Kaj je skrivnostna temna snov? Metode iskanja temne snovi. Energijska bilanca v sodobnem vesolju

Teoretični konstrukt v fiziki, imenovan standardni model, opisuje interakcije vseh osnovnih delcev, ki jih znanost pozna. Toda to je le 5% materije, ki obstaja v vesolju, preostalih 95% je popolnoma neznane narave. Kaj je ta hipotetična temna snov in kako jo znanstveniki poskušajo odkriti? O tem v okviru posebnega projekta govori Hayk Hakobyan, študent MIPT in uslužbenec Oddelka za fiziko in astrofiziko.

Standardni model osnovnih delcev, dokončno potrjen po odkritju Higgsovega bozona, opisuje temeljne interakcije (elektrošibke in močne) običajnih delcev, ki jih poznamo: leptonov, kvarkov in nosilcev sile (bozonov in gluonov). Vendar se izkaže, da vsa ta ogromna kompleksna teorija opisuje le približno 5-6% vse snovi, medtem ko ostalo ne sodi v ta model. Opazovanja najzgodnejših trenutkov našega vesolja nam kažejo, da je približno 95 % snovi, ki nas obdaja, popolnoma neznane narave. Z drugimi besedami, posredno vidimo prisotnost te skrite materije zaradi njenega gravitacijskega vpliva, vendar nam je še ni uspelo neposredno zajeti. Ta pojav prikrite mase nosi kodno ime "temna snov".

Sodobna znanost, predvsem kozmologija, deluje po deduktivni metodi Sherlocka Holmesa

Zdaj je glavni kandidat iz skupine WISP aksion, ki nastane v teoriji močne interakcije in ima zelo majhno maso. Takšen delec se lahko v visokih magnetnih poljih spremeni v par foton-foton, kar namiguje, kako bi ga lahko poskusili zaznati. Eksperiment ADMX uporablja velike komore, ki ustvarjajo magnetno polje 80.000 gausov (to je 100.000-krat več od zemeljskega magnetnega polja). V teoriji naj bi takšno polje spodbudilo razpad aksiona v par foton-foton, ki naj bi ga detektorji ujeli. Kljub številnim poskusom še ni bilo mogoče zaznati WIMP-jev, aksionov ali sterilnih nevtrinov.

Tako sva prepotovala ogromno različne hipoteze, ki je poskušal razložiti nenavadno prisotnost skrite gmote in, ko je s pomočjo opazovanj zavrnil vse nemogoče, prišel do več možne hipoteze, s katerim že lahko delate.

Negativen rezultat v znanosti je tudi rezultat, saj daje omejitve na različne parametre delcev, na primer izloči razpon možnih mas. Iz leta v leto vedno več novih opazovanj in poskusov v pospeševalnikih daje nove, strožje omejitve glede mase in drugih parametrov delcev temne snovi. Tako smo z zavračanjem vseh nemogočih možnosti in ožanjem kroga iskanj iz dneva v dan bližje razumevanju, iz česa je sestavljeno 95 % materije v našem vesolju.

Uvod

Obstajajo močni argumenti, da večina snovi v vesolju ničesar niti ne oddaja niti absorbira in je zato nevidna. Prisotnost takšne nevidne snovi je mogoče prepoznati po njeni gravitacijski interakciji s sevalno snovjo. Študije galaksijskih jat in galaktičnih rotacijskih krivulj dokazujejo obstoj te tako imenovane temne snovi. Temna snov je torej po definiciji snov, ki ne interagira z elektromagnetnim sevanjem, torej ga ne oddaja ali absorbira.
Prvo odkrivanje nevidne snovi sega v prejšnje stoletje. Leta 1844 je Friedrich Bessel v pismu Karlu Gaussu zapisal, da je nepojasnjena nepravilnost v gibanju Siriusa lahko posledica njegove gravitacijske interakcije s kakšnim sosednjim telesom, slednje pa naj bi imelo v tem primeru precej veliko maso. V času Bessela je bil tako temen spremljevalec Siriusa neviden; optično so ga odkrili šele leta 1862. Izkazalo se je, da je beli pritlikavec, imenovan Sirius-B, medtem ko se je sam Sirius imenoval Sirius-A.
Gostoto snovi v vesolju, ρ, lahko ocenimo iz opazovanj gibanja posameznih galaksij. Običajno je ρ podan v enotah tako imenovane kritične gostote ρ c:

V tej formuli je G gravitacijska konstanta, H Hubblova konstanta, ki je znana z nizko natančnostjo (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Hubblova formula za hitrost širjenja vesolja,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

Za ρ > ρ с je Vesolje zaprto, tj. Gravitacijska interakcija je dovolj močna, da se širjenje vesolja umakne stiskanju.
Tako je kritična gostota podana z:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

Kozmološka gostota Ω = ρ/ρ с, določena na podlagi dinamike jat in superjat galaksij, je enaka 0,1< Ω < 0.3.
Z opazovanjem narave odstranjevanja obsežnih območij vesolja z infrardečim astronomskim satelitom IRAS je bilo ugotovljeno, da je 0,25< Ω < 2.
Po drugi strani pa ocena gostote barionov Ω b iz luminoznosti galaksij daje bistveno manjšo vrednost: Ω b< 0.02.
To neskladje se običajno jemlje kot pokazatelj obstoja nevidne snovi.
V zadnjem času se veliko pozornosti posveča problemu iskanja temne snovi. Če upoštevamo vse oblike barionske snovi, kot so medplanetarni prah, rjave in bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje, se izkaže, da je za razlago vseh opazovanih pojavov potreben znaten delež nebarionske snovi. Ta trditev ostaja veljavna tudi po upoštevanju sodobnih podatkov o tako imenovanih objektih MACHO ( M.A. ssive C kompakten H alo O objekti - masivni kompaktni galaktični objekti), zaznani z uporabo učinka gravitacijske leče.

