeblikkene da stjernen gjør revolusjoner rundt galaksen mye raskere enn den burde.

Alt dette skyldes tilstedeværelsen av en enorm mengde unnvikende stoff som påvirker masse og hastighet. Faktisk er dette stoffet innhyllet i hemmeligheter. Det viser seg at forskere er mer sannsynlig å si ikke hva som står foran dem, men hva "det" ikke er.

Denne collagen viser bilder av seks forskjellige galaksehoper tatt med NASAs Hubble-romteleskop. Klynger ble oppdaget under forsøk på å studere oppførselen til mørk materie i galaksehoper når de kolliderer.

Mørk materie... mørk. Den produserer ikke lys og blir ikke observert i direkte visning. Derfor utelukker vi stjerner og planeter.

Den fungerer ikke som en sky av vanlig materie (slike partikler kalles baryoner). Hvis baryoner var tilstede i mørk materie, ville det manifestere seg i direkte observasjon.

Vi utelukker også sorte hull, fordi de fungerer som gravitasjonslinser som sender ut lys. Forskere observerer ikke nok linsehendelser til å beregne mengden mørk materie som bør være tilstede.

Selv om universet er et stort sted, startet det hele med de minste strukturene. Det antas at mørk materie begynte å kondensere for å lage "byggesteiner" med normal materie, og produsere de første galaksene og klynger.

For å finne mørk materie bruker forskere forskjellige metoder:

• Large Hadron Collider.
• instrumenter som WNAP og Planck romobservatoriet.
• direkte gjennomgangseksperimenter: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP og ArDM.
• indirekte deteksjon: gammastråledetektorer (Fermi), nøytrinoteleskoper (IceCube), antimateriedetektorer (PAMELA), røntgen- og radiosensorer.

Søkemetoder for mørk materie

Fysiker Anton Baushev om svake interaksjoner mellom partikler, radioaktivitet og leting etter spor etter utslettelse:

Dykke dypere inn i mysteriet med mørk materie og mørk energi

Mer enn en gang har forskere ikke vært i stand til bokstavelig talt å se mørk materie, fordi den ikke kommer i kontakt med baryonisk materie, noe som betyr at den forblir unnvikende for lys og andre varianter av elektromagnetisk stråling. Men forskere er sikre på dens tilstedeværelse, da de observerer virkningen på galakser og klynger.

Standard fysikk sier at stjerner som befinner seg ved kantene av en spiralgalakse bør bremse ned. Men det viser seg at det dukker opp stjerner hvis hastighet ikke følger prinsippet om plassering i forhold til sentrum. Dette kan bare forklares med det faktum at stjernene føler påvirkningen fra den usynlige mørke materien i glorien rundt galaksen.

Tilstedeværelsen av mørk materie er også i stand til å tyde noen av illusjonene observert i de universelle dypet. For eksempel tilstedeværelsen av merkelige ringer og lysbuer i galakser. Det vil si at lys fra fjerne galakser passerer gjennom forvrengningen og forsterkes av et usynlig lag med mørk materie (gravitasjonslinser).

Så langt har vi noen ideer om hva mørk materie er. Hovedideen er eksotiske partikler som ikke er i kontakt med vanlig materie og lys, men har kraft i gravitasjonsforstand. Nå jobber flere grupper (noen bruker Large Hadron Collider) med å lage mørk materiepartikler for å studere dem i laboratoriet.

Andre mener at påvirkningen kan forklares med en grunnleggende modifikasjon av gravitasjonsteorien. Da får vi flere former for tyngdekraft, som skiller seg vesentlig fra det vanlige bildet og lovene som er fastsatt av fysikken.

Det ekspanderende universet og mørk energi

Situasjonen med mørk energi er enda mer komplisert, og selve oppdagelsen på 1990-tallet ble uforutsigbar. Fysikere har alltid trodd at tyngdekraften jobber for å bremse og en dag kan stoppe prosessen med universell ekspansjon. To lag tok opp fartsmålingen på en gang, og begge, til deres overraskelse, avslørte akselerasjon. Det er som om du kaster et eple i luften og du vet at det kommer til å falle ned, og at det blir lenger og lenger unna deg.

Det ble klart at en viss kraft påvirker akselerasjonen. Dessuten ser det ut til at jo bredere universet er, jo mer "kraft" mottar denne kraften. Forskere bestemte seg for å betegne det som mørk energi.

Den teoretiske konstruksjonen i fysikk, kalt standardmodellen, beskriver samspillet mellom alle elementærpartikler kjent for vitenskapen. Men dette er bare 5 % av stoffet som eksisterer i universet, mens de resterende 95 % er av helt ukjent natur. Hva er denne hypotetiske mørke materien og hvordan prøver forskere å oppdage den? Hayk Hakobyan, student ved Moskva-instituttet for fysikk og teknologi og ansatt ved Institutt for fysikk og astrofysikk, forteller om dette innenfor rammen av et spesielt prosjekt.

