Какво е тъмна материя. Тъмна материя

Тъмната материя е поредното откритие на човечеството, направено „на върха на писалката“. Никой никога не го е усещал, не излъчва електромагнитни вълнии не взаимодейства с тях. Повече от половин век няма експериментални доказателства за съществуването на тъмна материя, дават се само експериментални изчисления, които уж потвърждават нейното съществуване. Но на този момент- това е само хипотеза на астрофизиците. Все пак трябва да се отбележи, че това е една от най-интригуващите и силно обосновани научни хипотези.

Всичко започна в началото на миналия век: астрономите забелязаха, че картината на света, която наблюдават не се вписва в теорията на гравитацията.Теоретично, галактиките, които имат изчислена маса, се въртят по-бързо, отколкото би трябвало.

Това означава, че те (галактики) имат много по-голяма маса, отколкото предполагат изчисленията от направените наблюдения. Но ако се въртят, тогава или теорията за гравитацията не е правилна, или тази теория не „работи“ върху обекти като галактики. Или във Вселената има повече материя, отколкото съвременните инструменти могат да открият. Тази теория стана по-популярна сред учените и това нематериално хипотетично вещество беше наречено тъмна материя.
От изчисленията се оказва, че в състава на галактиките има около 10 пъти повече тъмна материя от обикновената материя, а различните материи взаимодействат помежду си само на гравитационно ниво, тоест тъмната материя се проявява изключително под формата на маса.
Някои учени предполагат, че някои тъмна материя- това е обикновено вещество, но не излъчва електромагнитно излъчване. Такива обекти включват тъмни галактически ореоли, неутронни звезди и кафяви джуджета, както и други все още хипотетични космически обекти.

Ако вярвате на откритията на учените, тогава се събира обикновена материя (съдържаща се главно в галактиките).
около зони с най-плътна концентрация на тъмна материя. На полученото пространство
карта на вените, тъмната материя е неравна мрежа от гигантски нишки, тъй като
промени, които се увеличават и пресичат на местата на галактическите купове.

Тъмната материя е разделена на няколко класа: гореща, топла и студена (това зависи от скоростта на частиците, от които се състои). Така се изолира гореща, топла и студена тъмна материя. Студената тъмна материя е от най-голям интерес за астрономите, тъй като тя може да образува стабилни обекти, например цели тъмни галактики.
Теорията за тъмната материя също се вписва в теорията за Големия взрив. Затова учените предполагат, че 300 000 години след експлозията частиците от тъмната материя първо са започнали да се натрупват в големи количества, а след това частици от обикновена материя са се събрали върху тях от гравитацията и са се образували галактики.
Тези изненадващи открития означават че масата на обикновената материя е само няколко процента от общата маса на Вселената!!!

Тоест светът, който виждаме, е само малка част от това, от което всъщност се състои Вселената. И дори не можем да си представим какво е това огромно „нещо“.

Към днешна дата мистерията откъде идва тъмната материя не е разгадана. Има теории, които предполагат, че е съставен от междузвезден газ с ниска температура. В този случай веществото не може да даде радиация. Има обаче теории, които противоречат на тази идея. Казват, че газът може да се нагрява, което води до факта, че те стават обикновени "барионни" вещества. В полза на тази теория е фактът, че масата газ в студено състояние не може да премахне дефицита, който възниква в този случай.

Има толкова много въпроси в теориите за тъмната материя, че си струва да разберем това малко по-подробно.

Какво представлява тъмната материя?

Въпросът какво е тъмна материя се появи преди около 80 години. Още в началото на 20в. По това време швейцарският астроном Ф. Цвики излезе с идеята, че масата на всички галактики в действителност е по-голяма от масата на всички онези обекти, които могат да се видят със собствените си газове през телескоп. Всички многобройни улики подсказваха, че в космоса има нещо непознато, което има внушителна маса. Беше решено да се даде името "тъмна материя" на това необяснимо вещество.

Това невидимо вещество заема поне една четвърт от цялата вселена. Особеността на това вещество е, че неговите частици не взаимодействат добре помежду си и с други обикновени вещества. Това взаимодействие е толкова слабо, че учените дори не могат да го регистрират. Всъщност има само признаци на влияние от частици.

Изследването на този въпрос се провежда от най-големите умове по света, така че дори и най-големите скептици в света вярват, че ще бъде възможно да се уловят частици материя. Най-желаната цел е това да стане в лабораторни условия. В мини на голяма дълбочинаработа е в ход, такива условия за експерименти са необходими, за да се изключи интерференция от частици лъчи от космоса.

Вероятно много нова информация ще бъде получена благодарение на съвременните ускорители, по-специално с помощта на Големия адронен колайдер.

Частиците от тъмната материя имат една странна особеност - взаимно унищожаване. В резултат на такива процеси се появяват гама лъчение, античастици и частици (като електрон и позитрон). Затова астрофизиците се опитват да намерят следи от гама лъчение или античастици. За това се използват различни наземни и космически инсталации.

Доказателство за съществуването на тъмна материя

Първите съмнения относно правилността на изчисленията на масата на Вселената, както вече беше споменато, бяха споделени от астронома от Швейцария Ф. Цвики. Като начало той реши да измери скоростта на движението на галактиките от клъстера Кома около центъра. И резултатът от работата му донякъде го озадачи, защото скоростта на движение на тези галактики се оказа по-висока, отколкото очакваше. Освен това той предварително е изчислил тази стойност. Но резултатите не съвпаднаха.

Изводът беше очевиден: действителната маса на клъстера беше много по-голяма от видимата. Това може да се обясни с факта, че по-голямата част от материята, която се намира в тази част на Вселената, не може да се види, а също така е невъзможно да се наблюдава. Това вещество проявява своето свойство само под формата на маса.

Редица гравитационни експерименти потвърдиха наличието на невидима маса в галактическите купове. В теорията на относителността има известно тълкуване на това явление. Ако го следвате, тогава всяка маса е способна да деформира пространството, освен това, като леща, тя огъва директен поток от светлинни лъчи. Галактическият куп предизвиква изкривяване, влиянието му е толкова силно, че става забележимо. Най-изкривеният изглед на галактиката, който се намира точно зад клъстера. Това изкривяване се използва за изчисляване на това как материята е разпределена в този клъстер. Така се измерва реалната маса. Тя неизменно се оказва няколко пъти по-голяма от масата на видимата материя.

