La materia oscura es otro de los descubrimientos de la humanidad, realizado “en la punta de un bolígrafo”. Nadie lo ha sentido nunca, no irradia ondas electromagnéticas y no interactúa con ellos. Durante más de medio siglo, no ha habido evidencia experimental de la existencia de materia oscura, solo se dan cálculos experimentales que supuestamente confirman su existencia. pero en este momento- esto es sólo una hipótesis de los astrofísicos. Sin embargo, cabe señalar que esta es una de las hipótesis científicas más intrigantes y mejor fundamentadas.
Todo comenzó a principios del siglo pasado: los astrónomos notaron que la imagen del mundo que observan no encaja en la teoría de la gravedad. En teoría, las galaxias, que tienen una masa calculada, giran más rápido de lo que deberían.
Esto significa que ellas (las galaxias) tienen una masa mucho mayor de lo que sugieren los cálculos a partir de las observaciones realizadas. Pero si giran, entonces la teoría de la gravedad no es correcta o esta teoría no "funciona" en objetos como las galaxias. O hay más materia en el Universo de la que los instrumentos modernos pueden detectar. Esta teoría se hizo más popular entre los científicos, y esta hipotética sustancia intangible se denominó materia oscura.
De los cálculos, resulta que hay aproximadamente 10 veces más materia oscura en la composición de las galaxias que la materia ordinaria, y la materia diferente interactúa entre sí solo a nivel gravitacional, es decir, la materia oscura se manifiesta exclusivamente en forma de masa.
Algunos eruditos sugieren que algunos materia oscura- esta es una sustancia ordinaria, pero no emite radiación electromagnética. Dichos objetos incluyen halos galácticos oscuros, estrellas de neutrones y enanas marrones, así como otros objetos espaciales hipotéticos.
Si crees en los hallazgos de los científicos, entonces se recolecta materia ordinaria (principalmente contenida en las galaxias).
alrededor de áreas con la concentración más densa de materia oscura. En el espacio resultante
mapa de venas, la materia oscura es una red desigual de filamentos gigantes, ya que
cambios que aumentan y se cruzan en lugares de cúmulos galácticos.
La materia oscura se divide en varias clases: caliente, templada y fría (esto depende de la velocidad de las partículas que la componen). Así es como se aísla la materia oscura caliente, templada y fría. Es la materia oscura fría la que es de mayor interés para los astrónomos, ya que puede formar objetos estables, por ejemplo, galaxias oscuras enteras.
La teoría de la materia oscura también encaja en la teoría del Big Bang. Por lo tanto, los científicos sugieren que 300.000 años después de la explosión, las partículas de materia oscura comenzaron a acumularse en grandes cantidades y, después de eso, las partículas de materia ordinaria se acumularon sobre ellas por gravedad y se formaron las galaxias.
Estos sorprendentes hallazgos significan que la masa de la materia ordinaria es solo un pequeño porcentaje de la masa total del universo!!!
Es decir, el mundo que vemos es solo una pequeña parte de lo que realmente consiste el Universo. Y ni siquiera podemos imaginar qué es este enorme "algo".
Hasta la fecha, no se ha resuelto el misterio de dónde provino la materia oscura. Hay teorías que apuntan a que está compuesto por gas interestelar de baja temperatura. En este caso, la sustancia no puede emitir ninguna radiación. Sin embargo, hay teorías que contradicen esta idea. Dicen que el gas puede calentarse, lo que lleva al hecho de que se convierten en sustancias "bariónicas" ordinarias. A favor de esta teoría está el hecho de que la masa de gas en estado frío no puede eliminar el déficit que se produce en este caso.
Hay tantas preguntas en las teorías sobre la materia oscura que vale la pena entender esto con un poco más de detalle.
¿Qué es la materia oscura?
La pregunta de qué es la materia oscura apareció hace unos 80 años. Ya a principios del siglo XX. En ese momento, al astrónomo suizo F. Zwicky se le ocurrió la idea de que la masa de todas las galaxias en realidad es mayor que la masa de todos aquellos objetos que se pueden ver con sus propios gases a través de un telescopio. Todas las numerosas pistas insinuaban el hecho de que hay algo desconocido en el espacio que tiene una masa impresionante. Se decidió dar el nombre de "materia oscura" a esta inexplicable sustancia.
Esta sustancia invisible ocupa al menos una cuarta parte de todo el universo. La peculiaridad de esta sustancia es que sus partículas no interactúan bien entre sí y con otras sustancias ordinarias. Esta interacción es tan débil que los científicos ni siquiera pueden registrarla. De hecho, solo hay signos de influencia de partículas.
El estudio de este tema está siendo realizado por las mentes más grandes del mundo, por lo que incluso los escépticos más grandes del mundo creen que será posible capturar partículas de materia. El objetivo más deseable es hacer esto en un entorno de laboratorio. en las minas de gran profundidad el trabajo está en marcha, tales condiciones para los experimentos son necesarias para excluir la interferencia de partículas de rayos del espacio.
Es probable que se obtenga mucha información nueva gracias a los aceleradores modernos, en particular, con la ayuda del Gran Colisionador de Hadrones.
Las partículas de materia oscura tienen una característica extraña: la aniquilación mutua. Como resultado de tales procesos, aparecen la radiación gamma, las antipartículas y las partículas (como el electrón y el positrón). Por lo tanto, los astrofísicos están tratando de encontrar rastros de radiación gamma o antipartículas. Para ello se utilizan diversas instalaciones terrestres y espaciales.
Evidencia de la existencia de la materia oscura
Las primeras dudas sobre la exactitud de los cálculos de la masa del Universo, como ya se mencionó, fueron compartidas por el astrónomo de Suiza F. Zwicky. Para empezar, decidió medir la velocidad de las galaxias del Cúmulo de Coma moviéndose alrededor del centro. Y el resultado de su trabajo lo desconcertó un poco, porque la velocidad de movimiento de estas galaxias resultó ser mayor de lo que esperaba. Además, calculó previamente este valor. Pero los resultados no coincidieron.
La conclusión era obvia: la masa real del cúmulo era mucho mayor que la aparente. Esto podría explicarse por el hecho de que la mayor parte de la materia que se encuentra en esta parte del universo no se puede ver, y además es imposible observarla. Esta sustancia manifiesta su propiedad solo en forma de masa.
Varios experimentos gravitatorios han confirmado la presencia de una masa invisible en los cúmulos de galaxias. En la teoría de la relatividad hay alguna interpretación de este fenómeno. Si lo sigue, entonces cada masa es capaz de deformar el espacio, además, como una lente, desvía una corriente directa de rayos de luz. El cúmulo de galaxias provoca una distorsión, su influencia es tan fuerte que se hace perceptible. La vista más distorsionada de la galaxia, que se encuentra directamente detrás del cúmulo. Esta distorsión se utiliza para calcular cómo se distribuye la materia en este grupo. Así es como se mide la masa real. Invariablemente resulta ser varias veces mayor que la masa de materia visible.
