Ce este materia întunecată. Materie întunecată

Materia întunecată este o altă descoperire a omenirii, făcută „pe vârful unui stilou”. Nimeni nu a simțit-o vreodată, nu iradiază undele electromagneticeși nu interacționează cu ei. De mai bine de jumătate de secol, nu există dovezi experimentale pentru existența materiei întunecate, sunt date doar calcule experimentale care se presupune că confirmă existența acesteia. Dar mai departe acest moment- aceasta este doar o ipoteză a astrofizicienilor. Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că aceasta este una dintre cele mai interesante și mai bine fundamentate ipoteze științifice.

Totul a început la începutul secolului trecut: astronomii au observat că imaginea lumii pe care o observă nu se încadrează în teoria gravitaţiei. Teoretic, galaxiile, având o masă calculată, se rotesc mai repede decât ar trebui.

Aceasta înseamnă că ele (galaxiile) au o masă mult mai mare decât sugerează calculele din observațiile făcute. Dar dacă se rotesc, atunci fie teoria gravitației nu este corectă, fie această teorie nu „funcționează” pe obiecte precum galaxiile. Sau există mai multă materie în Univers decât pot detecta instrumentele moderne. Această teorie a devenit mai populară în rândul oamenilor de știință, iar această substanță ipotetică intangibilă a fost numită materie întunecată.
Din calcule, reiese că în compoziția galaxiilor există de aproximativ 10 ori mai multă materie întunecată decât materie obișnuită, iar materia diferită interacționează între ele doar la nivel gravitațional, adică materia întunecată se manifestă exclusiv sub formă de masa.
Unii savanți sugerează că unii materie întunecată- aceasta este o substanță obișnuită, dar nu emite radiații electromagnetice. Astfel de obiecte includ halouri galactice întunecate, stele neutronice și pitice maro, precum și alte obiecte spațiale încă ipotetice.

Dacă credeți în descoperirile oamenilor de știință, atunci materia obișnuită (conținută în principal în galaxii) este colectată
în jurul zonelor cu cea mai densă concentrație de materie întunecată. Pe spațiul rezultat
harta venelor, materia întunecată este o rețea neuniformă de filamente gigantice, deoarece
schimbări care cresc și se intersectează în locurile clusterelor galactice.

Materia întunecată este împărțită în mai multe clase: caldă, caldă și rece (aceasta depinde de viteza particulelor din care constă). Așa se izolează materia întunecată fierbinte, caldă și rece. Materia întunecată rece este cea care prezintă cel mai mare interes pentru astronomi, deoarece poate forma obiecte stabile, de exemplu, galaxii întunecate întregi.
Teoria materiei întunecate se încadrează, de asemenea, în teoria Big Bang. Prin urmare, oamenii de știință sugerează că la 300.000 de ani după explozie, particulele de materie întunecată au început să se acumuleze în cantități mari, iar după aceea, particulele de materie obișnuită s-au adunat pe ele prin gravitație și s-au format galaxii.
Aceste descoperiri surprinzătoare înseamnă că masa materiei obișnuite este doar câteva procente din masa totală a universului!!!

Adică, lumea pe care o vedem este doar o mică parte din ceea ce constă de fapt Universul. Și nici nu ne putem imagina ce este acest „ceva” uriaș.

Până în prezent, misterul de unde provine materia întunecată nu a fost rezolvat. Există teorii care sugerează că este compus din gaz interstelar de temperatură joasă. În acest caz, substanța nu poate emite nicio radiație. Cu toate acestea, există teorii care contrazic această idee. Ei spun că gazul este capabil să se încălzească, ceea ce duce la faptul că acestea devin substanțe „barione” obișnuite. În favoarea acestei teorii este faptul că masa de gaz în stare rece nu poate elimina deficitul care apare în acest caz.

Există atât de multe întrebări în teoriile despre materia întunecată, încât merită să înțelegem acest lucru mai detaliat.

Ce este materia întunecată?

Întrebarea despre ce este materia întunecată a apărut acum aproximativ 80 de ani. Încă de la începutul secolului al XX-lea. La acea vreme, astronomului elvețian F. Zwicky a venit cu ideea că masa tuturor galaxiilor în realitate este mai mare decât masa tuturor acelor obiecte care pot fi văzute cu propriile gaze printr-un telescop. Toate numeroasele indicii au sugerat faptul că există ceva necunoscut în spațiu care are o masă impresionantă. S-a decis să se dea denumirea de „materie întunecată” acestei substanțe inexplicabile.

Această substanță invizibilă ocupă cel puțin un sfert din întregul univers. Particularitatea acestei substanțe este că particulele sale nu interacționează bine între ele și cu alte substanțe obișnuite. Această interacțiune este atât de slabă încât oamenii de știință nici măcar nu o pot înregistra. De fapt, există doar semne de influență din partea particulelor.

Studiul acestei probleme este realizat de cele mai mari minți din întreaga lume, așa că chiar și cei mai mari sceptici din lume cred că va fi posibil să capteze particule de materie. Cel mai de dorit obiectiv este de a face acest lucru într-un cadru de laborator. În mine pe mare adâncime lucrările sunt în desfășurare, astfel de condiții pentru experimente sunt necesare pentru a exclude interferența particulelor de raze din spațiu.

Este posibil ca o mulțime de informații noi să fie obținute datorită acceleratoarelor moderne, în special, cu ajutorul Large Hadron Collider.

Particulele de materie întunecată au o trăsătură ciudată - anihilarea reciprocă. Ca rezultat al unor astfel de procese, apar radiații gamma, antiparticule și particule (cum ar fi electronul și pozitronul). Prin urmare, astrofizicienii încearcă să găsească urme de radiații gamma sau antiparticule. Pentru aceasta se folosesc diverse instalații terestre și spațiale.

Dovezi pentru existența materiei întunecate

Primele îndoieli cu privire la corectitudinea calculelor masei Universului, așa cum am menționat deja, au fost împărtășite de astronomul din Elveția F. Zwicky. Pentru început, a decis să măsoare viteza galaxiilor din Clusterul Comă care se mișcă în jurul centrului. Iar rezultatul muncii sale l-a oarecum nedumerit, deoarece viteza de mișcare a acestor galaxii s-a dovedit a fi mai mare decât se aștepta. În plus, a precalculat această valoare. Dar rezultatele nu s-au potrivit.

Concluzia a fost evidentă: masa reală a clusterului era mult mai mare decât cea aparentă. Acest lucru ar putea fi explicat prin faptul că cea mai mare parte a materiei care se află în această parte a universului nu poate fi văzută și, de asemenea, este imposibil să o observi. Această substanță își manifestă proprietatea numai sub forma unei mase.

O serie de experimente gravitaționale au confirmat prezența unei mase invizibile în grupurile de galaxii. În teoria relativității există o anumită interpretare a acestui fenomen. Dacă o urmărești, atunci fiecare masă este capabilă să deformeze spațiul, în plus, ca o lentilă, curbează un flux direct de raze de lumină. Clusterul de galaxii provoacă o distorsiune, influența sa este atât de puternică încât devine vizibilă. Cea mai distorsionată vedere a galaxiei, care se află direct în spatele clusterului. Această distorsiune este utilizată pentru a calcula modul în care materia este distribuită în acest cluster. Așa se măsoară masa reală. Invariabil se dovedește a fi de câteva ori mai mare decât masa materiei vizibile.

La patru decenii după munca pionierului în acest domeniu, F. Zwicky, astronomul din America, V. Rubin, a abordat această problemă. Ea a studiat viteza cu care substanța care se află la marginile galaxiilor se rotește în jurul centrului galaxiei. Dacă urmați legile lui Kepler referitoare la legile gravitației, atunci există o anumită relație între viteza de rotație a galaxiilor și distanța până la centru.

Dar, în realitate, măsurătorile au arătat că viteza de rotație nu s-a modificat odată cu creșterea distanței față de centru. Astfel de date ar putea fi explicate într-un singur fel - materia galaxiei are aceeași densitate atât în ​​centru, cât și de-a lungul marginilor. Însă materia vizibilă avea o densitate mult mai mare în centru și era caracterizată prin rarefacție la margini, iar lipsa densității nu putea fi explicată decât prin prezența unei substanțe care nu este vizibilă pentru ochi.

Pentru a da o explicație a fenomenului, este necesar ca această substanță foarte invizibilă din galaxii să fie de aproape 10 ori mai mult decât substanța pe care o putem vedea. Această substanță necunoscută este cea care a primit numele de „materie întunecată” sau „materie întunecată”. Până în prezent, pentru astrofizicieni, acest fenomen rămâne cel mai interesant mister.

Există un alt argument în favoarea dovezilor pentru existența materiei întunecate. Rezultă din calcule care descriu procesul de formare a galaxiilor. Se crede că acest lucru a început la aproximativ 300.000 de ani după ce a avut loc Big Bang-ul. Rezultatele calculului arată că atracția dintre fragmentele de materie apărute în timpul exploziei nu a putut compensa energia cinetică din expansiune. Adică, materia nu ar putea fi concentrată în galaxii, dar putem vedea asta astăzi.

Acest fapt inexplicabil numit paradoxul galactic, a fost citat ca un argument care distruge teoria Big Bang. Dar o poți privi din cealaltă parte. La urma urmei, particulele din cea mai obișnuită materie ar putea fi amestecate cu particule de materie întunecată. Apoi calculele devin corecte, dar cum s-au format galaxiile, în care s-a acumulat multă materie întunecată și particule de materie obișnuită li s-au alăturat deja datorită gravitației. La urma urmei, materia obișnuită reprezintă o mică parte din întreaga masă a universului.

Materia vizibilă are o densitate relativ scăzută în comparație cu materia întunecată deoarece este de 20 de ori mai densă. Prin urmare, acele 95% din masa Universului, care lipsesc conform calculelor oamenilor de știință, aceasta este materie întunecată.

Totuși, acest lucru a condus la concluzia că lume vizibilă, care a fost studiat în lung și larg, atât de familiar și de înțeles, doar o mică aplicație la ceea ce constă cu adevărat.

Toate galaxiile, planetele și stelele sunt doar o mică parte din ceea ce nu avem habar. Acesta este ceea ce este expus, iar realul ne este ascuns.

Introducere

Există argumente puternice în favoarea faptului că o parte semnificativă a materiei din Univers nu emite sau absoarbe nimic și, prin urmare, este invizibilă. Prezența unei astfel de materii invizibile poate fi recunoscută prin interacțiunea gravitațională cu materia radiantă. Studiul clusterelor de galaxii și al curbelor de rotație galactică mărturisește existența acestei așa-numite materie întunecată. Deci, prin definiție, materia întunecată este materie care nu interacționează cu radiația electromagnetică, adică nu o emite și nici nu o absoarbe.
Prima detecție a materiei invizibile datează din secolul trecut. În 1844, Friedrich Bessel, într-o scrisoare către Karl Gauss, a scris că denivelările inexplicabile ale mișcării lui Sirius ar putea fi rezultatul interacțiunii gravitaționale cu un corp vecin, iar acesta din urmă ar trebui să aibă o masă suficient de mare în acest caz. Pe vremea lui Bessel, un astfel de însoțitor întunecat al lui Sirius era invizibil, a fost descoperit optic abia în 1862. S-a dovedit a fi o pitică albă, numită Sirius-B, în timp ce Sirius însuși se numea Sirius-A.
Densitatea materiei din Univers ρ poate fi estimată din observațiile mișcării galaxiilor individuale. De obicei ρ este dat în unități ale așa-numitei densități critice ρ cu:

În această formulă, G este constanta gravitațională, H este constanta Hubble, care este cunoscută cu o precizie mică (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR este formula Hubble pentru rata de expansiune a Universului,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mps -1 .

Pentru ρ > ρ s Universul este închis, adică. forța gravitațională este suficient de puternică pentru ca expansiunea universului să fie înlocuită prin contracție.
Astfel, densitatea critică este dată de:

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 h 2 g ∙ cm -3.

Densitatea cosmologică Ω = ρ/ρ s determinată din dinamica clusterelor și superclusterelor galactice este 0,1< Ω < 0.3.
Din observarea naturii eliminării regiunilor la scară largă ale Universului folosind satelitul astronomic în infraroșu IRAS, s-a obținut că 0,25< Ω < 2.
Pe de altă parte, estimarea densității barionului Ω b din luminozitatea galaxiilor dă o valoare mult mai mică: Ω b< 0.02.
Această nepotrivire este de obicei luată ca un indiciu al existenței materiei invizibile.
Recent, s-a acordat multă atenție problemei căutării materiei întunecate. Atunci când sunt luate în considerare toate formele de materie barionică, cum ar fi praful interplanetar, piticele maro și albe, stele neutronice și găurile negre, se dovedește că o proporție semnificativă de materie non-barionică este necesară pentru a explica toate fenomenele observate. Această afirmație rămâne valabilă chiar și după luarea în considerare a datelor moderne despre așa-numitele obiecte MACHO ( MA ssive C compact H alo O obiectele sunt obiecte galactice compacte masive) detectate folosind efectul lentilelor gravitaționale.

. Dovezi pentru existența materiei întunecate

2.1. Curbele de rotație galactică

Când galaxii spirale viteza de rotație a stelelor individuale în jurul centrului galaxiei este determinată din condiția de constanță a orbitelor. Echivalarea forțelor centrifuge și gravitaționale:

pentru viteza de rotatie avem:

unde M r este întreaga masă de materie din interiorul unei sfere cu raza r. În cazul simetriei ideale sferice sau cilindrice, influența masei situate în afara acestei sfere se anulează reciproc. În prima aproximare, regiunea centrală a galaxiei poate fi considerată sferică, adică.

unde ρ este densitatea medie.
În partea interioară a galaxiei, este de așteptat o creștere liniară a vitezei de rotație odată cu creșterea distanței de la centru. În regiunea exterioară a galaxiei, masa M r este aproape constantă, iar dependența de distanță a vitezei corespunde cazului cu o masă punctiformă în centrul galaxiei:

Viteza de rotație v(r) este determinată, de exemplu, prin măsurarea deplasării Doppler în spectrul de emisie al regiunilor He-II din jurul stelelor O. Comportarea curbelor de rotație măsurate experimental ale galaxiilor spirale nu corespunde unei scăderi a v(r) cu creșterea razei. Studiul liniei de 21 cm (tranziția structurii hiperfine în atomul de hidrogen) emisă de materia interstelară a condus la un rezultat similar. Constanța lui v(r) la valori mari ale razei înseamnă că și masa M r crește cu creșterea razei: M r ~ r. Aceasta indică prezența materiei invizibile. Stelele se mișcă mai repede decât v-ați aștepta pe baza cantității aparente de materie.
Pe baza acestei observații, a fost postulată existența unui halou sferic de materie întunecată care înconjoară galaxia și responsabil pentru comportamentul nedescrescător al curbelor de rotație. În plus, un halou sferic ar putea contribui la stabilitatea formei discului galaxiilor și ar putea confirma ipoteza formării galaxiilor dintr-o protogalaxie sferică. Calculele model efectuate pentru Calea Lactee, care au putut reproduce curbele de rotație, ținând cont de prezența unui halou, indică faptul că o parte semnificativă a masei ar trebui să fie în acest halou. Dovezi în favoarea existenței halourilor sferice sunt oferite și de clusterele globulare - clustere sferice de stele, care sunt cele mai vechi obiecte din galaxie și care sunt distribuite sferic.
dar studiu recent transparența galaxiilor aruncă o umbră de îndoială asupra acestei imagini. Considerând gradul de obturare al galaxiilor spirale în funcție de unghiul de înclinare, se poate concluziona că astfel de obiecte sunt transparente. Dacă galaxia ar fi complet transparentă, atunci luminozitatea ei totală nu ar depinde de unghiul la care este observată această galaxie, deoarece toate stelele ar fi vizibile la fel de bine (neglijând dimensiunea stelelor). Pe de altă parte, o luminozitate constantă a suprafeței înseamnă că galaxia nu este transparentă. În acest caz, observatorul vede întotdeauna doar stelele exterioare, adică. întotdeauna același număr de ele pe unitate de suprafață, indiferent de unghiul de vedere. S-a stabilit experimental că luminozitatea suprafeței rămâne constantă în medie, ceea ce ar putea indica opacitatea aproape completă a galaxiilor spirale. În acest caz, utilizarea metodelor optice pentru a determina densitatea de masă a universului nu este complet exactă. O analiză mai amănunțită a rezultatelor măsurătorilor a condus la concluzia despre norii moleculari ca material absorbant (diametrul lor este de aproximativ 50 ps și temperatura este de aproximativ 20 K). Conform legii deplasării lui Wien, astfel de nori ar trebui să radieze în regiunea submilimetrică. Acest rezultat ar putea oferi o explicație pentru comportamentul curbelor de rotație fără presupunerea unei substanțe întunecate exotice suplimentare.
S-au găsit dovezi pentru existența materiei întunecate și în galaxiile eliptice. Din absorbția lor de raze X au fost detectate halouri gazoase cu temperaturi în jur de 10 7 K. Vitezele acestor molecule de gaz sunt mai mari decât viteza de expansiune:

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

presupunând că masele lor corespund luminozității. Pentru galaxiile eliptice, raportul dintre masă și luminozitate este cu aproximativ două ordine de mărime mai mare decât cel al Soarelui, care este exemplu tipic steaua mijlocie. O valoare atât de mare este de obicei asociată cu existența materiei întunecate.

2.2. Dinamica clusterelor de galaxii

Dinamica clusterelor de galaxii mărturisește în favoarea existenței materiei întunecate. Când mișcarea unui sistem a cărui energie potențială este o funcție omogenă a coordonatelor are loc într-o regiune spațială limitată, atunci valorile medii în timp ale energiilor cinetice și potențiale sunt legate între ele prin teorema virială. Poate fi folosit pentru a estima densitatea materiei în clustere un numar mare galaxii.
Dacă energia potenţială U este o funcţie omogenă a vectorilor cu rază r i de gradul k, atunci U și energia cinetică T sunt legate ca 2T = kU . Deoarece T + U = E = E, rezultă că

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

unde E − energie totală. Pentru interacțiunea gravitațională (U ~ 1/r) k = -1, deci 2T = -U . Energia cinetică medie a unui grup de N galaxii este dată de:

T=N /2.

Aceste N galaxii pot interacționa între ele în perechi. Prin urmare, există N(N–1)/2 perechi independente de galaxii, a căror energie potențială medie totală are forma

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Pentru Nm = M și (N − 1) ≈ N pentru masa dinamică, obținem M ≈ 2 /G.
Măsurătorile de distanță medie si viteza medie dați valoarea masei dinamice, care este cu aproximativ două ordine de mărime mai mare decât masa obținută din analiza luminozității galaxiilor. Acest lucru poate fi interpretat ca o altă dovadă în favoarea existenţei materiei întunecate.
Acest argument are și el puncte slabe. Ecuația virială este valabilă numai atunci când este mediată pe o perioadă lungă de timp, când sistemele închise sunt în echilibru. Cu toate acestea, măsurătorile clusterelor de galaxii sunt ceva ca niște instantanee. Mai mult, grupurile de galaxii nu sunt sisteme închise, ele sunt conectate între ele. În cele din urmă, nu este clar dacă au atins sau nu o stare de echilibru.

2.3. Dovezi cosmologice

Definiția densității critice ρ s a fost dată mai sus. Formal, poate fi obținută pe baza dinamicii newtoniene prin calcularea vitezei critice de expansiune a unei galaxii sferice:

Relația pentru ρ c rezultă din expresia pentru E dacă presupunem că H = r"/r = ​​​​v/r.
Descrierea dinamicii Universului se bazează pe ecuațiile de câmp ale lui Einstein (Teoria generală a relativității – relativitatea generală). Ele sunt oarecum simplificate sub ipoteza omogenității și izotropiei spațiului. În metrica Robertson-Walker, elementul de linie infinitezimal este dat de:

unde r, θ, φ sunt coordonatele sferice ale punctului. Gradele de libertate ale acestei metrici sunt incluse în parametrul k și factorul de scară R. Valoarea lui k ia doar valori discrete (dacă nu se ia în considerare geometria fractală) și nu depinde de timp. Valoarea k este o caracteristică a modelului Universului (k = -1 − metrica hiperbolică (Universul deschis), k = 0 − metrica euclidiană ( univers plat), k = +1 − metrica sferică (Univers închis)).
Dinamica Universului este complet stabilită de funcția de scalare R(t) (distanța dintre două puncte vecine ale spațiului cu coordonatele r, θ, φ se modifică cu timpul ca R(t)). În cazul unei metrici sferice, R(t) este raza universului. Această funcție de scară satisface ecuațiile Einstein-Friedmann-Lemaitre:

unde p(t) este presiunea totală și Λ este constanta cosmologică, care este interpretată în cadrul teoriilor moderne ale câmpului cuantic ca densitatea energiei în vid. În plus, presupunem că Λ = 0, așa cum se face adesea pentru a explica faptele experimentale fără a introduce materie întunecată. Coeficientul R 0 "/R 0 determină constanta Hubble H 0 , unde indicele "0" marchează valorile moderne ale mărimilor corespunzătoare. și un Univers închis (această valoare, așa cum ar fi, separă scenariul în care Universul se extinde pentru totdeauna, din scenariul în care este de așteptat ca Universul să se prăbușească la sfârșitul fazei de expansiune temporară):

Parametrul de densitate folosit adesea

unde q 0 este parametrul de frânare: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Astfel, sunt posibile trei cazuri:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − Univers plat,
Ω 0 > 1 − Univers închis.
Măsurătorile parametrului de densitate au dat o estimare: Ω 0 ≈ 0,2, pe baza căreia ar trebui să ne așteptăm caracter deschis Univers. Cu toate acestea, o serie de idei teoretice sunt greu de reconciliat cu deschiderea Universului, de exemplu, așa-numita problemă a „planeității” și geneza galaxiilor.

Problemă de planeitate

După cum se poate observa, densitatea Universului este foarte aproape de critică. Din ecuațiile Einstein-Friedmann-Lemaitre (pentru Λ = 0) rezultă că

Deoarece densitatea ρ(t) este proporțională cu 1/R(t) 3 , atunci folosind expresia pentru Ω 0 (k nu este egal cu 0) avem:

Astfel, valoarea lui Ω ≈ 1 este foarte instabilă. Orice abatere de la un caz perfect plat crește foarte mult pe măsură ce universul se extinde. Aceasta înseamnă că la momentul fuziunii nucleare originale, universul trebuie să fi fost mult mai plat decât este acum.
Unul dintre solutii posibile a acestei probleme este dat în modele inflaţioniste. Se presupune că expansiunea Universului timpuriu (între 10 -34 s și 10 -31 s după Big Bang) s-a produs exponențial în faza de inflație. În aceste modele, parametrul de densitate nu depinde de obicei de timp (Ω = 1). Cu toate acestea, există indicii teoretice că valoarea parametrului de densitate în intervalul 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Geneza galaxiilor

Pentru geneza galaxiilor sunt necesare neomogenități de densitate. Galaxiile ar fi trebuit să apară în astfel de regiuni spațiale în care densitățile erau mai mari decât în ​​jur, astfel încât, ca urmare a interacțiunii gravitaționale, aceste regiuni au avut timp să se aglomereze mai repede decât s-a produs rarefierea lor din cauza expansiunii generale.
Cu toate acestea, acest tip de acumulare de materie ar putea începe numai după formarea atomilor din nuclee și electroni, adică. la aproximativ 150.000 de ani după Big Bang, la temperaturi de aproximativ 3000 K (din moment ce primele etape materia și radiația se aflau într-o stare de echilibru dinamic: orice cheag de materie format era imediat distrus sub influența radiațiilor și, în același timp, radiația nu putea scăpa din materie). Fluctuațiile apreciabile ale densității materiei obișnuite în acel moment au fost excluse până la un nivel foarte scăzut de izotropia radiației de fond. După stadiul de formare a atomilor neutri, radiația încetează să mai fie în stare de echilibru termic cu materia, astfel fluctuațiile de densitate a materiei care apar după aceasta nu își mai găsesc reflectarea în natura radiației.
Dar dacă calculăm evoluția în timp a procesului de comprimare a materiei, care tocmai atunci a început, se dovedește că timpul care a trecut de atunci nu este suficient pentru ca structuri atât de mari precum galaxiile sau clusterele lor să aibă timp să se formeze. Aparent, este necesar să se solicite existența unor particule masive care au părăsit starea de echilibru termic pentru mai mult timp. stadiu timpuriu, astfel încât aceste particule să aibă posibilitatea de a se manifesta ca niște germeni pentru condensarea materiei obișnuite din jurul lor. Astfel de candidați pot fi așa-numitele particule WIMP. În acest caz, este necesar să se țină cont de cerința ca radiația cosmică de fond să fie izotropă. O mică anizotropie (10 -4) în CMB (temperatura de aproximativ 2,7 K) a fost descoperită abia recent cu ajutorul satelitului COBE.

III. Candidații Materiei Întunecate

3.1. materie întunecată barionică

Cel mai evident candidat pentru rolul materiei întunecate poate fi materia barionică obișnuită, care nu radiază și are o abundență corespunzătoare. O posibilitate ar putea fi realizată de gazul interstelar sau intergalactic. Cu toate acestea, în acest caz, ar trebui să apară linii caracteristice de emisie sau absorbție, care nu sunt detectate.
Un alt candidat ar putea fi piticele brune - corpuri cosmice cu mase mult mai mici decât masa Soarelui (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 corpuri cerești la câțiva ani lumină distanță, este deosebit de dificil de estimat numărul de astfel de obiecte.
Obiectele foarte compacte aflate în etapele finale ale dezvoltării stelare (pitice albe, stele neutronice și găuri negre) ar putea face, de asemenea, parte din materia întunecată. Deoarece practic fiecare stea atinge una dintre aceste trei etape finale în timpul vieții sale, o mare parte din masa stelelor anterioare și mai grele trebuie să fie prezentă sub formă neradiativă sub formă de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre. O parte din această materie se întoarce în spațiul interstelar prin supernove sau prin alte moduri și participă la formarea de noi stele. În acest caz, nu trebuie luate în considerare stelele cu masa M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Limitele superioare ale posibilei densități a materiei barionice din univers pot fi obținute din datele despre fuziunea nucleară inițială, care a început la aproximativ 3 minute după Big Bang. De o importanță deosebită sunt măsurătorile abundenței actuale de deuteriu −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, deoarece în timpul fuziunii nucleare inițiale s-a format în principal deuteriu. Deși deuteriul a apărut mai târziu și ca produs intermediar al reacțiilor de fuziune nucleară, totuși, cantitatea totală de deuteriu nu a crescut mult din această cauză. O analiză a proceselor care au loc în stadiul fuziunii nucleare timpurii dă limita superioară - 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.
Pe de altă parte, acum este destul de clar că materia barionică în sine nu poate satisface cerința Ω = 1, care rezultă din modelele inflaționiste. În plus, problema formării galaxiilor rămâne nerezolvată. Toate acestea conduc la necesitatea existenței materiei întunecate non-barionice, mai ales când condiția Ω = 1 se cere să fie satisfăcută la constanta cosmologică zero.

3.2. Materia întunecată non-barionică

Modelele teoretice oferă alegere mare posibili candidați pentru rolul materiei întunecate non-barionice, inclusiv: neutrini ușoare și grele, particule supersimetrice ale modelelor SUSY, axioni, cosmioni, monopoli magnetici, particule Higgs - sunt rezumate în tabel. Tabelul conține și teorii care explică datele experimentale fără introducerea materiei întunecate (constanta gravitațională dependentă de timp în gravitația non-newtoniană și constanta cosmologică). Denumiri: DM - materie întunecată, GUT - teoria Marii Unificări, SUSY - teorii supersimetrice, SUGRA - supergravitație, QCD - cromodinamică cuantică, QED - electrodinamică cuantică, GR - teoria generală a relativității. Termenul WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) este folosit pentru a desemna particule cu o masă mai mare de câțiva GeV/c 2 care participă doar la interacțiuni slabe. Ținând cont de noile măsurători radiații relicve de la satelitul COBE și deplasarea spre roșu cu ajutorul satelitului IRAS, recent a fost reluat un studiu al distribuției galaxiilor la distanțe mari și al formării structurilor la scară mare în galaxia noastră. Pe baza analizei diverse modele formarea structurilor, s-a ajuns la concluzia că este posibil un singur model satisfăcător al Universului cu Ω = 1, în care materia întunecată are un caracter mixt: 70% există sub formă de materie întunecată rece și 30% sub formă de întuneric cald. materie, acesta din urmă constând din doi neutrini fără masă și un neutrin cu o masă de 7,2 ± 2 eV. Aceasta înseamnă renașterea modelului aruncat anterior de materie întunecată mixtă.

neutrini ușori

Spre deosebire de toți ceilalți candidați pentru rolul materiei întunecate, neutrinii au un avantaj clar: se știe că există. Prevalența lor în Univers este aproximativ cunoscută. Pentru ca neutrinii să fie candidați pentru rolul materiei întunecate, ei trebuie, fără îndoială, să aibă masă. Pentru a atinge densitatea critică a Universului, masele de neutrini trebuie să se afle în regiunea de câțiva GeV/c 2 sau în regiunea de la 10 la 100 eV/c 2 .
Neutrinii grei sunt, de asemenea, posibili ca astfel de candidați, deoarece produsul semnificativ din punct de vedere cosmologic m ν exp(-m ν /kT f) devine mic chiar și pentru mase mari. Aici T f este temperatura la care neutrinii grei încetează să fie într-o stare de echilibru termic. Acest factor Boltzmann dă abundența neutrinilor cu masa m ν în raport cu abundența neutrinilor fără masă.
Pentru fiecare tip de neutrin din Univers, densitatea neutrinului este legată de densitatea fotonului prin relația n ν = (3/11)n γ . Strict vorbind, această expresie este valabilă doar pentru neutrinii ușori Majorana (pentru neutrinii Dirac, în anumite circumstanțe, este necesar să se introducă încă un factor statistic egal cu doi). Densitatea fotonilor poate fi determinată pe baza radiației de fond de 3 K și atinge n γ ≈ 400 cm -3 .

Particulă	Greutate	Teorie	Manifestare
G(R)	-	gravitația non-newtoniană	DM transparent pe scară largă
Λ (constantă de spațiu)	-	relativitatea generală	Ω=1 fără DM
Axion, maghiran, piatra de aur. boson	10 -5 eV	QCD; încălcarea sim. Pechei-Quina	DM rece
Neutrin obișnuit	10-100 eV	INTESTIN	DM fierbinte
Light higgsino, photino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafoton	20-400 eV	Modificat QED	DM cald, cald
Neutrini drepti	500 eV	Interacțiune foarte slabă	Cald DM
Gravitino, etc.	500 eV	SUSY/SUGRA	Cald DM
Fotino, gravitino, axion, oglinzi. particule, neutrin simpson	keV	SUSY/SUGRA	DM cald/rece
Fotino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrin greu	MeV	SUSY/SUGRA	DM rece
materie umbra	MeV	SUSY/SUGRA	cald rece (ca barioni) DM
Preon	20-200 TeV	Modele compozite	DM rece
Monopoli	10 16 GeV	INTESTIN	DM rece
Pyrgon, maximon, stâlpul lui Perry, newtorit, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorii de dimensiuni superioare	DM rece
Super șiruri	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	DM rece
„pepite” de quark	10 15 g	QCD, GUT	DM rece
Cosm. șiruri, pereți de domeniu	(10 8 -10 10)M soare	INTESTIN	Formarea galaxiilor poate să nu contribuie prea mult la
Cosmion	4-11 GeV	Problema neutrinilor	Formarea unui flux de neutrini pe Soare
Găuri negre	10 15 -10 30 g	relativitatea generală	DM rece

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Se dovedește că densitatea masei neutrinilor este aproape de critică dacă condiția

unde g ν este un factor statistic care ia în considerare numărul de stări diferite de helicitate pentru fiecare tip de neutrin. Pentru neutrinii Majorana, acest factor este egal cu 2. Pentru neutrinii Dirac, ar trebui să fie egal cu 4. Cu toate acestea, de obicei se presupune că componentele din dreapta au părăsit starea de echilibru termic mult mai devreme, deci putem presupune și că g ν = 2 și pentru cazul Dirac.
Deoarece densitatea neutrinilor este de același ordin de mărime cu densitatea fotonului, există de aproximativ 10 9 ori mai mulți neutrini decât barioni, așa că chiar și o masă mică de neutrini ar putea determina dinamica universului. Pentru a obține Ω = ρ ν /ρ с = 1, sunt necesare mase de neutrini m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, unde N ν este numărul de tipuri de neutrini ușori. Limitele superioare experimentale pentru masele celor trei tipuri cunoscute de neutrini sunt: ​​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

Într-un univers dominat de neutrini, gradul necesar de compresie ar putea fi stabilit într-o etapă relativ târzie, primele structuri ar corespunde superclusterelor de galaxii. Astfel, grupurile de galaxii și galaxii ar putea evolua prin fragmentarea acestor structuri primare (model de sus în jos). Cu toate acestea, această abordare ridică probleme atunci când se ia în considerare formarea de structuri foarte mici, cum ar fi galaxiile pitice. Pentru a explica formarea contracțiilor destul de masive, este necesar să se țină seama și de principiul Pauli pentru fermioni.

Neutrini grei

Conform datelor LEP și SLAC legate de măsurătorile de precizie ale lățimii de dezintegrare a bosonului Z 0, există doar trei tipuri de neutrini ușori și este exclusă existența neutrinilor grei până la mase de 45 GeV/c 2.
Când neutrinii cu mase atât de mari au părăsit starea de echilibru termic, aveau deja viteze non-relativiste, motiv pentru care sunt numiți particule de materie întunecată rece. Prezența neutrinilor grei ar putea duce la contracția gravitațională timpurie a materiei. În acest caz, se vor forma mai întâi structuri mai mici. Clusterele și superclusterele de galaxii s-ar fi format mai târziu prin acumulare grupuri individuale galaxii (model de jos în sus).

axioane

Axionii sunt particule ipotetice care apar în legătură cu problema încălcării CP în interacțiunea puternică (problema θ). Existența unei astfel de particule pseudoscalare se datorează încălcării simetriei chirale Pechei-Kuin. Masa unui axion este dată de

Interacțiunea cu fermionii și bosonii gauge este descrisă de următoarele constante de cuplare, respectiv:

Constanta de dezintegrare a axionului f a este determinată de valoarea așteptării de vid a câmpului Higgs. pentru că f a este o constantă liberă care poate lua orice valoare între scara electroslabă și Planck, apoi valorile posibile ale maselor axionului variază cu 18 ordine de mărime. Se face o distincție între axionii DFSZ, care interacționează direct cu electronii, și așa-numitele axioni hadronici, care interacționează cu electronii doar în primul ordin al teoriei perturbațiilor. În general, se crede că axioanele formează materia întunecată rece. Pentru ca densitatea lor să nu o depășească pe cea critică este necesar să existe f A< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV a fost deja exclus experimental, alte variante cu mase mai mici și, în consecință, parametrii mari de cuplare sunt, de asemenea, semnificativ limitați de diverse date, în primul rând de cele astrofizice.

Particule supersimetrice

Majoritatea teoriilor supersimetrice conțin o particulă stabilă, care este un nou candidat pentru materia întunecată. Existența unei particule supersimetrice stabile rezultă din conservarea numărului cuantic multiplicativ - așa-numita R-paritate, care ia valoarea +1 pentru particulele obișnuite și -1 pentru superpartenerii lor. Este Legea conservării parității R. Conform acestei legi de conservare, particulele SUSY se pot forma doar în perechi. Particulele SUSY se pot degrada doar într-un număr impar de particule SUSY. Prin urmare, cea mai ușoară particulă supersimetrică trebuie să fie stabilă.
Este posibil să se încalce legea conservării parității R. Număr cuantic R este legat de numărul barion B și numărul de lepton L prin relația R = (–1) 3B+L+2S , unde S este spinul particulei. Cu alte cuvinte, încălcarea B și/sau L poate duce la neconservarea parității R. Cu toate acestea, există limite foarte strânse asupra posibilității de încălcare a parității R.
Se presupune că cea mai ușoară particulă supersimetrică (LSP) nu participă la interacțiunea electromagnetică, ci la interacțiunea puternică. În caz contrar, s-ar combina cu materia obișnuită și ar apărea în prezent ca o particulă grea neobișnuită. Atunci abundența unui astfel de LSP, normalizat la abundența protonului, ar fi egală cu 10 -10 pentru interacțiunea puternică și 10 -6 pentru cea electromagnetică. Aceste valori contrazic limitele superioare experimentale: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в acest caz corespund regiunii de masă 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.
Printre posibilii candidați pentru rolul celei mai ușoare particule supersimetrice neutre sunt photino (S = 1/2) și zino (S = 1/2), care sunt de obicei numite geijino, precum și higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) și gravitino (S = 3/2). În majoritatea teoriilor, o particulă LSP este o combinație liniară a particulelor de spin 1/2 SUSY menționate mai sus. Masa acestui așa-numit neutralino ar trebui, cel mai probabil, să fie mai mare de 10 GeV/c 2 . Considerând particulele SUSY ca materie întunecată este interes special, deoarece au apărut într-un context complet diferit și nu au fost introduse în mod specific pentru a rezolva problema materiei întunecate (nebarionice). Cosmii Cosmionii au fost introduși inițial pentru a rezolva problema neutrinilor solari. Datorită vitezei lor mari, aceste particule trec prin suprafața stelei aproape nestingherite. În regiunea centrală a stelei, ele se ciocnesc cu nucleele. Dacă pierderea de energie este suficient de mare, atunci nu pot părăsi din nou această stea și nu se pot acumula în ea în timp. În interiorul Soarelui, cosmiile prinse afectează natura transferului de energie și contribuie astfel la răcirea regiunii centrale a Soarelui. Acest lucru ar duce la o probabilitate mai mică de a produce neutrini de la 8 V și ar explica de ce fluxul de neutrini măsurat pe Pământ este mai mic decât se aștepta. Pentru a rezolva această problemă a neutrinilor, masa cosmiilor trebuie să se situeze în intervalul de la 4 la 11 GeV/c 2 iar secțiunea transversală de reacție pentru interacțiunea cosmiilor cu materia trebuie să aibă o valoare de 10 -36 cm 2 . Cu toate acestea, datele experimentale par să excludă o astfel de soluție la problema neutrinilor solari.

Defecte topologice ale spațiu-timpului

Pe lângă particulele de mai sus, defectele topologice pot contribui și la materia întunecată. Se presupune că în Universul timpuriu la t ≈ 10–36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, a avut loc ruperea simetriei GUT, ceea ce a condus la separarea interacțiunilor descrise de SU(3) și SU (2)×grupuri U (una). Câmpul Higgs cu 24 de dimensiuni a dobândit o anumită aliniere, iar orientarea unghiurilor de fază ale ruperii spontane de simetrie a rămas arbitrară. Ca o consecință a acestui fapt faza de tranzitie ar fi trebuit să se formeze regiuni spațiale cu orientări diferite. Aceste zone s-au extins în timp și în cele din urmă au intrat în contact unele cu altele.
Conform conceptelor moderne, punctele de defecte stabile din punct de vedere topologic s-au format pe suprafețele limită, unde se întâlneau regiuni cu orientări diferite. Ele ar putea avea dimensiuni de la zero la trei și constau într-un vid de simetrie neîntreruptă. După ruperea simetriei, acest vid inițial are o energie și o densitate a materiei foarte mari.
Cele mai importante sunt defectele punctiforme. Ele trebuie să poarte o sarcină magnetică izolată, de ex. fi monopoluri magnetice. Masa lor este legată de temperatura de tranziție de fază și este de aproximativ 10 16 GeV/c 2 . Până acum, în ciuda unor căutări intense, existența unor astfel de obiecte nu a fost înregistrată.
Similar monopolurilor magnetice, se pot forma și defecte liniare, șiruri cosmice. Aceste obiecte filamentoase au o densitate de masă liniară caracteristică de ordinul a 10 22 g⋅cm–1 și pot fi fie închise, fie deschise. Datorită atracției gravitaționale, ele puteau servi drept semințe pentru condensarea materiei, în urma căreia s-au format galaxii.
Mase mai mari ar face posibilă detectarea unor astfel de șiruri prin efectul lentilelor gravitaționale. Corzile ar îndoi spațiul înconjurător în așa fel încât să se creeze o imagine dublă a obiectelor din spatele lor. Lumina din galaxiile foarte îndepărtate ar putea fi deviată de acest șir în conformitate cu legile teoriei generale a gravitației. Un observator de pe Pământ ar vedea două imagini în oglindă adiacente ale galaxiilor cu compoziție spectrală identică. Acest efect al lentilelor gravitaționale a fost deja descoperit pentru quasari îndepărtați, când galaxia dintre quasar și Pământ a servit drept lentilă gravitațională.
Se discută și posibilitatea prezenței unei stări supraconductoare în corzile cosmice. Particulele încărcate electric, cum ar fi electronii, într-un vid simetric, șirurile ar fi fără masă, deoarece își dobândesc masele doar ca urmare a ruperii simetriei din cauza mecanismului Higgs. Astfel, perechile particule-antiparticule care se mișcă cu viteza luminii pot fi create aici cu un aport de energie foarte mic. Rezultatul este un curent supraconductor. Corzile supraconductoare ar putea trece într-o stare excitată prin interacțiunea cu particulele încărcate, eliminarea acestei excitații s-ar realiza prin emiterea de unde radio.
De asemenea, sunt luate în considerare defectele dimensionale mai mari, inclusiv „pereți de domeniu” bidimensionali și, în special, defecte tridimensionale sau „texturi”. Alți candidați exotici

1. Materia umbra. Sub ipoteza că șirurile sunt obiecte extinse unidimensionale, în teoriile superstringurilor se încearcă să reproducă succesul modelelor supersimetrice în eliminarea divergențelor și gravitaționale și pentru a pătrunde în regiunile energetice dincolo de masa Planck. Din punct de vedere matematic, teoriile superstringurilor lipsite de anomalii pot fi obținute doar pentru grupurile de gabarit SO(32) și E 8 *E 8" . Acesta din urmă se împarte în două sectoare, dintre care unul descrie materia obișnuită, în timp ce celălalt corespunde materie umbră (E 8 "). Aceste două sectoare pot interacționa între ele doar gravitațional.
2. „Pepite de cuarc” au fost propuse în 1984. Acestea sunt obiecte macroscopice stabile ale materiei cuarci, constând din cuarcuri u, d și s. Densitățile acestor obiecte se află în regiunea de densitate nucleară de 10 15 g/cm 3 , iar masele lor pot varia de la câțiva GeV/c 2 până la mase de stele neutronice. Ele se formează în timpul unei tranziții de fază QCD ipotetice, dar sunt de obicei considerate foarte puțin probabile.

3.3. Teorii modificate (constantă cosmologică, teoria MOND, constantă gravitațională dependentă de timp)

Inițial, constanta cosmologică Λ a fost introdusă de Einstein în ecuațiile de câmp ale relativității generale pentru a asigura, conform concepțiilor de atunci, staționaritatea Universului. Cu toate acestea, după descoperirea de către Hubble la sfârșitul anilor 20 ai secolului nostru a expansiunii Universului, s-a dovedit a fi redundantă. Prin urmare, au început să presupună că Λ = 0. Cu toate acestea, în cadrul lui teorii moderne câmp, această constantă cosmologică este interpretată ca densitatea energiei în vid ρ v . Următoarea ecuație este valabilă:

Cazul Λ = 0 corespunde ipotezei că vidul nu contribuie la densitatea energiei. Această imagine corespunde ideilor fizicii clasice. În teoria câmpului cuantic, vidul conține diverse câmpuri cuantice, care se află în starea cu cea mai mică energie, care nu este neapărat egală cu zero.
Luând în considerare constanta cosmologică nenulă, folosind relațiile

obținem o densitate critică mai mică și o valoare mai mare a parametrului de densitate decât se aștepta conform formulelor de mai sus. Observațiile astronomice bazate pe numărătoarea galaxiilor oferă o limită superioară pentru constanta cosmologică actuală
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

unde pentru H 0,max se folosește valoarea 100 km∙s –1 ∙Mps –1. În timp ce o constantă cosmologică diferită de zero s-a dovedit necesară pentru interpretarea fazei timpurii a evoluției, unii oameni de știință au ajuns la concluzia că un Λ diferit de zero ar putea juca un rol în etapele ulterioare ale universului.
Constanta cosmologica

ar putea duce la valoarea Ω(Λ = 0), deși de fapt Ω(Λ ≠ 0). Parametrul Ω(Λ = 0) determinat din ρ 0 ar furniza Ω = 1, așa cum se cere în modelele inflaționiste, cu condiția ca constanta cosmologică să fie egală cu

Utilizarea valorilor numerice H 0 = 75 ± 25 km s −1 ∙ Mps −1 și Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 conduce la
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2 . Densitatea de energie în vid corespunzătoare acestei valori ar putea rezolva contradicția dintre valoarea observată a parametrului densității și valoarea Ω = 1 cerută de teoriile moderne.
Pe lângă introducerea unei constante cosmologice non-nule, există și alte modele care înlătură, conform macar, parte a problemei fără a implica ipoteza materiei întunecate.

Teoria MOND (dinamica newtoniană modificată)

Această teorie presupune că legea gravitației diferă de forma obișnuită newtoniană și este după cum urmează:

În acest caz, forța de atracție va fi mai mare și trebuie compensată printr-o mișcare periodică mai rapidă, care este capabilă să explice comportamentul plat al curbelor de rotație.

Constanta gravitațională în funcție de timp

Dependența de timp a constantei gravitaționale G(t) ar putea fi de mare importanță pentru procesul de formare a galaxiilor. Cu toate acestea, până acum, măsurătorile de precizie nu au oferit nicio indicație cu privire la variația temporală a lui G.

Literatură

1. G.V. Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt „Fizica non-acceleratoare a particulelor elementare”.
2. C. Naranyan. „Astrofizică generală și cosmologie”.
3. Bottino A. şi colab., 1994, Astropart. Fiz., 2, 67, 77.

Termenul „materie întunecată” (sau masă ascunsă) este folosit în zone diferiteștiințe: în cosmologie, astronomie, fizică. Este despre despre un obiect ipotetic - o formă a conținutului spațiului și timpului care interacționează direct cu radiația electromagnetică și nu o trece prin ea însăși.

Materia întunecată - ce este?

Din timpuri imemoriale, oamenii au fost preocupați de originea Universului și de procesele care îl formează. În epoca tehnologiei au fost făcute descoperiri importante, iar baza teoretică a fost extinsă semnificativ. În 1922, fizicianul britanic James Jeans și astronomul olandez Jacobus Kaptein au descoperit că o mare parte din materia galactică nu este vizibilă. Apoi, pentru prima dată, a fost numit termenul de materie întunecată - aceasta este o substanță care nu poate fi văzută de niciunul dintre cunoscută omenirii moduri. Prezența unei substanțe misterioase este dată de semne indirecte - un câmp gravitațional, gravitația.

Materia întunecată în astronomie și cosmologie

Presupunând că toate obiectele și părțile universului sunt atrase unele de altele, astronomii au reușit să găsească masa spațiului vizibil. Dar s-a găsit o discrepanță în greutatea reală și cea prezisă. Și oamenii de știință au descoperit că există o masă invizibilă, care reprezintă până la 95% din toată esența necunoscută din Univers. Materie întunecatăîn spațiu are următoarele caracteristici:

• afectate de gravitație
• afectează alte obiecte spațiale,
• interacțiune redusă cu lumea reală.

Materia întunecată - filozofie

Un loc special îl ocupă materia întunecată în filosofie. Această știință este angajată în studiul ordinii mondiale, al fundamentelor ființei, al sistemului lumilor vizibile și invizibile. O anumită substanță a fost luată ca principiu fundamental, determinată de spațiu, timp și factori de mediu. Descoperită mult mai târziu, misterioasa materie întunecată a cosmosului a schimbat înțelegerea lumii, structura și evoluția ei. În sens filozofic, o substanță necunoscută, precum un cheag de energie spațială și temporală, este prezentă în fiecare dintre noi, de aceea oamenii sunt muritori, deoarece sunt formați din timp care are un sfârșit.

Pentru ce este materia întunecată?

Numai Mică parte obiecte spațiale(planete, stele etc.) - materie vizibilă. După standardele diverșilor oameni de știință, energia întunecată și materia întunecată ocupă aproape întreg spațiul din Cosmos. Primul reprezintă 21-24%, în timp ce energia consumă 72%. Fiecare substanță de natură fizică neclară are propriile sale funcții:

1. Energia neagră, care nu absoarbe și nu emite lumină, respinge obiectele, determinând extinderea universului.
2. Galaxiile sunt construite pe baza masei ascunse, forța sa atrage obiectele în spațiul cosmicținându-le pe loc. Adică încetinește expansiunea universului.

Din ce este făcută materia întunecată?

materia întunecată în sistem solar- acesta este ceva ce nu poate fi atins, examinat și studiat temeinic. Prin urmare, sunt prezentate mai multe ipoteze cu privire la natura și compoziția sa:

1. Nu cunoscută științei particulele implicate în gravitație sunt o componentă a acestei substanțe. Este imposibil să le detectezi cu un telescop.
2. Fenomenul este un grup de găuri negre mici (nu mai mari decât luna).

Este posibil să se distingă două tipuri de masă ascunsă, în funcție de viteza particulelor sale constitutive, de densitatea acumulării lor.

