Ինչ է մութ նյութը: Մութ նյութ

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

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

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

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

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

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

Մինչ օրս բացահայտված չէ այն առեղծվածը, թե որտեղից է առաջացել մութ նյութը։ Կան տեսություններ, որոնք ենթադրում են, որ այն բաղկացած է ցածր ջերմաստիճանի միջաստղային գազից։ Այս դեպքում նյութը չի կարող որեւէ ճառագայթում տալ։ Այնուամենայնիվ, կան տեսություններ, որոնք հակասում են այս գաղափարին: Ասում են՝ գազն ի վիճակի է տաքանալ, ինչը հանգեցնում է նրան, որ դրանք դառնում են սովորական «բարիոն» նյութեր։ Այս տեսության օգտին է այն փաստը, որ գազի զանգվածը սառը վիճակում չի կարող վերացնել այն դեֆիցիտը, որն առաջանում է այս դեպքում։

Մութ նյութի մասին տեսություններում այնքան շատ հարցեր կան, որ արժե սա մի փոքր ավելի մանրամասն հասկանալ։

Ի՞նչ է մութ նյութը:

Հարցը, թե ինչ է մութ մատերիան, առաջացել է մոտ 80 տարի առաջ։ Արդեն 20-րդ դարի սկզբին։ Այդ ժամանակ շվեյցարացի աստղագետ Ֆ. Ցվիկին հղացավ այն միտքը, որ իրականում բոլոր գալակտիկաների զանգվածն ավելի մեծ է, քան բոլոր այն օբյեկտների զանգվածը, որոնք կարող են դիտվել սեփական գազերով աստղադիտակի միջոցով: Բոլոր բազմաթիվ հուշումները հուշում էին այն մասին, որ տիեզերքում կա մի անհայտ բան, որն ունի տպավորիչ զանգված։ Որոշվել է այս անբացատրելի նյութին տալ «մութ նյութ» անվանումը։

Այս անտեսանելի նյութը զբաղեցնում է ամբողջ տիեզերքի առնվազն մեկ քառորդը: Այս նյութի առանձնահատկությունն այն է, որ նրա մասնիկները լավ չեն փոխազդում միմյանց և այլ սովորական նյութերի հետ։ Այս փոխազդեցությունն այնքան թույլ է, որ գիտնականները նույնիսկ չեն կարողանում այն ​​գրանցել։ Իրականում կան միայն մասնիկների ազդեցության նշաններ։

Այս հարցի ուսումնասիրությունն իրականացվում է աշխարհի ամենամեծ ուղեղների կողմից, ուստի նույնիսկ աշխարհի ամենամեծ թերահավատները կարծում են, որ հնարավոր կլինի գրավել նյութի մասնիկները։ Ամենացանկալի նպատակը դա անել լաբորատոր պայմաններում: Հանքավայրերում մեծ խորությունաշխատանքներ են տարվում, փորձերի համար անհրաժեշտ են նման պայմաններ՝ տիեզերքից եկող ճառագայթների մասնիկների միջամտությունը բացառելու համար։

Հավանական է, որ շատ նոր տեղեկություններ ձեռք կբերվեն ժամանակակից արագացուցիչների շնորհիվ, մասնավորապես՝ Մեծ հադրոնային կոլայդերի օգնությամբ։

Մութ նյութի մասնիկները ունեն մեկ տարօրինակ հատկություն՝ փոխադարձ ոչնչացում։ Նման պրոցեսների արդյունքում առաջանում են գամմա ճառագայթում, հակամասնիկներ և մասնիկներ (օրինակ՝ էլեկտրոնը և պոզիտրոնը)։ Ուստի աստղաֆիզիկոսները փորձում են գտնել գամմա ճառագայթման կամ հակամասնիկների հետքեր։ Դրա համար օգտագործվում են տարբեր վերգետնյա և տիեզերական կայանքներ:

Մութ նյութի գոյության ապացույց

Տիեզերքի զանգվածի հաշվարկների ճիշտության վերաբերյալ առաջին իսկ կասկածները, ինչպես արդեն նշվեց, կիսում էր շվեյցարացի աստղագետ Ֆ. Ցվիկին: Սկզբից նա որոշեց չափել գալակտիկաների արագությունը Կոմայի կլաստերից կենտրոնով շարժվող: Եվ նրա աշխատանքի արդյունքը որոշ չափով տարակուսեց նրան, քանի որ այս գալակտիկաների շարժման արագությունը պարզվեց, որ նա ակնկալում էր։ Բացի այդ, նա նախապես հաշվարկել է այս արժեքը։ Բայց արդյունքները չէին համընկնում:

Եզրակացությունն ակնհայտ էր. կլաստերի իրական զանգվածը շատ ավելի մեծ էր, քան թվացյալը։ Սա կարելի է բացատրել նրանով, որ տիեզերքի այս հատվածում գտնվող նյութի մեծ մասը չի երևում, ինչպես նաև անհնար է դիտարկել այն: Այս նյութն իր հատկությունն արտահայտում է միայն զանգվածի տեսքով։