Четири десетилетия след работата на пионера в тази област Ф. Цвики, астрономът от Америка В. Рубин се зае с този въпрос. Тя изучава скоростта, с която веществото, което се намира в краищата на галактиките, се върти около центъра на галактиката. Ако следвате законите на Кеплер по отношение на законите на гравитацията, тогава има определена връзка между скоростта на въртене на галактиките и разстоянието до центъра.

Но в действителност измерванията показаха, че скоростта на въртене не се променя с увеличаване на разстоянието до центъра. Подобни данни могат да се обяснят само по един начин - материята на галактиката има еднаква плътност както в центъра, така и по краищата. Но видимата материя имаше много по-голяма плътност в центъра и се характеризираше с разреждане по краищата, а липсата на плътност можеше да се обясни само с наличието на някакво вещество, което не се вижда от окото.

За да се даде обяснение на феномена, е необходимо това много невидимо вещество в галактиките да е почти 10 пъти повече от веществото, което можем да видим. Именно тази неизвестна субстанция е получила името „тъмна материя“ или „тъмна материя“. Към днешна дата за астрофизиците това явление остава най-интересната мистерия.

Има още един аргумент в полза на доказателствата за съществуването на тъмна материя. Това следва от изчисления, които описват процеса на формиране на галактиките. Смята се, че това е започнало около 300 000 години след Големия взрив. Резултатите от изчисленията показват, че привличането между фрагментите материя, появило се по време на експлозията, не може да компенсира кинетичната енергия от разширяването. Тоест материята не може да се концентрира в галактиките, но можем да видим това днес.

Това необясним фактнаречен галактически парадокс, той беше цитиран като аргумент, който разрушава теорията за Големия взрив. Но можете да го погледнете от другата страна. В края на краищата, частици от най-обикновена материя могат да бъдат смесени с частици от тъмна материя. Тогава изчисленията стават правилни, но как са се образували галактики, в които се е натрупала много тъмна материя, а частици от обикновена материя вече са се присъединили към тях поради гравитацията. В крайна сметка обикновената материя съставлява малка част от цялата маса на Вселената.

Видимата материя има относително ниска плътност в сравнение с тъмната материя, тъй като е 20 пъти по-плътна. Следователно тези 95% от масата на Вселената, които липсват според изчисленията на учените, това е тъмната материя.

Това обаче доведе до извода, че видим свят, който е изучаван надлъж и нашир, толкова познат и разбираем, само малко приложение към това, от което наистина се състои.

Всички галактики, планети и звезди са само малка част от това, за което нямаме представа. Това е изложеното на показ, а истинското е скрито от нас.

Въведение

Има сериозни аргументи в полза на това, че значителна част от материята във Вселената не излъчва и не поглъща нищо и следователно е невидима. Наличието на такава невидима материя може да бъде разпознато по нейното гравитационно взаимодействие с излъчващата материя. Изследването на галактическите купове и кривите на галактическото въртене свидетелства за съществуването на тази така наречена тъмна материя. И така, по дефиниция тъмната материя е материя, която не взаимодейства с електромагнитното излъчване, тоест не го излъчва или абсорбира.
Първото откриване на невидима материя датира от миналия век. През 1844 г. Фридрих Бесел в писмо до Карл Гаус пише, че необяснимата нередност в движението на Сириус може да бъде резултат от гравитационното му взаимодействие с някое съседно тяло, като последното в този случай трябва да има достатъчно голяма маса. По времето на Бесел такъв тъмен спътник на Сириус беше невидим, оптически открит едва през 1862 г. Оказа се, че това е бяло джудже, наречено Сириус-Б, докато самият Сириус се нарича Сириус-А.
Плътността на материята във Вселената ρ може да се оцени от наблюдения на движението на отделни галактики. Обикновено ρ се дава в единици на така наречената критична плътност ρ с:

В тази формула G е гравитационната константа, H е константата на Хъбъл, която е известна с малка точност (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR е формулата на Хъбъл за скоростта на разширяване на Вселената,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mps -1 .

При ρ > ρ s Вселената е затворена, т.е. гравитационната сила е достатъчно силна, за да може разширяването на Вселената да бъде заменено от свиване.
Така критичната плътност се дава от:

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 h 2 g ∙ cm -3.

Космологичната плътност Ω = ρ/ρ s, определена от динамиката на галактическите купове и суперкупове, е 0,1< Ω < 0.3.
От наблюдението на естеството на премахването на мащабни области от Вселената с помощта на инфрачервения астрономически спътник IRAS се получава, че 0,25< Ω < 2.
От друга страна, оценката на барионната плътност Ω b от светимостта на галактиките дава много по-малка стойност: Ω b< 0.02.
Това несъответствие обикновено се приема като индикация за съществуването на невидима материя.
Напоследък се обръща голямо внимание на проблема с търсенето на тъмна материя. Когато се вземат предвид всички форми на барионна материя, като междупланетен прах, кафяви и бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки, се оказва, че значителна част от небарионната материя е необходима, за да се обяснят всички наблюдавани явления. Това твърдение остава валидно дори след като се вземат предвид съвременните данни за така наречените MACHO-обекти ( MA ssive ° Скомпактен зало Ообектите са масивни компактни галактически обекти), открити с помощта на ефекта на гравитационните лещи.

. Доказателство за съществуването на тъмна материя

2.1. Криви на галактическо въртене

Кога спирални галактикискоростта на въртене на отделните звезди около центъра на галактиката се определя от условието за постоянство на орбитите. Приравняване на центробежни и гравитационни сили:

за скоростта на въртене имаме:

където M r е цялата маса на материята вътре в сфера с радиус r. В случай на идеална сферична или цилиндрична симетрия влиянието на масата, разположена извън тази сфера, се компенсира взаимно. В първото приближение централната област на галактиката може да се счита за сферична, т.е.