Cuatro décadas después del trabajo del pionero en este campo, F. Zwicky, el astrónomo de América, V. Rubin, retomó este tema. Estudió la velocidad con la que la sustancia que se encuentra en los bordes de las galaxias gira alrededor del centro de la galaxia. Si sigues las leyes de Kepler con respecto a las leyes de la gravedad, existe una cierta relación entre la velocidad de rotación de las galaxias y la distancia al centro.
Pero en realidad, las mediciones mostraron que la velocidad de rotación no cambió al aumentar la distancia al centro. Tales datos podrían explicarse de una sola manera: la materia de la galaxia tiene la misma densidad tanto en el centro como en los bordes. Pero la materia visible tenía una densidad mucho mayor en el centro y se caracterizaba por una rarefacción en los bordes, y la falta de densidad solo podía explicarse por la presencia de alguna sustancia que no es visible a simple vista.
Para dar una explicación al fenómeno, es necesario que esta sustancia tan invisible en las galaxias sea casi 10 veces más que la sustancia que podemos ver. Es esta sustancia desconocida la que ha recibido el nombre de "materia oscura", o "materia oscura". Hasta la fecha, para los astrofísicos, este fenómeno sigue siendo el misterio más interesante.
Hay otro argumento a favor de la evidencia de la existencia de la materia oscura. Se deriva de los cálculos que describen el proceso de formación de las galaxias. Se cree que esto comenzó unos 300.000 años después de que ocurriera el Big Bang. Los resultados del cálculo muestran que la atracción entre los fragmentos de materia que aparecieron durante la explosión no pudo compensar la energía cinética de la expansión. Es decir, la materia no podía estar concentrada en las galaxias, pero esto lo podemos ver hoy.
Este hecho inexplicable llamada la paradoja galáctica, se citó como un argumento que destruye la teoría del Big Bang. Pero puedes mirarlo desde el otro lado. Después de todo, las partículas de la materia más ordinaria podrían mezclarse con partículas de materia oscura. Entonces los cálculos se vuelven correctos, pero cómo se formaron las galaxias, en las que se ha acumulado mucha materia oscura, y las partículas de materia ordinaria ya se les han unido debido a la gravedad. Después de todo, la materia ordinaria constituye una pequeña fracción de la masa total del universo.
La materia visible tiene una densidad relativamente baja en comparación con la materia oscura porque es 20 veces más densa. Por tanto, ese 95% de la masa del Universo, que falta según los cálculos de los científicos, es materia oscura.
Sin embargo, esto llevó a la conclusión de que mundo visible, que ha sido estudiado a lo largo y ancho, de manera familiar y comprensible, solo una pequeña aplicación a lo que realmente consiste.
Todas las galaxias, planetas y estrellas son solo una pequeña parte de lo que no tenemos idea. Esto es lo que se muestra, y lo real se nos oculta.
Introducción
Hay fuertes argumentos a favor del hecho de que una parte importante de la materia del Universo no emite ni absorbe nada y, por lo tanto, es invisible. La presencia de tal materia invisible puede reconocerse por su interacción gravitacional con la materia radiante. El estudio de los cúmulos de galaxias y las curvas de rotación galáctica atestigua la existencia de la denominada materia oscura. Entonces, por definición, la materia oscura es materia que no interactúa con la radiación electromagnética, es decir, no la emite ni la absorbe.
La primera detección de materia invisible se remonta al siglo pasado. En 1844, Friedrich Bessel, en una carta a Karl Gauss, escribió que la desigualdad inexplicable en el movimiento de Sirio podría ser el resultado de su interacción gravitacional con algún cuerpo vecino, y este último en este caso debería tener una masa suficientemente grande. En la época de Bessel, un compañero tan oscuro de Sirius era invisible, se descubrió ópticamente solo en 1862. Resultó ser una enana blanca, llamada Sirius-B, mientras que Sirius mismo se llamaba Sirius-A.
La densidad de materia en el Universo ρ se puede estimar a partir de observaciones del movimiento de galaxias individuales. Por lo general, ρ se da en unidades de la llamada densidad crítica ρ con:
En esta fórmula, G es la constante gravitatoria, H es la constante de Hubble, que se conoce con una pequeña precisión (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:
V = HR es la fórmula de Hubble para la tasa de expansión del Universo,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mps -1 .
Para ρ > ρ s el Universo es cerrado, es decir la fuerza gravitacional es lo suficientemente fuerte como para que la expansión del universo sea reemplazada por la contracción.
Así, la densidad crítica viene dada por:
ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 h 2 g ∙ cm -3.
La densidad cosmológica Ω = ρ/ρ s determinada a partir de la dinámica de los cúmulos y supercúmulos galácticos es 0,1< Ω < 0.3.
De la observación de la naturaleza de la remoción de regiones a gran escala del Universo con la ayuda del satélite astronómico infrarrojo IRAS, se obtuvo que 0.25< Ω < 2.
Por otro lado, la estimación de la densidad bariónica Ω b a partir de la luminosidad de las galaxias da un valor mucho menor: Ω b< 0.02.
Este desajuste suele tomarse como un indicio de la existencia de materia invisible.
Recientemente, se ha prestado mucha atención al problema de la búsqueda de materia oscura. Cuando se tienen en cuenta todas las formas de materia bariónica, como el polvo interplanetario, las enanas marrones y blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros, resulta que se necesita una proporción significativa de materia no bariónica para explicar todos los fenómenos observados. Esta declaración sigue siendo válida incluso después de tener en cuenta los datos modernos sobre los llamados objetos MACHO ( MAMÁ sisivo C compacto H hola O Los objetos son objetos galácticos masivos y compactos) detectados mediante el efecto de lentes gravitacionales.
. Evidencia de la existencia de la materia oscura
2.1. Curvas de rotación galáctica
Cuando galaxias espirales la velocidad de rotación de las estrellas individuales alrededor del centro de la galaxia se determina a partir de la condición de constancia de las órbitas. Igualando las fuerzas centrífugas y gravitatorias:
para la velocidad de giro tenemos:
donde M r es la masa total de materia dentro de una esfera de radio r. En el caso de simetría esférica o cilíndrica ideal, la influencia de la masa situada fuera de esta esfera se compensa mutuamente. En una primera aproximación, la región central de la galaxia puede considerarse esférica, es decir,
donde ρ es la densidad media.
En la parte interior de la galaxia, se espera un aumento lineal en la velocidad de rotación al aumentar la distancia desde el centro. En la región exterior de la galaxia, la masa M r es prácticamente constante, y la dependencia de la velocidad con la distancia corresponde al caso con una masa puntual en el centro de la galaxia:
La velocidad de rotación v(r) se determina, por ejemplo, midiendo el desplazamiento Doppler en el espectro de emisión de las regiones He-II alrededor de las estrellas O. El comportamiento de las curvas de rotación de las galaxias espirales medidas experimentalmente no corresponde a una disminución de v(r) con el aumento del radio. El estudio de la línea de 21 cm (transición de la estructura hiperfina en el átomo de hidrógeno) emitida por la materia interestelar llevó a un resultado similar. La constancia de v(r) en valores grandes del radio significa que la masa M r también aumenta al aumentar el radio: M r ~ r. Esto indica la presencia de materia invisible. Las estrellas se mueven más rápido de lo que cabría esperar en función de la cantidad aparente de materia.