Մի շարք գրավիտացիոն փորձարկումներ հաստատել են գալակտիկաների կլաստերներում անտեսանելի զանգվածի առկայությունը։ Հարաբերականության տեսության մեջ այս երևույթի որոշակի մեկնաբանություն կա: Եթե ​​դուք հետևում եք դրան, ապա յուրաքանչյուր զանգված ունակ է դեֆորմացնել տարածությունը, բացի այդ, ինչպես ոսպնյակը, այն թեքում է լույսի ուղիղ ճառագայթների հոսքը։ Գալակտիկաների կուտակումը աղավաղում է առաջացնում, նրա ազդեցությունն այնքան ուժեղ է, որ նկատելի է դառնում։ Գալակտիկայի ամենաաղավաղված տեսքը, որը գտնվում է անմիջապես կլաստերի հետևում: Այս աղավաղումն օգտագործվում է հաշվարկելու համար, թե ինչպես է նյութը բաշխված այս կլաստերում: Այսպես է չափվում իրական զանգվածը։ Պարզվում է, որ այն մի քանի անգամ ավելի մեծ է, քան տեսանելի նյութի զանգվածը:

Այս ոլորտում առաջամարտիկի աշխատանքից չորս տասնամյակ անց Ֆ. Ցվիկին, Ամերիկայից աստղագետ Վ. Ռուբինը, ձեռնամուխ եղավ այս խնդրին: Նա ուսումնասիրել է գալակտիկաների եզրերին գտնվող նյութի արագությունը, որով պտտվում է գալակտիկայի կենտրոնի շուրջը: Եթե ​​դուք հետևում եք Կեպլերի օրենքներին, որոնք վերաբերում են ձգողության օրենքներին, ապա որոշակի հարաբերություն կա գալակտիկաների պտտման արագության և դեպի կենտրոն հեռավորության միջև:

Սակայն իրականում չափումները ցույց են տվել, որ պտտման արագությունը չի փոխվել դեպի կենտրոն հեռավորության մեծացման հետ մեկտեղ: Նման տվյալները կարելի է բացատրել միայն մեկ կերպ՝ գալակտիկայի նյութն ունի նույն խտությունը թե՛ կենտրոնում, թե՛ եզրերի երկայնքով։ Բայց տեսանելի նյութն ուներ շատ ավելի մեծ խտություն կենտրոնում և բնութագրվում էր ծայրերում հազվադեպությամբ, իսկ խտության բացակայությունը կարող էր բացատրվել միայն ինչ-որ նյութի առկայությամբ, որը տեսանելի չէ աչքին:

Երևույթի բացատրությունը տալու համար անհրաժեշտ է, որ գալակտիկաներում այս անտեսանելի նյութը գրեթե 10 անգամ ավելի շատ լինի, քան այն նյութը, որը մենք կարող ենք տեսնել: Հենց այս անհայտ նյութն է ստացել «մութ նյութ» կամ «մութ նյութ» անվանումը։ Մինչ օրս աստղաֆիզիկոսների համար այս երեւույթը մնում է ամենահետաքրքիր առեղծվածը։

Կա ևս մեկ փաստարկ՝ հօգուտ մութ նյութի գոյության ապացույցների։ Դա հետևում է այն հաշվարկներից, որոնք նկարագրում են գալակտիկաների ձևավորման գործընթացը: Ենթադրվում է, որ դա սկսվել է Մեծ պայթյունից մոտ 300 000 տարի անց: Հաշվարկի արդյունքները ցույց են տալիս, որ պայթյունի ժամանակ հայտնված նյութի բեկորների միջև ձգողականությունը չի կարող փոխհատուցել ընդարձակման կինետիկ էներգիան։ Այսինքն, նյութը չէր կարող կենտրոնանալ գալակտիկաներում, բայց մենք դա կարող ենք տեսնել այսօր:

Սա անբացատրելի փաստկոչվում է գալակտիկական պարադոքս, այն բերվել է որպես փաստարկ, որը ոչնչացնում է Մեծ պայթյունի տեսությունը: Բայց դուք կարող եք դրան նայել մյուս կողմից: Ի վերջո, ամենասովորական նյութի մասնիկները կարող էին խառնվել մութ նյութի մասնիկների հետ: Հետո հաշվարկները դառնում են ճիշտ, բայց թե ինչպես են ձևավորվել գալակտիկաները, որոնցում կուտակվել է շատ մութ նյութ, իսկ սովորական նյութի մասնիկներն արդեն իսկ միացել են նրանց գրավիտացիայի շնորհիվ։ Ի վերջո, սովորական նյութը տիեզերքի ողջ զանգվածի մի փոքր մասն է կազմում։

Տեսանելի նյութը համեմատաբար ցածր խտություն ունի մութ նյութի համեմատ, քանի որ այն 20 անգամ ավելի խիտ է: Հետևաբար, Տիեզերքի զանգվածի այն 95%-ը, որոնք բացակայում են ըստ գիտնականների հաշվարկների, սա մութ նյութ է։

Սակայն դա հանգեցրեց այն եզրակացության, որ տեսանելի աշխարհ, որն ուսումնասիրվել է շատ լայնորեն, այնքան ծանոթ և հասկանալի, պարզապես փոքրիկ կիրառություն այն բանի, ինչից իրականում բաղկացած է:

