Tamsioji materija yra dar vienas žmonijos atradimas „rašinuko gale“. Niekas niekada to nejautė, nespinduliuoja elektromagnetines bangas ir su jais nebendrauja. Daugiau nei pusę amžiaus nebuvo jokių eksperimentinių įrodymų apie tamsiosios medžiagos egzistavimą, pateikiami tik eksperimentiniai skaičiavimai, kurie tariamai patvirtina jos egzistavimą. Bet toliau Šis momentas– tai tik astrofizikų hipotezė. Tačiau reikia pažymėti, kad tai yra viena labiausiai intriguojančių ir labai pagrįstų mokslinių hipotezių.
Viskas prasidėjo praėjusio amžiaus pradžioje: astronomai pastebėjo, kad pasaulio vaizdas, kurį jie stebėjo netelpa į gravitacijos teoriją. Teoriškai galaktikos, turinčios apskaičiuotą masę, sukasi greičiau nei turėtų.
Tai reiškia, kad jų (galaktikų) masė yra daug didesnė, nei rodo atliktų stebėjimų skaičiavimai. Bet kadangi jie vis tiek sukasi, arba gravitacijos teorija nėra teisinga, arba ši teorija „neveikia“ tokiuose objektuose kaip galaktikos. Arba Visatoje yra daugiau materijos, nei gali aptikti šiuolaikiniai instrumentai. Ši teorija išpopuliarėjo tarp mokslininkų, ir ši neapčiuopiama hipotetinė medžiaga buvo pavadinta tamsiąja medžiaga.
Iš skaičiavimų paaiškėja, kad tamsiosios materijos galaktikose yra maždaug 10 kartų daugiau nei įprasta, o skirtingos medžiagos tarpusavyje sąveikauja tik gravitaciniu lygmeniu, tai yra, tamsioji medžiaga pasireiškia tik masės pavidalu.
Kai kurie mokslininkai teigia, kad kai kurie Juodoji medžiaga– Tai įprasta medžiaga, tačiau ji neskleidžia elektromagnetinės spinduliuotės. Tokie objektai yra tamsios galaktikos halos, neutroninės žvaigždės ir rudosios nykštukės, taip pat kiti, vis dar hipotetiniai, kosminiai objektai.
Jei tikite mokslininkų išvadomis, renkama įprasta medžiaga (daugiausia galaktikose).
aplink sritis, kuriose tamsiosios medžiagos koncentracija tankiausia. Ant susidariusios erdvės
Žemėlapyje tamsioji medžiaga yra netolygus milžiniškų gijų tinklas laikui bėgant
didėja ir mažėja galaktikos spiečių vietose.
Tamsioji medžiaga skirstoma į kelias klases: karštąją, šiltąją ir šaltąją (tai priklauso nuo dalelių, iš kurių ji susideda, greičio). Taip išskiriama karšta, šilta ir šalta tamsioji medžiaga. Būtent šaltoji tamsioji medžiaga labiausiai domina astronomus, nes ji gali sudaryti stabilius objektus, pavyzdžiui, ištisas tamsias galaktikas.
Tamsiosios materijos teorija taip pat tinka Didžiojo sprogimo teorijai. Todėl mokslininkai daro prielaidą, kad praėjus 300 tūkstančių metų po sprogimo tamsiosios medžiagos dalelės pirmiausia ėmė telktis didžiuliais kiekiais, o po to ant jų susikaupė gravitacijos jėgos ir galaktikos.
Šios stebinančios išvados reiškia kad įprastos materijos masė yra tik keli procentai visos Visatos masės!!!
Tai yra, mums matomas pasaulis yra tik maža dalis to, iš ko iš tikrųjų susideda Visata. Ir mes net neįsivaizduojame, kas yra šis didžiulis „kažkas“.
Iki šiol paslaptis, iš kur atsirado tamsioji medžiaga, nebuvo išspręsta. Yra teorijų, teigiančių, kad ją sudaro žemos temperatūros tarpžvaigždinės dujos. Šiuo atveju medžiaga negali sukelti jokios spinduliuotės. Tačiau yra teorijų, prieštaraujančių šiai idėjai. Jie sako, kad dujos gali įkaisti, o tai lemia tai, kad jos tampa įprastomis „barioninėmis“ medžiagomis. Šią teoriją patvirtina faktas, kad šaltos būsenos dujų masė negali pašalinti susidariusio deficito.
Yra tiek daug klausimų apie tamsiosios medžiagos teorijas, kad verta į tai pažvelgti šiek tiek plačiau.
Kas yra tamsioji medžiaga?
Klausimas, kas yra tamsioji medžiaga, iškilo maždaug prieš 80 metų. Dar XX amžiaus pradžioje. Tuo metu šveicarų astronomas F. Zwicky sugalvojo, kad visų galaktikų masė realybėje yra didesnė už masę visų tų objektų, kuriuos teleskopu galima pamatyti su savomis dujomis. Visi daugybė įkalčių leido suprasti, kad kosmose yra kažkas nežinomo, turinčio įspūdingą masę. Šiai nepaaiškinamai medžiagai buvo nuspręsta suteikti pavadinimą „tamsioji medžiaga“.
Ši nematoma medžiaga užima mažiausiai ketvirtadalį visos Visatos. Šios medžiagos ypatumas yra tas, kad jos dalelės blogai sąveikauja tarpusavyje ir su įprastomis kitomis medžiagomis. Ši sąveika tokia silpna, kad mokslininkai net negali jos aptikti. Tiesą sakant, yra tik dalelių poveikio požymių.
Šios problemos tyrimą atlieka didžiausi pasaulio protai, todėl net didžiausi pasaulio skeptikai tiki, kad bus galima pagauti medžiagos daleles. Labiausiai pageidaujamas tikslas yra tai padaryti laboratorijoje. Kasyklose didelis gylis vyksta darbai, tokios sąlygos eksperimentams būtinos, norint pašalinti spindulių dalelių iš kosmoso sukeliamus trukdžius.
Yra tikimybė, kad šiuolaikinių greitintuvų dėka, ypač naudojant Didįjį hadronų greitintuvą, bus gauta daug naujos informacijos.
Tamsiosios medžiagos dalelės turi vieną keistą bruožą – abipusį sunaikinimą. Dėl tokių procesų atsiranda gama spinduliuotė, antidalelės ir dalelės (pvz., elektronas ir pozitronas). Todėl astrofizikai bando rasti gama spinduliuotės ar antidalelių pėdsakų. Tam naudojamos įvairios žemės ir erdvės instaliacijos.
Tamsiosios materijos egzistavimo įrodymai
Pačiomis pirmomis abejonėmis dėl Visatos masės skaičiavimų teisingumo, kaip jau minėta, pasidalijo astronomas iš Šveicarijos F. Zwicky. Pirmiausia jis nusprendė išmatuoti galaktikų, judančių aplink centrą, greitį iš Komos spiečiaus. Ir jo darbo rezultatas jį šiek tiek suglumino, nes šių galaktikų judėjimo greitis pasirodė didesnis nei jis tikėjosi. Be to, jis iš anksto apskaičiavo šią vertę. Tačiau rezultatai nebuvo tokie patys.
Išvada buvo akivaizdi: tikroji klasterio masė buvo daug didesnė nei tariama. Tai galima paaiškinti tuo, kad didžioji dalis materijos, esančios šioje Visatos dalyje, nėra matoma, taip pat neįmanoma jos stebėti. Ši medžiaga turi savo savybes tik masės pavidalu.
Daugybė gravitacinių eksperimentų patvirtino nematomos masės buvimą galaktikų spiečiuose. Reliatyvumo teorija turi tam tikrą šio reiškinio interpretaciją. Jei laikysitės jo, tada kiekviena masė gali deformuoti erdvę, be to, kaip objektyvas, ji sulenkia tiesioginį šviesos spindulių srautą. Galaktikų spiečius sukelia iškraipymus, jo įtaka tokia stipri, kad tampa pastebima. Galaktikos, esančios tiesiai už spiečiaus, vaizdas yra labiausiai iškraipytas. Šis iškraipymas naudojamas apskaičiuojant, kaip medžiaga pasiskirsto šiame klasteryje. Taip matuojama tikroji masė. Jis visada pasirodo kelis kartus didesnis už matomos medžiagos masę.