Standardmodellen av elementærpartikler, endelig bekreftet etter oppdagelsen av Higgs-bosonet, beskriver de grunnleggende interaksjonene (elektrosvake og sterke) mellom vanlige partikler kjent for oss: leptoner, kvarker og interaksjonsbærere (bosoner og gluoner). Imidlertid viser det seg at all denne enorme komplekse teorien bare beskriver omtrent 5-6% av all materie, mens resten ikke passer inn i denne modellen. Observasjoner fra de tidligste øyeblikkene i universets liv viser oss at omtrent 95 % av materien som omgir oss er av en helt ukjent natur. Med andre ord, vi ser indirekte tilstedeværelsen av denne skjulte materien på grunn av dens gravitasjonspåvirkning, men så langt har det ikke vært mulig å fange den direkte. Dette fenomenet med skjult masse har fått kodenavnet "mørk materie".

Moderne vitenskap, spesielt kosmologi, arbeider etter den deduktive metoden til Sherlock Holmes

Nå er hovedkandidaten fra WISP-gruppen aksionen, som oppstår i teorien om sterk interaksjon og har en veldig liten masse. En slik partikkel er i stand til å forvandle seg til et foton-foton-par i høye magnetiske felt, noe som gir hint om hvordan man kan prøve å oppdage den. ADMX-eksperimentet bruker store kamre som skaper et magnetfelt på 80 000 gauss (det er 100 000 ganger jordens magnetfelt). I teorien skal et slikt felt stimulere nedbrytningen av aksionen til et foton-foton-par, som detektorene skal fange. Til tross for mange forsøk, har WIMPs, aksioner eller sterile nøytrinoer ennå ikke blitt oppdaget.

Dermed har vi reist gjennom et stort antall forskjellige hypoteser som søker å forklare den merkelige tilstedeværelsen av en mørk masse, og etter å ha avvist alt umulig ved hjelp av observasjoner, har vi kommet til flere mulige hypoteser som vi allerede kan jobbe med.

Et negativt resultat i vitenskapen er også et resultat, siden det begrenser de forskjellige parametrene til partikler, for eksempel eliminerer det rekkevidden av mulige masser. Fra år til år gir flere og flere nye observasjoner og eksperimenter med akseleratorer nye, strengere grenser for massen og andre parametere til mørk materiepartikler. Dermed kaster vi ut alle de umulige alternativene og begrenser sirkelen av søk, dag for dag nærmer vi oss å forstå hva 95% av saken i universet vårt består av.

Det er kjent at mørk materie interagerer med en "lysende" (baryon), i det minste på en gravitasjonsmessig måte, og er et medium med en gjennomsnittlig kosmologisk tetthet flere ganger høyere enn tettheten til baryoner. Sistnevnte er fanget i gravitasjonsbrønnene med mørk materiekonsentrasjoner. Derfor, selv om mørk materie partikler ikke interagerer med lys, sendes lys ut fra der det er mørk materie. Denne bemerkelsesverdige egenskapen til gravitasjonsustabilitet har gjort det mulig å studere mengde, tilstand og distribusjon av mørk materie fra observasjonsdata fra radiorekkevidden til røntgenstråler.

Den direkte studien av distribusjonen av mørk materie i galaksehoper ble mulig etter å ha fått deres svært detaljerte bilder på 1990-tallet. I dette tilfellet viser bilder av fjernere galakser som projiseres på klyngen seg å være forvrengt eller til og med delt på grunn av effekten av gravitasjonslinser. På grunn av disse forvrengningenes natur blir det mulig å rekonstruere fordelingen og størrelsen på massen inne i klyngen, uavhengig av observasjonene av galaksene til selve klyngen. Dermed bekreftes tilstedeværelsen av en skjult masse og mørk materie i galaktiske klynger med en direkte metode.

Publisert i 2012 fant en studie av bevegelsene til mer enn 400 stjerner som befinner seg opptil 13 000 lysår fra solen, ingen bevis for mørk materie i et stort volum av rommet rundt solen. I følge teorienes spådommer skulle den gjennomsnittlige mengden mørk materie i nærheten av Solen ha vært omtrent 0,5 kg i klodens volum. Målingene ga imidlertid en verdi på 0,00±0,06 kg mørk materie i dette volumet. Dette betyr at forsøk på å registrere mørk materie på jorda, for eksempel med sjeldne interaksjoner av mørk materiepartikler med «vanlig» materie, neppe kan lykkes.