където ρ е средната плътност.
Във вътрешната част на галактиката се очаква линейно нарастване на скоростта на въртене с увеличаване на разстоянието от центъра. Във външната област на галактиката масата M r е практически постоянна, а зависимостта на скоростта от разстоянието съответства на случая с точкова маса в центъра на галактиката:

Скоростта на въртене v(r) се определя, например, чрез измерване на доплеровото изместване в емисионния спектър на He-II области около O звезди. Поведението на експериментално измерените ротационни криви на спиралните галактики не съответства на намаляване на v(r) с увеличаване на радиуса. Изследването на 21-сантиметровата линия (преход на свръхфината структура във водородния атом), излъчвана от междузвездната материя, доведе до подобен резултат. Постоянността на v (r) при големи стойности на радиуса означава, че масата M r също се увеличава с увеличаване на радиуса: M r ~ r. Това показва наличието на невидима материя. Звездите се движат по-бързо, отколкото бихте очаквали въз основа на видимото количество материя.
Въз основа на това наблюдение се постулира съществуването на сферичен ореол от тъмна материя, заобикалящ галактиката и отговорен за ненамаляващото поведение на кривите на въртене. В допълнение, сферичният ореол може да допринесе за стабилността на формата на диска на галактиките и да потвърди хипотезата за образуването на галактики от сферична протогалактика. Моделните изчисления, извършени за Млечния път, с които беше възможно да се възпроизведат кривите на въртене, като се вземе предвид наличието на ореол, показват, че значителна част от масата трябва да бъде в този ореол. Доказателства в полза на съществуването на сферични ореоли са и кълбовидните купове - сферични звездни купове, които са най-древните обекти в галактиката и са разпределени сферично.
въпреки това скорошни проучванияпрозрачността на галактиките хвърля сянка на съмнение върху тази картина. Като се има предвид степента на затъмнение на спиралните галактики като функция от ъгъла на наклона, може да се заключи, че такива обекти са прозрачни. Ако галактиката беше напълно прозрачна, тогава нейната обща яркост нямаше да зависи от ъгъла, под който се наблюдава тази галактика, тъй като всички звезди биха се виждали еднакво добре (пренебрегвайки размера на звездите). От друга страна, постоянната повърхностна яркост означава, че галактиката не е прозрачна. В този случай наблюдателят винаги вижда само външните звезди, т.е. винаги еднакъв брой от тях на единица повърхност, независимо от зрителния ъгъл. Експериментално е установено, че яркостта на повърхността остава средно постоянна, което може да показва почти пълната непрозрачност на спиралните галактики. В този случай използването на оптични методи за определяне на плътността на масата на Вселената не е съвсем точно. По-задълбочен анализ на резултатите от измерванията доведе до заключението за молекулярните облаци като абсорбиращ материал (диаметърът им е около 50 ps, ​​а температурата е около 20 K). Според закона за изместване на Виена, такива облаци трябва да излъчват в субмилиметровата област. Този резултат би могъл да даде обяснение за поведението на ротационните криви без предположението за допълнителна екзотична тъмна материя.
Доказателства за съществуването на тъмна материя са открити и в елиптичните галактики. От тяхната рентгенова абсорбция са открити газови ореоли с температури около 10 7 K. Скоростите на тези газови молекули са по-големи от скоростта на разширение:

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

като приемем, че масите им съответстват на светимостта. За елиптичните галактики съотношението на масата към светимостта е приблизително с два порядъка по-голямо от това на Слънцето, което е типичен примерсредна звезда. Такава голяма стойност обикновено се свързва със съществуването на тъмна материя.

2.2. Динамика на галактическите купове

Динамиката на галактическите купове свидетелства в полза на съществуването на тъмна материя. Когато движението на система, чиято потенциална енергия е хомогенна функция на координатите, се извършва в ограничен пространствен регион, тогава осреднените във времето стойности на кинетичната и потенциалната енергия са свързани една с друга чрез вириалната теорема. Може да се използва за оценка на плътността на материята в клъстери Голям бройгалактики.
Ако потенциалната енергия U е хомогенна функция на радиус-векторите r i от степен k, тогава U и кинетичната енергия T са свързани като 2T = kU . Тъй като T + U = E = E, следва, че

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

където E − обща енергия. За гравитационно взаимодействие (U ~ 1/r) k = -1, следователно 2T = -U . Средната кинетична енергия на клъстер от N галактики се дава от:

T=N /2.

Тези N галактики могат да взаимодействат една с друга по двойки. Следователно има N(N–1)/2 независими двойки галактики, чиято обща средна потенциална енергия има формата

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

За Nm = M и (N − 1) ≈ N за динамичната маса получаваме M ≈ 2 /G.
Измервания на средни разстояния и средна скорост дават стойността на динамичната маса, която е приблизително с два порядъка по-висока от масата, получена от анализа на светимостта на галактиките. Този фактможе да се тълкува като още едно доказателство в полза на съществуването на тъмна материя.
Този аргумент също има своето слаби места. Вириалното уравнение е валидно само когато е осреднено за дълъг период от време, когато затворените системи са в равновесие. Измерванията на галактическите купове обаче са нещо като моментни снимки. Освен това клъстерите от галактики не са затворени системи, те са свързани помежду си. И накрая, не е ясно дали са достигнали състояние на равновесие или не.

2.3. Космологични доказателства

Дефиницията на критичната плътност ρ s беше дадена по-горе. Формално може да се получи на базата на динамиката на Нютон чрез изчисляване на критичната скорост на разширение на сферична галактика:

Отношението за ρ c следва от израза за E, ако приемем, че H = r"/r = ​​​​v/r.
Описанието на динамиката на Вселената се основава на уравненията на полето на Айнщайн (Обща теория на относителността - Обща теория на относителността). Те са донякъде опростени при предположението за хомогенност и изотропност на пространството. В метриката на Робъртсън-Уокър безкрайно малкият елемент на линията се дава от:

където r, θ, φ са сферичните координати на точката. Степените на свобода на тази метрика са включени в параметъра k и коефициента на мащаба R. Стойността на k приема само дискретни стойности (ако не се вземе предвид фракталната геометрия) и не зависи от времето. Стойността k е характеристика на модела на Вселената (k = -1 − хиперболична метрика (отворена Вселена), k = 0 − Евклидова метрика ( плоска вселена), k = +1 − сферична метрика (затворена Вселена)).
Динамиката на Вселената е напълно специфицирана от мащабиращата функция R(t) (разстоянието между две съседни точки от пространството с координати r, θ, φ се променя с времето като R(t)). В случай на сферична метрика, R(t) е радиусът на Вселената. Тази мащабна функция удовлетворява уравненията на Айнщайн-Фридман-Льометр:

където p(t) е пълното налягане и Λ е космологичната константа, която се интерпретира в рамките на съвременните квантови теории на полето като вакуумна енергийна плътност. Освен това приемаме, че Λ = 0, както често се прави, за да се обяснят експериментални факти, без да се въвежда тъмна материя. Коефициентът R 0 "/R 0 определя константата на Хъбъл H 0, където индексът "0" маркира съвременните стойности на съответните количества. От горните формули следва, че за параметъра на кривината k = 0, съвременният критичен плътността на Вселената се дава от израз, чиято стойност представлява границата между и затворена Вселена (тази стойност, така да се каже, разделя сценария, при който Вселената се разширява завинаги, от сценария, при който се очаква Вселената да се срине в края на фазата на временно разширяване):

Често използван параметър за плътност

където q 0 е спирачният параметър: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. По този начин са възможни три случая:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − плоска Вселена,
Ω 0 > 1 − затворена Вселена.
Измерванията на параметъра плътност дадоха оценка: Ω 0 ≈ 0,2, въз основа на която трябва да се очаква отворен характерВселена. Редица теоретични идеи обаче трудно могат да се съгласуват с отвореността на Вселената, например така нареченият проблем за "плоскостта" и генезисът на галактиките.