Praėjus keturiems dešimtmečiams po šios srities pradininko F. Zwicky darbo, šio klausimo ėmėsi amerikiečių astronomas V. Rubinas. Ji ištyrė greitį, kuriuo materija, esanti galaktikų pakraščiuose, sukasi aplink galaktikos centrą. Jei vadovausimės Keplerio dėsniais dėl gravitacijos dėsnių, tai yra tam tikras ryšys tarp galaktikų sukimosi greičio ir atstumo iki centro.
Tačiau iš tikrųjų matavimai parodė, kad sukimosi greitis nesikeičia didėjant atstumui iki centro. Tokius duomenis būtų galima paaiškinti tik vienaip – galaktikos materijos tankis yra vienodas tiek centre, tiek pakraščiuose. Tačiau matoma medžiaga buvo daug didesnio tankio centre ir pasižymėjo retumu kraštuose, o tankio trūkumą galima paaiškinti tik tam tikros medžiagos buvimu, kurios akimis nematyti.
Norint paaiškinti šį reiškinį, būtina, kad šios nematomos medžiagos galaktikose būtų beveik 10 kartų daugiau nei materijos, kurią galime pamatyti. Ši nežinoma medžiaga vadinama „tamsiąja medžiaga“ arba „tamsiąja medžiaga“. Iki šiol šis reiškinys tebėra įdomiausia astrofizikų paslaptis.
Yra dar vienas argumentas, patvirtinantis tamsiosios materijos egzistavimo įrodymus. Tai išplaukia iš skaičiavimų, apibūdinančių galaktikų formavimosi procesą. Manoma, kad tai prasidėjo maždaug 300 000 metų po Didžiojo sprogimo. Skaičiavimo rezultatai sako, kad sprogimo metu atsiradusių materijos fragmentų trauka negalėjo kompensuoti plėtimosi kinetinės energijos. Tai yra, materija negalėjo susikoncentruoti galaktikose, bet mes galime tai pamatyti šiandien.
Tai nepaaiškinamas faktas vadinamas galaktikos paradoksu, jis buvo nurodytas kaip argumentas, griaunantis Didžiojo sprogimo teoriją. Bet galima pažvelgti iš kitos pusės. Galų gale, įprastos medžiagos dalelės gali būti sumaišytos su tamsiosios medžiagos dalelėmis. Tada pasidaro teisingi skaičiavimai ir kaip susiformavo galaktikos, kuriose buvo susikaupusi daug tamsiosios medžiagos, o įprastos materijos dalelės jau buvo susijungusios dėl gravitacijos. Galų gale, paprastoji medžiaga sudaro nedidelę visos Visatos masės dalį.
Matomos medžiagos tankis yra palyginti mažas, palyginti su tamsiąja medžiaga, nes ji yra 20 kartų tankesnė. Todėl tie 95% Visatos masės, kurių mokslininkų skaičiavimais trūksta, yra tamsioji medžiaga.
Tačiau tai leido daryti išvadą, kad visi matomas pasaulis, kuris buvo tyrinėtas toli ir plačiai, toks pažįstamas ir suprantamas, yra tik mažas priedas prie to, iš ko jis iš tikrųjų susideda.
Visos galaktikos, planetos ir žvaigždės yra tik maža dalis to, apie ką mes neįsivaizduojame. Tai yra atskleista, bet tikra nuo mūsų paslėpta.
Įvadas
Yra svarių argumentų, kad didžioji dalis Visatoje esančios materijos nieko nei neišspinduliuoja, nei sugeria, todėl yra nematoma. Tokios nematomos medžiagos buvimą galima atpažinti iš gravitacinės sąveikos su spinduliuojančia medžiaga. Galaktikų spiečių ir galaktikų sukimosi kreivių tyrimai įrodo šios vadinamosios tamsiosios materijos egzistavimą. Taigi pagal apibrėžimą tamsioji medžiaga yra medžiaga, kuri nesąveikauja su elektromagnetine spinduliuote, tai yra jos neišskiria ir nesugeria.
Pirmasis nematomos medžiagos aptikimas datuojamas praėjusiame amžiuje. 1844 metais Friedrichas Beselis laiške Karlui Gausui rašė, kad nepaaiškinamas Sirijaus judėjimo nelygumas gali būti jo gravitacinės sąveikos su kokiu nors gretimu kūnu rezultatas, o pastarasis šiuo atveju turėtų turėti gana didelę masę. Beselio laikais toks tamsus Sirijaus palydovas buvo nematomas, jis buvo optiškai atrastas tik 1862 metais. Paaiškėjo, kad tai baltasis nykštukas, vadinamas Sirijus-B, o pats Sirijus vadinosi Sirijus-A.
Materijos tankis Visatoje ρ gali būti įvertintas stebint atskirų galaktikų judėjimą. Paprastai ρ nurodomas vadinamojo kritinio tankio ρ c vienetais:
Šioje formulėje G yra gravitacinė konstanta, H yra Hablo konstanta, kuri žinoma mažai tiksliai (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:
V = HR – Hablo formulė Visatos plėtimosi greičiui,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .
Esant ρ > ρ с Visata yra uždara, t.y. Gravitacinė sąveika yra pakankamai stipri, kad Visatos plėtimasis užleistų vietą suspaudimui.
Taigi kritinis tankis apskaičiuojamas taip:
ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .
Kosmologinis tankis Ω = ρ/ρ с, nustatytas pagal galaktikų spiečių ir superspiečių dinamiką, lygus 0,1< Ω < 0.3.
Stebint didelio masto Visatos regionų pašalinimo pobūdį naudojant infraraudonųjų spindulių astronominį palydovą IRAS, buvo nustatyta, kad 0,25< Ω < 2.
Kita vertus, įvertinus bariono tankį Ω b pagal galaktikų šviesumą, gaunama žymiai mažesnė reikšmė: Ω b< 0.02.
Šis neatitikimas paprastai laikomas nematomos materijos buvimo požymiu.
Pastaruoju metu daug dėmesio skiriama tamsiosios medžiagos paieškos problemai. Jei atsižvelgsime į visas barioninės medžiagos formas, tokias kaip tarpplanetinės dulkės, rudos ir baltosios nykštukai, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės, paaiškėtų, kad visiems stebimiems reiškiniams paaiškinti reikia nemažos dalies nebarioninės medžiagos. Šis teiginys galioja net ir atsižvelgus į šiuolaikinius duomenis apie vadinamuosius MACHO objektus ( M.A. ssive C kompaktiška H alo O objektai yra masyvūs kompaktiški galaktikos objektai), atrasti naudojant gravitacinio lęšio efektą.
. Tamsiosios medžiagos įrodymai
2.1. Galaktikos sukimosi kreivės
Kada spiralinės galaktikos atskirų žvaigždžių sukimosi aplink galaktikos centrą greitis nustatomas pagal orbitų pastovumo sąlygą. Išcentrinių ir gravitacinių jėgų prilyginimas:
sukimosi greičiui turime:
čia M r yra visa materijos masė r spindulio sferoje. Esant idealiai sferinei arba cilindrinei simetrijai, masės, esančios už šios sferos, įtaka yra abipusiai kompensuojama. Pirmuoju aproksimavimu centrinė galaktikos sritis gali būti laikoma sferine, t.y.
kur ρ yra vidutinis tankis.
Vidinėje galaktikos dalyje tikimasi linijinio sukimosi greičio padidėjimo didėjant atstumui nuo centro. Išorinėje galaktikos srityje masė M r yra beveik pastovi, o greičio priklausomybė nuo atstumo atitinka atvejį, kai taškinė masė yra galaktikos centre:
Sukimosi greitis v(r) nustatomas, pavyzdžiui, išmatuojant Doplerio poslinkį He-II sričių aplink O žvaigždes emisijos spektre. Eksperimentiškai išmatuotų spiralinių galaktikų sukimosi kreivių elgesys neatitinka v(r) mažėjimo didėjant spinduliui. Tarpžvaigždinės materijos skleidžiamos 21 cm linijos (hipersmulkios struktūros perėjimas vandenilio atome) tyrimas davė panašų rezultatą. V(r) pastovumas esant didelėms spindulio reikšmėms reiškia, kad masė M r taip pat didėja didėjant spinduliui: M r ~ r. Tai rodo nematomos medžiagos buvimą. Žvaigždės juda greičiau, nei būtų galima tikėtis pagal matomą medžiagos kiekį.