Dark Matter-kandidater

baryonisk mørk materie

Den mest naturlige antakelsen ser ut til å være at mørk materie består av vanlig, baryonisk materie, som av en eller annen grunn interagerer svakt på en elektromagnetisk måte og derfor er uoppdagelig når man studerer for eksempel emisjons- og absorpsjonslinjer. Sammensetningen av mørk materie kan inkludere mange allerede oppdagede romobjekter, for eksempel: mørke galaktiske glorier, brune dverger og massive planeter, kompakte objekter i de siste stadiene av evolusjonen: hvite dverger, nøytronstjerner, sorte hull. I tillegg kan hypotetiske objekter som kvarkstjerner, Q-stjerner og preonstjerner også være en del av baryonisk mørk materie.

Problemene med denne tilnærmingen manifesterer seg i Big Bang-kosmologien: hvis all mørk materie er representert av baryoner, bør forholdet mellom konsentrasjonene av lette elementer etter primær nukleosyntese, observert i de eldste astronomiske objektene, være forskjellig, skarpt forskjellig fra de observerte en. I tillegg viser eksperimenter for å søke etter gravitasjonslinsing av lyset fra stjerner i vår galakse at en tilstrekkelig konsentrasjon av store graviterende objekter som planeter eller sorte hull ikke er observert for å forklare massen til glorien til galaksen vår, og små objekter av tilstrekkelig konsentrasjon bør absorbere stjernelys for sterkt.

ikke-baryonisk mørk materie

Teoretiske modeller gir et stort utvalg av mulige kandidater for rollen som ikke-baryonisk usynlig materie. La oss liste noen av dem.

lette nøytrinoer

I motsetning til andre kandidater, har nøytrinoer en klar fordel: de er kjent for å eksistere. Siden antallet nøytrinoer i universet er sammenlignbart med antall fotoner, selv med en liten masse, kan nøytrinoer ganske bestemme universets dynamikk. For å oppnå , hvor er den såkalte kritiske tettheten , trengs nøytrinomasser i størrelsesorden eV, der angir antall typer lette nøytrinoer. Eksperimenter utført til dags dato gir estimater av nøytrinomasser i størrelsesorden eV. Dermed er lyse nøytrinoer praktisk talt utelukket som en kandidat for den dominerende mørk materiefraksjonen.

Tunge nøytrinoer

Det følger av dataene for Z-boson-forfallsbredde at antall generasjoner av svakt samvirkende partikler (inkludert nøytrinoer) er 3. Derfor er tunge nøytrinoer (minst med en masse mindre enn 45 GeV) nødvendigvis såkalte. "sterile", det vil si partikler som ikke samhandler på en svak måte. Teoretiske modeller forutsier masse over et veldig bredt spekter av verdier (avhengig av arten til den nøytrinoen). Fra fenomenologien for følger et masseområde på omtrent eV, derfor kan sterile nøytrinoer godt utgjøre en vesentlig del av mørk materie.

Supersymmetriske partikler

Innenfor rammen av supersymmetriske (SUSY) teorier er det minst én stabil partikkel, som er en ny kandidat for rollen som mørk materie. Det antas at denne partikkelen (LSP) ikke deltar i de elektromagnetiske og sterke interaksjonene. Photino, gravitino, higgsino (superpartnere til henholdsvis fotonet, graviton og Higgs boson), samt sneutrino, vin og zino kan fungere som LSP-partikler. I de fleste teorier er en LSP-partikkel en kombinasjon av SUSY-partiklene oppført ovenfor med en masse i størrelsesorden 10 GeV.

Cosmions

Kosmioner ble introdusert i fysikk for å løse problemet med solnøytrinoer, som består i en betydelig forskjell mellom nøytrinofuksen som ble oppdaget på jorden og verdien forutsagt av standardmodellen av solen. Imidlertid har dette problemet funnet en løsning innenfor rammen av teorien om nøytrinoscillasjoner og Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten, slik at kosmioner tilsynelatende er ekskludert fra kandidatene til rollen som mørk materie.

Topologiske defekter i rom-tid

I følge moderne kosmologiske konsepter bestemmes vakuumenergien av et lokalt homogent og isotropt skalarfelt. Dette feltet er nødvendig for å beskrive de såkalte vakuumfaseovergangene under utvidelsen av universet, hvor det skjedde en konsistent symmetribrudd, noe som førte til separasjon av grunnleggende interaksjoner. En faseovergang er et hopp i energien til et vakuumfelt som tenderer til grunntilstanden (tilstanden med minimumsenergi ved en gitt temperatur). Ulike regioner i rommet kunne oppleve en slik overgang uavhengig, som et resultat av hvilke regioner med en viss "justering" av skalarfeltet ble dannet, som utvidet, kunne komme i kontakt med hverandre. Ved møtepunktene til regioner med forskjellige orienteringer kan stabile topologiske defekter av forskjellige konfigurasjoner dannes: punktlignende partikler (spesielt magnetiske monopoler), lineære utvidede objekter (kosmiske strenger), todimensjonale membraner (domenevegger) og tre -dimensjonale defekter (teksturer). Alle disse gjenstandene har som regel en kolossal masse og kan gi et dominerende bidrag til mørk materie. Til dags dato (2012) har ikke slike objekter blitt funnet i universet.