En base a esta observación, se postuló la existencia de un halo esférico de materia oscura que rodea la galaxia y que es responsable del comportamiento no decreciente de las curvas de rotación. Además, un halo esférico podría contribuir a la estabilidad de la forma de disco de las galaxias y confirmar la hipótesis de la formación de galaxias a partir de una protogalaxia esférica. Los cálculos del modelo realizados para la Vía Láctea, que pudieron reproducir las curvas de rotación, teniendo en cuenta la presencia de un halo, indican que una parte importante de la masa debería estar en este halo. La evidencia a favor de la existencia de halos esféricos también la proporcionan los cúmulos globulares, cúmulos esféricos de estrellas, que son los objetos más antiguos de la galaxia y que se distribuyen esféricamente.
Sin embargo estudio reciente la transparencia de las galaxias arroja una sombra de duda sobre esta imagen. Al considerar el grado de oscurecimiento de las galaxias espirales en función del ángulo de inclinación, se puede concluir que tales objetos son transparentes. Si la galaxia fuera completamente transparente, entonces su luminosidad total no dependería del ángulo en el que se observa esta galaxia, ya que todas las estrellas serían igualmente visibles (despreciando el tamaño de las estrellas). Por otro lado, un brillo superficial constante significa que la galaxia no es transparente. En este caso, el observador siempre ve solo las estrellas exteriores, es decir, siempre el mismo número de ellos por unidad de superficie, independientemente del ángulo de visión. Se estableció experimentalmente que el brillo de la superficie permanece constante en promedio, lo que podría indicar la opacidad casi total de las galaxias espirales. En este caso, el uso de métodos ópticos para determinar la densidad de masa del universo no es del todo exacto. Un análisis más completo de los resultados de la medición llevó a la conclusión de que las nubes moleculares son un material absorbente (su diámetro es de aproximadamente 50 ps y la temperatura es de aproximadamente 20 K). De acuerdo con la ley de desplazamiento de Wien, tales nubes deberían radiar en la región submilimétrica. Este resultado podría proporcionar una explicación para el comportamiento de las curvas de rotación sin la suposición de materia oscura exótica adicional.
También se ha encontrado evidencia de la existencia de materia oscura en galaxias elípticas. Se han detectado halos gaseosos con temperaturas alrededor de 10 7 K a partir de su absorción de rayos X. Las velocidades de estas moléculas de gas son mayores que la tasa de expansión:
v r = (2GM/r) 1/2 ,
asumiendo que sus masas corresponden a la luminosidad. Para las galaxias elípticas, la relación entre masa y luminosidad es aproximadamente dos órdenes de magnitud mayor que la del Sol, que es ejemplo típico estrella media. Un valor tan grande suele asociarse con la existencia de materia oscura.
2.2. Dinámica de los cúmulos de galaxias
La dinámica de los cúmulos de galaxias atestigua a favor de la existencia de materia oscura. Cuando el movimiento de un sistema cuya energía potencial es una función homogénea de coordenadas ocurre en una región espacial limitada, entonces los valores promediados en el tiempo de las energías cinética y potencial están relacionados entre sí por el teorema virial. Se puede utilizar para estimar la densidad de la materia en grupos un número grande galaxias
Si la energía potencial U es una función homogénea de los radios vectores r i de grado k, entonces U y la energía cinética T están relacionadas como 2T = kU. Como T + U = E = E, se sigue que
U = 2E/(k + 2), T = kE/(k + 2),
donde E - energía total. Para interacción gravitacional (U ~ 1/r) k = -1, por lo tanto 2T = -U . La energía cinética promedio de un cúmulo de N galaxias viene dada por:
T=N
Estas N galaxias pueden interactuar entre sí en pares. Por lo tanto, existen N(N–1)/2 pares de galaxias independientes, cuya energía potencial media total tiene la forma
U = GN(N − 1)m 2 /2r.
Para Nm = M y (N − 1) ≈ N para la masa dinámica, obtenemos M ≈ 2
Mediciones de distancia promedio
Este argumento también tiene su puntos débiles. La ecuación virial es válida solo cuando se promedia durante un largo período de tiempo, cuando los sistemas cerrados están en equilibrio. Sin embargo, las mediciones de los cúmulos de galaxias son algo así como instantáneas. Además, los cúmulos de galaxias no son sistemas cerrados, están conectados entre sí. Finalmente, no está claro si han alcanzado un estado de equilibrio o no.
2.3. Evidencia cosmológica
La definición de la densidad crítica ρ s se dio anteriormente. Formalmente, se puede obtener sobre la base de la dinámica newtoniana calculando la velocidad crítica de expansión de una galaxia esférica:
La relación para ρ c se sigue de la expresión para E si suponemos que H = r"/r = v/r.
La descripción de la dinámica del Universo se basa en las ecuaciones de campo de Einstein (Teoría General de la Relatividad - Relatividad General). Están algo simplificados bajo el supuesto de homogeneidad e isotropía del espacio. En la métrica de Robertson-Walker, el elemento de línea infinitesimal viene dado por:
donde r, θ, φ son las coordenadas esféricas del punto. Los grados de libertad de esta métrica están incluidos en el parámetro k y el factor de escala R. El valor de k toma solo valores discretos (si no se tiene en cuenta la geometría fractal) y no depende del tiempo. El valor k es una característica del modelo del Universo (k = -1 − métrica hiperbólica (Universo abierto), k = 0 − métrica euclidiana ( universo plano), k = +1 − métrica esférica (Universo cerrado)).
La dinámica del Universo está completamente especificada por la función de escala R(t) (la distancia entre dos puntos vecinos del espacio con coordenadas r, θ, φ cambia con el tiempo como R(t)). En el caso de una métrica esférica, R(t) es el radio del universo. Esta función de escala satisface las ecuaciones de Einstein-Friedmann-Lemaitre:
donde p(t) es la presión total y Λ es la constante cosmológica, que se interpreta en el marco de las modernas teorías cuánticas de campos como la densidad de energía del vacío. Suponemos además que Λ = 0, como se hace a menudo para explicar hechos experimentales sin introducir la materia oscura. El coeficiente R 0 "/R 0 determina la constante de Hubble H 0 , donde el índice "0" marca los valores modernos de las cantidades correspondientes. y un Universo cerrado (este valor, por así decirlo, separa el escenario en el que el Universo se expande para siempre, del escenario en el que se espera que el Universo colapse al final de la fase de expansión temporal):
Parámetro de densidad de uso frecuente
donde q 0 es el parámetro de frenado: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Así, son posibles tres casos:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − Universo plano,
Ω 0 > 1 − Universo cerrado.
Las mediciones del parámetro de densidad dieron una estimación: Ω 0 ≈ 0.2, sobre la base de la cual se debe esperar personaje abierto Universo. Sin embargo, una serie de ideas teóricas son difíciles de conciliar con la apertura del Universo, por ejemplo, el llamado problema de la "planitud" y la génesis de las galaxias.