Բոլոր գալակտիկաները, մոլորակները և աստղերը ընդամենը մի փոքր մասն են այն բանի, ինչի մասին մենք գաղափար չունենք: Սա այն է, ինչ ցուցադրվում է, իսկ իրականը թաքնված է մեզանից։

Ներածություն

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

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

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

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

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 ժ 2 գ ∙ սմ -3:

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

. Մութ նյութի գոյության ապացույց

2.1. Գալակտիկական պտույտի կորեր

Երբ պարուրաձև գալակտիկաներԳալակտիկայի կենտրոնի շուրջ առանձին աստղերի պտտման արագությունը որոշվում է ուղեծրերի կայունության պայմանից։ Կենտրոնախույս և գրավիտացիոն ուժերի հավասարեցում.

ռոտացիայի արագության համար մենք ունենք.

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

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

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

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

ենթադրելով, որ դրանց զանգվածները համապատասխանում են լուսավորությանը։ Էլիպսաձև գալակտիկաների համար զանգվածի և պայծառության հարաբերակցությունը մոտավորապես երկու կարգի մեծության մեծ է, քան Արեգակը, որը բնորոշ օրինակմիջին աստղ. Նման մեծ արժեքը սովորաբար կապված է մութ նյութի գոյության հետ։

2.2. Գալակտիկաների կլաստերների դինամիկան

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

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

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

T=N /2.

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

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

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

2.3. Տիեզերական ապացույցներ

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

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

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

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

Հաճախ օգտագործվող խտության պարամետրը

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

Հարթության խնդիր

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

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

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

Գալակտիկաների ծնունդ

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

III. Մութ նյութի թեկնածուներ

3.1. բարիոն մութ նյութ

Մութ նյութի դերի ամենաակնառու թեկնածուն կարող է լինել սովորական բարիոնային նյութը, որը չի ճառագայթում և ունի համապատասխան առատություն։ Հնարավորություններից մեկը կարող է իրականացվել միջաստղային կամ միջգալակտիկական գազի միջոցով: Սակայն այս դեպքում պետք է հայտնվեն բնորոշ արտանետման կամ ներծծման գծեր, որոնք չեն հայտնաբերվում։
Մեկ այլ թեկնածու կարող են լինել շագանակագույն թզուկները՝ տիեզերական մարմիններ, որոնց զանգվածները շատ ավելի քիչ են, քան Արեգակի զանգվածը (M< 0.08M солнца). Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий. Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности фотометрической детектируемости երկնային մարմիններմի քանի լուսային տարի հեռավորության վրա, հատկապես դժվար է գնահատել նման օբյեկտների թիվը:
Աստղերի զարգացման վերջին փուլերում գտնվող շատ կոմպակտ օբյեկտները (սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ) նույնպես կարող են լինել մութ նյութի մաս: Քանի որ գրեթե յուրաքանչյուր աստղ իր կյանքի ընթացքում հասնում է այս երեք վերջին փուլերից մեկին, ավելի վաղ և ավելի ծանր աստղերի զանգվածի մեծ մասը պետք է ներկա լինի ոչ ճառագայթային տեսքով՝ որպես սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր կամ սև խոռոչներ: Այս նյութի մի մասը վերադառնում է միջաստղային տարածություն գերնոր աստղերի կամ այլ ուղիների միջոցով և մասնակցում նոր աստղերի ձևավորմանը: Այս դեպքում չպետք է հաշվի առնել M զանգված ունեցող աստղերը< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Տիեզերքում բարիոնային նյութի հնարավոր խտության վերին սահմանները կարելի է ստանալ սկզբնական միջուկային միաձուլման տվյալների հիման վրա, որը սկսվել է Մեծ պայթյունից մոտ 3 րոպե անց: Առանձնահատուկ նշանակություն ունեն դեյտերիումի ընթացիկ առատության չափումները
(D/H) 0 ≈ 10 -5, քանի որ սկզբնական միջուկային միաձուլման ժամանակ հիմնականում առաջացել է դեյտերիում։ Թեև դեյտերիումը նույնպես հետագայում հայտնվեց որպես միջուկային միաձուլման ռեակցիաների միջանկյալ արտադրանք, այնուամենայնիվ, դրա պատճառով դեյտերիումի ընդհանուր քանակությունը շատ չաճեց։ Վաղ միջուկային միաձուլման փուլում տեղի ունեցող գործընթացների վերլուծությունը տալիս է վերին սահմանը −Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
Մյուս կողմից, այժմ բավականին պարզ է, որ բարիոնային նյութն ինքնին ի վիճակի չէ բավարարել Ω = 1 պահանջը, որը բխում է գնաճային մոդելներից: Բացի այդ, գալակտիկաների առաջացման խնդիրը մնում է չլուծված։ Այս ամենը հանգեցնում է ոչ բարիոնային մութ նյութի գոյության անհրաժեշտությանը, հատկապես, երբ անհրաժեշտ է Ω = 1 պայմանը բավարարել զրոյական տիեզերական հաստատունի դեպքում։