Remiantis šiuo stebėjimu, buvo teigiama, kad galaktiką supantis sferinis tamsiosios medžiagos halas, atsakingas už nemažėjantį sukimosi kreivių elgesį. Be to, sferinė aureolė galėtų prisidėti prie galaktikų disko formos stabilumo ir patvirtinti galaktikų susidarymo iš sferinės protogalaktikos hipotezę. Paukščių tako modelio skaičiavimai, kurie sugebėjo atkurti sukimosi kreives, atsižvelgiant į halo buvimą, rodo, kad nemaža masės dalis turi būti šiame aureole. Sferinių aureolių egzistavimą patvirtina ir rutuliniai spiečiai – sferiniai žvaigždžių spiečiai, kurie yra seniausi galaktikos objektai ir yra pasiskirstę sferiškai.
Tačiau neseniai atliktas tyrimas Galaktikų skaidrumas meta abejonių dėl šios nuotraukos. Spiralinių galaktikų neryškumo laipsnį įvertinę kaip polinkio kampo funkciją, galime padaryti išvadas apie tokių objektų skaidrumą. Jei galaktika būtų visiškai skaidri, tada jos bendras šviesumas nepriklausytų nuo kampo, kuriuo ši galaktika stebima, nes visos žvaigždės būtų matomos vienodai gerai (nekreipiant dėmesio į žvaigždžių dydį). Kita vertus, pastovus paviršiaus ryškumas reiškia, kad galaktika nėra skaidri. Tokiu atveju stebėtojas visada mato tik išorines žvaigždes, t.y. visada tas pats skaičius vienam paviršiaus vienetui, nepriklausomai nuo žiūrėjimo kampo. Eksperimentiškai buvo nustatyta, kad paviršiaus šviesumas vidutiniškai išlieka pastovus, o tai gali rodyti beveik visišką spiralinių galaktikų neskaidrumą. Šiuo atveju optinių metodų naudojimas nustatant Visatos masės tankį nėra visiškai tikslus. Išsamesnė matavimo rezultatų analizė leido daryti išvadą, kad molekuliniai debesys yra sugerianti medžiaga (jų skersmuo yra apie 50 ps, o temperatūra apie 20 K). Pagal Wieno poslinkio dėsnį tokie debesys turėtų sklisti submilimetro srityje. Šis rezultatas galėtų paaiškinti sukimosi kreivių elgseną be papildomos egzotiškos tamsiosios medžiagos prielaidos.
Tamsiosios medžiagos egzistavimo įrodymų buvo rasta ir elipsinėse galaktikose. Dujiniai halai, kurių temperatūra yra apie 10 7 K, buvo užregistruoti pagal jų rentgeno spindulių sugertį. Šių dujų molekulių greičiai yra didesni už plėtimosi greitį:
v r = (2GM/r) 1/2,
darant prielaidą, kad jų masė atitinka jų šviesumą. Elipsinių galaktikų masės ir šviesumo santykis yra maždaug dviem dydžiais didesnis nei Saulės. tipinis pavyzdys vidutinė žvaigždė. Tokia didelė vertė paprastai siejama su tamsiosios medžiagos egzistavimu.
2.2. Galaktikų spiečių dinamika
Galaktikų spiečių dinamika įrodo tamsiosios materijos egzistavimą. Kai sistemos, kurios potenciali energija yra vienalytė koordinačių funkcija, judėjimas vyksta ribotame erdviniame regione, tada kinetinės ir potencialios energijos vidutinės laiko vertės yra susietos viena su kita virialine teorema. Jis gali būti naudojamas medžiagos tankiui klasteriuose įvertinti didelis skaičius galaktikos.
Jei potencinė energija U yra vienalytė spindulio vektorių funkcija r i laipsnio k, tada U ir kinetinė energija T yra susiję kaip 2T = kU. Kadangi T + U = E = E, iš to išplaukia
U = 2E/(k + 2), T = kE/(k + 2),
kur E visos energijos. Gravitacinei sąveikai (U ~ 1/r) k = -1, taigi 2T = -U. Vidutinė N galaktikų spiečiaus kinetinė energija apskaičiuojama taip:
T=N
Šios N galaktikų gali sąveikauti viena su kita poromis. Todėl yra N(N–1)/2 nepriklausomos galaktikų poros, kurių bendra vidutinė potencinė energija turi formą
U = GN(N − 1)m 2 /2r.
Kai Nm = M ir (N − 1) ≈ N dinaminei masei, pasirodo, M ≈ 2
Vidutinio atstumo matavimai
Šis argumentas taip pat turi savo silpnos vietos. Virialo lygtis galioja tik apskaičiuojant vidurkį per ilgą laikotarpį, kai uždaros sistemos yra pusiausvyros būsenoje. Tačiau galaktikų spiečių matavimai yra kažkas panašaus į momentines nuotraukas. Be to, galaktikų spiečiai nėra uždaros sistemos, jos yra sujungtos viena su kita. Galiausiai neaišku, ar jie pasiekė pusiausvyros būseną, ar ne.
2.3. Kosmologiniai įrodymai
Kritinio tankio ρ c apibrėžimas buvo pateiktas aukščiau. Formaliai jį galima gauti remiantis Niutono dinamika, apskaičiuojant kritinį sferinės galaktikos plėtimosi greitį:
ρ c ryšys išplaukia iš E išraiškos, jei darome prielaidą, kad H = r"/r = v/r.
Visatos dinamikos aprašymas remiasi Einšteino lauko lygtimis (Bendroji reliatyvumo teorija – GTR). Jie yra šiek tiek supaprastinti, darant prielaidą apie erdvės homogeniškumą ir izotropiją. Robertsono-Walkerio metrikoje begalinis tiesinis elementas apskaičiuojamas taip:
čia r, θ, φ yra taško sferinės koordinatės. Šios metrikos laisvės laipsniai įtraukti į parametrą k ir mastelio koeficientą R. K reikšmė ima tik atskiras reikšmes (jei neatsižvelgiama į fraktalinę geometriją) ir nepriklauso nuo laiko. Reikšmė k yra Visatos modelio charakteristika (k = -1 - hiperbolinė metrika (atvira Visata), k = 0 - euklidinė metrika () plokščia visata), k = +1 − sferinė metrika (uždara Visata)).
Visatos dinamiką visiškai nusako mastelio funkcija R(t) (atstumas tarp dviejų gretimų erdvės taškų, kurių koordinatės r, θ, φ kinta laikui bėgant kaip R(t)). Sferinės metrikos atveju R(t) reiškia Visatos spindulį. Ši skalės funkcija atitinka Einšteino-Friedmanno-Lemaitro lygtis:
čia p(t) yra bendras slėgis, o Λ yra kosmologinė konstanta, kuri šiuolaikinių kvantinio lauko teorijų rėmuose interpretuojama kaip vakuumo energijos tankis. Darykime prielaidą, kad Λ = 0, kaip dažnai daroma aiškinant eksperimentinius faktus neįvedant tamsiosios medžiagos. Koeficientas R 0 "/R 0 nustato Hablo konstantą H 0, kur indeksas "0" žymi šiuolaikines atitinkamų dydžių vertes. Iš aukščiau pateiktų formulių matyti, kad kreivumo parametrui k = 0, šiuolaikinis kritinis Visatos tankis pateikiamas išraiška, kurios reikšmė reiškia ribą tarp atviros ir uždaros Visatos (ši reikšmė atskiria scenarijų, pagal kurį Visata amžinai plečiasi, nuo scenarijaus, pagal kurį Visata tikisi žlugimo pasibaigus laikinajam plėtimuisi fazė):
Dažnai naudojamas tankio parametras
čia q 0 yra stabdymo parametras: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Taigi galimi trys atvejai:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – plokščia Visata,
Ω 0 > 1 – uždara Visata.