Problema de planitud
Como puede verse, la densidad del Universo está muy cerca de ser crítica. De las ecuaciones de Einstein-Friedmann-Lemaitre (para Λ = 0) se sigue que
Dado que la densidad ρ(t) es proporcional a 1/R(t) 3 , entonces usando la expresión para Ω 0 (k no es igual a 0) tenemos:
Así, el valor de Ω ≈ 1 es muy inestable. Cualquier desviación de un caso perfectamente plano aumenta considerablemente a medida que el universo se expande. Esto significa que en el momento de la fusión nuclear original, el universo debe haber sido mucho más plano de lo que es ahora.
Uno de soluciones posibles de este problema se da en los modelos inflacionarios. Se supone que la expansión del Universo primitivo (entre 10 -34 s y 10 -31 s después del Big Bang) ocurrió exponencialmente en la fase de inflación. En estos modelos, el parámetro de densidad no suele depender del tiempo (Ω = 1). Sin embargo, hay indicaciones teóricas de que el valor del parámetro de densidad en el intervalo 0.01< Ω 0 < 2 также согласуется с
моделью инфляции.
Génesis de las galaxias
Para la génesis de las galaxias son necesarias las heterogeneidades de densidad. Las galaxias deberían haber surgido en regiones espaciales donde las densidades eran mayores que alrededor, de modo que, como resultado de la interacción gravitacional, estas regiones tuvieron tiempo de agruparse más rápido de lo que ocurrió su rarefacción debido a la expansión general.Sin embargo, este tipo de acumulación de materia podría comenzar solo después de la formación de átomos a partir de núcleos y electrones, es decir, unos 150.000 años después del Big Bang a temperaturas de unos 3000 K (desde primeras etapas la materia y la radiación se encontraban en un estado de equilibrio dinámico: cualquier coágulo de materia formado se destruía inmediatamente bajo la influencia de la radiación y, al mismo tiempo, la radiación no podía escapar de la materia). Las fluctuaciones apreciables en la densidad de la materia ordinaria en ese momento fueron descartadas hasta un nivel muy bajo por la isotropía de la radiación de fondo. Después de la etapa de formación de átomos neutros, la radiación deja de estar en un estado de equilibrio térmico con la materia, por lo que las fluctuaciones en la densidad de la materia que surgen después de esto ya no encuentran su reflejo en la naturaleza de la radiación.
Pero si calculamos la evolución en el tiempo del proceso de compresión de la materia, que recién entonces comenzó, resulta que el tiempo transcurrido desde entonces no es suficiente para que estructuras tan grandes como las galaxias o sus cúmulos tengan tiempo de formarse. Aparentemente, es necesario exigir la existencia de partículas masivas que hayan salido del estado de equilibrio térmico por más Etapa temprana, para que estas partículas tengan la oportunidad de manifestarse como unos gérmenes por la condensación de la materia ordinaria a su alrededor. Dichos candidatos pueden ser las denominadas partículas WIMP. En este caso, es necesario tener en cuenta el requisito de que la radiación cósmica de fondo sea isotrópica. Recientemente se descubrió una pequeña anisotropía (10 -4) en el CMB (temperatura de unos 2,7 K) con la ayuda del satélite COBE.
tercero Candidatos a la materia oscura
3.1. materia oscura bariónica
El candidato más obvio para el papel de la materia oscura puede ser la materia bariónica ordinaria, que no irradia y tiene una abundancia correspondiente. Una posibilidad podría realizarse mediante gas interestelar o intergaláctico. Sin embargo, en este caso deberían aparecer líneas características de emisión o absorción, que no se detectan.Otro candidato pueden ser las enanas marrones, cuerpos cósmicos con masas mucho menores que la masa del Sol (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 cuerpos celestiales a varios años luz de distancia, es especialmente difícil estimar el número de tales objetos.
Objetos muy compactos en las etapas finales del desarrollo estelar (enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros) también podrían ser parte de la materia oscura. Dado que prácticamente todas las estrellas alcanzan una de estas tres etapas finales durante su vida, gran parte de la masa de estrellas anteriores y más pesadas debe estar presente en forma no radiativa como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Parte de esta materia regresa al espacio interestelar a través de explosiones de supernovas o de otras formas y participa en la formación de nuevas estrellas. En este caso, no se deben tener en cuenta las estrellas con masas M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Los límites superiores de la posible densidad de la materia bariónica en el universo se pueden obtener a partir de los datos de la fusión nuclear inicial, que comenzó unos 3 minutos después del Big Bang. De particular importancia son las mediciones de la abundancia actual de deuterio:
(D/H) 0 ≈ 10 -5 , ya que durante la fusión nuclear inicial se formó principalmente deuterio. Aunque el deuterio también apareció más tarde como un producto intermedio de las reacciones de fusión nuclear, sin embargo, la cantidad total de deuterio no aumentó mucho debido a esto. Un análisis de los procesos que ocurren en la etapa de fusión nuclear temprana da el límite superior − 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.
Por otro lado, ahora está bastante claro que la materia bariónica por sí sola no puede satisfacer el requisito Ω = 1, que se deriva de los modelos inflacionarios. Además, el problema de la formación de galaxias sigue sin resolverse. Todo esto conduce a la necesidad de la existencia de materia oscura no bariónica, especialmente cuando se requiere que la condición Ω = 1 se cumpla con una constante cosmológica cero.
3.2. Materia oscura no bariónica
Los modelos teóricos proporcionan gran elección posibles candidatos para el papel de la materia oscura no bariónica, incluidos: neutrinos ligeros y pesados, partículas supersimétricas de modelos SUSY, axiones, cosmiones, monopolos magnéticos, partículas de Higgs, se resumen en la tabla. La tabla también contiene teorías que explican los datos experimentales sin la introducción de la materia oscura (la constante gravitatoria dependiente del tiempo en la gravedad no newtoniana y la constante cosmológica). Designaciones: DM - materia oscura, GUT - teoría de la Gran Unificación, SUSY - teorías supersimétricas, SUGRA - supergravedad, QCD - cromodinámica cuántica, QED - electrodinámica cuántica, GR - teoría general de la relatividad. El término WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) se utiliza para designar partículas con una masa superior a unos pocos GeV/c 2 que participan únicamente en interacciones débiles. Teniendo en cuenta las nuevas medidas radiación reliquia del satélite COBE y corrimiento al rojo con la ayuda del satélite IRAS, recientemente se ha vuelto a realizar un estudio de la distribución de galaxias a grandes distancias y la formación de estructuras a gran escala en nuestra galaxia. Basado en análisis varios modelos formación de estructuras, se concluyó que sólo es posible un modelo satisfactorio del Universo con Ω = 1, en el que la materia oscura tiene un carácter mixto: el 70% existe en forma de materia oscura fría y el 30% en forma de materia oscura caliente materia, esta última formada por dos neutrinos sin masa y un neutrino con una masa de 7,2 ± 2 eV. Esto significa el renacimiento del modelo previamente descartado de materia oscura mixta.neutrinos ligeros
A diferencia de todos los demás candidatos para el papel de materia oscura, los neutrinos tienen una clara ventaja: se sabe que existen. Se conoce aproximadamente su prevalencia en el Universo. Para que los neutrinos sean candidatos al papel de materia oscura, sin duda deben tener masa. Para alcanzar la densidad crítica del Universo, las masas de los neutrinos deben estar en la región de varios GeV/c 2 o en la región de 10 a 100 eV/c 2 .Los neutrinos pesados también son posibles como tales candidatos, ya que el producto cosmológicamente significativo m ν exp(-m ν /kT f) se vuelve pequeño incluso para grandes masas. Aquí Tf es la temperatura a la que los neutrinos pesados dejan de estar en estado de equilibrio térmico. Este factor de Boltzmann da la abundancia de neutrinos con masa m ν relativa a la abundancia de neutrinos sin masa.
Para cada tipo de neutrino en el Universo, la densidad de neutrinos está relacionada con la densidad de fotones por la relación n ν = (3/11)n γ . En rigor, esta expresión es válida sólo para los neutrinos ligeros de Majorana (para los neutrinos de Dirac, en determinadas circunstancias, es necesario introducir un factor estadístico más igual a dos). La densidad de fotones se puede determinar sobre la base de la radiación de fondo de 3 K y alcanza n γ ≈ 400 cm -3 .
| Partícula | Peso | Teoría | Manifestación |
|---|---|---|---|
| GRAMO) | - | gravedad no newtoniana | DM transparente a gran escala |
| Λ (constante espacial) | - | relatividad general | Ω=1 sin DM |
| Axion, mejorana, goldstone. bosón | 10 -5 eV | QCD; violación de sim. Pechei-Quina | DM frío |
| neutrino regular | 10-100 eV | INTESTINO | Mensaje directo caliente |
| Luz higgsino, fotino, gravitino, axino, sneutrino | 10-100 eV | SUSY/DM | |
| parafotón | 20-400 eV | Modificado QED | Caliente, cálido DM |
| neutrinos derechos | 500 eV | Interacción superdébil | cálido DM |
| gravitino, etc | 500 eV | SUSY/SUGRA | cálido DM |
| Fotino, gravitino, axion, espejos. partículas, neutrino simpson | keV | SUSY/SUGRA | DM frío/caliente |
| Fotino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrino pesado | MeV | SUSY/SUGRA | DM frío |
| materia de sombra | MeV | SUSY/SUGRA | caliente/frío (como bariones) DM |
| Preón | 20-200 TeV | Modelos compuestos | DM frío |
| monopolio | 10 16 GeV | INTESTINO | DM frío |
| Pyrgon, maximon, polo de Perry, newtorita, Schwarzschild | 10 19 GeV | Teorías de dimensiones superiores | DM frío |
| supercuerdas | 10 19 GeV | SUSY/SUGRA | DM frío |
| Quark "pepitas" | 10 15 gramos | QCD, tripa | DM frío |
| cosmos cuerdas, paredes de dominio | (10 8 -10 10)M sol | INTESTINO | La formación de galaxias puede no contribuir mucho a |
| Cosmión | 4-11 GeV | El problema de los neutrinos | Formación de una corriente de neutrinos en el Sol |
| Agujeros negros | 10 15 -10 30g | relatividad general | DM frío |
Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rvdo. Núcleo Part.Sci., 38, 751 Resulta que la densidad de masa de los neutrinos es casi crítica si la condición
donde g ν es un factor estadístico que tiene en cuenta el número de estados de helicidad diferentes para cada tipo de neutrino. Para los neutrinos de Majorana, este factor es igual a 2. Para los neutrinos de Dirac, debería ser igual a 4. Sin embargo, generalmente se supone que las componentes derechas abandonaron el estado de equilibrio térmico mucho antes, por lo que también podemos suponer que g ν = 2 para el caso de Dirac también.
Dado que la densidad de neutrinos es del mismo orden de magnitud que la densidad de fotones, hay unas 10 9 veces más neutrinos que bariones, por lo que incluso una pequeña masa de neutrinos podría determinar la dinámica del universo. Para lograr Ω = ρ ν /ρ с = 1, se requieren masas de neutrino m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, donde N ν es el número de tipos de neutrinos ligeros. Los límites superiores experimentales para las masas de los tres tipos conocidos de neutrinos son: 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
En un universo dominado por neutrinos, el grado de compresión requerido podría establecerse en una etapa relativamente tardía, las primeras estructuras corresponderían a supercúmulos de galaxias. Por lo tanto, los cúmulos de galaxias y las galaxias podrían evolucionar fragmentando estas estructuras primarias (modelo de arriba hacia abajo). Sin embargo, este enfoque plantea problemas cuando se considera la formación de estructuras muy pequeñas como las galaxias enanas. Para explicar la formación de contracciones bastante masivas, también es necesario tener en cuenta el principio de Pauli para fermiones.
Neutrinos pesados
Según los datos de LEP y SLAC relacionados con medidas de precisión del ancho de decaimiento del bosón Z 0 , sólo existen tres tipos de neutrinos ligeros y se excluye la existencia de neutrinos pesados hasta masas de 45 GeV/c 2 .Cuando los neutrinos con masas tan grandes salieron del estado de equilibrio térmico, ya tenían velocidades no relativistas, por lo que se les llama partículas de materia oscura fría. La presencia de neutrinos pesados podría conducir a una contracción gravitacional temprana de la materia. En este caso, las estructuras más pequeñas se formarían primero. Los cúmulos y supercúmulos de galaxias se habrían formado más tarde al acumularse grupos individuales galaxias (modelo de abajo hacia arriba).
axiones
Los axiones son partículas hipotéticas que surgen en relación con el problema de la violación de CP en la interacción fuerte (problema θ). La existencia de tal partícula pseudoescalar se debe a la violación de la simetría quiral de Pechei-Kuin. La masa de un axión viene dada por
La interacción con los fermiones y los bosones de calibre se describe mediante las siguientes constantes de acoplamiento, respectivamente:
Constante de decaimiento del axión F a está determinado por el valor esperado de vacío del campo de Higgs. Como F a es una constante libre que puede tomar cualquier valor entre las escalas electrodébil y de Planck, entonces los valores posibles de las masas del axión varían en 18 órdenes de magnitud. Se hace una distinción entre los axiones DFSZ, que interactúan directamente con los electrones, y los llamados axiones hadrónicos, que interactúan con los electrones solo en el primer orden de la teoría de la perturbación. En general, se cree que los axiones forman materia oscura fría. Para que su densidad no exceda la crítica, es necesario tener F un< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с F a ≈ 250 GeV ya se ha descartado experimentalmente, otras variantes con masas más pequeñas y, en consecuencia, los grandes parámetros de acoplamiento también están significativamente limitados por varios datos, principalmente astrofísicos.
Partículas supersimétricas
La mayoría de las teorías supersimétricas contienen una partícula estable, que es un nuevo candidato para la materia oscura. La existencia de una partícula supersimétrica estable se deriva de la conservación del número cuántico multiplicativo, la llamada paridad R, que toma el valor +1 para las partículas ordinarias y –1 para sus superparejas. Está Ley de conservación de la paridad R. De acuerdo con esta ley de conservación, las partículas SUSY solo pueden formarse en pares. Las partículas SUSY solo pueden decaer en un número impar de partículas SUSY. Por lo tanto, la partícula supersimétrica más ligera debe ser estable.Es posible violar la ley de conservación de la paridad R. Número cuántico R está relacionado con el número bariónico B y el número leptónico L por la relación R = (–1) 3B+L+2S , donde S es el espín de la partícula. En otras palabras, la violación de B y/o L puede resultar en la no conservación de la paridad R. Sin embargo, existen límites muy estrictos sobre la posibilidad de violación de la paridad R.
Se supone que la partícula supersimétrica más ligera (LSP) no participa en la interacción electromagnética, sino en la interacción fuerte. De lo contrario, se combinaría con la materia ordinaria y aparecería en la actualidad como una partícula pesada inusual. Entonces la abundancia de tal LSP, normalizada a la abundancia del protón, sería igual a 10 -10 para la interacción fuerte, y 10 -6 para la electromagnética. Estos valores contradicen los límites superiores experimentales: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в este caso corresponden a la región de masas 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.
Entre los posibles candidatos para el papel de la partícula supersimétrica neutra más ligera se encuentran fotino (S = 1/2) y zino (S = 1/2), que suelen denominarse geijino, así como higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) y gravitino (S = 3/2). En la mayoría de las teorías, una partícula LSP es una combinación lineal de las partículas SUSY de espín 1/2 mencionadas anteriormente. Lo más probable es que la masa de este llamado neutralino sea superior a 10 GeV/c 2 . Considerar partículas SUSY como materia oscura es interés especial, ya que aparecieron en un contexto completamente diferente y no se introdujeron específicamente para resolver el problema de la materia oscura (no bariónica). cosmos Los cosmiones se introdujeron originalmente para resolver el problema de los neutrinos solares. Debido a su alta velocidad, estas partículas atraviesan la superficie de la estrella casi sin obstáculos. En la región central de la estrella chocan con los núcleos. Si la pérdida de energía es lo suficientemente grande, entonces no pueden volver a salir de esta estrella y acumularse en ella con el tiempo. Dentro del Sol, los cosmiones atrapados afectan la naturaleza de la transferencia de energía y, por lo tanto, contribuyen al enfriamiento de la región central del Sol. Esto conduciría a una menor probabilidad de producir neutrinos a partir de 8 V y explicaría por qué el flujo de neutrinos medido en la Tierra es inferior al esperado. Para resolver este problema de los neutrinos, la masa del cosmión debe estar en el rango de 4 a 11 GeV/c 2 y la sección transversal de reacción para la interacción de los cosmiones con la materia debe tener un valor de 10 -36 cm 2 . Sin embargo, los datos experimentales parecen descartar tal solución al problema de los neutrinos solares.
Defectos topológicos del espacio-tiempo
Además de las partículas anteriores, los defectos topológicos también pueden contribuir a la materia oscura. Se supone que en el Universo primitivo en t ≈ 10–36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, se produjo una ruptura de la simetría GUT, lo que condujo a la separación de las interacciones descritas por SU(3) y SU (2)×U grupos (uno). El campo de Higgs de 24 dimensiones adquirió una cierta alineación y la orientación de los ángulos de fase de la ruptura espontánea de la simetría siguió siendo arbitraria. Como consecuencia de esto transición de fase deberían haberse formado regiones espaciales con diferentes orientaciones. Estas áreas se expandieron con el tiempo y eventualmente entraron en contacto entre sí.De acuerdo con los conceptos modernos, los puntos de defectos topológicamente estables se forman en las superficies límite, donde se encuentran regiones con diferentes orientaciones. Podrían tener dimensiones de cero a tres y consistir en un vacío de simetría ininterrumpida. Después de romper la simetría, este vacío inicial tiene una energía y una densidad de materia muy altas.
Los más importantes son los defectos puntuales. Deben llevar una carga magnética aislada, es decir ser monopolos magnéticos. Su masa está relacionada con la temperatura de transición de fase y es de aproximadamente 10 16 GeV/c 2 . Hasta el momento, a pesar de intensas búsquedas, no se ha registrado la existencia de dichos objetos.
De manera similar a los monopolos magnéticos, también se pueden formar defectos lineales, cuerdas cósmicas. Estos objetos filamentosos tienen una densidad de masa lineal característica del orden de 10 22 g⋅cm–1 y pueden ser cerrados o abiertos. Debido a la atracción gravitacional, podrían servir como semillas para la condensación de la materia, como resultado de lo cual se formaron las galaxias.
Masas más grandes permitirían detectar dichas cuerdas a través del efecto de lentes gravitacionales. Las cuerdas doblarían el espacio circundante de tal manera que se crearía una imagen doble de los objetos detrás de ellas. La luz de galaxias muy lejanas podría ser desviada por esta cuerda de acuerdo con las leyes de la teoría general de la gravedad. Un observador en la Tierra vería dos imágenes especulares adyacentes de galaxias con composición espectral idéntica. Este efecto de las lentes gravitatorias ya se ha descubierto para cuásares distantes, cuando la galaxia entre el cuásar y la Tierra sirvió como lente gravitacional.
También se discute la posibilidad de la presencia de un estado superconductor en las cuerdas cósmicas. Las partículas cargadas eléctricamente, como los electrones, en un vacío simétrico, las cuerdas no tendrían masa, porque adquieren sus masas solo como resultado de la ruptura de la simetría debido al mecanismo de Higgs. Por lo tanto, aquí se pueden crear pares de partículas-antipartículas que se mueven a la velocidad de la luz con muy poca energía. El resultado es una corriente superconductora. Las cuerdas superconductoras podrían pasar a un estado excitado a través de la interacción con partículas cargadas, la eliminación de esta excitación se llevaría a cabo mediante la emisión de ondas de radio.
También se consideran defectos de dimensiones superiores, incluidas las "paredes de dominio" bidimensionales y, en particular, los defectos tridimensionales o "texturas". Otros candidatos exóticos
- Materia de sombras. Bajo el supuesto de que las cuerdas son objetos extensos unidimensionales, se hacen intentos en las teorías de supercuerdas para replicar el éxito de los modelos supersimétricos en la eliminación de divergencias también en la gravedad y penetrar en regiones de energía más allá de la masa de Planck. Desde un punto de vista matemático, las teorías de supercuerdas libres de anomalías sólo se pueden obtener para los grupos de norma SO(32) y E 8 *E 8" . Este último se divide en dos sectores, uno de los cuales describe la materia ordinaria, mientras que el otro corresponde a materia de sombra (E 8 "). Estos dos sectores pueden interactuar entre sí solo gravitacionalmente.
- "Pepitas de quark" fueron propuestos en 1984. Estos son objetos macroscópicos estables de materia de quarks, que consisten en quarks u, d y s. Las densidades de estos objetos se encuentran en la región de densidad nuclear de 10 15 g/cm 3 , y sus masas pueden variar desde varios GeV/c 2 hasta masas de estrellas de neutrones. Se forman durante una transición de fase hipotética de QCD, pero generalmente se consideran muy poco probables.
3.3. Teorías modificadas (constante cosmológica, teoría MOND, constante gravitacional dependiente del tiempo)
Inicialmente, la constante cosmológica Λ fue introducida por Einstein en las ecuaciones de campo de la relatividad general para asegurar, según los puntos de vista de la época, la estacionariedad del Universo. Sin embargo, tras el descubrimiento por parte del Hubble a finales de los años 20 de nuestro siglo de la expansión del Universo, resultó ser redundante. Por lo tanto, comenzaron a asumir que Λ = 0. Sin embargo, en el marco de teorías modernas campo, esta constante cosmológica se interpreta como la densidad de energía del vacío ρ v . Se cumple la siguiente ecuación:El caso Λ = 0 corresponde a la suposición de que el vacío no contribuye a la densidad de energía. Esta imagen corresponde a las ideas de la física clásica. En la teoría cuántica de campos, el vacío contiene varios campos cuánticos, que se encuentran en el estado de menor energía, que no necesariamente es igual a cero.
Teniendo en cuenta la constante cosmológica distinta de cero, usando las relaciones
obtenemos una densidad crítica más baja y un valor del parámetro de densidad mayor de lo esperado de acuerdo con las fórmulas anteriores. Las observaciones astronómicas basadas en recuentos de galaxias dan un límite superior para la constante cosmológica actual
Λ < 3·10 -56 см –2 .
Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить
верхнюю границу
donde para H 0,max se utiliza el valor 100 km∙s –1 ∙Mps –1. Si bien se ha demostrado que una constante cosmológica distinta de cero es necesaria para interpretar la fase temprana de la evolución, algunos científicos han concluido que una Λ distinta de cero podría desempeñar un papel en etapas posteriores del universo.
constante cosmológica
podría conducir al valor Ω(Λ = 0), aunque en realidad Ω(Λ ≠ 0). El parámetro Ω(Λ = 0) determinado a partir de ρ 0 proporcionaría Ω = 1, como se requiere en los modelos inflacionarios, siempre que la constante cosmológica sea igual a
El uso de los valores numéricos H 0 = 75 ± 25 km s −1 ∙ Mps −1 y Ω 0,obs = 0.2 ± 0.1 conduce a
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2 . La densidad de energía del vacío correspondiente a este valor podría resolver la contradicción entre el valor observado del parámetro de densidad y el valor Ω = 1 requerido por las teorías modernas.
Además de la introducción de una constante cosmológica distinta de cero, existen otros modelos que eliminan, según al menos, parte del problema sin involucrar la hipótesis de la materia oscura.
Teoría MOND (Dinámica Newtoniana Modificada)
Esta teoría asume que la ley de la gravedad difiere de la forma newtoniana habitual y es la siguiente:
En este caso, la fuerza de atracción será mayor y deberá compensarse con un movimiento periódico más rápido, lo que es capaz de explicar el comportamiento plano de las curvas de rotación.
Constante gravitatoria en función del tiempo.
La dependencia temporal de la constante gravitatoria G(t) podría ser de gran importancia para el proceso de formación de galaxias. Sin embargo, hasta el momento, las mediciones de precisión no han dado ninguna indicación de la variación temporal de G.Literatura
- GV Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt. "Física no aceleradora de partículas elementales".
- C. Naranyan. "Astrofísica general y cosmología".
- Bottino A. y col., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.
El término "materia oscura" (o masa oculta) se utiliza en Diferentes areas ciencias: en cosmología, astronomía, física. Se trata de sobre un objeto hipotético: una forma del contenido del espacio y el tiempo que interactúa directamente con la radiación electromagnética y no la atraviesa.
Materia oscura: ¿qué es?
Desde tiempos inmemoriales, la gente se ha preocupado por el origen del Universo y los procesos que lo forman. En la era de la tecnología se hicieron importantes descubrimientos, y la base teórica se ha ampliado significativamente. En 1922, el físico británico James Jeans y el astrónomo holandés Jacobus Kaptein descubrieron que gran parte de la materia galáctica no es visible. Entonces, por primera vez, se nombró el término materia oscura: esta es una sustancia que no puede ser vista por ninguno de los conocido por la humanidad formas. La presencia de una sustancia misteriosa se da mediante signos indirectos: un campo gravitatorio, la gravedad.
Materia oscura en astronomía y cosmología
Al suponer que todos los objetos y partes del universo se atraen entre sí, los astrónomos pudieron encontrar la masa del espacio visible. Pero se encontró una discrepancia entre el peso real y el previsto. Y los científicos han descubierto que existe una masa invisible, que representa hasta el 95% de toda la esencia desconocida del Universo. Materia oscura en el espacio tiene las siguientes características:
- afectado por la gravedad
- afecta a otros objetos espaciales,
- poca interacción con el mundo real.
Materia oscura - filosofía
Un lugar especial lo ocupa la materia oscura en la filosofía. Esta ciencia se dedica al estudio del orden mundial, los fundamentos del ser, el sistema de mundos visibles e invisibles. Se tomó como principio fundamental una determinada sustancia, determinada por el espacio, el tiempo y los factores ambientales. Descubierta mucho más tarde, la misteriosa materia oscura del cosmos cambió la comprensión del mundo, su estructura y evolución. En un sentido filosófico, una sustancia desconocida, como un coágulo de energía del espacio y el tiempo, está presente en cada uno de nosotros, por lo tanto, las personas son mortales, porque consisten en un tiempo que tiene un fin.
¿Para qué sirve la materia oscura?
Solamente pequeña parte objetos espaciales(planetas, estrellas, etc.) - materia visible. Según los estándares de varios científicos, la energía oscura y la materia oscura ocupan casi todo el espacio del Cosmos. El primero representa el 21-24%, mientras que la energía se lleva el 72%. Cada sustancia de naturaleza física poco clara tiene sus propias funciones:
- La energía negra, que no absorbe ni emite luz, repele los objetos y hace que el universo se expanda.
- Las galaxias se construyen sobre la base de masa oculta, su fuerza atrae objetos hacia espacio exterior manteniéndolos en su lugar. Es decir, frena la expansión del universo.
¿De qué está hecha la materia oscura?
materia oscura en sistema solar- esto es algo que no se puede tocar, examinar y estudiar a fondo. Por ello, se plantean varias hipótesis sobre su naturaleza y composición:
- No conocido por la ciencia las partículas involucradas en la gravedad son un componente de esta sustancia. Es imposible detectarlos con un telescopio.
- El fenómeno es un grupo de pequeños agujeros negros (no más grandes que la luna).
Es posible distinguir dos tipos de masa oculta, según la velocidad de sus partículas constituyentes, la densidad de su acumulación.
- Caliente. No es suficiente para la formación de galaxias.
- Frío. Consiste en coágulos lentos y masivos. Estos componentes pueden ser conocidos por la ciencia axiones y bosones.
¿Existe la materia oscura?
Todos los intentos de medir objetos de naturaleza física inexplorada no han tenido éxito. En 2012 se investigó el movimiento de 400 estrellas alrededor del Sol, pero la presencia de materia oculta en grandes volúmenes no ha sido probado. Incluso si la materia oscura no existe en la realidad, existe en teoría. Con su ayuda, se explica la ubicación de los objetos del Universo en sus lugares. Algunos científicos están encontrando evidencia de la existencia de masa cósmica oculta. Su presencia en el universo explica el hecho de que los cúmulos de galaxias no se separan en lados diferentes y permanecer juntos.
Materia oscura - hechos interesantes
La naturaleza de la masa oculta sigue siendo un misterio, pero continúa interesando a las mentes científicas de todo el mundo. Los experimentos se llevan a cabo regularmente, con la ayuda de los cuales intentan investigar la sustancia en sí y su efectos secundarios. Y los datos sobre ella siguen multiplicándose. Por ejemplo:
- El aclamado Gran Colisionador de Hadrones, el acelerador de partículas más poderoso del mundo, está funcionando a gran potencia para revelar la existencia de materia invisible en el espacio. La comunidad mundial espera con interés los resultados.
- Científicos japoneses crean el primer mapa masivo oculto del mundo en el espacio. Está previsto que esté terminado para 2019.
- Recientemente, la física teórica Lisa Randall sugirió que la materia oscura y los dinosaurios están relacionados. Esta sustancia envió un cometa a la Tierra, que destruyó la vida en el planeta.
Los componentes de nuestra galaxia y de todo el Universo son materia clara y oscura, es decir, objetos visibles e invisibles. Si con el estudio de la primera tecnología moderna hace frente, los métodos se mejoran constantemente, entonces es muy problemático investigar sustancias ocultas. La humanidad aún no ha llegado a comprender este fenómeno. La materia oscura, invisible, intangible pero ubicua, ha sido y sigue siendo uno de los principales misterios del Universo.
Desempeña un papel decisivo en el desarrollo del universo. Sin embargo, aún se sabe poco sobre esta extraña sustancia. El profesor Matthias Bartelmann -Instituto de Astrofísica Teórica de Heidelberg- explica cómo se ha hecho la investigación de la materia oscura, respondiendo a una serie de preguntas de los periodistas.
y como surge?
¡No tengo ni idea! Hasta ahora, nadie. Probablemente se compone de partículas elementales pesadas. Pero nadie sabe si realmente son partículas. En cualquier caso, son muy diferentes a todo lo que hemos conocido antes.
¿Es como descubrir una nueva especie animal?
Sí, así es, es una buena comparación.
¿Quién descubrió la materia oscura y cuándo?
En 1933, Fritz Zwicky consideró el movimiento de galaxias en cúmulos de galaxias, que depende de la masa total del cúmulo. El investigador notó que las galaxias, dada su masa calculada, se mueven muy rápido. Este fue el primer indicio de materia oscura. Ninguna materia conocida podría explicar por qué las estrellas de las galaxias se mantienen juntas: deben separarse debido a su alta velocidad de circulación.
Lente gravitacional Foto: Wissensschreiber
¿Qué otra evidencia hay?
Bastante buena evidencia es el efecto de lente gravitacional. Las galaxias distantes nos parecen distorsionadas, ya que los rayos de luz se desvían de la materia en su camino. Es como mirar a través de un vidrio estriado. Y el efecto es más fuerte de lo que sería si solo existiera la materia visible.
¿Cómo es la materia oscura?
No se puede ver, ya que no hay interacción entre la materia oscura y la radiación electromagnética. Esto significa que no refleja la luz y no emite ninguna radiación.
¿Cómo estudias la materia oscura entonces? ¿Qué instrumentos se necesitan para la investigación?
No estamos estudiando la materia oscura específicamente, sino solo sus manifestaciones, por ejemplo, el efecto de una lente gravitacional. soy un teórico De hecho, solo necesito mi computadora, un bolígrafo y una hoja de papel. Pero también uso datos de grandes telescopios en Hawai y Chile.
¿Es posible representar la materia oscura?
Sí, puedes crear una especie de mapa de su distribución. Así como las líneas de las colinas se muestran en mapa geografico los contornos de la montaña, aquí se puede ver por la densidad de líneas, donde hay sobre todo mucha materia oscura.
¿Cuándo apareció?
La materia oscura se originó directamente de Big Bang, o 10.000-100.000 años después. Pero todavía estamos estudiando esto.
¿Cuánta materia oscura hay?
Nadie puede decirlo con certeza. Pero según investigaciones recientes, creemos que hay entre siete y ocho veces más materia oscura en el universo que materia visible.
El modelado por computadora muestra la distribución de la materia oscura en forma de red, y vemos su acumulación en las áreas más brillantes.
Foto: Volker Springel
¿Existe una relación entre la energía oscura y la materia oscura?
Probablemente no. La energía oscura asegura la expansión acelerada del universo, mientras que la materia oscura mantiene unidas a las galaxias.
¿De dónde viene ella?
La materia oscura probablemente esté en todas partes, solo que no está distribuida uniformemente; al igual que la materia visible, forma grumos.
¿Cuál es el significado de la materia oscura para nosotros y nuestra cosmovisión?
Para La vida cotidiana ella no importa Pero en astrofísica es muy importante, ya que juega un papel decisivo en el desarrollo del Universo.
¿De qué está hecho nuestro universo? 4,9% - materia visible, 26,8% materia oscura, 68,3% - energía oscura Foto: Wissenschreiber
¿Qué traerá ella en el futuro?
Probablemente nada más. Anteriormente, para el desarrollo del universo, fue muy importante. Hoy en día, solo mantiene unidas a las galaxias individuales. Y a medida que el universo continúa expandiéndose, se vuelve cada vez más difícil que surjan nuevas estructuras de materia oscura.
¿Será posible en el futuro obtener imágenes directamente de la materia oscura utilizando instrumentos?
Sí, es posible. Por ejemplo, se pueden medir las vibraciones que se producen cuando las partículas de materia oscura chocan con los átomos de un cristal. Lo mismo sucede en el acelerador de partículas: si partículas elementales parecen volar en una dirección inesperada sin ningún motivo, entonces una partícula desconocida puede ser la culpable. Entonces esta sería otra prueba de la existencia de la materia oscura. Imagina: estás parado en un campo de fútbol y hay una pelota frente a ti. De repente se va volando sin ninguna razón aparente. Debe haber sido derribado por algo invisible.
¿Qué es lo que más te interesa de tu trabajo?
Me atrae la suposición de que la materia visible es solo una pequeña fracción de todo, y no tenemos idea del resto.
Gracias por tomarse el tiempo. ¡Esperamos que aprendas más sobre la materia oscura pronto!