. Dokazi za temno snov

2.1. Krivulje galaktične rotacije

Pri spiralnih galaksijah je hitrost vrtenja posameznih zvezd okoli središča galaksije določena iz pogoja konstantnosti orbit. Izenačitev centrifugalne in gravitacijske sile:

za hitrost vrtenja imamo:

kjer je M r celotna masa snovi znotraj krogle s polmerom r. V primeru idealne sferične ali cilindrične simetrije se vpliv mase, ki se nahaja zunaj te krogle, medsebojno kompenzira. V prvem približku se osrednje območje galaksije lahko šteje za sferično, tj.

kjer je ρ povprečna gostota.
V notranjosti galaksije se pričakuje linearno povečanje hitrosti vrtenja z naraščajočo oddaljenostjo od središča. V zunanjem območju galaksije je masa Mr skoraj konstantna in odvisnost hitrosti od razdalje ustreza primeru s točkovno maso v središču galaksije:

Vrtilna hitrost v(r) se določi na primer z merjenjem Dopplerjevega premika v emisijskem spektru regij He-II okoli zvezd O. Obnašanje eksperimentalno izmerjenih rotacijskih krivulj spiralnih galaksij ne ustreza zmanjšanju v(r) z naraščajočim polmerom. Študija 21-cm linije (prehod hiperfine strukture v atomu vodika), ki jo oddaja medzvezdna snov, je privedla do podobnega rezultata. Konstantnost v (r) pri velikih vrednostih polmera pomeni, da se masa M r povečuje tudi z naraščajočim polmerom: M r ~ r. To kaže na prisotnost nevidne snovi. Zvezde se premikajo hitreje, kot bi pričakovali glede na navidezno količino snovi.
Na podlagi tega opazovanja je bil domnevan obstoj sferičnega haloja temne snovi, ki obdaja galaksijo in je odgovoren za nepadajoče obnašanje rotacijskih krivulj. Poleg tega bi lahko sferični halo prispeval k stabilnosti oblike diska galaksij in potrdil hipotezo o nastanku galaksij iz sferične pragalaksije. Modelni izračuni, izvedeni za Rimsko cesto, ki so lahko reproducirali rotacijske krivulje ob upoštevanju prisotnosti haloja, kažejo, da mora biti pomemben del mase v tem haloju. Dokaz v prid obstoja sferičnih halojev so tudi kroglaste kopice – sferične kopice zvezd, ki so najstarejši objekti v galaksiji in so razporejene sferično.
Vendar so nedavne raziskave o preglednosti galaksij to sliko postavile pod dvom. Če upoštevamo stopnjo temnosti spiralnih galaksij kot funkcijo naklonskega kota, lahko sklepamo na prosojnost takih objektov. Če bi bila galaksija popolnoma prosojna, potem njen skupni sij ne bi bil odvisen od kota, pod katerim to galaksijo opazujemo, saj bi bile vse zvezde enako dobro vidne (brez upoštevanja velikosti zvezd). Po drugi strani pa stalna površinska svetlost pomeni, da galaksija ni prozorna. V tem primeru opazovalec vedno vidi samo zunanje zvezde, tj. vedno enako število na enoto površine, ne glede na kot gledanja. Eksperimentalno je bilo ugotovljeno, da površinska svetlost v povprečju ostaja konstantna, kar bi lahko pomenilo skoraj popolno motnost spiralnih galaksij. V tem primeru uporaba optičnih metod za določanje masne gostote vesolja ni povsem natančna. S podrobnejšo analizo rezultatov meritev smo ugotovili, da so molekularni oblaki vpojni material (njihov premer je približno 50 ps in temperatura približno 20 K). Po Wienovem zakonu o premikanju bi morali takšni oblaki oddajati v submilimetrskem območju. Ta rezultat bi lahko zagotovil razlago za obnašanje rotacijskih krivulj brez predpostavke o dodatni eksotični temni snovi.
Dokaze o obstoju temne snovi so našli tudi v eliptičnih galaksijah. Z njihovo absorpcijo so bili zabeleženi plinasti haloji s temperaturami okoli 10 7 K rentgenski žarki. Hitrosti teh plinskih molekul so večje od hitrosti raztezanja:

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

ob predpostavki, da njihove mase ustrezajo njihovi svetilnosti. Pri eliptičnih galaksijah je razmerje med maso in svetilnostjo približno dva reda velikosti večje kot pri Soncu, kar je tipičen primer povprečna zvezda. Tako velika vrednost je običajno povezana z obstojem temne snovi.

2.2. Dinamika jat galaksij

Dinamika jat galaksij dokazuje obstoj temne snovi. Ko se sistem premika potencialna energija ki je homogena funkcija koordinat, se pojavi v omejenem prostorskem območju, potem so časovno povprečne vrednosti kinetične in potencialne energije med seboj povezane z virialnim izrekom. Uporablja se lahko za oceno gostote snovi v jatah velikega števila galaksij.
Če je potencialna energija U homogena funkcija radijskih vektorjev r i stopnje k, potem U in kinetična energija T sta povezana kot 2T = kU. Ker je T + U = E = E, sledi, da

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

kjer je E skupna energija. Za gravitacijsko interakcijo (U ~ 1/r) k = -1, torej 2T = -U. Povprečna kinetična energija jate N galaksij je podana z:

T=N /2.

Teh N galaksij lahko medsebojno delujejo v parih. Torej obstaja N(N–1)/2 neodvisnih parov galaksij, katerih skupna povprečna potencialna energija ima obliko

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Z Nm = M in (N − 1) ≈ N za dinamično maso se izkaže, da je M ≈ 2 /G.
Meritve povprečne razdalje in povprečna hitrost dajejo vrednost dinamične mase, ki je približno dva reda velikosti večja od mase, dobljene z analizo sija galaksij. To dejstvo lahko interpretiramo kot dodaten dokaz v prid obstoja temne snovi.
Tudi ta argument ima svoje šibke točke. Virialna enačba je veljavna le pri povprečenju v daljšem časovnem obdobju, ko so zaprti sistemi v stanju ravnovesja. Vendar pa so meritve galaksijskih jat nekaj podobnega kot posnetki. Poleg tega jate galaksij niso zaprti sistemi, ampak so med seboj povezane. Nazadnje ni jasno, ali so dosegli stanje ravnovesja ali ne.

2.3. Kozmološki dokazi

Opredelitev kritične gostote ρ c je bila podana zgoraj. Formalno jo lahko dobimo na podlagi Newtonove dinamike z izračunom kritične stopnje širitve sferične galaksije:

Razmerje za ρ c sledi iz izraza za E, če predpostavimo, da je H = r"/r = ​​​​v/r.
Opis dinamike vesolja temelji na Einsteinovih enačbah polja (Splošna teorija relativnosti - GTR). Ob predpostavki homogenosti in izotropnosti prostora so nekoliko poenostavljeni. V Robertson-Walkerjevi metriki je infinitezimalni linearni element podan z:

kjer so r, θ, φ sferične koordinate točke. Stopnje svobode te metrike so vključene v parameter k in faktor lestvice R. Vrednost k ima samo diskretne vrednosti (če se fraktalna geometrija ne upošteva) in ni odvisna od časa. Vrednost k je značilnost modela vesolja (k = -1 - hiperbolična metrika (odprto vesolje), k = 0 - evklidska metrika (ravno vesolje), k = +1 - sferična metrika (zaprto vesolje)).
Dinamika vesolja je v celoti opredeljena s funkcijo merila R(t) (razdalja med dvema sosednjima točkama v prostoru s koordinatami r, θ, φ se s časom spreminja kot R(t)). V primeru sferične metrike R(t) predstavlja polmer vesolja. Ta funkcija lestvice izpolnjuje Einstein-Friedmann-Lemaitrove enačbe:

kjer je p(t) skupni tlak, Λ pa kozmološka konstanta, ki jo v okviru sodobnih kvantnih teorij polja interpretiramo kot gostoto energije vakuuma. Nadalje predpostavimo, da je Λ = 0, kot se pogosto naredi za razlago izkušena dejstva brez vnosa temne snovi. Koeficient R 0 "/R 0 določa Hubblovo konstanto H 0, kjer indeks "0" označuje sodobne vrednosti ustreznih količin. Iz zgornjih formul sledi, da je za parameter ukrivljenosti k = 0 sodobna kritična gostota vesolja je podana z izrazom, katerega vrednost predstavlja mejo med odprtim in zaprtim vesoljem (ta vrednost ločuje scenarij, v katerem se vesolje večno širi, od scenarija, v katerem vesolje na koncu začasne širitve pričakuje kolaps) faza):

Pogosto se uporablja parameter gostote

kjer je q 0 zavorni parameter: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Tako so možni trije primeri:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – ravno vesolje,
Ω 0 > 1 – zaprto vesolje.
Meritve parametra gostote so dale oceno: Ω 0 ≈ 0,2, na podlagi katere bi lahko pričakovali odprtost vesolja. Vendar pa je številne teoretične koncepte težko uskladiti z odprtostjo vesolja, na primer tako imenovani problem "ploskosti" in nastanek galaksij.

Problem ploskosti

Ker je gostota ρ(t) sorazmerna z 1/R(t) 3, imamo z uporabo izraza za Ω 0 (k ni enako 0):

Tako je vrednost Ω ≈ 1 zelo nestabilna. Vsako odstopanje od popolnoma ravnega primera se močno poveča, ko se vesolje širi. To pomeni, da je moralo biti vesolje med prvotno jedrsko fuzijo precej bolj ravno, kot je zdaj.
Eden od možne rešitve Ta problem je obravnavan v modelih inflacije. Predpostavlja se, da je širjenje zgodnjega vesolja (v intervalu med 10 -34 s in 10 -31 s po velikem poku) potekalo eksponentno v fazi inflacije. V teh modelih je parameter gostote običajno neodvisen od časa (Ω = 1). Vendar pa obstajajo teoretične indikacije, da je vrednost parametra gostote v območju 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Geneza galaksij

III. Kandidati za temno snov

3.1. Barionska temna snov

3.2. Nebarionska temna snov

Lahki nevtrini

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Izkazalo se je, da je gostota mase nevtrinov blizu kritične, če je pogoj izpolnjen

kjer je g ν statistični faktor, ki upošteva število različnih vijačnih stanj za vsako vrsto nevtrina. Za Majoranine nevtrine je ta faktor enak 2. Za Diracove nevtrine bi moral biti enak 4. Vendar se običajno predpostavlja, da so desnosučne komponente veliko prej zapustile stanje toplotnega ravnovesja, zato lahko predpostavimo tudi, da je g ν = 2 za primer Dirac.
Ker je gostota nevtrinov enakega reda velikosti kot gostota fotonov, je nevtrinov približno 10 9-krat več kot barionov, tako da lahko že majhna masa nevtrinov določa dinamiko vesolja. Za dosego Ω = ρ ν /ρ с = 1 so potrebne mase nevtrinov m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, kjer je N ν število vrst lahkih nevtrinov. Eksperimentalne zgornje meje za mase treh znanih tipov nevtrinov so: 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

V vesolju, kjer prevladujejo nevtrini, bi lahko zahtevano stopnjo kompresije vzpostavili relativno pozno, prve strukture bi ustrezale superjatam galaksij. Tako bi se jate galaksij in galaksije lahko razvile z njihovo razdrobljenostjo primarne strukture(model od zgoraj navzdol). Vendar se ta pristop sooča s težavami pri obravnavi oblikovanja zelo majhnih struktur, kot so pritlikave galaksije. Da bi pojasnili nastanek precej masivnih kompresij, je treba upoštevati tudi Paulijevo načelo za fermione.

Težki nevtrini

Aksioni

Interakcija s fermioni in merilnimi bozoni je opisana z naslednjimi sklopitvenimi konstantami:

Konstanta razpada aksiona f a je določeno z vakuumskim povprečjem Higgsovega polja. Ker f a je prosta konstanta, ki lahko sprejme katero koli vrednost med elektrošibko in Planckovo lestvico, potem se možne vrednosti mase aksionov razlikujejo za 18 velikosti. Razlikujemo med DFSZ aksioni, ki neposredno interagirajo z elektroni, in tako imenovanimi hadronskimi aksioni, ki interagirajo z elektroni le v prvem redu teorije motenj. Na splošno velja, da aksioni tvorijo hladno temno snov. Da njihova gostota ne preseže kritične vrednosti, je treba imeti f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV je že eksperimentalno izključena; druge možnosti z nižjimi masami in s tem večjimi sklopitvenimi parametri so prav tako bistveno omejene z različnimi podatki, predvsem astrofizikalnimi.

Supersimetrični delci

Topološke napake prostora-časa

1. Senčna snov. Ob predpostavki, da so strune enodimenzionalni razširjeni objekti, poskušajo teorije superstrun ponoviti uspeh supersimetričnih modelov pri odpravljanju razhajanj tudi v gravitaciji in prodreti v energijska področja onkraj Planckove mase. Z matematična točka Z vidika je mogoče dobiti teorije superstrun brez anomalij samo za merilne skupine SO(32) in E 8 *E 8". Slednji se deli na dva sektorja, od katerih eden opisuje navadno snov, drugi pa ustreza snovi v senci ( E 8"). Ta dva sektorja lahko medsebojno delujeta samo gravitacijsko.
2. "Quark Nuggets" so bili predlagani leta 1984. To so stabilni makroskopski objekti kvarkove snovi, sestavljeni iz u-, d- in s-kvarkov. Gostota teh objektov leži v območju jedrske gostote 10 15 g/cm 3, mase pa se lahko gibljejo od nekaj GeV/c 2 do mase nevtronskih zvezd. Nastanejo med hipotetičnim faznim prehodom QCD, vendar na splošno veljajo za zelo malo verjetne.

3.3. Spremenjene teorije (kozmološka konstanta, teorija MOND, časovno odvisna gravitacijska konstanta)

Primer Λ = 0 ustreza predpostavki, da vakuum ne prispeva k energijski gostoti. Ta slika ustreza idejam klasične fizike. V kvantni teoriji polja vakuum vsebuje različne kvantna polja, ki so v stanju z najnižjo energijo, ki ni nujno enaka nič.
Ob upoštevanju neničelne kozmološke konstante z uporabo razmerij

dobimo nižjo kritično gostoto in višjo vrednost parametra gostote od pričakovane po zgoraj navedenih formulah. Astronomska opazovanja na podlagi štetja galaksij zagotavljajo zgornjo mejo za sodobno kozmološko konstanto
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

kjer je za H 0,max uporabljena vrednost 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Medtem ko se je neničelna kozmološka konstanta izkazala za potrebno za razlago zgodnje faze evolucije, so nekateri znanstveniki ugotovili, da bi lahko neničelna Λ igrala vlogo v poznejših fazah razvoja vesolja.
Kozmološka konstanta

lahko privede do vrednosti Ω(Λ = 0), čeprav je dejansko Ω(Λ ≠ 0). Parameter Ω(Λ = 0), definiran z ρ 0, bi zagotovil Ω = 1, kot se zahteva v inflacijskih modelih, pod pogojem, da je kozmološka konstanta

Z uporabo numeričnih vrednosti H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 in Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 vodi do
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Gostota energije vakuuma, ki ustreza tej vrednosti, bi lahko razrešila protislovje med opazovano vrednostjo parametra gostote in vrednostjo Ω = 1, ki jo zahtevajo sodobne teorije.
Poleg uvedbe kozmološke konstante, ki ni ničelna, obstajajo tudi drugi modeli, ki odpravljajo vsaj nekatere težave brez vključevanja hipoteze o temni snovi.

Teorija MOND (modificirana newtonska dinamika)

V tem primeru bo privlačna sila večja in jo je treba kompenzirati s hitrejšim periodičnim gibanjem, kar lahko pojasni ravno obnašanje rotacijskih krivulj.

Časovno odvisna gravitacijska konstanta

Literatura

1. G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Fizika delcev brez pospeševalnika."
2. C. Naranyan. "Splošna astrofizika in kozmologija".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.

Vesolje je sestavljeno le iz 4,9 % navadne snovi – barionske snovi, ki sestavlja naš svet. Večino od 74 % celotnega vesolja sestavlja skrivnostna temna energija, 26,8 % mase v vesolju pa sestavljajo delci, ki kljubujejo fiziki in jih je težko zaznati, imenovani temna snov.

Ta čuden in nenavaden koncept temne snovi je bil predlagan v poskusu razlage nepojasnjenih astronomskih pojavov. Torej o obstoju neke močne energije, tako goste in masivne - je petkrat več kot običajna snov materije, iz katere je sestavljen naš svet, iz katerega smo sestavljeni, so znanstveniki govorili po odkritju čudni pojavi v gravitaciji zvezd in nastanku vesolja.

Od kod izvira koncept temne snovi?

Tako imajo zvezde v spiralnih galaksijah, kot je naša, precej visoko hitrost vrtenja in bi morale po vseh zakonih s tako hitrim gibanjem preprosto odleteti v medgalaktični prostor, kot pomaranče iz prevrnjenega koša, pa ne. Držijo jih nekateri močni gravitacijska sila, ki ni registrirana ali zajeta z nobeno od naših metod.

Znanstveniki so dobili še eno zanimivo potrditev obstoja neke temne snovi iz študij kozmičnega mikrovalovnega ozadja. Pokazali so, da je bila snov po velikem poku sprva enakomerno razporejena po prostoru, a je bila ponekod njena gostota nekoliko večja od povprečja. Ta območja so imela močnejšo gravitacijo, za razliko od tistih, ki so jih obkrožala, hkrati pa so s privabljanjem snovi nase postala še gostejša in masivnejša. Celoten proces bi moral biti prepočasen, da bi nastale velike galaksije, vključno z našo, v samo 13,8 milijardah let (kar je starost vesolja). Rimska cesta.

Tako ostaja domneva, da hitrost razvoja galaksij pospeši prisotnost zadostne količine temne snovi z njeno dodatno gravitacijo, ki bistveno pospeši ta proces.

Kaj je temna snov?

Ena osrednjih idej je ta črna snov sestavljajo še neodkriti subatomski delci. Kakšni delci so to in kdo se poteguje za to vlogo, kandidatov je veliko.

Predpostavlja se, da imajo temeljni elementarni delci iz družine fermionov supersimetrične partnerje iz druge družine - bozone. Takšni šibko medsebojno delujoči masivni delci se imenujejo WIMP (ali preprosto WIMP). Najlažji in najbolj stabilen superpartner je neutralino. To je najverjetnejši kandidat za vlogo snovi temne snovi.

Vklopljeno v tem trenutku poskusi pridobitve nevtralino ali vsaj podobnega ali popolnoma drugačnega delca temne snovi niso privedli do uspeha. Preizkusi za proizvodnjo nevtralinov so bili opravljeni v ultravisokoenergijskih trkih na znamenitem in različno ocenjenem velikem hadronskem trkalniku. V prihodnosti bodo izvajali poskuse s še višjimi energijami trkov, vendar to ne zagotavlja, da bodo odkriti vsaj nekateri modeli temne snovi.

Kot pravi Matthew McCullough (iz Centra za teoretično fiziko na Tehnološkem inštitutu Massachusetts) Inštitut za tehnologijo) - "Naš običajni svet je kompleksen, ni zgrajen iz delcev iste vrste, a kaj, če je tudi temna snov kompleksna?" Po njegovi teoriji bi lahko temna snov hipotetično interagirala sama s seboj, a hkrati ignorirala običajno snov. Zato njegove prisotnosti ne moremo opaziti in nekako registrirati.

(Zemljevid kozmičnega mikrovalovnega ozadja (CMB), ki ga je izdelala Wilkinsonova sonda za mikrovalovno anizotropijo (WMAP))

Naša galaksija Rimska cesta je sestavljena iz ogromnega, sferičnega, vrtečega se oblaka temne snovi, pomešane z majhno količino običajne snovi, ki je stisnjena zaradi gravitacije. Med poloma se to zgodi hitreje, ne toliko kot v območju ekvatorja. Posledično naša galaksija prevzame videz sploščenega spiralnega diska zvezd in se potopi v sferoidni oblak temne snovi.

Teorije o obstoju temne snovi

Da bi razložili naravo manjkajoče mase v vesolju, so bile predstavljene različne teorije, tako ali drugače, ki govorijo o obstoju temne snovi. Tukaj je nekaj izmed njih:

• Gravitacijska privlačnost navadne zaznavne snovi v vesolju ne more razložiti nenavadnega gibanja zvezd v galaksijah, kjer se v zunanjih predelih spiralnih galaksij zvezde vrtijo tako hitro, da bi morale preprosto odleteti v medzvezdni prostor. Kaj jih zadržuje, če tega ni mogoče posneti?
• Obstoječa temna snov presega običajno snov vesolja za 5,5-krat in le njena dodatna gravitacija lahko pojasni neznačilna gibanja zvezd v spiralnih galaksijah.
• Možni delci temne snovi so WIMP, so masivni delci s šibko interakcijo in so supertežki supersimetrični partnerji subatomskih delcev. V teoriji obstajajo več kot tri prostorske dimenzije, ki so nam nedostopne. Težava je, kako jih kdaj registrirati dodatne dimenzije po Kaluza-Kleinovi teoriji so nam nedostopne.

Ali je mogoče zaznati temno snov?

Ogromne količine delcev temne snovi letijo skozi Zemljo, a ker temna snov ne interagira, in če je interakcija, je zelo šibka, skoraj nič, z navadno snovjo, potem v večini poskusov ni bilo doseženih pomembnih rezultatov.

Kljub temu poskušajo registrirati prisotnost temne snovi v različnih poskusih trkov atomska jedra(silicij, ksenon, fluor, jod in drugi) v upanju, da bi videli vpliv delca temne snovi.

V nevtrinu astronomski observatorij na postaji Amundsen-Scott zanimivo ime IceCube izvaja raziskave za odkrivanje visokoenergijskih nevtrinov, rojenih zunaj sončnega sistema.

Tukaj naprej Južni pol, kjer je zunanja temperatura do -80 °C, je na globini 2,4 km pod ledom nameščena visoko natančna elektronika, ki zagotavlja neprekinjen proces opazovanja skrivnostnih procesov vesolja, ki se dogajajo onkraj navadne materije. Zaenkrat so to le poskusi približevanja odgovoru najgloblje skrivnosti Vesolje, a nekaj uspehov je že bilo, kot je zgodovinsko odkritje 28 nevtrinov.

torej. Neverjetno zanimivo je, da se lahko izkaže, da je vesolje, sestavljeno iz temne snovi, nedostopne za naše vidne študije, večkrat bolj zapleteno od strukture našega vesolja. Ali pa je vesolje temne snovi bistveno boljše od našega in se tam dogajajo vse pomembne stvari, katerih odmeve skušamo videti v naši običajni materiji, a to že prehaja v področje znanstvene fantastike.

Znano je, da temna snov interagira na "svetlobni" (barionski) vsaj gravitacijski način in predstavlja medij s povprečno kozmološko gostoto nekajkrat večjo od gostote barionov. Slednji so ujeti v gravitacijske luknje koncentracij temne snovi. Zato, čeprav delci temne snovi ne interagirajo s svetlobo, se svetloba oddaja tam, kjer je temna snov. Ta izjemna lastnost gravitacijske nestabilnosti je omogočila preučevanje količine, stanja in porazdelitve temne snovi z uporabo opazovalnih podatkov od radia do rentgenskih žarkov.

Neposredna študija porazdelitve temne snovi v jatah galaksij je postala mogoča, potem ko so bile v devetdesetih letih pridobljene zelo podrobne slike. V tem primeru se slike bolj oddaljenih galaksij, projicirane na jato, izkažejo za popačene ali celo razcepljene zaradi učinka gravitacijske leče. Na podlagi narave teh popačenj postane mogoče rekonstruirati porazdelitev in velikost mase znotraj jate, ne glede na opazovanja galaksij v sami jati. Tako je prisotnost skrite mase in temne snovi v jatah galaksij potrjena z direktno metodo.

Študija, objavljena leta 2012 o gibanju več kot 400 zvezd, ki se nahajajo na razdaljah do 13.000 svetlobnih let od Sonca, ni našla dokazov o temni snovi v velikem obsegu prostora okoli Sonca. Po teoretičnih predvidevanjih naj bi bila povprečna količina temne snovi v bližini Sonca približno 0,5 kg volumna globus. Vendar so meritve dale vrednost 0,00±0,06 kg temne snovi v tem volumnu. To pomeni, da poskusi odkrivanja temne snovi na Zemlji, na primer z redkimi interakcijami delcev temne snovi z "navadno" snovjo, verjetno ne bodo uspešni.

Kandidati za temno snov

Barionska temna snov

Zdi se, da je najbolj naravna predpostavka, da je temna snov sestavljena iz navadne, barionske snovi, ki iz nekega razloga slabo deluje elektromagnetno in je zato nezaznavna pri preučevanju, na primer, emisijskih in absorpcijskih linij. Vključeno temna snov lahko vključuje veliko že odkritih kozmičnih objektov, kot so: temni galaktični haloji, rjave pritlikavke in masivni planeti, kompaktni objekti v zadnji fazi evolucije: bele pritlikavke, nevtronske zvezde, črne luknje. Poleg tega so lahko del barionske temne snovi tudi hipotetični objekti, kot so zvezde kvarkov, zvezde Q in preonske zvezde.

Težave s tem pristopom se kažejo v kozmologiji velikega poka: če je vsa temna snov predstavljena z barioni, potem bi moralo biti razmerje koncentracij lahkih elementov po primarni nukleosintezi, opaženo v najstarejših astronomskih objektih, drugačno, močno drugačno od opaženega . Poleg tega poskusi za iskanje gravitacijske leče svetlobe zvezd v naši galaksiji kažejo, da ni opaziti zadostne koncentracije velikih gravitacijskih objektov, kot so planeti ali črne luknje, da bi pojasnili maso haloja naše galaksije in majhnih objektov zadostna koncentracija bi morala premočno absorbirati svetlobo zvezd.

Nebarionska temna snov

Teoretični modeli ponujajo veliko izbiro možnih kandidatov za vlogo nebarionske nevidne snovi. Naj jih nekaj naštejemo.

Lahki nevtrini

Za razliko od drugih kandidatov imajo nevtrini očitno prednost: znano je, da obstajajo. Ker je število nevtrinov v vesolju primerljivo s številom fotonov, lahko nevtrini tudi z majhno maso določajo dinamiko vesolja. Za dosego , kjer je tako imenovana kritična gostota, so potrebne mase nevtrinov reda eV, kjer označuje število tipov lahkih nevtrinov. Poskusi, opravljeni do danes, zagotavljajo ocene mase nevtrinov v velikosti eV. Tako so lahki nevtrini praktično izključeni kot kandidati za prevladujočo frakcijo temne snovi.

Težki nevtrini

Iz podatkov o širini razpada Z-bozona sledi, da je število generacij šibko medsebojno delujočih delcev (vključno z nevtrini) enako 3. Tako so težki nevtrini (vsaj z maso manjšo od 45 GeV) nujno tako- klical. »sterilni«, torej delci, ki medsebojno ne delujejo šibko. Teoretični modeli napovedujejo maso v zelo širokem razponu vrednosti (odvisno od narave tega nevtrina). Iz fenomenologije za sledi masni razpon približno eV, lahko sterilni nevtrini predstavljajo pomemben del temne snovi.

Supersimetrični delci

V supersimetričnih (SUSY) teorijah obstaja vsaj en stabilen delec, ki je nov kandidat za temno snov. Predpostavlja se, da ta delec (LSP) ne sodeluje pri elektromagnetnem in močne interakcije. Delci LSP so lahko fotino, gravitino, higgsino (superpartnerji fotona, gravitona in Higgsovega bozona), pa tudi snevtrino, vino in zino. V večini teorij je delec LSP kombinacija zgornjih delcev SUSY z maso reda 10 GeV.

Cosmions

Cosmions so bili uvedeni v fiziko, da bi rešili problem sončnih nevtrinov, ki je sestavljen iz pomembne razlike v toku nevtrinov, zaznanih na Zemlji, od predvidene vrednosti. standardni model sonce Toda ta problem je bil rešen v okviru teorije nevtrinskih oscilacij in učinka Mikheev-Smirnov-Wolfenstein, tako da so kozmioni očitno izključeni iz kandidatov za vlogo temne snovi.

Topološke napake prostora-časa

Po sodobnih kozmoloških konceptih je energija vakuuma določena z določenim lokalno homogenim in izotropnim skalarnim poljem. To polje je potrebno za opis tako imenovanih vakuumskih faznih prehodov med širjenjem vesolja, med katerimi je prišlo do dosledne kršitve simetrije, kar vodi do ločitve temeljnih interakcij. Fazni prehod- to je skok v energiji vakuumskega polja, ki teži k njegovemu osnovnemu stanju (stanje z minimalno energijo pri dani temperaturi). Različne regije prostora bi lahko doživele takšen prehod neodvisno, kar bi povzročilo oblikovanje regij z določeno "poravnavo" skalarnega polja, ki bi lahko pri širjenju prišli v stik drug z drugim. Na stičiščih regij z različnimi orientacijami se lahko oblikujejo stabilni topološki defekti različnih konfiguracij: točkasti delci (zlasti magnetni monopoli), linearni razširjeni objekti (kozmični struni), dvodimenzionalne membrane (domenske stene), tri- dimenzijske napake (teksture). Vsi ti predmeti imajo praviloma ogromno maso in bi lahko prevladujoče prispevali k temni snovi. Trenutno (2012) takšni objekti v vesolju niso bili odkriti.

Razvrstitev temne snovi

Glede na hitrosti delcev, ki domnevno sestavljajo temno snov, jo lahko razdelimo v več razredov.

Vroča temna snov

Sestavljen je iz delcev, ki se gibljejo s hitrostjo blizu svetlobe - verjetno nevtrini. Ti delci imajo zelo majhno maso, vendar še vedno ne nič, in glede na ogromno število nevtrinov v vesolju (300 delcev na 1 cm³) daje to ogromno maso. V nekaterih modelih nevtrini predstavljajo 10 % temne snovi.

Ta snov zaradi svoje ogromne hitrosti ne more oblikovati stabilnih struktur, lahko pa vpliva na navadno snov in druge vrste temne snovi.

Topla temna snov

Materija, ki se premika s relativistične hitrosti, vendar nižje od vroče temne snovi, se imenuje "toplo". Hitrosti njegovih delcev se lahko gibljejo od 0,1c do 0,95c. Nekateri dokazi, zlasti temperaturne razlike v mikrovalovnem sevanju v ozadju, kažejo, da ta oblika snovi morda obstaja.

Kandidatov za vlogo komponent tople temne snovi še ni, možno pa je, da bi bili sterilni nevtrini, ki naj bi se gibali počasneje od običajnih treh okusov nevtrinov, eden izmed njih.

Hladna temna snov

Temna snov, ki se premika s klasično hitrostjo, se imenuje "hladna". Ta vrsta snovi je najbolj zanimiva, saj za razliko od tople in vroče temne snovi lahko hladna tvori stabilne formacije in celo cele temne galaksije.

Medtem ko delci primerni za vlogo komponente hladne temne snovi niso odkrili. Kandidati za vlogo hladne temne snovi so šibko medsebojno delujoči masivni delci - WIMP, kot so aksioni in supersimetrični fermionski partnerji lahkih bozonov - fotini, gravitini in drugi.

Mešana temna snov

V popularni kulturi

• V seriji Mass Effect sta temna snov in temna energija v obliki tako imenovanega "elementa nič" potrebni za gibanje pri nadsvetlobnih hitrostih. Nekateri ljudje, biotiki, lahko z uporabo temne energije nadzorujejo polja z množičnim učinkom.
• V animirani seriji Futurama se temna snov uporablja kot gorivo za vesoljska ladja Podjetje Interplanetary Express. Snov nastane v obliki iztrebkov tuja rasa Zubastiloni in gostota je izjemno visoka.

Glej tudi

Opombe

Literatura

• Spletna stran Modern Cosmology, ki vsebuje tudi izbor materialov o temni snovi.
• G.W.Klapdor-Kleingrothaus, A.Staudt Fizika osnovnih delcev brez pospeševalnika. M.: Nauka, Fizmatlit, 1997.

Povezave

• S. M. Bilenky, Mase nevtrinov, mešanje in oscilacije, UFN 173 1171-1186 (2003)
• V. N. Lukaš, E. V. Mikheeva, Temna snov: od začetnih pogojev do nastanka zgradbe vesolja, UFN 177 1023-1028 (2007)
• DI. Kazakov "Temna snov", iz serije predavanj v okviru projekta PostScience (video)
• Anatolij Čerepaščuk. “Nove oblike materije v vesolju, 1. del” - Temna masa in temna energija, iz cikla predavanj “ACADEMIA” (video)

Fundacija Wikimedia.

2010.

Oglejte si, kaj je "temna snov" v drugih slovarjih: TEMNA SNOVI - (TM) nenavadna snov našega vesolja, ki ni sestavljena iz (glej), tj. ne iz protonov, nevtronov, mezonov itd., in so jo odkrili najmočnejši gravitacijski vpliv

na kozmične objekte navadne barionske narave (zvezde, galaksije, črna ... ...

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters Žanr znanstvene fantastike ... Wikipedia

Ta izraz ima druge pomene, glej Dark Star. Temna zvezda je teoretično predvidena vrsta zvezde, ki bi lahko obstajala zgodaj v nastanku vesolja, celo pred... ... Wikipedia - ZADEVA objektivna resničnost , ki obstaja zunaj in neodvisno odčloveška zavest in prikazano z njim (na primer živi in ​​neživi M.). Enotnost sveta je v njegovi materialnosti. V fiziki M. vse vrste obstoja (glej), ki so lahko v različnih... ...

Velika politehnična enciklopedija Vprašanje izvora vesolja, njegove preteklosti in prihodnosti skrbi ljudi že od nekdaj. Skozi stoletja so se pojavljale in ovrgle teorije, ki so ponujale sliko sveta na podlagi znanih podatkov. Velik šok za znanstveni svet

postala Einsteinova teorija relativnosti. Veliko je prispevala tudi k razumevanju procesov, ki oblikujejo vesolje. Vendar pa teorija relativnosti ne more trditi, da je končna resnica, ne da bi zahtevala kakršne koli dodatke. Izboljšane tehnologije so astronomom omogočile prej nepredstavljiva odkritja, ki so zahtevala nov teoretični okvir ali znatno razširitev obstoječih določb. Eden takih pojavov je temna snov. Ampak najprej.

Da bi razumeli izraz "temna snov", se vrnimo na začetek prejšnjega stoletja. Takrat je prevladovala ideja, da je vesolje stacionarna struktura. Medtem je splošna teorija relativnosti (GTR) predvidevala, da bo prej ali slej prišlo do "zlepljenja" vseh predmetov v vesolju v eno kroglo, prišlo bi do tako imenovanega gravitacijskega kolapsa. Med vesoljskimi telesi ni odbojnih sil. Medsebojno privlačnost kompenzirajo centrifugalne sile, ki ustvarjajo nenehno gibanje zvezd, planetov in drugih teles. Na ta način se ohranja ravnovesje sistema.

Da bi preprečil teoretični kolaps vesolja, je Einstein uvedel - količino, ki privede sistem do potrebne stabilno stanje, a hkrati dejansko izmišljen, brez očitne podlage.

Vesolje, ki se širi

Izračuni in odkritja Friedmana in Hubbla so pokazala, da ni potrebe po kršitvi harmoničnih enačb splošne teorije relativnosti z uporabo nove konstante. Dokazano je in o tem danes skoraj nihče več ne dvomi, da se vesolje širi, nekoč je imelo začetek in o stacionarnosti ne more biti govora. Nadaljnji razvoj kozmologija je pripeljala do nastanka teorije veliki pok. Glavna potrditev novih domnev je opaženo povečanje razdalje med galaksijami skozi čas. Gre namreč za merjenje hitrosti odstranjevanja sosednjih vesoljski sistemi in privedla do oblikovanja hipoteze, da temna snov obstaja in temna energija.

Podatki niso v skladu s teorijo

Fritz Zwicky leta 1931, nato pa Jan Oort leta 1932 in v šestdesetih letih prejšnjega stoletja sta se ukvarjala z izračunom mase snovi galaksij v oddaljeni jati in njenega razmerja s hitrostjo njihovega oddaljevanja ena od druge. Znanstveniki so vedno znova prišli do enakih zaključkov: ta količina snovi ni dovolj za gravitacijo, ki jo ustvarja, da drži skupaj galaksije, ki se premikajo s tako visokimi hitrostmi. Zwicky in Oort sta predlagala, da obstaja skrita masa, temna snov vesolja, ki ne dovoljuje vesoljskih objektov razpršijo v različne smeri.

Vendar pa je hipoteza dobila priznanje v znanstvenem svetu šele v sedemdesetih letih, po objavi rezultatov dela Vere Rubin.

Konstruirala je rotacijske krivulje, ki jasno prikazujejo odvisnost hitrosti gibanja galaktične snovi od razdalje, ki jo loči od središča sistema. V nasprotju s teoretičnimi predpostavkami se je izkazalo, da se hitrosti zvezd z oddaljevanjem od galaktičnega središča ne zmanjšujejo, ampak povečujejo. Takšno obnašanje zvezd bi lahko razložili le s prisotnostjo haloja v galaksiji, ki je napolnjen s temno snovjo. Astronomija se je tako soočila s popolnoma neraziskanim delom vesolja.

Lastnosti in sestava

Imenujejo ga temno, ker ga nikakor ni mogoče videti. uporabo obstoječih metod. Njeno prisotnost prepoznamo po posrednem znaku: temna snov ustvarja gravitacijsko polje, pri tem pa sploh ne oddaja elektromagnetnega valovanja.

Najpomembnejša naloga znanstvenikov je bila dobiti odgovor na vprašanje, iz česa ta materija sestoji. Astrofiziki so ga poskušali "napolniti" z običajno barionsko snovjo (barionsko snov sestavljajo bolj ali manj raziskani protoni, nevtroni in elektroni). Temni halo galaksij je vključeval kompaktne šibko sevajoče zvezde te vrste in ogromne planete, ki so po masi blizu Jupitra. Vendar takšne domneve niso zdržale presoje. Barionska snov, poznana in poznana, tako ne more igrati pomembne vloge v skriti masi galaksij.

Danes se fizika ukvarja z iskanjem neznanih komponent. Praktične raziskave znanstvenikov temeljijo na teoriji supersimetrije mikrosveta, po kateri za vsak znani delec obstaja supersimetrični par. To je tisto, kar sestavlja temno snov. Vendar pa še ni bilo mogoče pridobiti dokazov o obstoju takih delcev; morda je to stvar bližnje prihodnosti.

Temna energija

Z odkritjem nove vrste snovi se presenečenja, ki jih je vesolje pripravilo za znanstvenike, niso končala. Leta 1998 so imeli astrofiziki še eno priložnost primerjati teoretične podatke z dejstvi. Letošnje leto je zaznamovala eksplozija v galaksiji daleč od nas.

Astronomi so izmerili razdaljo do nje in bili izjemno presenečeni nad prejetimi podatki: zvezda je zagorela veliko dlje, kot bi morala biti po obstoječa teorija. Izkazalo se je, da se sčasoma povečuje: zdaj je veliko višje, kot je bilo pred 14 milijardami let, ko naj bi se zgodil veliki pok.

Kot veste, mora telo za pospešitev gibanja prenesti energijo. Silo, ki sili vesolje k ​​hitrejšemu širjenju, so poimenovali temna energija. To ni nič manj skrivnosten del vesolja kot temna snov. Znano je le, da je zanj značilna enakomerna porazdelitev po vesolju, njegov vpliv pa je mogoče registrirati le na ogromnih kozmičnih razdaljah.

In spet kozmološka konstanta

Temna energija je zamajala teorijo velikega poka. Del znanstvenega sveta je skeptičen glede možnosti take snovi in ​​pospeševanja širjenja, ki ga povzroča. Nekateri astrofiziki poskušajo oživiti Einsteinovo pozabljeno kozmološko konstanto, ki lahko iz velike znanstvene napake spet postane delovna hipoteza. Njegova prisotnost v enačbah ustvarja antigravitacijo, kar vodi do pospeševanja širjenja. Vendar pa nekatere posledice prisotnosti kozmološke konstante niso skladne z opazovalnimi podatki.

Danes temna snov in temna energija, sestavni deli večina snovi v vesolju so za znanstvenike skrivnost. Na vprašanje o njihovi naravi ni jasnega odgovora. Še več, morda ni zadnja skrivnost kaj prostor zadržuje pred nami. Temna snov in energija lahko postane prag novih odkritij, ki lahko spremenijo naše razumevanje strukture vesolja.