Проблем с плоскостта

Както се вижда, плътността на Вселената е много близка до критичната. От уравненията на Айнщайн-Фридман-Льометр (за Λ = 0) следва, че

Тъй като плътността ρ(t) е пропорционална на 1/R(t) 3, тогава използвайки израза за Ω 0 (k не е равно на 0), имаме:

По този начин стойността на Ω ≈ 1 е много нестабилна. Всяко отклонение от идеално плосък случай се увеличава значително с разширяването на Вселената. Това означава, че по времето на първоначалния ядрен синтез Вселената трябва да е била много по-плоска, отколкото е сега.
Един от възможни решенияна този проблем е даден в инфлационни модели. Предполага се, че разширяването на ранната Вселена (между 10 -34 s и 10 -31 s след Големия взрив) се е случило експоненциално във фазата на инфлация. В тези модели параметърът на плътността обикновено не зависи от времето (Ω = 1). Съществуват обаче теоретични указания, че стойността на параметъра плътност в интервала 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Генезис на галактиките

За генезиса на галактиките са необходими нехомогенности по плътност. Галактиките трябва да са възникнали в такива пространствени региони, където плътностите са били по-големи, отколкото наоколо, така че в резултат на гравитационното взаимодействие тези региони да са имали време да се групират по-бързо, отколкото е настъпило тяхното разреждане поради общо разширяване.
Този тип натрупване на материя обаче може да започне едва след образуването на атоми от ядра и електрони, т.е. около 150 000 години след Големия взрив при температури от около 3000 K (от ранни стадииматерията и радиацията бяха в състояние на динамично равновесие: всеки образуван съсирек от материя веднага се разрушаваше под въздействието на радиацията и в същото време радиацията не можеше да излезе от материята). Значителни колебания в плътността на обикновената материя по това време бяха изключени до много ниско ниво от изотропията на фоновото лъчение. След етапа на образуване на неутрални атоми, радиацията престава да бъде в състояние на топлинно равновесие с материята, поради което флуктуациите в плътността на материята, които възникват след това, вече не намират своето отражение в природата на радиацията.
Но ако изчислим еволюцията във времето на процеса на компресия на материята, който точно тогава започна, се оказва, че времето, което е минало оттогава, не е достатъчно, за да имат време да се образуват такива големи структури като галактиките или техните клъстери. Очевидно е необходимо да се изисква съществуването на масивни частици, които са напуснали състоянието на топлинно равновесие за повече ранна фаза, така че тези частици да имат възможност да се проявят като някакви зародиши за кондензация на обикновена материя около тях. Такива кандидати могат да бъдат така наречените WIMP частици. В този случай е необходимо да се вземе предвид изискването фоновото космическо лъчение да е изотропно. Малка анизотропия (10 -4) в CMB (температура около 2,7 K) беше открита едва наскоро с помощта на сателита COBE.

III. Кандидати за тъмна материя

3.1. барионна тъмна материя

Най-очевидният кандидат за ролята на тъмна материя може да бъде обикновената барионна материя, която не излъчва и има съответното изобилие. Една възможност може да бъде реализирана от междузвезден или междугалактически газ. В този случай обаче трябва да се появят характерни емисионни или абсорбционни линии, които не се откриват.
Друг кандидат може да са кафявите джуджета - космически тела с маса, много по-малка от масата на Слънцето (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 небесни телана няколко светлинни години, е особено трудно да се оцени броят на такива обекти.
Много компактни обекти в последните етапи на развитие на звездите (бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки) също могат да бъдат част от тъмната материя. Тъй като практически всяка звезда достига един от тези три последни етапа по време на живота си, голяма част от масата на по-ранните и по-тежки звезди трябва да присъства в нерадиационна форма като бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. Част от тази материя се връща в междузвездното пространство чрез свръхнови или по други начини и участва във формирането на нови звезди. В този случай не трябва да се вземат предвид звезди с маса M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Горните граници на възможната плътност на барионната материя във Вселената могат да бъдат получени от данните за първоначалния ядрен синтез, започнал около 3 минути след Големия взрив. От особено значение са измерванията на текущото изобилие на деутерий −
(D/H) 0 ≈ 10 -5 , тъй като по време на първоначалния ядрен синтез се образува главно деутерий. Въпреки че деутерият също се появи по-късно като междинен продукт на реакциите на ядрен синтез, въпреки това общото количество деутерий не се увеличи много поради това. Анализът на процесите, протичащи на етапа на ранен ядрен синтез, дава горната граница − 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.
От друга страна, вече е съвсем ясно, че барионната материя сама по себе си не е в състояние да удовлетвори изискването Ω = 1, което следва от инфлационните модели. Освен това проблемът с формирането на галактиките остава нерешен. Всичко това води до необходимостта от съществуването на небарионна тъмна материя, особено когато се изисква условието Ω = 1 да бъде изпълнено при нулева космологична константа.

3.2. Небарионна тъмна материя

Теоретичните модели предоставят голям изборвъзможни кандидати за ролята на небарионна тъмна материя, включително: леки и тежки неутрино, суперсиметрични частици на SUSY модели, аксиони, космиони, магнитни монополи, частици на Хигс - те са обобщени в таблицата. Таблицата също така съдържа теории, които обясняват експерименталните данни, без да се въвежда тъмна материя (зависимата от времето гравитационна константа в ненютоновата гравитация и космологичната константа). Обозначения: DM - тъмна материя, GUT - теория на великото обединение, SUSY - суперсиметрични теории, SUGRA - супергравитация, QCD - квантова хромодинамика, QED - квантова електродинамика, GR - обща теория на относителността. Терминът WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) се използва за обозначаване на частици с маса, по-голяма от няколко GeV/c 2, които участват само в слаби взаимодействия. Като се вземат предвид новите измервания реликтово излъчванеот спътника COBE и червеното отместване с помощта на спътника IRAS беше проведено ново изследване на разпределението на галактиките на големи разстояния и формирането на мащабни структури в нашата галактика. Въз основа на анализ различни моделиобразуването на структури, се стигна до заключението, че е възможен само един задоволителен модел на Вселената с Ω = 1, в който тъмната материя има смесен характер: 70% съществува под формата на студена тъмна материя и 30% под формата на гореща тъмна материя материя, като последната се състои от две безмасови неутрино и едно неутрино с маса 7,2 ± 2 eV. Това означава възраждането на изхвърления преди модел на смесена тъмна материя.