1. Fierbinte. Nu este suficient pentru formarea galaxiilor.
2. Rece. Constă din cheaguri lente, masive. Aceste componente pot fi cunoscute de știință axionilor și bosonilor.

Există materia întunecată?

Toate încercările de a măsura obiecte de natură fizică neexplorată nu au avut succes. În 2012, a fost investigată mișcarea a 400 de stele în jurul Soarelui, dar prezența materiei ascunse în volume mari nu a fost dovedit. Chiar dacă materia întunecată nu există în realitate, ea există în teorie. Cu ajutorul lui, se explică locația obiectelor Universului în locurile lor. Unii oameni de știință găsesc dovezi pentru existența masei cosmice ascunse. Prezența sa în univers explică faptul că grupurile de galaxii nu zboară separat laturi diferiteși rămâneți împreună.

Materia întunecată - fapte interesante

Natura masei ascunse rămâne un mister, dar continuă să intereseze mințile științifice din întreaga lume. Experimentele sunt efectuate în mod regulat, cu ajutorul cărora se încearcă investigarea substanței în sine și a acesteia efecte secundare. Iar faptele despre ea continuă să se înmulțească. De exemplu:

1. Reclamatul Large Hadron Collider, cel mai puternic accelerator de particule din lume, rulează la putere mare pentru a dezvălui existența materiei invizibile în spațiu. Comunitatea mondială așteaptă cu interes rezultatele.
2. Oamenii de știință japonezi creează prima hartă de masă ascunsă din lume în spațiu. Este planificat să fie finalizat până în 2019.
3. Recent, fizicianul teoretician Lisa Randall a sugerat că materia întunecată și dinozaurii sunt înrudiți. Această substanță a trimis o cometă pe Pământ, care a distrus viața de pe planetă.

Componentele galaxiei noastre și ale întregului Univers sunt materia luminoasă și întunecată, adică obiecte vizibile și invizibile. Dacă cu studiul primului tehnologie moderna face față, metodele sunt în permanență îmbunătățite, atunci este foarte problematică investigarea substanțelor ascunse. Omenirea nu a ajuns încă să înțeleagă acest fenomen. Materia întunecată invizibilă, intangibilă, dar omniprezentă a fost și rămâne unul dintre principalele mistere ale Universului.

Joacă un rol decisiv în dezvoltarea universului. Cu toate acestea, încă se știe puțin despre această substanță ciudată. Profesorul Matthias Bartelmann - Institutul Heidelberg pentru Astrofizică Teoretică - explică modul în care s-a făcut cercetarea materiei întunecate, răspunzând la o serie de întrebări ale jurnaliştilor.

si cum apare?

Nu am nici o idee! Până acum, nimeni. Probabil constă din particule elementare grele. Dar nimeni nu știe dacă sunt cu adevărat particule. În orice caz, ele sunt foarte diferite de tot ce am cunoscut până acum.

Este ca și cum ai descoperi o specie de animale cu totul nouă?

Da, așa e, este o comparație bună.

Cine a descoperit materia întunecată și când?

În 1933, Fritz Zwicky a luat în considerare mișcarea galaxiilor în clustere de galaxii, care depinde de masa totală a clusterului. Cercetătorul a observat că galaxiile, având în vedere masa lor calculată, se mișcă foarte repede. Acesta a fost primul indiciu de materie întunecată. Nicio materie cunoscută nu ar putea explica de ce stelele din galaxii se lipesc împreună: ele trebuie să se despartă din cauza vitezei lor mari de circulație.

Lentila gravitațională Fotografie: Wissensschreiber

Ce alte dovezi mai sunt?

O dovadă destul de bună este efectul lentilei gravitaționale. Galaxiile îndepărtate ni se par distorsionate, deoarece razele de lumină se abat de la materie pe drumul lor. E ca și cum ai privi prin sticlă canelată. Și efectul este mai puternic decât ar fi dacă ar exista numai materia vizibilă.

Cum arată materia întunecată?

Nu poate fi văzut, deoarece nu există nicio interacțiune între materia întunecată și radiația electromagnetică. Aceasta înseamnă că nu reflectă lumina și nu emite nicio radiație.

Atunci cum studiezi materia întunecată? Ce instrumente sunt necesare pentru cercetare?

Nu studiem în mod specific materia întunecată, ci doar manifestările acesteia, de exemplu, efectul unei lentile gravitaționale. Sunt un teoretician. De fapt, am nevoie doar de computerul meu, de un pix și de o foaie de hârtie. Dar folosesc și date de la telescoape mari din Hawaii și Chile.

Este posibil să descriem materia întunecată?

Da, puteți crea un fel de hartă a distribuției sale. Așa cum arată liniile dealurilor harta geografica contururile muntelui, aici se vede prin densitatea liniilor, unde este în special multă materie întunecată.

Când a apărut ea?

Materia întunecată provine fie direct din Marea explozie, sau 10.000-100.000 de ani mai târziu. Dar încă studiem asta.

Câtă materie neagră există?

Nimeni nu poate spune sigur. Dar, pe baza cercetărilor recente, credem că există de aproximativ șapte până la opt ori mai multă materie întunecată în univers decât materie vizibilă.

Modelarea computerizată arată distribuția materiei întunecate sub formă de rețea și vedem acumularea acesteia în zonele cele mai luminoase.
Foto: Volker Springel

Există o relație între energia întunecată și materia întunecată?

Probabil ca nu. Energia întunecată asigură expansiunea accelerată a universului, în timp ce materia întunecată ține galaxiile împreună.

De unde a venit ea?

Materia întunecată este probabil peste tot, doar că nu este distribuită uniform - la fel ca materia vizibilă, formează aglomerări.

Care este semnificația materiei întunecate pentru noi și viziunea noastră asupra lumii?

Pentru Viata de zi cu zi ea nu contează. Dar în astrofizică este foarte important, deoarece joacă un rol decisiv în dezvoltarea Universului.

Din ce este făcut universul nostru? 4,9% - materie vizibilă, 26,8% materie întunecată, 68,3% - energie întunecată Foto: Wissenschreiber

Ce va aduce ea în viitor?

Probabil nimic mai mult. Anterior, pentru dezvoltarea universului, a fost foarte important. Astăzi, ține doar galaxii individuale împreună. Și pe măsură ce universul continuă să se extindă, devine din ce în ce mai dificil să apară noi structuri de materie întunecată.

Va fi posibilă în viitor imaginea directă a materiei întunecate folosind instrumente?

Da, este posibil. De exemplu, se pot măsura vibrațiile care apar atunci când particulele de materie întunecată se ciocnesc cu atomii dintr-un cristal. La fel se întâmplă și în acceleratorul de particule: dacă particule elementare par să zboare într-o direcție neașteptată fără niciun motiv, atunci o particulă necunoscută poate fi de vină. Atunci aceasta ar fi o altă dovadă a existenței materiei întunecate. Imaginează-ți: stai pe un teren de fotbal și există o minge în fața ta. El zboară brusc fără niciunul motiv aparent. Trebuie să fi fost doborât de ceva invizibil.

Ce te interesează cel mai mult în munca ta?

Sunt atras de presupunerea că materia vizibilă este doar o mică parte din tot și nu avem idee despre restul.

Vă mulțumesc pentru timpul acordat. Sperăm că veți afla mai multe despre materia întunecată în curând!