3.2. Ոչ բարիոնային մութ նյութ

Տեսական մոդելները ապահովում են մեծ ընտրությունՈչ բարիոնային մութ մատերիայի դերի հնարավոր թեկնածուները, ներառյալ՝ թեթև և ծանր նեյտրինոները, SUSY մոդելների գերսիմետրիկ մասնիկները, աքսիոնները, տիեզերքները, մագնիսական մոնոպոլները, Հիգսի մասնիկները, դրանք ամփոփված են աղյուսակում: Աղյուսակը պարունակում է նաև տեսություններ, որոնք բացատրում են փորձարարական տվյալները՝ առանց մութ նյութի ներմուծման (ժամանակից կախված գրավիտացիոն հաստատունը ոչ նյուտոնյան ձգողության մեջ և տիեզերական հաստատունը)։ Նշանակումներ՝ DM - մութ նյութ, GUT - Մեծ միավորման տեսություն, SUSY - սուպերսիմետրիկ տեսություններ, SUGRA - գերծանրություն, QCD - քվանտային քրոմոդինամիկա, QED - քվանտային էլեկտրադինամիկա, GR - հարաբերականության ընդհանուր տեսություն: WIMP (Թույլ փոխազդող զանգվածային մասնիկներ) տերմինն օգտագործվում է մի քանի ԳեՎ/c2-ից ավելի զանգված ունեցող մասնիկների նշանակման համար, որոնք մասնակցում են միայն թույլ փոխազդեցություններին: Հաշվի առնելով նոր չափումները մասունքային ճառագայթում COBE արբանյակից և IRAS արբանյակի օգնությամբ կարմիր տեղաշարժից, վերջերս նորից իրականացվեց մեծ հեռավորությունների վրա գալակտիկաների բաշխման և մեր գալակտիկայում լայնածավալ կառույցների ձևավորման ուսումնասիրությունը: Վերլուծության հիման վրա տարբեր մոդելներկառուցվածքների ձևավորման արդյունքում եզրակացություն է արվել, որ հնարավոր է Տիեզերքի միայն մեկ բավարար մոդել Ω = 1-ով, որտեղ մութ նյութը խառը բնույթ ունի. նյութ, վերջինս բաղկացած է երկու անզանգված նեյտրինոյից և մեկ նեյտրինոյից՝ 7,2 ± 2 էՎ զանգվածով։ Սա նշանակում է խառը մութ նյութի նախկինում անտեսված մոդելի վերածնունդ:

թեթև նեյտրինոներ

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

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

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

որտեղ g ν-ը վիճակագրական գործոն է, որը հաշվի է առնում նեյտրինոյի յուրաքանչյուր տեսակի համար տարբեր ուղղաձիգ վիճակների քանակը: Majorana նեյտրինոների համար այս գործակիցը հավասար է 2-ի: Dirac-ի նեյտրինոների համար այն պետք է հավասար լինի 4-ի: Այնուամենայնիվ, սովորաբար ենթադրվում է, որ աջակողմյան բաղադրիչները շատ ավելի վաղ են թողել ջերմային հավասարակշռության վիճակը, ուստի կարող ենք նաև ենթադրել, որ g. ν = 2 Դիրակի գործի համար նույնպես:
Քանի որ նեյտրինոյի խտությունը նույն կարգի մեծության է, ինչ ֆոտոնների խտությունը, կան մոտ 10 9 անգամ ավելի շատ նեյտրինոներ, քան բարիոնները, ուստի նեյտրինոների նույնիսկ փոքր զանգվածը կարող է որոշել տիեզերքի դինամիկան: Ω = ρ ν /ρ с = 1 հասնելու համար պահանջվում են նեյտրինո զանգվածներ m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, որտեղ N ν թեթեւ նեյտրինոների տեսակների թիվն է։ Նեյտրինոների երեք հայտնի տեսակների զանգվածների փորձնական վերին սահմաններն են՝ m(ν e)< 7.2 эВ/c 2 , m(ν μ) < 250 кэВ/c 2 , m(ν τ) < 31 МэВ/c 2 . Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10 10 К (что отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в которой доминируют частицы массой m i , согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет гравитационных сил, равна