леки неутрино

За разлика от всички други кандидати за ролята на тъмна материя, неутриното имат ясно предимство: известно е, че съществуват. Тяхното разпространение във Вселената е приблизително известно. За да бъдат неутрино кандидати за ролята на тъмна материя, те несъмнено трябва да имат маса. За да се достигне критичната плътност на Вселената, масите на неутриното трябва да са в областта на няколко GeV/c 2 или в областта от 10 до 100 eV/c 2 .
Тежките неутрино също са възможни като такива кандидати, тъй като космологично значимият продукт m ν exp(-m ν /kT f) става малък дори за големи маси. Тук T f е температурата, при която тежките неутрино престават да бъдат в състояние на термично равновесие. Този фактор на Болцман дава изобилието на неутрино с маса m ν спрямо изобилието на безмасови неутрино.
За всеки тип неутрино във Вселената, плътността на неутриното е свързана с плътността на фотоните чрез връзката n ν = (3/11)n γ . Строго погледнато, този израз е валиден само за леки неутрино на Майорана (за неутрино на Дирак при определени обстоятелства е необходимо да се въведе още един статистически фактор, равен на две). Плътността на фотоните може да се определи на базата на фоново 3 K лъчение и достига n γ ≈ 400 cm -3 .

частица	Тегло	Теория	Проява
G(R)	-	ненютонова гравитация	Прозрачен DM в голям мащаб
Λ (пространствена константа)	-	обща теория на относителността	Ω=1 без DM
Аксион, майорана, златен камък. бозон	10 -5 eV	QCD; нарушение на сим. Печеи-Куина	Студено ДМ
Редовно неутрино	10-100 eV	ЧЕРВА	Горещо DM
Светло хигсино, фотино, гравитино, аксино, снеутрино	10-100 eV	SUSY/DM
Парафотон	20-400 eV	Променен QED	Горещо, топло DM
Десни неутрино	500 eV	Супер слабо взаимодействие	Топло DM
Гравитино и др.	500 eV	SUSY/SUGRA	Топло DM
Фотино, гравитино, аксион, огледала. частици, Симпсън неутрино	keV	SUSY/SUGRA	Топло/студено DM
Фотино, снеутрино, хигсино, глуино, тежко неутрино	MeV	SUSY/SUGRA	Студено ДМ
сенчеста материя	MeV	SUSY/SUGRA	топло студено (като бариони) DM
Преон	20-200 TeV	Композитни модели	Студено ДМ
Монополи	10 16 GeV	ЧЕРВА	Студено ДМ
Пиргон, максимон, полюс на Пери, нюторит, Шварцшилд	10 19 GeV	Теории за висшите измерения	Студено ДМ
Суперструни	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Студено ДМ
Кваркови "самородки"	10 15 гр	QCD, GUT	Студено ДМ
Cosm. низове, домейн стени	(10 8 -10 10)M слънце	ЧЕРВА	Образуването на галактики може да не допринесе много за
Космион	4-11 GeV	Проблемът с неутриното	Образуване на поток от неутрино на Слънцето
Черни дупки	10 15 -10 30 g	обща теория на относителността	Студено ДМ

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Оказва се, че плътността на масата на неутриното е близка до критичната, ако условието

където g ν е статистически фактор, който отчита броя на различните спирални състояния за всеки тип неутрино. За неутрино на Майорана този коефициент е равен на 2. За неутрино на Дирак той трябва да бъде равен на 4. Обикновено обаче се приема, че десните компоненти са напуснали състоянието на топлинно равновесие много по-рано, така че можем също да приемем, че g ν = 2 и за случая на Дирак.
Тъй като плътността на неутриното е от същия порядък като плътността на фотоните, има около 10 9 пъти повече неутрино от бариони, така че дори малка маса неутрино може да определи динамиката на Вселената. За постигане на Ω = ρ ν /ρ с = 1 са необходими маси на неутрино m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, където N ν е броят на видовете леки неутрино. Експерименталните горни граници за масите на трите известни вида неутрино са: 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

Във вселена, доминирана от неутрино, необходимата степен на компресия може да бъде установена на сравнително късен етап, първите структури биха съответствали на свръхкупове от галактики. По този начин клъстери от галактики и галактики биха могли да се развият чрез фрагментиране на тези първични структури (модел отгоре надолу). Този подход обаче поражда проблеми, когато се разглежда образуването на много малки структури като галактики джуджета. За да се обясни образуването на доста масивни контракции, е необходимо също да се вземе предвид принципът на Паули за фермионите.

Тежки неутрино

Според LEP и SLAC данни, свързани с прецизни измервания на Z 0 - ширината на разпада на бозона, има само три вида леки неутрино и съществуването на тежки неутрино до маси от 45 GeV/c 2 е изключено.
Когато неутрино с толкова големи маси напуснаха състоянието на термично равновесие, те вече имаха нерелативистични скорости, поради което се наричат ​​частици от студена тъмна материя. Наличието на тежки неутрино може да доведе до ранно гравитационно свиване на материята. В този случай първо ще се образуват по-малки структури. Купове и суперкупове от галактики биха се образували по-късно чрез натрупване отделни групигалактики (модел отдолу нагоре).

аксиони

Аксионите са хипотетични частици, които възникват във връзка с проблема с нарушението на CP при силното взаимодействие (θ проблем). Съществуването на такава псевдоскаларна частица се дължи на нарушаването на хиралната симетрия на Pechei-Kuin. Масата на аксион се дава от

Взаимодействието с фермиони и калибровъчни бозони се описва съответно от следните константи на свързване:

Константа на разпадане на аксион f a се определя от очакваната стойност на вакуума на полето на Хигс. защото f a е свободна константа, която може да приеме всяка стойност между електрослабите и планковите скали, тогава възможните стойности на масите на аксиона варират с 18 порядъка. Прави се разлика между DFSZ аксиони, които директно взаимодействат с електрони, и така наречените адронни аксиони, които взаимодействат с електрони само в първия ред на теорията на смущенията. Обикновено се смята, че аксионите изграждат студена тъмна материя. За да не надвишава плътността им критичната, е необходимо да има fа< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV вече е изключено експериментално, други варианти с по-малки маси и съответно големи параметри на свързване също са значително ограничени от различни данни, предимно астрофизични.

Суперсиметрични частици

Повечето суперсиметрични теории съдържат една стабилна частица, която е нов кандидат за тъмна материя. Съществуването на стабилна суперсиметрична частица следва от запазването на мултипликативното квантово число - така наречената R-паритет, която приема стойност +1 за обикновените частици и -1 за техните суперпартньори. то е Закон за запазване на R-четността. Съгласно този закон за запазване SUSY частиците могат да се образуват само по двойки. SUSY частиците могат да се разпадат само на нечетен брой SUSY частици. Следователно най-леката суперсиметрична частица трябва да бъде стабилна.
Възможно е да се наруши законът за запазване на R-четността. Квантово число R е свързано с барионното число B и лептонното число L чрез връзката R = (–1) 3B+L+2S, където S е спинът на частицата. С други думи, нарушаването на B и/или L може да доведе до незапазване на R-паритета. Има обаче много строги ограничения за възможността за нарушаване на R-паритета.
Предполага се, че най-леката суперсиметрична частица (LSP) не участва в електромагнитното, а в силното взаимодействие. В противен случай тя ще се комбинира с обикновената материя и ще изглежда в момента като необичайна тежка частица. Тогава изобилието на такъв LSP, нормализирано към изобилието на протона, ще бъде равно на 10 -10 за силното взаимодействие и 10 -6 за електромагнитното. Тези стойности противоречат на експерименталните горни граници: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в този случайсъответстват на масовата област 1 GeV< 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.
Сред възможните кандидати за ролята на най-леката неутрална суперсиметрична частица са фотино (S = 1/2) и зино (S = 1/2), които обикновено се наричат ​​гейджино, както и хигсино (S = 1/2), снеутрино (S = 0) и гравитино (S = 3/2). В повечето теории една LSP частица е линейна комбинация от SUSY частици със спин 1/2, споменати по-горе. Масата на този така наречен неутралино най-вероятно трябва да бъде повече от 10 GeV/c 2 . Като се има предвид SUSY частиците като тъмна материя специален интерес, тъй като те се появиха в напълно различен контекст и не бяха специално въведени за решаване на проблема с (небарионната) тъмна материя. Космиони Космионите първоначално бяха въведени за решаване на проблема със слънчевите неутрино. Поради високата си скорост тези частици преминават през повърхността на звездата почти безпрепятствено. В централната област на звездата те се сблъскват с ядрата. Ако загубата на енергия е достатъчно голяма, тогава те не могат да напуснат тази звезда отново и се натрупват в нея с течение на времето. Вътре в Слънцето уловените космоси влияят на естеството на енергийния трансфер и по този начин допринасят за охлаждането на централната област на Слънцето. Това би довело до по-ниска вероятност за производство на неутрино от 8 V и би обяснило защо потокът от неутрино, измерен на Земята, е по-малък от очаквания. За да се разреши този проблем с неутриното, космионната маса трябва да е в диапазона от 4 до 11 GeV/c 2 и напречното сечение на реакцията на взаимодействието на космионите с материята трябва да има стойност от 10 -36 cm 2 . Експерименталните данни обаче изглежда изключват такова решение на проблема със слънчевите неутрино.

Топологични дефекти на пространство-времето

В допълнение към горните частици, топологичните дефекти също могат да допринесат за тъмната материя. Предполага се, че в ранната Вселена при t ≈ 10–36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K е настъпило нарушаване на симетрията на GUT, което е довело до разделянето на взаимодействията, описани от SU(3) и SU (2)×U групи (една). 24-измерното поле на Хигс придоби известно подреждане и ориентацията на фазовите ъгли на спонтанно нарушаване на симетрията остана произволна. Като следствие от това фазов преходтрябва да са се образували пространствени региони с различна ориентация. Тези области се разширяват с течение на времето и в крайна сметка влизат в контакт една с друга.
Според съвременните концепции топологично стабилни точки от дефекти се образуват върху граничните повърхности, където се срещат региони с различна ориентация. Те могат да имат размери от нула до три и да се състоят от вакуум с ненарушена симетрия. След нарушаване на симетрията, този първоначален вакуум има много висока енергия и плътност на материята.
Най-важни са точковите дефекти. Те трябва да носят изолиран магнитен заряд, т.е. са магнитни монополи. Тяхната маса е свързана с температурата на фазовия преход и е около 10 16 GeV/c 2 . До момента, въпреки интензивните издирвания, не е регистрирано съществуването на такива обекти.
Подобно на магнитните монополи, могат да се образуват и линейни дефекти, космически струни. Тези нишковидни обекти имат характерна линейна плътност на масата от порядъка на 10 22 g⋅cm–1 и могат да бъдат затворени или отворени. Благодарение на гравитационното привличане те биха могли да служат като зародиши за кондензация на материя, в резултат на което са се образували галактики.
По-големите маси биха направили възможно откриването на такива струни чрез ефекта на гравитационните лещи. Струните биха огънали околното пространство по такъв начин, че да се създаде двойно изображение на обектите зад тях. Светлината от много далечни галактики може да бъде отклонена от тази струна според законите на общата теория на гравитацията. Наблюдател на Земята би видял две съседни огледални изображения на галактики с идентичен спектрален състав. Този ефект на гравитационните лещи вече е открит за далечни квазари, когато галактиката между квазара и Земята е служила като гравитационна леща.
Обсъжда се и възможността за наличие на свръхпроводящо състояние в космическите струни. Електрически заредени частици като електрони в симетрични вакуумни струни биха били безмасови, тъй като те придобиват своите маси само в резултат на нарушаване на симетрията поради механизма на Хигс. По този начин двойки частица-античастица, движещи се със скоростта на светлината, могат да бъдат създадени тук с много малко вложена енергия. Резултатът е свръхпроводящ ток. Свръхпроводящите струни биха могли да преминат във възбудено състояние чрез взаимодействие със заредени частици, отстраняването на това възбуждане ще се извърши чрез излъчване на радиовълни.
Дефекти с по-високо измерение също се разглеждат, включително двуизмерни "домейн стени" и, по-специално, триизмерни дефекти или "текстури". Други екзотични кандидати

1. Сенчеста материя.При предположението, че струните са едномерни разширени обекти, в суперструнните теории се правят опити да се възпроизведе успехът на суперсиметричните модели при елиминиране на различията също в гравитацията и да се проникне в енергийни области отвъд масата на Планк. От математическа гледна точка, суперструнни теории без аномалии могат да бъдат получени само за калибровъчни групи SO(32) и E 8 *E 8" . Последният се разделя на два сектора, единият от които описва обикновената материя, а другият съответства на сенчеста материя (E 8 "). Тези два сектора могат да взаимодействат един с друг само гравитационно.
2. "Кварк Нъгетс"са предложени през 1984 г. Това са стабилни макроскопични обекти от кваркова материя, състоящи се от u-, d- и s-кварки. Плътностите на тези обекти лежат в областта на ядрената плътност от 10 15 g/cm 3 и техните маси могат да варират от няколко GeV/c 2 до маси на неутронни звезди. Те се образуват по време на хипотетичен фазов преход на QCD, но обикновено се считат за много малко вероятни.

3.3. Модифицирани теории (космологична константа, MOND-теория, зависима от времето гравитационна константа)

Първоначално космологичната константа Λ е въведена от Айнщайн в уравненията на полето на общата теория на относителността, за да се гарантира, според тогавашните възгледи, стационарността на Вселената. Но след откритието на Хъбъл в края на 20-те години на нашия век за разширяването на Вселената, то се оказа излишно. Затова те започнаха да приемат, че Λ = 0. Въпреки това, в рамките на съвременни теорииполе, тази космологична константа се интерпретира като вакуумна енергийна плътност ρ v . В сила е следното уравнение:

Случаят Λ = 0 съответства на предположението, че вакуумът не допринася за енергийната плътност. Тази картина отговаря на представите на класическата физика. В квантовата теория на полето вакуумът съдържа различни квантови полета, които са в състояние с най-ниска енергия, която не е непременно равна на нула.
Като се вземе предвид ненулевата космологична константа, като се използват отношенията

получаваме по-ниска критична плътност и по-голяма стойност на параметъра плътност от очакваната според горните формули. Астрономическите наблюдения, базирани на броя на галактиките, дават горна граница за текущата космологична константа
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

където за H 0,max се използва стойността 100 km∙s –1 ∙Mps –1. Докато ненулевата космологична константа се оказа необходима за тълкуване на ранната фаза на еволюцията, някои учени стигнаха до заключението, че Λ, което не е равно на 0, също може да играе роля в по-късните етапи от еволюцията на Вселената.
Космологична константа

може да доведе до стойността Ω(Λ = 0), въпреки че всъщност Ω(Λ ≠ 0). Параметърът Ω(Λ = 0), определен от ρ 0, би осигурил Ω = 1, както се изисква в инфлационните модели, при условие че космологичната константа е равна на

Използването на числените стойности H 0 = 75 ± 25 km s −1 ∙ Mps −1 и Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 води до
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2 . Плътността на вакуумната енергия, съответстваща на тази стойност, може да разреши противоречието между наблюдаваната стойност на параметъра на плътността и стойността Ω = 1, изисквана от съвременните теории.
В допълнение към въвеждането на ненулева космологична константа, има и други модели, които премахват, според поне, част от проблема, без да включва хипотезата за тъмната материя.

Теория MOND (модифицирана нютонова динамика)

Тази теория приема, че законът на гравитацията се различава от обичайната Нютонова форма и е както следва:

В този случай силата на привличане ще бъде по-голяма и трябва да бъде компенсирана от по-бързо периодично движение, което може да обясни плоското поведение на кривите на въртене.

Гравитационна константа в зависимост от времето

Времевата зависимост на гравитационната константа G(t) може да бъде от голямо значение за процеса на образуване на галактика. Въпреки това, досега прецизните измервания не са дали никаква индикация за времевата вариация на G.

Литература

1. Г.В. Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt, „Неускорителна физика на елементарните частици“.
2. С. Наранян. „Обща астрофизика и космология”.
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.

Терминът "тъмна материя" (или скрита маса) се използва в различни областинауки: в космологията, астрономията, физиката. Това е заза хипотетичен обект - форма на съдържанието на пространството и времето, която директно взаимодейства с електромагнитното излъчване и не го пропуска през себе си.

Тъмна материя - какво е това?

От незапомнени времена хората са били загрижени за произхода на Вселената и процесите, които я формират. В ерата на технологиите са направени важни открития, като теоретичната база е значително разширена. През 1922 г. британският физик Джеймс Джийнс и холандският астроном Якобус Каптейн откриват, че голяма част от галактическата материя не се вижда. Тогава за първи път е наименуван терминът тъмна материя - това е вещество, което не може да се види от никой от познати на човечествотоначини. Наличието на мистериозна субстанция се издава чрез косвени признаци - гравитационно поле, гравитация.

Тъмната материя в астрономията и космологията

Като приемеха, че всички обекти и части във Вселената се привличат един към друг, астрономите успяха да намерят масата на видимото пространство. Но се установи несъответствие в реалното и прогнозираното тегло. И учените са открили, че има невидима маса, която представлява до 95% от цялата неизвестна същност във Вселената. Тъмна материяв космоса има следните характеристики:

• повлиян от гравитацията
• засяга други космически обекти,
• малко взаимодействие с реалния свят.

Тъмна материя - философия

Особено място заема тъмната материя във философията. Тази наука се занимава с изучаването на световния ред, основите на битието, системата от видими и невидими светове. Определена субстанция беше взета като основен принцип, определен от пространството, времето и факторите на околната среда. Открита много по-късно, мистериозната тъмна материя на космоса промени разбирането за света, неговата структура и еволюция. Във философски смисъл непозната субстанция, като съсирек от пространствена и времева енергия, присъства във всеки от нас, следователно хората са смъртни, защото се състоят от време, което има край.

За какво е тъмната материя?

само малка част космически обекти(планети, звезди и др.) - видима материя. По стандартите на различни учени тъмната енергия и тъмната материя заемат почти цялото пространство в Космоса. Първият представлява 21-24%, докато енергията заема 72%. Всяко вещество с неясна физическа природа има свои собствени функции:

1. Черната енергия, която не абсорбира и не излъчва светлина, отблъсква обектите, карайки вселената да се разширява.
2. Галактиките са изградени на базата на скрита маса, нейната сила привлича обекти космическо пространстводържайки ги на място. Тоест забавя разширяването на Вселената.

От какво се състои тъмната материя?

тъмна материя в слънчева система- това е нещо, което не може да се пипне, разгледа и проучи задълбочено. Поради това се излагат няколко хипотези относно неговата природа и състав:

1. Не известни на наукатачастиците, участващи в гравитацията, са компонент на това вещество. Невъзможно е да ги откриете с телескоп.
2. Феноменът представлява група от малки черни дупки (не по-големи от луната).

Възможно е да се разграничат два вида скрита маса, в зависимост от скоростта на нейните съставни частици, плътността на тяхното натрупване.

1. Горещо. Не е достатъчно за образуването на галактики.
2. Студ. Състои се от бавни, масивни съсиреци. Тези компоненти могат да бъдат известни на науката аксиони и бозони.

Съществува ли тъмна материя?

Всички опити за измерване на обекти с неизследвана физическа природа не са успешни. През 2012 г. беше изследвано движението на 400 звезди около Слънцето, но наличието на скрита материя в големи обемине е доказано. Дори ако тъмната материя не съществува в действителност, тя съществува на теория. С негова помощ се обяснява разположението на обектите на Вселената на техните места. Някои учени откриват доказателства за съществуването на скрита космическа маса. Присъствието му във Вселената обяснява факта, че клъстерите от галактики не се разлитат в различни странии се слепват.

Тъмна материя - интересни факти

Природата на скритата маса остава загадка, но продължава да интересува научните умове по света. Редовно се провеждат експерименти, с помощта на които се опитват да изследват самото вещество и неговите странични ефекти. А фактите за нея продължават да се множат. Например:

1. Всепризнатият голям адронен колайдер, най-мощният ускорител на частици в света, работи на висока мощност, за да разкрие съществуването на невидима материя в космоса. Световната общественост очаква с интерес резултатите.
2. Японски учени създават първата в света карта на скрита маса в космоса. Планира се да бъде завършен до 2019 г.
3. Наскоро теоретичният физик Лиза Рандал предположи, че тъмната материя и динозаврите са свързани. Това вещество изпрати комета на Земята, която унищожи живота на планетата.

Компонентите на нашата галактика и цялата Вселена са светла и тъмна материя, тоест видими и невидими обекти. Ако с изучаването на първия модерна технологиясе справя, методите непрекъснато се подобряват, тогава е много проблематично да се изследват скрити вещества. Човечеството все още не е разбрало този феномен. Невидимата, неосезаема, но вездесъща тъмна материя е била и остава една от основните мистерии на Вселената.

Играе решаваща роля в развитието на Вселената. Все още обаче малко се знае за това странно вещество. Професор Матиас Бартелман - Хайделбергски институт за теоретична астрофизика - обяснява как са направени изследванията на тъмната материя, отговаряйки на поредица от въпроси на журналисти.

и как възниква?

Нямам идея! Досега никой. Вероятно се състои от тежки елементарни частици. Но никой не знае дали наистина са частици. Във всеки случай те са много различни от всичко, което познаваме преди.

Дали е като да откриеш изцяло нов животински вид?

Да, точно така, това е добро сравнение.

Кой откри тъмната материя и кога?

През 1933 г. Фриц Цвики разглежда движението на галактиките в галактическите купове, което зависи от общата маса на купа. Изследователят забеляза, че галактиките, предвид изчислената им маса, се движат много бързо. Това беше първият намек за тъмна материя. Никоя известна материя не може да обясни защо звездите в галактиките се слепват: те трябва да се разлетят поради високата си скорост на циркулация.

Гравитационна леща Снимка: Wissensschreiber

Какви други доказателства има?

Доста добро доказателство е ефектът на гравитационната леща. Далечните галактики ни изглеждат изкривени, тъй като светлинните лъчи се отклоняват от материята по пътя си. Все едно гледаш през набраздено стъкло. И ефектът е по-силен, отколкото би бил, ако съществуваше само видима материя.

Как изглежда тъмната материя?

Не може да се види, тъй като няма взаимодействие между тъмната материя и електромагнитното излъчване. Това означава, че не отразява светлината и не излъчва радиация.

Как тогава изучавате тъмната материя? Какви инструменти са необходими за изследване?

Ние не изучаваме специално тъмната материя, а само нейните проявления, например ефекта на гравитационната леща. Аз съм теоретик. В интерес на истината имам нужда само от моя компютър, химикал и лист хартия. Но също така използвам данни от големи телескопи в Хавай и Чили.

Възможно ли е да се изобрази тъмна материя?

Да, можете да създадете нещо като карта на разпространението му. Точно както линиите на хълмовете показват географска картаконтурите на планината, тук можете да видите по плътността на линиите, където има особено много тъмна материя.

Кога се появи тя?

Тъмната материя произхожда или директно от голям взрив, или 10 000-100 000 години по-късно. Но ние все още изучаваме това.

Колко тъмна материя има?

Никой не може да каже със сигурност. Но въз основа на скорошни изследвания ние вярваме, че има около седем до осем пъти повече тъмна материя във Вселената, отколкото видимата материя.

Компютърното моделиране показва разпределението на тъмната материя под формата на мрежа и виждаме нейното натрупване в най-светлите области.
Снимка: Volker Springel

Има ли връзка между тъмната енергия и тъмната материя?

Вероятно не. Тъмната енергия осигурява ускореното разширяване на Вселената, докато тъмната материя държи галактиките заедно.

Откъде се е появила тя?

Тъмната материя вероятно е навсякъде, само че не е равномерно разпределена - точно като видимата материя, тя образува бучки.

Какво е значението на тъмната материя за нас и нашия мироглед?

За Ежедневиетотя няма значение. Но в астрофизиката това е много важно, тъй като играе решаваща роля в развитието на Вселената.

От какво е направена нашата вселена? 4,9% - видима материя, 26,8% тъмна материя, 68,3% - тъмна енергияСнимка: Wissenschreiber

Какво ще донесе тя в бъдеще?

Вероятно нищо повече. Преди това за развитието на Вселената беше много важно. Днес тя все още държи само отделни галактики заедно. И тъй като Вселената продължава да се разширява, става все по-трудно да се появят нови структури от тъмна материя.

Ще бъде ли възможно в бъдеще директно да се изобрази тъмна материя с помощта на инструменти?

Да възможно е. Например, могат да се измерват вибрациите, които възникват, когато частици тъмна материя се сблъскат с атоми в кристал. Същото се случва и в ускорителя на частици: ако елементарни частициизглежда, че летят в неочаквана посока без причина, тогава може да е виновна неизвестна частица. Тогава това би било още едно доказателство за съществуването на тъмна материя. Представете си: стоите на футболно игрище и пред вас има топка. Той изведнъж отлита без никакви очевидна причина. Сигурно е бил повален от нещо невидимо.

Какво ви интересува най-много в работата ви?

Привлечен съм от предположението, че видимата материя е само малка част от всичко и нямаме представа за останалата част.

Благодаря ви за отделеното време. Надяваме се скоро да научите повече за тъмната материя!