Tankio parametro matavimai davė įvertį: Ω 0 ≈ 0,2, pagal kurį būtų galima tikėtis atviras charakteris Visata. Tačiau nemažai teorinių sąvokų yra sunkiai suderinamos su Visatos atvirumu, pavyzdžiui, vadinamoji „plokštumo“ problema ir galaktikų genezė.
Plokštumo problema
Kaip matote, Visatos tankis yra labai artimas kritiniam. Iš Einšteino-Friedmanno-Lemaitro lygčių matyti (esant Λ = 0), kad
Kadangi tankis ρ(t) yra proporcingas 1/R(t) 3, tai naudojant Ω 0 išraišką (k nėra lygus 0), gauname:
Taigi reikšmė Ω ≈ 1 yra labai nestabili. Bet koks nukrypimas nuo idealiai plokščio korpuso labai padidėja Visatai plečiantis. Tai reiškia, kad pradinės branduolių sintezės metu Visata turėjo būti žymiai plokštesnė nei dabar.
Vienas iš galimi sprendimaiŠi problema sprendžiama infliacijos modeliuose. Daroma prielaida, kad ankstyvosios Visatos plėtimasis (intervale tarp 10 -34 s ir 10 -31 s po Didžiojo sprogimo) įvyko eksponentiškai infliacijos fazėje. Šiuose modeliuose tankio parametras dažniausiai nepriklauso nuo laiko (Ω = 1). Tačiau yra teorinių požymių, kad tankio parametro reikšmė yra 0,01 diapazone< Ω 0 < 2 также согласуется с
моделью инфляции.
Galaktikų genezė
Galaktikų genezei būtini tankio nehomogeniškumas. Galaktikos turėjo atsirasti tokiuose erdviniuose regionuose, kur tankis buvo didesnis nei aplink juos, todėl dėl gravitacinės sąveikos šie regionai sugebėjo susikaupti greičiau nei jų retėjimas įvyko dėl bendro plėtimosi.Tačiau toks medžiagos kaupimas galėtų prasidėti tik iš branduolių ir elektronų susiformavus atomams, t.y. maždaug 150 000 metų po Didžiojo sprogimo, esant maždaug 3000 K temperatūrai (nuo ankstyvosios stadijos materija ir spinduliuotė buvo dinaminės pusiausvyros būsenoje: bet koks susidaręs medžiagos gumulas buvo nedelsiant sunaikintas veikiant spinduliuotei ir tuo pačiu metu spinduliuotė negalėjo išeiti už materijos ribų). Pastebimi įprastos medžiagos tankio svyravimai tuo metu buvo atmesti iki labai žemo lygio dėl foninės spinduliuotės izotropijos. Pasibaigus neutralių atomų susidarymo stadijai, spinduliuotė nustoja būti šiluminės pusiausvyros su medžiaga būsenoje, todėl vėlesni medžiagos tankio svyravimai nebeatspindi spinduliuotės prigimtyje.
Bet jei paskaičiuotume kaip tik tada prasidėjusio materijos suspaudimo proceso raidą laikui bėgant, paaiškėtų, kad nuo to laiko prabėgusio laiko neužtenka tokioms didelėms struktūroms kaip galaktikos ar jų spiečiai susiformuoti. Matyt, reikia reikalauti, kad egzistuotų masyvios dalelės, kurios paliko šiluminės pusiausvyros būseną ilgiau nei Ankstyva stadija, kad šios dalelės turėtų galimybę pasireikšti kaip tam tikros sėklos įprastos medžiagos kondensacijai aplink jas. Tokie kandidatai galėtų būti vadinamosios WIMP dalelės. Šiuo atveju būtina atsižvelgti į reikalavimą, kad foninė kosminė spinduliuotė būtų izotropinė. Nedidelė anizotropija (10–4) kosminėje mikrobangų foninėje spinduliuotėje (temperatūra apie 2,7 K) buvo atrasta tik neseniai naudojant COBE palydovą.
III. Tamsiosios medžiagos kandidatai
3.1. Barioninė tamsioji medžiaga
Akivaizdžiausias kandidatas į tamsiąją medžiagą būtų įprasta barioninė medžiaga, kuri neišskiria ir turi atitinkamą gausą. Viena iš galimybių gali būti įgyvendinta tarpžvaigždinėmis arba tarpgalaktinėmis dujomis. Tačiau šiuo atveju turėtų atsirasti būdingos emisijos arba sugerties linijos, kurios neaptinkamos.Kitas kandidatas galėtų būti rudosios nykštukės – kosminiai kūnai, kurių masė gerokai mažesnė už Saulės masę (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 dangaus kūnai Kelių šviesmečių atstumu ypač sunku įvertinti tokių objektų skaičių.
Labai kompaktiški objektai, esantys paskutinėse žvaigždžių vystymosi stadijose (baltosios nykštukės, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės), taip pat gali būti tamsiosios materijos dalis. Kadangi beveik kiekviena žvaigždė per savo gyvenimą pasiekia vieną iš šių trijų galutinių etapų, didelė dalis ankstesnių ir sunkesnių žvaigždžių masės turi būti nespinduliuojančios baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių ar juodųjų skylių pavidalu. Dalis šios medžiagos supernovos sprogimo ar kitais būdais grįžta į tarpžvaigždinę erdvę ir dalyvauja formuojant naujas žvaigždes. Šiuo atveju į žvaigždes, kurių masė M, nereikia atsižvelgti< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Viršutinę galimo barioninės medžiagos tankio Visatoje ribas galima gauti iš duomenų apie pradinę branduolių sintezę, kuri prasidėjo maždaug 3 minutes po Didžiojo sprogimo. Ypač svarbūs dabartinio deuterio kiekio matavimai –
(D/H) 0 ≈ 10 -5, nes pradinės branduolių sintezės metu daugiausia susidarė deuteris. Nors deuteris vėliau atsirado ir kaip tarpinis branduolių sintezės reakcijų produktas, bendras deuterio kiekis dėl to reikšmingai nepadidėjo. Ankstyvosios branduolių sintezės stadijoje vykstančių procesų analizė suteikia viršutinę ribą − 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.
Kita vertus, dabar visiškai aišku, kad barioninė medžiaga pati negali patenkinti reikalavimo Ω = 1, kuris išplaukia iš infliacijos modelių. Be to, lieka neišspręsta galaktikų formavimosi problema. Visa tai lemia nebarioninės tamsiosios medžiagos egzistavimo poreikį, ypač tuo atveju, kai būtina sąlyga Ω = 1 esant nulinei kosmologinei konstantai.
3.2. Nebarioninė tamsioji medžiaga
Teoriniai modeliai pateikia didelis pasirinkimas galimi kandidatai į nebarioninės tamsiosios medžiagos vaidmenį, įskaitant: lengvuosius ir sunkiuosius neutrinus, supersimetriškas SUSY modelių daleles, aksijonus, kosmionus, magnetinius monopolius, Higgso daleles – jie apibendrinti lentelėje. Lentelėje taip pat pateikiamos teorijos, paaiškinančios eksperimentinius duomenis neįvedant tamsiosios materijos (nuo laiko priklausomos gravitacinės konstantos ne Niutono gravitacijoje ir kosmologinės konstantos). Pavadinimai: DM – tamsioji medžiaga, GUT – Didžioji vieningoji teorija, SUSY – supersimetrinės teorijos, SUGRA – supergravitacija, QCD – kvantinė chromodinamika, QED – kvantinė elektrodinamika, GTR – bendroji reliatyvumo teorija. Sąvoka WIMP (silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės) naudojama žymėti daleles, kurių masė didesnė nei keli GeV/c 2 ir kurios dalyvauja tik silpnoje sąveikoje. Atsižvelgiant į naujus matmenis kosminė mikrobangų foninė spinduliuotė COBE ir raudonojo poslinkio palydovas IRAS neseniai iš naujo išnagrinėjo galaktikų pasiskirstymą dideliais atstumais ir didelio masto struktūrų formavimąsi mūsų galaktikoje. Remiantis analize įvairių modelių formuojant struktūras, buvo padaryta išvada, kad galimas tik vienas patenkinamas Visatos modelis, kai Ω = 1, kuriame tamsioji medžiaga yra mišrios prigimties: 70% egzistuoja šaltos tamsiosios medžiagos pavidalu, o 30% - karštosios formos. tamsioji medžiaga, pastaroji susideda iš dviejų bemasių neutrinų ir vieno neutrino, kurio masė 7,2 ± 2 eV. Tai reiškia anksčiau atmesto mišrios tamsiosios medžiagos modelio atgimimą.Šviesūs neutrinai
Skirtingai nuo visų kitų tamsiosios medžiagos kandidatų, neutrinai turi ryškų pranašumą, nes žinoma, kad jie egzistuoja. Jų paplitimas Visatoje yra maždaug žinomas. Kad neutrinai būtų kandidatai į tamsiąją medžiagą, jie tikrai turi turėti masę. Kad būtų pasiektas kritinis Visatos tankis, neutrinų masės turi būti kelių GeV/c 2 srityje arba 10–100 eV/c 2 srityje.Sunkieji neutrinai taip pat galimi kaip tokie kandidatai, nes kosmologiškai reikšmingas produktas m ν exp (-m ν /kT f) tampa mažas net esant didelėms masėms. Čia Tf yra temperatūra, kuriai esant sunkieji neutrinai nustoja būti šiluminės pusiausvyros būsenoje. Šis Boltzmanno koeficientas parodo neutrinų, kurių masė m ν, gausą, palyginti su bemasių neutrinų gausa.
Kiekvieno neutrinų tipo Visatoje neutrinų tankis yra susijęs su fotonų tankiu santykiu n ν = (3/11)n γ. Griežtai kalbant, ši išraiška galioja tik lengviesiems Majoranos neutrinams (Dirac neutrinams tam tikromis aplinkybėmis būtina įvesti kitą statistinį koeficientą, lygų dviem). Fotonų tankis gali būti nustatytas pagal foninę kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę 3 K ir pasiekia n γ ≈ 400 cm -3 .
| Dalelė | Svoris | teorija | Pasireiškimas |
|---|---|---|---|
| G(R) | - | Neniutono gravitacija | Skaidrus DM mastu |
| Λ (erdvės konstanta) | - | GTO | Ω = 1 be DM |
| Aksionas, mairūnas, aukso akmuo. bozonas | 10 -5 eV | QCD; sim pažeidimas. Pechei-Quina | Šaltas DM |
| Paprastas neutrinas | 10-100 eV | ŽARNYNAS | Karštas DM |
| Lengvas higgsino, fototino, gravitino, aksino, sneutrino | 10-100 eV | SUSY/DM | |
| Parafotonas | 20-400 eV | Modifikatorius QED | Karštas, šiltas DM |
| Dešiniai neutrinai | 500 eV | Supersilpna jėga | Šiltas DM |
| Gravitino ir kt. | 500 eV | SUSY/SUGRA | Šiltas DM |
| Photono, gravitino, axion, veidrodžiai. dalelės, Simpsono neutrinas | keV | SUSY/SUGRA | Šiltas/šaltas DM |
| Fotonas, sneutrinas, higgsino, gluino, sunkusis neutrinas | MeV | SUSY/SUGRA | Šaltas DM |
| Šešėlių materija | MeV | SUSY/SUGRA | Karšta šalta (kaip barionai) DM |
| Preon | 20-200 TeV | Sudėtiniai modeliai | Šaltas DM |
| Monopolija | 10 16 GeV | ŽARNYNAS | Šaltas DM |
| Pyrgon, maksimonas, ašigalis Perry, niutoritas, Schwarzschild | 10 19 GeV | Aukštesnių dimensijų teorijos | Šaltas DM |
| Superstygos | 10 19 GeV | SUSY/SUGRA | Šaltas DM |
| Kvarko "grynuoliai" | 10 15 g | QCD, GUT | Šaltas DM |
| Erdvė stygos, domenų sienos | (10 8 -10 10)M saulė | ŽARNYNAS | Galaktikų susidarymas gali nelabai prisidėti |
| Cosmion | 4-11 GeV | Neutrinų problema | Neutrinų srauto susidarymas Saulėje |
| Juodosios skylės | 10 15 -10 30 g | GTO | Šaltas DM |
Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Pasirodo, kad neutrino masės tankis yra artimas kritiniam, jei sąlyga įvykdoma
kur g ν yra statistinis veiksnys, kuriame atsižvelgiama į skirtingų sraigtiškumo būsenų skaičių kiekvienam neutrino tipui. Majoranos neutrinams šis koeficientas yra lygus 2. Dirako neutrinams jis turėtų būti lygus 4. Tačiau dažniausiai daroma prielaida, kad dešiniarankiai komponentai paliko šiluminės pusiausvyros būseną daug anksčiau, todėl taip pat galime daryti prielaidą, kad g ν = 2, skirtas Dirac bylai.
Kadangi neutrinų tankis yra tokio paties dydžio kaip ir fotonų tankis, neutrinų yra apie 10 9 kartus daugiau nei barionų, todėl net ir nedidelė neutrino masė galėtų nulemti Visatos dinamiką. Norint pasiekti Ω = ρ ν /ρ с = 1, reikia neutrinų masės m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, kur N ν yra lengvųjų neutrinų tipų skaičius. Trijų žinomų tipų neutrinų masių eksperimentinės viršutinės ribos yra: 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
Visatoje, kurioje dominuoja neutrinai, reikiamą suspaudimo laipsnį būtų galima nustatyti gana vėlyvoje stadijoje, pirmosios struktūros atitiktų galaktikų superspiečius. Taigi galaktikų spiečiai ir galaktikos gali išsivystyti dėl šių pirminių struktūrų suskaidymo (modelis iš viršaus į apačią). Tačiau šis metodas susiduria su problemomis svarstant labai mažų struktūrų, tokių kaip nykštukinės galaktikos, formavimąsi. Norint paaiškinti gana masyvių suspaudimų susidarymą, reikia atsižvelgti ir į Pauli principą fermionams.
Sunkieji neutrinai
Remiantis LEP ir SLAC duomenimis, susijusiais su tiksliu Z 0 bozono skilimo pločio matavimu, yra tik trys lengvųjų neutrinų tipai, o sunkiųjų neutrinų, kurių masės vertės neviršija 45 GeV/c 2, egzistavimas neįtraukiamas.Kai tokios didelės masės neutrinai paliko šiluminės pusiausvyros būseną, jų greitis jau buvo nereliatyvus, todėl jie vadinami šaltomis tamsiosios medžiagos dalelėmis. Sunkiųjų neutrinų buvimas gali sukelti ankstyvą gravitacinį medžiagos suspaudimą. Tokiu atveju pirmiausia susidarytų mažesnės struktūros. Galaktikų spiečiai ir superspiečiai būtų susiformavę vėliau kaupiant atskiros grupės galaktikos (modelis iš apačios į viršų).
Axions
Aksionai yra hipotetinės dalelės, kylančios dėl CP pažeidimo stiprioje sąveikoje (θ problema). Tokios pseudoskalarinės dalelės egzistavimas atsirado dėl Pechey-Quin chiralinės simetrijos pažeidimo. Ašies masė pateikiama pagal
Sąveika su fermionais ir matuokliais bozonais apibūdinama atitinkamai šiomis sujungimo konstantomis:
Aksionų skilimo konstanta f a nustatomas pagal Higso lauko vakuuminį vidurkį. Nes f a yra laisva konstanta, kuri gali turėti bet kokią reikšmę tarp elektrosilpnos ir Plancko skalių, tada galimos ašies masių vertės skiriasi 18 dydžių kategorijų. Skiriamos DFSZ ašys, kurios tiesiogiai sąveikauja su elektronais, ir vadinamosios hadroninės ašys, kurios sąveikauja su elektronais tik pagal pirmą perturbacijos teorijos eilę. Paprastai manoma, kad aksionai sudaro šaltą tamsiąją medžiagą. Kad jų tankis neviršytų kritinės reikšmės, būtina turėti f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f≈ 250 GeV jau buvo atmestas eksperimentiškai; kitos mažesnės masės ir atitinkamai didesnių sujungimo parametrų galimybės taip pat yra labai apribotos įvairių duomenų, pirmiausia astrofizinių.
Supersimetriškos dalelės
Daugumoje supersimetrinių teorijų yra viena stabili dalelė, kuri yra nauja tamsiosios medžiagos kandidatė. Stabilios supersimetrinės dalelės egzistavimas išplaukia iš daugialypio kvantinio skaičiaus, vadinamojo R pariteto, išsaugojimo, kuris įprastoms dalelėms įgauna +1, o jų superpartnerių - –1. Tai čia R pariteto išsaugojimo įstatymas. Pagal šį išsaugojimo dėsnį SUSY dalelės gali susidaryti tik poromis. SUSY dalelės gali suskaidyti tik į nelyginį SUSY dalelių skaičių. Todėl lengviausia supersimetriška dalelė turi būti stabili.Galima pažeisti R pariteto išsaugojimo dėsnį. Kvantinis skaičius R yra susijęs su bariono skaičiumi B ir leptono skaičiumi L ryšiu R = (–1) 3B+L+2S, kur S yra dalelės sukinys. Kitaip tariant, B ir (arba) L pažeidimas gali sukelti R pariteto gedimą. Tačiau yra labai griežtos R pariteto pažeidimo galimybės.
Daroma prielaida, kad lengviausia supersimetrinė dalelė (LSP) nedalyvauja nei elektromagnetinėje, nei stiprioje sąveikoje. Priešingu atveju ji susijungtų su įprasta medžiaga ir šiuo metu atrodytų kaip neįprasta sunki dalelė. Tada tokio LSP gausa, normalizavus protonų gausą, stipriai sąveikai būtų lygi 10 -10, o elektromagnetinei - 10 -6. Šios vertės nesuderinamos su eksperimentinėmis viršutinėmis ribomis: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в tokiu atveju atitinka masės sritį 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.
Tarp galimų kandidatų į neutralios lengviausios supersimetrinės dalelės vaidmenį yra fototino (S = 1/2) ir zino (S = 1/2), kurie paprastai vadinami gaijino, taip pat higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) ir gravitino (S = 3/2). Daugumoje teorijų LSP dalelė yra linijinis aukščiau minėtų SUSY dalelių derinys, kurio sukimasis yra 1/2. Šio vadinamojo neutralino masė greičiausiai turėtų būti didesnė nei 10 GeV/c 2 . Atsižvelgiant į SUSY daleles kaip tamsiąją medžiagą ypatingas susidomėjimas, nes jie pasirodė visiškai kitame kontekste ir nebuvo specialiai pristatyti siekiant išspręsti (nebarioninės) tamsiosios medžiagos problemą. Kosmosai Kosmijos iš pradžių buvo įvestos siekiant išspręsti saulės neutrinų problemą. Dėl didelio greičio šios dalelės beveik netrukdomos prasiskverbia pro žvaigždės paviršių. Centrinėje žvaigždės srityje jie susiduria su branduoliais. Jei energijos praradimas yra pakankamai didelis, jie negali vėl palikti šios žvaigždės ir laikui bėgant joje kauptis. Saulės viduje užfiksuoti kosmosai daro įtaką energijos perdavimo pobūdžiui ir taip prisideda prie centrinės Saulės srities vėsinimo. Tai sumažintų neutrinų susidarymo nuo 8 V tikimybę ir paaiškintų, kodėl Žemėje išmatuotas neutrinų srautas yra mažesnis nei tikėtasi. Norint išspręsti šią neutrino problemą, kosmijos masė turi būti nuo 4 iki 11 GeV/c 2 , o kosmijos sąveikos su medžiaga skerspjūvio vertė turi būti 10 -36 cm 2 . Tačiau atrodo, kad eksperimentiniai duomenys atmeta tokį saulės neutrinų problemos sprendimą.
Topologiniai erdvės laiko defektai
Be minėtų dalelių, topologiniai defektai taip pat gali turėti įtakos tamsiajai medžiagai. Daroma prielaida, kad ankstyvojoje Visatoje, kai t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, įvyko GUT simetrijos pažeidimas, dėl kurio buvo atskirtos grupės SU(3) aprašytos sąveikos. ir SU(2)×U (1). 24 matmens Higgso laukas įgijo tam tikrą išlyginimą, o spontaniško simetrijos lūžimo fazių kampų orientacija išliko savavališka. Dėl to fazių perėjimas turėjo susiformuoti skirtingos orientacijos erdviniai regionai. Šios sritys laikui bėgant didėjo ir galiausiai susiliejo viena su kita.Pagal šiuolaikines koncepcijas topologiškai stabilūs defektų taškai buvo suformuoti ribiniuose paviršiuose, kur susikerta skirtingos orientacijos sritys. Jų matmenys gali būti nuo nulio iki trijų ir sudaryti iš nepertraukiamos simetrijos vakuumo. Sulaužius simetriją, šis pradinis vakuumas turi labai didelę materijos energiją ir tankį.
Svarbiausi yra taškiniai defektai. Jie turi turėti izoliuotą magnetinį krūvį, t.y. būti magnetiniais monopoliais. Jų masė yra susijusi su fazinio virsmo temperatūra ir yra apie 10 16 GeV/c 2. Iki šiol, nepaisant intensyvių paieškų, tokių objektų egzistavimas nebuvo registruotas.
Panašiai kaip magnetiniai monopoliai, taip pat gali susidaryti linijiniai defektai – kosminės stygos. Šių į siūlus panašių objektų būdingas linijinis masės tankis yra 10 22 g∙cm –1 ir jie gali būti uždari arba atviri. Dėl gravitacinės traukos jie galėjo pasitarnauti kaip sėklos medžiagos kondensacijai, dėl kurios susiformavo galaktikos.
Didelės masės leistų aptikti tokias stygas per gravitacinių lęšių poveikį. Stygos taip sulenktų aplinkinę erdvę, kad būtų sukurtas dvigubas už jų esančių objektų vaizdas. Šviesa iš labai tolimų galaktikų gali būti nukreipta šia styga pagal bendrosios gravitacijos teorijos dėsnius. Stebėtojas Žemėje pamatytų du gretimus veidrodinius galaktikų vaizdus su identiška spektrine kompozicija. Šis gravitacinio lęšio efektas jau buvo atrastas tolimiems kvazarams, kur tarp kvazaro ir Žemės esanti galaktika tarnavo kaip gravitacinis lęšis.
Taip pat aptariama superlaidžios būsenos kosminėse stygose galimybė. Elektra įkrautos dalelės, tokios kaip elektronai simetriškame stygos vakuume, būtų bemasės, nes jos įgyja savo masę tik per Higgso mechanizmą perlauždamos simetriją. Taigi čia galima sukurti šviesos greičiu judančias dalelių ir antidalelių poras su labai mažomis energijos sąnaudomis. Rezultatas yra superlaidi srovė. Superlaidžios stygos gali susijaudinti sąveikaudamos su įkrautomis dalelėmis, o šis sužadinimas būtų pašalintas skleidžiant radijo bangas.
Taip pat atsižvelgiama į didesnių matmenų defektus, įskaitant dvimates „domeno sienas“ ir ypač trimačius defektus arba „tekstūras“. Kiti egzotiški kandidatai
- Šešėlių materija. Darant prielaidą, kad stygos yra vienmačiai išplėstiniai objektai, superstyginių teorijos bando pakartoti supersimetrinių modelių sėkmę, pašalinant skirtumus ir gravitacijos srityje, ir prasiskverbti į energijos sritis, esančias už Planko masės. Matematiniu požiūriu superstygų teorijas be anomalijų galima gauti tik SO(32) ir E 8 *E 8" matuoklių grupėms. Pastaroji yra padalinta į du sektorius, kurių vienas apibūdina įprastą materiją, o kitas atitinka užtemdyti materiją (E 8 "). Šie du sektoriai gali sąveikauti vienas su kitu tik gravitaciniu būdu.
- "Quark Nuggets" buvo pasiūlyti 1984 m. Tai stabilūs makroskopiniai kvarkinės medžiagos objektai, susidedantys iš u-, d- ir s-kvarkų. Šių objektų tankis yra 10 15 g/cm 3 branduolinio tankio srityje, o masės gali svyruoti nuo kelių GeV/c 2 iki neutroninių žvaigždžių masės. Jie susidaro hipotetinio QCD fazės perėjimo metu, tačiau paprastai laikomi labai mažai tikėtinais.
3.3. Modifikuotos teorijos (kosmologinė konstanta, MOND teorija, nuo laiko priklausoma gravitacinė konstanta)
Iš pradžių kosmologinę konstantą Λ Einšteinas įvedė į bendrosios reliatyvumo teorijos lauko lygtis, siekdamas užtikrinti, to meto pažiūromis, Visatos stacionarumą. Tačiau po to, kai Hablas mūsų amžiaus 20-ųjų pabaigoje atrado Visatos plėtimąsi, tai pasirodė nereikalinga. Todėl jie pradėjo manyti, kad Λ = 0. Tačiau rėmuose šiuolaikinės teorijos lauke, ši kosmologinė konstanta interpretuojama kaip vakuuminės energijos tankis ρ v. Galioja ši lygtis:Atvejis Λ = 0 atitinka prielaidą, kad vakuumas neprisideda prie energijos tankio. Šis paveikslas atitinka klasikinės fizikos idėjas. Kvantinio lauko teorijoje vakuume yra įvairių kvantiniai laukai, kurių būsena yra mažiausia energija, kuri nebūtinai yra lygi nuliui.
Atsižvelgiant į nulinę kosmologinę konstantą, naudojant ryšius
gauname mažesnį kritinį tankį ir didesnę tankio parametro reikšmę nei tikėtasi pagal aukščiau pateiktas formules. Astronominiai stebėjimai, pagrįsti galaktikų skaičiais, suteikia viršutinę šiuolaikinės kosmologinės konstantos ribą
Λ < 3·10 -56 см –2 .
Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить
верхнюю границу
kur H 0,max naudojama 100 km∙s –1 ∙Mpc –1 reikšmė. Nors paaiškėjo, kad ankstyvajai evoliucijos fazei interpretuoti būtina nulinė kosmologinė konstanta, kai kurie mokslininkai padarė išvadą, kad nulinis Λ gali atlikti tam tikrą vaidmenį vėlesniuose visatos etapuose.
Kosmologinė konstanta
gali lemti reikšmę Ω(Λ = 0), nors iš tikrųjų Ω(Λ ≠ 0). Parametras Ω(Λ = 0), apibrėžtas iš ρ 0, sudarytų Ω = 1, kaip reikalaujama infliacijos modeliuose, jei kosmologinė konstanta yra
Naudojant skaitines vertes H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 ir Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Vakuuminės energijos tankis, atitinkantis šią vertę, galėtų išspręsti prieštaravimą tarp stebimos tankio parametro vertės ir reikšmės Ω = 1, kurios reikalauja šiuolaikinės teorijos.
Be nulinės kosmologinės konstantos įvedimo, yra ir kitų modelių, kurie, pasak bent jau, dalis problemų, neįtraukiant tamsiosios medžiagos hipotezės.
MOND teorija (modifikuota Niutono dinamika)
Ši teorija daro prielaidą, kad gravitacijos dėsnis skiriasi nuo įprastos Niutono formos ir yra toks:
Tokiu atveju traukos jėga bus didesnė ir ją turi kompensuoti greitesnis periodinis judėjimas, kuris gali paaiškinti plokščią sukimosi kreivių elgesį.
Nuo laiko priklausoma gravitacinė konstanta
Gravitacinės konstantos G(t) priklausomybė nuo laiko gali turėti didelę reikšmę galaktikų formavimosi procesui. Tačiau iki šiol tikslūs matavimai neparodė jokių G laiko pokyčių.Literatūra
- G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt. „Ne greitintuvo dalelių fizika“.
- C. Naranyanas. „Bendroji astrofizika ir kosmologija“.
- Bottino A. ir kt., 1994, Astropart. Fiz., 2, 67, 77.
Terminas „tamsioji medžiaga“ (arba paslėpta masė) vartojamas skirtingos sritys mokslai: kosmologija, astronomija, fizika. Tai apie apie hipotetinį objektą – erdvės ir laiko turinio formą, kuri tiesiogiai sąveikauja su elektromagnetine spinduliuote ir neleidžia jai praeiti pro save.
Tamsioji materija – kas tai?
Nuo neatmenamų laikų žmonėms rūpi Visatos kilmė ir ją formuojantys procesai. Technologijų amžiuje buvo gaminami svarbių atradimų, o teorinė bazė buvo gerokai išplėsta. 1922 m. britų fizikas Jamesas Jeansas ir olandų astronomas Jacobusas Kapteynas atrado, kad dauguma galaktikos materijos yra nematomos. Tada pirmą kartą buvo sukurtas terminas tamsioji medžiaga – tai medžiaga, kurios negali matyti nė vienas iš žinomi žmonijai būdai. Paslaptingos medžiagos buvimą rodo netiesioginiai ženklai – gravitacinis laukas, sunkumas.
Tamsioji materija astronomijoje ir kosmologijoje
Darydami prielaidą, kad visi objektai ir dalys Visatoje traukia vienas kitą, astronomai sugebėjo rasti matomos erdvės masę. Tačiau buvo aptiktas tikrojo ir numatomo svorio neatitikimas. Ir mokslininkai nustatė, kad yra nematoma masė, kuri sudaro iki 95% visos nežinomos esmės Visatoje. Juodoji medžiaga erdvėje turi šias charakteristikas:
- veikiamas gravitacijos;
- daro įtaką kitiems erdvės objektams,
- silpnai bendrauja su realiu pasauliu.
Tamsioji materija – filosofija
Tamsioji materija užima ypatingą vietą filosofijoje. Šis mokslas tiria pasaulio tvarką, egzistencijos pagrindus, matomų ir nematomų pasaulių sistemą. Tam tikra substancija buvo priimta kaip pagrindinis principas, nulemtas erdvės, laiko ir aplinkinių veiksnių. Paslaptinga tamsioji kosmoso materija, atrasta gerokai vėliau, pakeitė supratimą apie pasaulį, jo sandarą ir evoliuciją. Filosofine prasme nežinoma substancija, tarsi erdvės ir laiko energijos krešulys, yra kiekviename iš mūsų, todėl žmonės yra mirtingi, nes susideda iš laiko, kuris turi pabaigą.
Kodėl reikalinga tamsioji medžiaga?
Tik maža dalis kosminiai objektai(planetos, žvaigždės ir kt.) – matoma materija. Remiantis įvairių mokslininkų standartais, tamsioji energija ir tamsioji medžiaga užima beveik visą erdvę Kosmose. Pirmoji dalis sudaro 21–24%, o energija – 72%. Kiekviena nežinomos fizinės prigimties medžiaga turi savo funkcijas:
- Juodoji energija, kuri nei sugeria, nei skleidžia šviesos, atstumia objektus, todėl visata plečiasi.
- Galaktikos yra pastatytos paslėptos masės pagrindu, jos jėga pritraukia objektus kosmosas, išlaiko juos vietoje. Tai yra, tai sulėtina Visatos plėtimąsi.
Iš ko sudaryta tamsioji medžiaga?
Tamsioji medžiaga saulės sistema– Tai yra kažkas, ko negalima liesti, ištirti ir nuodugniai ištirti. Todėl dėl jo pobūdžio ir sudėties keliamos kelios hipotezės:
- Ne žinomas mokslui gravitacijoje dalyvaujančios dalelės yra šios medžiagos sudedamoji dalis. Jų aptikti teleskopu neįmanoma.
- Šis reiškinys yra mažų juodųjų skylių spiečius (ne didesnis už Mėnulį).
Galima išskirti du paslėptos masės tipus, priklausomai nuo ją sudarančių dalelių greičio ir jų kaupimosi tankio.
- Karšta. Neužtenka suformuoti galaktikas.
- Šalta. Susideda iš lėtų, masyvių krešulių. Šie komponentai gali būti mokslui žinomi aksionai ir bozonai.
Ar egzistuoja tamsioji medžiaga?
Visi bandymai išmatuoti neištirtos fizinės prigimties objektus sėkmės neatnešė. 2012 metais buvo ištirtas 400 žvaigždžių judėjimas aplink Saulę, tačiau paslėptos medžiagos buvimas dideli kiekiai nebuvo įrodyta. Net jei tamsioji materija neegzistuoja tikrovėje, ji egzistuoja teoriškai. Jo pagalba paaiškinama objektų išsidėstymas Visatoje jų vietose. Kai kurie mokslininkai randa paslėptos kosminės masės įrodymų. Jo buvimas Visatoje paaiškina faktą, kad galaktikų spiečiai neskrenda skirtingos pusės ir laikytis kartu.
Tamsioji materija – įdomūs faktai
Paslėptos masės prigimtis tebėra paslaptis, tačiau ji ir toliau domina viso pasaulio mokslininkus. Reguliariai atliekami eksperimentai, kurių pagalba bandoma ištirti pačią medžiagą ir ją šalutiniai poveikiai. O faktų apie ją vis daugėja. Pavyzdžiui:
- Daug giriamas Didysis hadronų greitintuvas, galingiausias pasaulyje dalelių greitintuvas, šaudo į visus cilindrus, kad atskleistų nematomos materijos egzistavimą erdvėje. Pasaulio bendruomenė su susidomėjimu laukia rezultatų.
- Japonijos mokslininkai sukūrė pirmąjį pasaulyje paslėptos masės žemėlapį erdvėje. Jį planuojama baigti iki 2019 m.
- Neseniai teorinė fizikė Lisa Randall pasiūlė, kad tamsioji medžiaga ir dinozaurai yra susiję. Ši medžiaga į Žemę pasiuntė kometą, kuri sunaikino planetoje gyvybę.
Mūsų galaktikos ir visos Visatos komponentai yra šviesioji ir tamsioji materija, tai yra matomi ir nematomi objektai. Jei tiriant pirmąjį moderni technologija susidoroja, metodai nuolat tobulinami, tada paslėptų medžiagų tyrinėjimas yra labai problemiškas. Žmonija dar nesuprato šio reiškinio. Nematoma, neapčiuopiama, bet visur esanti tamsioji medžiaga buvo ir išlieka viena iš pagrindinių Visatos paslapčių.
Vaidina lemiamą vaidmenį vystantis Visatai. Tačiau apie šią keistą medžiagą kol kas žinoma mažai. Profesorius Matthias Bartelmann (Heidelbergo teorinės astrofizikos institutas) paaiškina, kaip buvo atlikti tamsiosios medžiagos tyrimai, atsakydamas į daugybę žurnalistų klausimų.
ir kaip tai atsiranda?
Neturiu supratimo! Dar niekas. Tikriausiai jis susideda iš sunkiųjų elementariųjų dalelių. Tačiau niekas nežino, ar tai tikrai dalelės. Bet kokiu atveju jie labai skiriasi nuo visko, ką žinojome anksčiau.
Ar tai tarsi visiškai naujos gyvūnų rūšies atradimas?
Taip, taip, tai geras palyginimas.
Kas ir kada atrado tamsiąją medžiagą?
1933 m. Fritzas Zwicky svarstė galaktikų judėjimą galaktikų spiečiuose, kurie priklauso nuo bendros spiečiaus masės. Tyrėjas pastebėjo, kad galaktikos, atsižvelgiant į jų apskaičiuotą masę, juda labai greitai. Tai buvo pirmoji tamsiosios medžiagos užuomina. Joks žinomas dalykas negali paaiškinti, kodėl galaktikose sulimpa žvaigždės: jos turi išsiskirti dėl didelio sukimosi greičio.
Gravitacinis lęšis Nuotrauka: Wissensschreiber
Kokių dar įrodymų yra?
Gana geras įrodymas yra gravitacinio lęšio efektas. Tolimos galaktikos mums atrodo iškreiptos, nes šviesos spinduliai nukreipiami nuo materijos savo kelyje. Tai tarsi žiūrėjimas pro rievėtą stiklą. Ir poveikis yra stipresnis, nei būtų, jei egzistuotų tik matoma medžiaga.
Kaip atrodo tamsioji medžiaga?
To nematyti, nes nėra sąveikos tarp tamsiosios medžiagos ir elektromagnetinės spinduliuotės. Tai reiškia, kad jis neatspindi šviesos ir neskleidžia jokios spinduliuotės.
Kaip tada tyrinėti tamsiąją materiją? Kokie instrumentai reikalingi tyrimams?
Mes nenagrinėjame specialiai tamsiosios medžiagos, o tik jos apraiškas, pavyzdžiui, gravitacinio lęšio efektą. Aš esu teoretikas. Tiesą sakant, man tereikia kompiuterio, rašiklio ir popieriaus lapo. Bet aš taip pat naudoju duomenis iš didelių teleskopų Havajuose ir Čilėje.
Ar įmanoma pavaizduoti tamsiąją materiją?
Taip, galite sukurti savotišką jo platinimo žemėlapį. Kaip rodo aukščio linijos geografinis žemėlapis Kalno kontūrai čia matomi pagal linijų tankumą, kur ypač daug tamsiosios medžiagos.
Kada ji atsirado?
Tamsioji medžiaga atsirado arba tiesiogiai iš Didysis sprogimas, arba po 10 000–100 000 metų. Bet mes vis dar tai studijuojame.
Kiek tamsiosios medžiagos egzistuoja?
Niekas negali to tiksliai pasakyti. Tačiau remiantis naujausiais tyrimais, manome, kad tamsiosios medžiagos Visatoje yra maždaug nuo septynių iki aštuonių kartų daugiau nei matomos.
Kompiuterinis modeliavimas parodo tamsiosios medžiagos plitimą tinklo pavidalu, o matome jos kaupimąsi ryškiausiose srityse
Nuotrauka: Volker Springel
Ar yra ryšys tarp tamsiosios energijos ir tamsiosios materijos?
Tikriausiai ne. Tamsioji energija skatina pagreitintą Visatos plėtimąsi, o tamsioji medžiaga laiko galaktikas kartu.
Iš kur ji atsirado?
Tamsiosios medžiagos yra turbūt visur, tačiau ji pasiskirsto netolygiai – kaip ir matoma medžiaga, formuoja gumulėlius.
Ką tamsioji materija reiškia mums ir mūsų pasaulėžiūrai?
Dėl Kasdienybė nesvarbu. Tačiau astrofizikoje tai labai svarbu, nes ji vaidina lemiamą vaidmenį Visatos vystymuisi.
Iš ko sudaryta mūsų Visata? 4,9% - matoma medžiaga, 26,8% tamsioji medžiaga, 68,3% - tamsioji energija Nuotrauka: Wissensschreiber
Ką tai sukels ateityje?
Tikriausiai nieko daugiau. Anksčiau tai buvo labai svarbu Visatos vystymuisi. Šiandien ji tik ir toliau laiko atskiras galaktikas kartu. Ir visatai toliau plečiantis, vis sunkiau atsiranda naujų tamsiosios medžiagos struktūrų.
Ar ateityje bus galima tiesiogiai vaizduoti tamsiąją medžiagą naudojant instrumentus?
Taip, tai įmanoma. Pavyzdžiui, galima išmatuoti vibracijas, kurios atsiranda tamsiosios medžiagos dalelėms susidūrus su kristalo atomais. Tas pats vyksta ir dalelių greitintuve: jei elementariosios dalelės, regis, be jokios priežasties skrendant netikėta kryptimi, tuomet gali būti kalta nežinoma dalelė. Tada tai būtų dar vienas tamsiosios medžiagos egzistavimo įrodymas. Įsivaizduokite: jūs stovite futbolo aikštėje, o priešais jus yra kamuolys. Jis staiga išskrenda be jokių akivaizdi priežastis. Į jį tikriausiai atsitrenkė kažkas nematomo.
Kas jus labiausiai domina jūsų darbe?
Mane traukia prielaida, kad matoma materija yra tik maža visumos dalis, o apie likusią mes neįsivaizduojame.
Dėkojame, kad skyrėte laiko. Tikimės, kad netrukus sužinosite dar daugiau apie tamsiąją medžiagą!