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

Ծանր նեյտրինոներ

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

աքսիոններ

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

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

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

Գերհամաչափ մասնիկներ

Սուպերսիմետրիկ տեսությունների մեծ մասը պարունակում է մեկ կայուն մասնիկ, որը մութ նյութի նոր թեկնածու է: Կայուն սուպերսիմետրիկ մասնիկի գոյությունը բխում է բազմապատկվող քվանտային թվի պահպանումից, այսպես կոչված, R-պարիտետից, որը սովորական մասնիկների համար ընդունում է +1 արժեքը, իսկ նրանց գերզուգընկերների համար՝ –1։ Դա է R-հավասարակշռության պահպանման օրենքը. Պահպանման այս օրենքի համաձայն՝ SUSY մասնիկները կարող են ձևավորվել միայն զույգերով։ SUSY մասնիկները կարող են քայքայվել միայն SUSY մասնիկների կենտ թվով: Հետևաբար, ամենաթեթև սուպերսիմետրիկ մասնիկը պետք է կայուն լինի:
Հնարավոր է խախտել R-parity պահպանման օրենքը։ Քվանտային թիվ R-ը կապված է B բարիոն թվի և L լեպտոնի հետ R = (–1) 3B+L+2S հարաբերակցությամբ, որտեղ S-ը մասնիկի սպինն է։ Այլ կերպ ասած, B-ի և/կամ L-ի խախտումը կարող է հանգեցնել R-ի հավասարության չպահպանման: Այնուամենայնիվ, կան շատ խիստ սահմաններ R- պարիտետի խախտման հնարավորության վերաբերյալ:
Ենթադրվում է, որ ամենաթեթև գերհամաչափ մասնիկը (LSP) մասնակցում է ոչ թե էլեկտրամագնիսական, այլ ուժեղ փոխազդեցությանը։ Հակառակ դեպքում այն ​​կմիավորվեր սովորական նյութի հետ և ներկայում կհայտնվեր որպես անսովոր ծանր մասնիկ։ Այդ դեպքում նման LSP-ի առատությունը, նորմալացված պրոտոնի առատությանը, հավասար կլինի 10 -10-ի ուժեղ փոխազդեցության համար, իսկ 10 -6-ի էլեկտրամագնիսականի համար: Այս արժեքները հակասում են փորձարարական վերին սահմաններին՝ n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в այս դեպքըհամապատասխանում է 1 ԳեՎ զանգվածային շրջանին< m LSP c 2 < 10 7 ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
Ամենաթեթև չեզոք սուպերսիմետրիկ մասնիկի դերի հավանական թեկնածուներից են ֆոտինոն (S = 1/2) և ցինոն (S = 1/2), որոնք սովորաբար կոչվում են geijino, ինչպես նաև հիգիսինոն (S = 1/2), sneutrino (S = 0) և gravitino (S = 3/2): Շատ տեսություններում LSP մասնիկը վերը նշված սպին 1/2 SUSY մասնիկների գծային համակցությունն է: Այս, այսպես կոչված, նեյտրալինոյի զանգվածը, ամենայն հավանականությամբ, պետք է լինի ավելի քան 10 ԳէՎ/c2: SUSY մասնիկները մութ մատերիա համարելը հատուկ հետաքրքրություն, քանի որ դրանք հայտնվել են բոլորովին այլ համատեքստում և հատուկ չեն ներկայացվել (ոչ բարիոնային) մութ նյութի խնդիրը լուծելու համար։ Կոսմիոններ Տիեզերքը սկզբնապես ներկայացվել է արևային նեյտրինոների խնդիրը լուծելու համար։ Իրենց մեծ արագության շնորհիվ այս մասնիկները գրեթե անարգել անցնում են աստղի մակերեսով։ Աստղի կենտրոնական շրջանում նրանք բախվում են միջուկներին։ Եթե ​​էներգիայի կորուստը բավականաչափ մեծ է, ապա նրանք չեն կարող կրկին հեռանալ այս աստղից և ժամանակի ընթացքում կուտակվել դրա մեջ։ Արեգակի ներսում թակարդված տիեզերագնացներն ազդում են էներգիայի փոխանցման բնույթի վրա և դրանով իսկ նպաստում Արեգակի կենտրոնական շրջանի սառեցմանը: Սա կհանգեցնի 8 Վ-ից նեյտրինոների արտադրության ավելի ցածր հավանականության և կբացատրի, թե ինչու է Երկրի վրա չափված նեյտրինո հոսքը սպասվածից պակաս: Նեյտրինոյի այս խնդիրը լուծելու համար տիեզերական զանգվածը պետք է գտնվի 4-ից 11 ԳեՎ/c2 միջակայքում, իսկ նյութի հետ տիեզերքի փոխազդեցության ռեակցիայի խաչմերուկը պետք է ունենա 10-36 սմ 2 արժեք: Սակայն փորձարարական տվյալները կարծես թե բացառում են արեգակնային նեյտրինոների խնդրի նման լուծումը։

Տարածություն-ժամանակի տոպոլոգիական արատներ

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Տեսություն MOND (Փոփոխված Նյուտոնյան դինամիկա)

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

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

Գրավիտացիոն հաստատուն՝ կախված ժամանակից

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

գրականություն

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

Օգտագործվում է «մութ նյութ» (կամ թաքնված զանգված) տերմինը տարբեր տարածքներգիտություններ՝ տիեզերագիտություն, աստղագիտություն, ֆիզիկա։ Խոսքը վերաբերում էհիպոթետիկ օբյեկտի մասին՝ տարածության և ժամանակի բովանդակության ձև, որն անմիջականորեն փոխազդում է էլեկտրամագնիսական ճառագայթման հետ և չի անցնում այն ​​իր միջով։

Մութ նյութ - ինչ է դա:

Հին ժամանակներից մարդկանց մտահոգում էր Տիեզերքի ծագումը և այն ձևավորող գործընթացները: Տեխնոլոգիայի դարում ստեղծվել են կարևոր բացահայտումներ, իսկ տեսական հիմքը զգալիորեն ընդլայնվել է։ 1922 թվականին բրիտանացի ֆիզիկոս Ջեյմս Ջինսը և հոլանդացի աստղագետ Յակոբուս Կապտեյնը հայտնաբերեցին, որ գալակտիկական նյութի մեծ մասը տեսանելի չէ: Այնուհետև առաջին անգամ անվանվեց մութ մատերիա տերմինը. սա մի նյութ է, որը չի կարող տեսնել որևէ մեկը մարդկությանը հայտնիուղիները. Խորհրդավոր նյութի առկայությունը բացահայտվում է անուղղակի նշաններով՝ գրավիտացիոն դաշտ, ձգողականություն։