Klassifisering av mørk materie

Avhengig av hastighetene til partiklene som mørk materie antagelig består av, kan den deles inn i flere klasser.

varm mørk materie

Består av partikler som beveger seg nær lysets hastighet - sannsynligvis nøytrinoer. Disse partiklene har en veldig liten masse, men fortsatt ikke null, og gitt det enorme antallet nøytrinoer i universet (300 partikler per 1 cm³), gir dette en enorm masse. I noen modeller står nøytrinoer for 10 % av mørk materie.

Denne materien kan på grunn av sin enorme hastighet ikke danne stabile strukturer, men den kan påvirke vanlig materie og andre typer mørk materie.

varm mørk materie

Materie som beveger seg med relativistiske hastigheter, men langsommere enn varm mørk materie, kalles "varm". Hastighetene til partiklene kan variere fra 0,1c til 0,95c. Noen data, spesielt temperatursvingningene til bakgrunnsmikrobølgestrålingen, gir grunn til å tro at en slik form for materie kan eksistere.

Så langt er det ingen kandidater for rollen som komponenter i varm mørk materie, men det er mulig at sterile nøytrinoer, som bør bevege seg langsommere enn de vanlige tre smakene av nøytrinoer, kan bli en av dem.

kald mørk materie

Mørk materie som beveger seg i klassisk hastighet kalles "kald". Denne typen materie er av størst interesse, siden, i motsetning til varm og varm mørk materie, kan kald materie danne stabile formasjoner, og til og med hele mørke galakser.

Så langt har ikke partikler som er egnet for rollen som komponenter i kald mørk materie blitt oppdaget. Som kandidater for rollen som kald mørk materie, er det svakt samvirkende massive partikler - WIMPs, som aksioner og supersymmetriske fermionpartnere til lyse bosoner - photinos, gravitinos og andre.

blandet mørk materie

I populærkulturen

• I Mass Effect-serien med spill er mørk materie og mørk energi i form av det såkalte «Element Zero» nødvendig for bevegelse i superluminale hastigheter. Noen mennesker, biotika, ved hjelp av mørk energi, kan kontrollere masseeffektfelt.
• I Futurama-animasjonsserien brukes mørk materie som drivstoff for romfartøyet Planet Express. Materie er født inn i verden i form av ekskrementer fra den fremmede rasen "Zubastillons" og er ekstremt høy i tetthet.

se også

Notater

Litteratur

• Nettsted Modern Cosmology, som inneholder blant annet et utvalg materialer om mørk materie.
• G. W. Klapdor-Kleingrothaus, A. Staudt Ikke-akseleratorfysikk til elementærpartikler. Moskva: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Lenker

• S. M. Bilenky, Masser, blanding og oscillasjoner av nøytrinoer, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V.N. Lukash, E.V. Mikheeva, Mørk materie: fra startforhold til dannelsen av universets struktur, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Dark Matter", fra en serie forelesninger i PostNauka-prosjektet (video)
• Anatoly Cherepashchuk. "Nye former for materie i universet, del 1" - Mørk masse og mørk energi, fra forelesningssyklusen "ACADEMIA" (video)

Wikimedia Foundation. 2010 .

Se hva "Dark Matter" er i andre ordbøker:

MØRK MATERIE- (TM) uvanlig materie i vårt univers, som ikke består av (se), dvs. ikke av protoner, nøytroner, mesoner, etc., og oppdaget av den sterkeste gravitasjonseffekten på kosmiske objekter av vanlig baryonisk natur (stjerner, galakser, svart) … …

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Sjangerfiksjon ... Wikipedia

Dette begrepet har andre betydninger, se Dark Star . En mørk stjerne er en teoretisk forutsagt stjernetype som kunne ha eksistert på et tidlig stadium i dannelsen av universet, selv før de kunne ... ... Wikipedia

SAKEN- en objektiv virkelighet som eksisterer utenfor og uavhengig av menneskelig bevissthet og reflekteres av den (for eksempel levende og ikke-levende M.). Verdens enhet i dens materialitet. I fysikken til M., alle typer eksistens (se), som kan være i forskjellige ... ... Great Polytechnic Encyclopedia