Մութ նյութը աստղագիտության և տիեզերագիտության մեջ

Ենթադրելով, որ տիեզերքի բոլոր առարկաները և մասերը ձգվում են միմյանց, աստղագետները կարողացան գտնել տեսանելի տարածության զանգվածը: Բայց իրական և կանխատեսված քաշի մեջ անհամապատասխանություն է հայտնաբերվել։ Եվ գիտնականները պարզել են, որ գոյություն ունի անտեսանելի զանգված, որը կազմում է Տիեզերքի ողջ անհայտ էության մինչև 95%-ը: Մութ նյութտիեզերքում ունի հետևյալ հատկանիշները.

• ձգողականության ազդեցության տակ
• ազդում է այլ տիեզերական օբյեկտների վրա,
• քիչ փոխազդեցություն իրական աշխարհի հետ:

Մութ նյութ - փիլիսոփայություն

Փիլիսոփայության մեջ առանձնահատուկ տեղ է զբաղեցնում մութ նյութը։ Այս գիտությունը զբաղվում է աշխարհակարգի, գոյության հիմքերի, տեսանելի և անտեսանելի աշխարհների համակարգի ուսումնասիրությամբ։ Որոշակի նյութ ընդունվել է որպես հիմնարար սկզբունք, որը որոշվում է տարածության, ժամանակի և շրջակա միջավայրի գործոններով: Տիեզերքի խորհրդավոր մութ նյութը, որը հայտնաբերվեց շատ ավելի ուշ, փոխեց աշխարհի ըմբռնումը, նրա կառուցվածքը և էվոլյուցիան: Փիլիսոփայական իմաստով անհայտ մի նյութ, ինչպես տարածության և ժամանակի էներգիայի խցան, առկա է մեզանից յուրաքանչյուրի մեջ, հետևաբար մարդիկ մահկանացու են, քանի որ դրանք բաղկացած են ժամանակից, որն ունի ավարտ:

Ինչի՞ համար է մութ նյութը:

Միայն փոքր մաս տիեզերական օբյեկտներ(մոլորակներ, աստղեր և այլն) - տեսանելի նյութ: Տարբեր գիտնականների չափանիշներով մութ էներգիան և մութ նյութը զբաղեցնում են Տիեզերքի գրեթե ողջ տարածությունը։ Առաջինը կազմում է 21-24%, իսկ էներգիան՝ 72%: Անհասկանալի ֆիզիկական բնույթի յուրաքանչյուր նյութ ունի իր գործառույթները.

1. Սև էներգիան, որը չի կլանում և չի արձակում լույսը, վանում է առարկաները՝ պատճառ դառնալով տիեզերքի ընդարձակման։
2. Գալակտիկաները կառուցված են թաքնված զանգվածի հիման վրա, որի ուժը գրավում է առարկաները արտաքին տարածքդրանք տեղում պահելով: Այսինքն՝ այն դանդաղեցնում է տիեզերքի ընդլայնումը։

Ինչից է կազմված մութ նյութը:

մութ նյութի մեջ Արեգակնային համակարգ-Սա մի բան է, որին չի կարելի շոշափել, քննել ու մանրակրկիտ ուսումնասիրել։ Հետևաբար, դրա բնույթի և կազմի վերաբերյալ առաջ են քաշվում մի քանի վարկածներ.

1. Ոչ գիտությանը հայտնիձգողականության մեջ ներգրավված մասնիկները այս նյութի բաղադրիչն են: Անհնար է դրանք հայտնաբերել աստղադիտակով։
2. Երևույթը փոքր սև անցքերի կլաստեր է (ոչ մեծ, քան լուսինը):

Հնարավոր է առանձնացնել թաքնված զանգվածի երկու տեսակ՝ կախված դրա բաղկացուցիչ մասնիկների արագությունից, դրանց կուտակման խտությունից։

1. Թեժ. Դա բավարար չէ գալակտիկաների առաջացման համար։
2. Ցուրտ. Բաղկացած է դանդաղ, զանգվածային թրոմբներից։ Այս բաղադրիչները կարող են հայտնի լինել գիտական ​​աքսիոններին և բոզոններին:

Գոյություն ունի՞ մութ մատերիան:

Չուսումնասիրված ֆիզիկական բնույթի օբյեկտները չափելու բոլոր փորձերը հաջողությամբ չեն պսակվել: 2012 թվականին ուսումնասիրվել է Արեգակի շուրջ 400 աստղերի շարժումը, սակայն թաքնված նյութի առկայությունը մեծ ծավալներապացուցված չէ. Նույնիսկ եթե մութ մատերիան իրականում գոյություն չունի, այն գոյություն ունի տեսականորեն: Նրա օգնությամբ բացատրվում է Տիեզերքի առարկաների գտնվելու վայրը իրենց տեղերում։ Որոշ գիտնականներ թաքնված տիեզերական զանգվածի գոյության ապացույցներ են գտնում։ Տիեզերքում նրա ներկայությունը բացատրում է այն փաստը, որ գալակտիկաների կլաստերները միմյանցից չեն թռչում տարբեր կողմերև կպչեք միասին:

Մութ նյութ՝ հետաքրքիր փաստեր

Թաքնված զանգվածի բնույթը մնում է առեղծված, սակայն այն շարունակում է հետաքրքրել գիտական ​​մտքերն ամբողջ աշխարհում: Պարբերաբար փորձեր են կատարվում, որոնց օգնությամբ փորձում են ուսումնասիրել բուն նյութը և դրա նյութը կողմնակի ազդեցություն. Իսկ նրա մասին փաստերը շարունակում են բազմապատկվել։ Օրինակ:

1. Հայտնի Large Hadron Collider-ը՝ մասնիկների աշխարհի ամենահզոր արագացուցիչը, աշխատում է մեծ հզորությամբ՝ բացահայտելու անտեսանելի նյութի գոյությունը տիեզերքում: Համաշխարհային հանրությունը հետաքրքրությամբ է սպասում արդյունքներին։
2. Ճապոնացի գիտնականները տիեզերքում ստեղծել են աշխարհի առաջին թաքնված զանգվածային քարտեզը։ Այն նախատեսվում է ավարտել մինչև 2019թ.
3. Վերջերս տեսական ֆիզիկոս Լիզա Ռենդալը առաջարկեց, որ մութ նյութը և դինոզավրերը փոխկապակցված են: Այս նյութը Երկիր ուղարկեց գիսաստղ, որը ոչնչացրեց կյանքը մոլորակի վրա։

Մեր գալակտիկայի և ամբողջ Տիեզերքի բաղադրիչները լույս և մութ նյութ են, այսինքն՝ տեսանելի և անտեսանելի առարկաներ: Եթե ​​առաջինի ուսումնասիրությամբ ժամանակակից տեխնոլոգիահաղթահարում է, մեթոդներն անընդհատ կատարելագործվում են, հետո շատ խնդրահարույց է թաքնված նյութերի ուսումնասիրությունը։ Մարդկությունը դեռ չի հասկացել այս երեւույթը։ Անտեսանելի, ոչ նյութական, բայց ամենուր տարածված մութ նյութը եղել և մնում է Տիեզերքի գլխավոր առեղծվածներից մեկը:

Որոշիչ դեր է խաղում տիեզերքի զարգացման գործում: Սակայն այս տարօրինակ նյութի մասին դեռ քիչ բան է հայտնի։ Պրոֆեսոր Մաթիաս Բարտելմանը - Հայդելբերգի տեսական աստղաֆիզիկայի ինստիտուտ - բացատրում է, թե ինչպես է կատարվել մութ նյութի հետազոտությունը՝ պատասխանելով լրագրողների մի շարք հարցերի:

և ինչպես է դա առաջանում

Ես միտք չունեմ! Առայժմ ոչ ոք: Հավանաբար այն բաղկացած է ծանր տարրական մասնիկներից։ Բայց ոչ ոք չգիտի, արդյոք դրանք իսկապես մասնիկներ են: Ամեն դեպքում, դրանք շատ են տարբերվում այն ​​ամենից, ինչ մենք նախկինում գիտեինք։

Արդյո՞ք դա նման է կենդանիների մի ամբողջ նոր տեսակ հայտնաբերելուն:

Այո, դա ճիշտ է, դա լավ համեմատություն է:

Ո՞վ և երբ հայտնաբերեց մութ նյութը:

1933 թվականին Ֆրից Ցվիկին դիտարկեց գալակտիկաների շարժումը գալակտիկաների կլաստերներում, որը կախված է կլաստերի ընդհանուր զանգվածից։ Հետազոտողը նկատել է, որ գալակտիկաները, հաշվի առնելով իրենց հաշվարկված զանգվածը, շատ արագ են շարժվում: Սա մութ նյութի առաջին ակնարկն էր: Ոչ մի հայտնի նյութ չի կարող բացատրել, թե ինչու են գալակտիկաների աստղերը միմյանց կպչում. նրանք պետք է իրարից հեռանան շրջանառության բարձր արագության պատճառով:

Գրավիտացիոն ոսպնյակ Լուսանկարը՝ Wissensschreiber

Ի՞նչ այլ ապացույցներ կան:

Բավական լավ ապացույց է գրավիտացիոն ոսպնյակի էֆեկտը: Հեռավոր գալակտիկաները մեզ աղավաղված են թվում, քանի որ լույսի ճառագայթները իրենց ճանապարհին շեղվում են նյութից: Դա նման է թեքված ապակու միջով նայելուն: Եվ ազդեցությունն ավելի ուժեղ է, քան կլիներ, եթե գոյություն ունենար միայն տեսանելի նյութ:

Ինչ տեսք ունի մութ նյութը:

Այն հնարավոր չէ տեսնել, քանի որ մութ նյութի և էլեկտրամագնիսական ճառագայթման միջև փոխազդեցություն չկա: Սա նշանակում է, որ այն չի արտացոլում լույսը և չի արձակում որևէ ճառագայթ:

Այդ դեպքում ինչպե՞ս եք ուսումնասիրում մութ նյութը: Ի՞նչ գործիքներ են անհրաժեշտ հետազոտության համար:

Մենք հատուկ չենք ուսումնասիրում մութ նյութը, այլ միայն դրա դրսևորումները, օրինակ՝ գրավիտացիոն ոսպնյակի ազդեցությունը։ Ես տեսաբան եմ։ Փաստորեն, ինձ պարզապես պետք է իմ համակարգիչը, գրիչն ու թուղթը։ Բայց ես օգտագործում եմ նաև Հավայան կղզիների և Չիլիի խոշոր աստղադիտակների տվյալները:

Հնարավո՞ր է պատկերել մութ նյութը:

Այո, դուք կարող եք ստեղծել դրա բաշխման մի տեսակ քարտեզ: Ճիշտ այնպես, ինչպես ցույց են տալիս բլուրների գծերը աշխարհագրական քարտեզլեռան ուրվագիծը, այստեղ կարելի է տեսնել գծերի խտությամբ, որտեղ հատկապես շատ մութ նյութ կա։

Ե՞րբ է նա հայտնվել:

Մութ նյութը ծագել է կամ ուղղակիորեն մեծ պայթյուն, կամ 10000-100000 տարի անց։ Բայց մենք դեռ ուսումնասիրում ենք սա։

Որքա՞ն մութ նյութ կա:

Ոչ ոք չի կարող հստակ ասել. Սակայն հիմնվելով վերջին հետազոտությունների վրա՝ մենք կարծում ենք, որ տիեզերքում մոտ յոթից ութ անգամ ավելի շատ մութ նյութ կա, քան տեսանելի նյութը:

Համակարգչային մոդելավորումը ցույց է տալիս մութ նյութի բաշխումը ցանցի տեսքով, և մենք տեսնում ենք դրա կուտակումը ամենապայծառ հատվածներում:
Լուսանկարը՝ Ֆոլկեր Սփրինգել

Կա՞ կապ մութ էներգիայի և մութ նյութի միջև:

Հավանաբար ոչ. Մութ էներգիան ապահովում է տիեզերքի արագացված ընդլայնումը, մինչդեռ մութ նյութը միասին է պահում գալակտիկաները:

որտեղի՞ց նա եկավ:

Մութ նյութը, հավանաբար, ամենուր է, միայն թե այն հավասարաչափ բաշխված չէ, ինչպես տեսանելի նյութը, այն ձևավորում է կուտակումներ:

Ի՞նչ նշանակություն ունի մութ նյութը մեզ և մեր աշխարհայացքի համար։

Համար Առօրյա կյանքնա նշանակություն չունի: Բայց աստղաֆիզիկայում դա շատ կարևոր է, քանի որ որոշիչ դեր է խաղում Տիեզերքի զարգացման գործում։

Ինչի՞ց է կազմված մեր տիեզերքը: 4.9% - տեսանելի նյութ, 26.8% մութ նյութ, 68.3% - մութ էներգիաԼուսանկարը՝ Wissenschreiber

Ի՞նչ է նա բերելու ապագայում:

Երևի ոչ ավելին։ Նախկինում տիեզերքի զարգացման համար դա շատ կարևոր էր. Այսօր այն միայն առանձին գալակտիկաներ է պահում միասին: Եվ քանի որ տիեզերքը շարունակում է ընդլայնվել, մութ նյութի նոր կառուցվածքների հայտնվելն ավելի ու ավելի դժվար է դառնում:

Ապագայում հնարավո՞ր կլինի ուղղակիորեն պատկերել մութ նյութը՝ օգտագործելով գործիքներ:

Այո հնարավոր է։ Օրինակ, կարելի է չափել այն թրթռումները, որոնք տեղի են ունենում, երբ մութ նյութի մասնիկները բախվում են բյուրեղի ատոմներին: Նույնը տեղի է ունենում մասնիկների արագացուցիչում՝ եթե տարրական մասնիկներթվում է, թե առանց պատճառի թռչում է անսպասելի ուղղությամբ, ապա դրա մեղավորը կարող է լինել անհայտ մասնիկը: Այդ դեպքում սա մութ նյութի գոյության ևս մեկ ապացույց կլիներ: Պատկերացրեք՝ դուք կանգնած եք ֆուտբոլի դաշտում, իսկ ձեր առջև գնդակ կա։ Նա հանկարծ թռչում է առանց որևէ մեկի ակնհայտ պատճառ. Նրան պետք է տապալել ինչ-որ անտեսանելի բան։

Ի՞նչն է ձեզ ամենաշատը հետաքրքրում ձեր աշխատանքում:

Ինձ գրավում է այն ենթադրությունը, որ տեսանելի նյութը ամեն ինչի միայն մի փոքր մասն է, և մենք պատկերացում չունենք մնացածի մասին:

Շնորհակալություն ժամանակ հատկացնելու համար: Հուսով ենք, որ շուտով դուք ավելին կիմանաք մութ նյութի մասին: