Es geht nur um die komplizierten Dinge: Was ist dunkle Materie und wo kann man danach suchen? Dunkle Materie

Wir stehen an der Schwelle einer Entdeckung, die das Wesen unserer Vorstellungen von der Welt verändern kann. Wir sprechen über die Natur der Dunklen Materie. In den letzten Jahren hat die Astronomie große Fortschritte bei der Beobachtung der Dunklen Materie gemacht, und heute kann die Existenz solcher Materie im Universum als fest erwiesene Tatsache angesehen werden. Die Besonderheit der Situation besteht darin, dass Astronomen Strukturen beobachten, die aus einer den Physikern unbekannten Substanz bestehen. Somit entstand das Problem der Identifizierung physische Natur diese Sache.

1. „Bring mir etwas, ich weiß nicht was“

Die moderne Teilchenphysik kennt keine Teilchen, die die Eigenschaften dunkler Materie besitzen. Erweiterung erforderlich Standardmodell. Aber wie, in welche Richtung soll man sich bewegen, was und wo soll man suchen? Die Worte aus dem berühmten russischen Märchen im Titel dieses Abschnitts spiegeln die aktuelle Situation perfekt wider.

Physiker suchen nach unbekannten Teilchen mit nur allgemeine Ideenüber die Eigenschaften beobachteter Materie. Was sind diese Eigenschaften?

Wir wissen nur, dass dunkle Materie auf gravitative Weise mit leuchtender Materie (Baryonen) interagiert und ein kaltes Medium mit einer kosmologischen Dichte ist, die um ein Vielfaches höher ist als die Dichte von Baryonen. Und folglich einfache Eigenschaften Dunkle Materie beeinflusst direkt die Entwicklung des Gravitationspotentials des Universums. Sein Dichtekontrast nahm mit der Zeit zu, was zur Bildung von gravitativ gebundenen Halosystemen aus dunkler Materie führte.

Es sollte betont werden, dass dieser Prozess der Gravitationsinstabilität im Friedmann-Universum nur in Gegenwart von Störungen der Samendichte ausgelöst werden könnte, deren bloße Existenz in keiner Weise mit der Dunklen Materie zusammenhängt, sondern auf die Physik zurückzuführen ist Urknall. Daher stellt sich eine weitere wichtige Frage nach der Entstehung von Keimstörungen, aus denen sich die Struktur der Dunklen Materie entwickelte.

Wir werden uns etwas später mit der Frage der Entstehung anfänglicher kosmologischer Störungen befassen. Kommen wir nun zurück zur Dunklen Materie.

Baryonen werden in Gravitationsquellen mit Konzentrationen dunkler Materie eingefangen. Obwohl dunkle Materieteilchen nicht mit Licht interagieren, findet sich Licht dort, wo dunkle Materie vorhanden ist. Diese bemerkenswerte Eigenschaft der Gravitationsinstabilität hat es ermöglicht, die Menge, den Zustand und die Verteilung der Dunklen Materie anhand von Beobachtungsdaten aus dem Radio- bis Röntgenbereich zu untersuchen.

Eine unabhängige Bestätigung unserer Schlussfolgerungen über die Eigenschaften der Dunklen Materie und andere Parameter des Universums liefern Daten zur Anisotropie und Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, zur Häufigkeit leichter Elemente im Universum und zur Verteilung der Absorptionslinien der Materie in den Spektren entfernter Quasare. Numerische Modellierung spielt eine immer wichtigere Rolle und ersetzt das Experiment in der kosmologischen Forschung. Die wertvollsten Informationen über die Verteilung der Dunklen Materie sind in zahlreichen Beobachtungsdaten zum Gravitationslinseneffekt entfernter Quellen durch nahegelegene Materieklumpen enthalten.

Reis. 1. Aufnahme des Himmels in Richtung des Galaxienhaufens 0024 + 1654, aufgenommen mit dem Hubble-Teleskop.

Abbildung 1 zeigt einen Ausschnitt des Himmels in Richtung eines dieser Klumpen dunkler Masse ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Wir sehen einen Galaxienhaufen, der vom Gravitationsfeld dieses Klumpens eingefangen wird, heißes Röntgengas, das am Boden des Gravitationspotentialtopfs ruht, und ein Mehrfachbild einer der Hintergrundgalaxien, die in der Sichtlinie des dunklen Halos gefangen sind und durch sein Gravitationsfeld verzerrt.

Tabelle 1. Wichtigste kosmologische Parameter

Tabelle 1 zeigt die Durchschnittswerte kosmologischer Parameter, die aus astronomischen Beobachtungen erhalten wurden (10 % Genauigkeit). Offensichtlich übersteigt die Gesamtenergiedichte aller Teilchenarten im Universum nicht 30 % der gesamten kritischen Dichte (der Beitrag von Neutrinos beträgt nicht mehr als einige Prozent). Die restlichen 70 % liegen in einer Form vor, die nicht an der gravitativen Ansammlung der Materie beteiligt war. Nur die kosmologische Konstante oder ihre Verallgemeinerung – ein Medium mit Unterdruck ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), genannt „dunkle Energie“, hat diese Eigenschaft. Die Bestimmung der Natur letzterer ist eine langfristige Perspektive für die Entwicklung der Physik.

Dieser Bericht widmet sich Fragen der physikalischen Kosmologie, deren Lösung in den kommenden Jahren erwartet wird. Dabei geht es zunächst um die Bestimmung der Anfangsbedingungen für die Bildung dunkler Materiestrukturen und die Suche nach den unbekannten Teilchen selbst.

2. Frühes Universum und spätes Universum

Die beobachtete Struktur des Universums ist das Ergebnis gemeinsame Aktion Ausgangsbedingungen und Entwicklung des Dichtestörungsfeldes. Moderne Beobachtungsdaten haben es ermöglicht, die Eigenschaften des Feldes der Dichtestörungen zu bestimmen verschiedene Epochen seine Entwicklung. Dadurch war es möglich, Informationen über die Anfangsbedingungen und die Entwicklungsbedingungen zu trennen, was den Beginn einer unabhängigen Untersuchung der Physik des frühen und späten Universums markierte.

Der Begriff „frühes Universum“ bezeichnet in der modernen Kosmologie die letzte Phase der beschleunigten Expansion, gefolgt von einem Übergang zur heißen Phase der Evolution. Wir kennen die Parameter des Urknalls nicht, es gibt nur obere Einschränkungen (siehe Abschnitt 3, Beziehungen (12)). Es gibt jedoch eine gut entwickelte Theorie zur Entstehung kosmologischer Störungen, nach der wir die Spektren anfänglicher Störungen der Materiedichte und primärer Gravitationswellen in Abhängigkeit von den Werten kosmologischer Parameter berechnen können.
Die Gründe für das Fehlen eines allgemein akzeptierten Modells des frühen Universums liegen in der Stabilität der Vorhersagen des Urknall-Inflationsparadigmas – der Nähe der erzeugten Spektren dazu flache Ansicht, die relative Kleinheit der Amplitude kosmologischer Gravitationswellen, die dreidimensionale euklidische Natur des sichtbaren Universums usw., die in einer breiten Klasse von Modellparametern erhalten werden können. Der entscheidende Moment für die Erstellung eines Modells des frühen Universums könnte die Entdeckung kosmologischer Gravitationswellen sein, die möglich erscheint, wenn das internationale Weltraumexperiment Planck, das 2008 beginnen soll, erfolgreich ist.

Unser Wissen über das späte Universum ist diametral entgegengesetzt. Wir haben ein ziemlich genaues Modell – wir kennen die Zusammensetzung der Materie, die Gesetze der Strukturentwicklung, die Werte kosmologischer Parameter (siehe Tabelle 1), aber gleichzeitig haben wir keine allgemein anerkannte Theorie des Ursprungs der Bestandteile der Materie.

Die uns bekannten Eigenschaften des sichtbaren Universums ermöglichen es uns, seine Geometrie im Rahmen der Störungstheorie zu beschreiben. Der kleine Parameter ($10^(-5)$) ist die Amplitude kosmologischer Störungen.

Bei nullter Ordnung ist das Universum Friedmannian und wird durch eine einzige Zeitfunktion beschrieben – den Skalierungsfaktor $a(t)$. Die erste Reihenfolge ist etwas komplizierter. Störungen der Metrik sind die Summe von drei unabhängigen Modi – Skalar $S(k)$, Vektor $V(k)$ und Tensor $T(k)$, von denen jeder durch seine eigene Spektralfunktion der Wellenzahl $ gekennzeichnet ist k$. Der Skalarmodus beschreibt kosmologische Dichtestörungen, der Vektormodus ist für die Wirbelbewegungen der Materie verantwortlich und der Tensormodus sind Gravitationswellen. Somit wird die gesamte Geometrie durch vier Funktionen beschrieben: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ und $Т(k)$, von denen wir heute (in einigen Bereichen) nur die ersten beiden kennen der Definition).

Der Urknall war ein katastrophaler Prozess schneller Expansion, begleitet von einem intensiven, sich schnell ändernden Gravitationsfeld. Während der kosmologischen Expansion entstanden metrische Störungen spontan auf parametrische Weise aus Vakuumfluktuationen, so wie alle masselosen Freiheitsgrade unter dem Einfluss eines externen Wechselfeldes entstehen. Die Analyse von Beobachtungsdaten weist auf einen Quantengravitationsmechanismus für die Entstehung von Samenstörungen hin. Somit ist die großräumige Struktur des Universums ein Beispiel für eine Lösung des Problems der Messbarkeit in der Quantenfeldtheorie.

Beachten wir die Haupteigenschaften der erzeugten Störungsfelder: Gaußsche Statistik (zufällige Verteilungen im Raum), eine ausgewählte Zeitphase („wachsender“ Zweig der Störungen), das Fehlen einer ausgeprägten Skala in einem weiten Wellenlängenbereich, ungleich Null Amplitude der Gravitationswellen. Letzteres hat entscheidend um ein Modell des frühen Universums zu erstellen, da Gravitationswellen im einfachsten Zusammenhang mit der Hintergrundmetrik direkte Informationen über die Energieskala des Urknalls liefern.

Als Ergebnis der Entwicklung des skalaren Störungsmodus entstanden Galaxien und andere astronomische Objekte. Eine wichtige Errungenschaft den letzten Jahren(WMAP-Experiment (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) wurde zu einer bedeutenden Verfeinerung unseres Wissens über die Anisotropie und Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die lange vor der Entstehung von Galaxien durch den Einfluss aller drei Arten kosmologischer Störungen entstand über die Photonenverteilung.

Eine gemeinsame Analyse von Beobachtungsdaten zur Verteilung von Galaxien und zur Anisotropie der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung ermöglichte es, Ausgangsbedingungen und Entwicklung zu trennen. Unter der Bedingung, dass die Summe $S+V+T\ungefähr 10^(-10)$ durch die Anisotropie der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung festgelegt ist, können wir eine Obergrenze für die Summe der Wirbel- und Tensormoden von Störungen in erhalten das Universum (ihre Entdeckung ist nur mit zunehmender Beobachtungsgenauigkeit möglich):
$$\frac(V+T)(S) Wenn Ungleichung (1) verletzt würde, würde die Größe der Dichtestörungen nicht ausreichen, um die beobachtete Struktur zu bilden.

3. Am Anfang war der Ton...

Der Effekt der quantengravitativen Erzeugung masseloser Felder ist gut untersucht. Auf diese Weise können Materieteilchen entstehen (siehe zum Beispiel) (obwohl insbesondere Reliktphotonen durch den Zerfall von Protomaterie im frühen Universum entstanden sind). Ebenso kommt es zur Entstehung von Gravitationswellen und Dichtestörungen, da diese Felder ebenfalls masselos sind und ihre Entstehung nicht durch die Schwellenenergiebedingung verboten ist. Das Problem der Erzeugung von Wirbelstörungen wartet noch immer auf seine Forscher.

Die Theorie der $S$- und $T$-Störungsmoden im Friedmann-Universum wird auf das quantenmechanische Problem unabhängiger Oszillatoren $q_k(\eta)$ reduziert, die sich in einem externen parametrischen Feld ($\alpha(\eta) befinden. $) in der Minkowski-Welt mit der Zeitkoordinate $\eta=\int dt/a$. Die Aktion und die Lagrangefunktion elementarer Oszillatoren hängen von ihrer Ortsfrequenz $k \in (0, \infty)$ ab:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
wobei die Primzahl die Zeitableitung $\eta$ bezeichnet, $\omega=\beta$ die Frequenz des Oszillators ist, $\beta$ die Geschwindigkeit der Ausbreitung von Störungen in Einheiten der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum (im Folgenden $c) ist =\hbar =1$, Indexfeld $k$ wird weggelassen); im Fall des $T$-Modus ist $q = q_T$ die transversale spurlose Komponente des metrischen Tensors,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
und im Fall des $S$-Modus ist $q = q_s$ eine lineare Überlagerung des longitudinalen Gravitationspotentials (Störung des Skalenfaktors) und des 3-Geschwindigkeitspotentials des Mediums, multipliziert mit dem Hubble-Parameter,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
Der Punkt bedeutet die Ableitung nach der Zeit $t$.

Wie aus (3) ersichtlich ist, ist das Feld $q_T$ grundlegend, da es minimal mit der Hintergrundmetrik verbunden ist und nicht von den Eigenschaften der Materie (in) abhängt allgemeine Theorie Relativitätstheorie: Die Ausbreitungsgeschwindigkeit von Gravitationswellen ist gleich der Lichtgeschwindigkeit. Bei $q_S$ ist der Zusammenhang mit dem externen Feld (4) komplexer: Er umfasst sowohl Ableitungen des Skalenfaktors als auch einige Eigenschaften der Substanz (z. B. die Ausbreitungsgeschwindigkeit von Störungen im Medium). Wir wissen nichts über Protomaterie im frühen Universum – nur allgemeine Ansätze zu dieser Frage.
Gewöhnlich wird ein ideales Medium mit einem Energie-Impuls-Tensor betrachtet, der von der Energiedichte $\epsilon$, dem Druck $p$ und der 4-Geschwindigkeit der Materie $u^\mu$ abhängt. Für den $S$-Modus ist die 4-Geschwindigkeit potentiell und kann als Gradient des 4-Skalaren $\phi$ dargestellt werden:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
wobei $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ die Normalisierungsfunktion ist, das tiefgestellte Komma bedeutet die Ableitung in Bezug auf die Koordinate. Die Schallgeschwindigkeit wird über die „Zustandsgleichung“ als Proportionalitätskoeffizient zwischen den begleitenden Druckstörungen und der Energiedichte der Materie angegeben:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
wobei $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ das 3-Geschwindigkeitspotential des Mediums ist.

In der linearen Ordnung der Störungstheorie ist der Begriff eines idealen Mediums äquivalent zum Feldbegriff, nach dem dem materiellen Feld $\phi$ die Lagrange-Dichte $L=L(w,\phi)$ zugeordnet wird . Beim Feldansatz wird die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Anregungen aus der Gleichung ermittelt
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
was auch der Beziehung (6) entspricht. Die meisten Modelle des frühen Universums gehen davon aus, dass $\beta\sim 1$ (insbesondere im strahlungsdominierten Stadium $\beta=1/\sqrt(3)$).

Die Entwicklung elementarer Oszillatoren wird durch die Klein-Gordon-Gleichung beschrieben
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Wo
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Die Lösung von Gleichung (8) hat zwei asymptotische Verhaltenszweige: adiabatisch ($\omega^2>U$), wenn sich der Oszillator im freien Schwingungsmodus befindet und seine Anregungsamplitude abfällt ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$) und parametrisch ($\omega^2

Quantitativ hängen die Spektren der erzeugten Störungen vom Ausgangszustand der Oszillatoren ab:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
Koeffizient 2 im Ausdruck für den Tensormodus berücksichtigt zwei Polarisationen von Gravitationswellen. Der $\langle\rangle$-Zustand gilt als der wichtigste, d. h. entsprechend dem Mindestniveau der anfänglichen Erregung der Oszillatoren. Dies ist die Haupthypothese der Urknalltheorie. Bei Vorliegen einer adiabatischen Zone ist der Grundzustand (Vakuum) von Elementaroszillatoren einzigartig.
Unter der Annahme, dass die Funktion U mit der Zeit zunimmt und $\beta\sim 1$ ist, erhalten wir ein universelles allgemeines Ergebnis für die Spektren $T(k)$ und $S(k)$:
$$T\ungefähr\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\ungefähr4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
wobei $k=\sqrt(U)\ approx aH$ und $M_p\equiv G^(-1/2)$ die Planck-Masse ist. Wie aus (11) ersichtlich ist, unterliegt der Modus $T$ theoretisch in keiner Weise einer Diskriminierung gegenüber dem Modus $S$. Es geht um die Größe des Faktors $\gamma$ im Zeitalter der Störungsgenerierung.
Aus der beobachteten Tatsache der Kleinheit der $T$-Mode in unserem Universum (siehe Abschnitt 2, Beziehung (1)) erhalten wir eine Obergrenze für die Energieskala des Urknalls und für den $\gamma$-Parameter in das frühe Universum:
$$H Die letzte Bedingung bedeutet, dass der Urknall inflationärer Natur war ($\gamma). Wir haben die wichtigsten Phaseninformationen: Felder entstehen in einer bestimmten Phase, nur der wachsende Zweig der Störungen wird parametrisch verstärkt. Lassen Sie uns dies anhand von erklären das Beispiel des Streuproblems, unter der Annahme, dass $U = 0 $ im Anfangsstadium (adiabatisch) und im Endstadium (strahlungsdominiert, $a\propto n$) der Evolution ist (siehe Abb. 2).

Reis. 2. Darstellung der Lösung von Gleichung (8) bei der Formulierung des Streuproblems

Für jede der oben genannten Asymptotiken gemeinsame Entscheidung sieht aus wie
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
wobei die Operatoren $C_(1,2)$ die Amplituden der „wachsenden“ und „fallenden“ Zweige der Evolution angeben. Im Vakuumzustand ist die anfängliche Zeitphase des Feldes beliebig: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Als Ergebnis der Lösung der Evolutionsgleichungen zeigt sich jedoch, dass im strahlungsdominierten Stadium nur der wachsende Zweig der Schallstörungen profitabel bleibt: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((out))| \rangle$. Bis die Strahlung in der Rekombinationsepoche von der Materie getrennt wird, wird das Strahlungsspektrum mit der Phase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ moduliert, wobei $n$ eine natürliche Zahl ist.

Reis. 3. Manifestation der Schallmodulation im Anisotropiespektrum der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. (Laut Experimenten WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Es sind diese akustischen Schwingungen, die in den Anisotropie-Spektren der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (Abb. 3, der große Peak entspricht $n = 1$) und Dichtestörungen beobachtet werden, was den quantengravitativen Ursprung des $S$ bestätigt Modus. Im Spektrum der Dichtestörungen wird die Schallmodulation durch den kleinen Anteil der Baryonen im Verhältnis zur Gesamtdichte der Materie unterdrückt, was es ermöglicht, diesen Anteil unabhängig von anderen kosmologischen Tests zu finden. Die Schwingungsskala selbst dient als Beispiel für ein Standardlineal, mit dem die wichtigsten Parameter des Universums bestimmt werden. In diesem Zusammenhang sollte betont werden, dass die Schwere des Problems der Entartung kosmologischer Parameter in Beobachtungsdaten, lange Jahre die die Konstruktion eines realen Modells des Universums verhinderte, wurde dank der Fülle unabhängiger und ergänzender Beobachtungstests nun entfernt.

Zusammenfassend lässt sich festhalten, dass das Problem der Entstehung anfänglicher kosmologischer Störungen und der großräumigen Struktur des Universums heute im Prinzip gelöst ist. Die Theorie des quantengravitativen Ursprungs von Störungen im frühen Universum wird nach der Entdeckung des $T$-Modus, die in naher Zukunft erfolgen könnte, eine endgültige Bestätigung erhalten. Also, einfachstes Modell Der Urknall (Potenzgesetzinflation auf einem massiven Skalarfeld) sagt voraus, dass die Amplitude des $T$-Modus nur fünfmal kleiner ist als die Amplitude des $S$-Modus. Moderne Instrumente und Technologien ermöglichen es, das Problem der Registrierung solch kleiner Signale aus Beobachtungen der Anisotropie und Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung zu lösen.

4. Die dunkle Seite der Materie

Es gibt mehrere Hypothesen über den Ursprung der Materie, aber keine davon wurde bisher bestätigt. Es gibt direkte Beobachtungshinweise dafür, dass das Geheimnis der Dunklen Materie eng mit der Baryonenasymmetrie des Universums zusammenhängt. Allerdings gibt es heute keine allgemein anerkannte Theorie über den Ursprung der Baryonenasymmetrie und der Dunklen Materie.

Wo befindet sich Dunkle Materie?

Wir wissen, dass die leuchtende Komponente der Materie in Form von in Galaxien gesammelten Sternen beobachtet wird verschiedene Massen und in Form von Röntgengas aus Clustern. Der Großteil der gewöhnlichen Materie (bis zu 90 %) liegt jedoch in Form von verdünntem intergalaktischem Gas mit einer Temperatur von mehreren Elektronenvolt sowie in Form von MACHO (Massive Compact Halo Object) vor – kompakten Überresten der Entwicklung von Sterne und massearme Objekte. Da diese Strukturen normalerweise eine geringe Leuchtkraft haben, werden sie „dunkle Baryonen“ genannt.

Reis. 4. Obergrenze des Massenanteils des Galaxienhalos in MASNO gemäß dem EROS-Experiment (aus dem Französischen – Experience pour la Recherche d „Objets Sombres“).

Mehrere Gruppen (MASNO, EROS usw.) haben die Anzahl und Verteilung kompakter dunkler Objekte im Halo unserer Galaxie auf der Grundlage von Mikrolinsenereignissen untersucht. Als Ergebnis der gemeinsamen Analyse wurde eine wichtige Einschränkung erhalten: Nicht mehr als 20 % der gesamten Halomasse sind in MASNO im Wertebereich von der Masse des Mondes bis zur Masse der Sterne konzentriert (Abb. 4). ). Der Rest der Dunklen Materie im Halo besteht aus Teilchen unbekannter Natur.

Wo sonst ist nichtbaryonische Dunkle Materie verborgen?

Entwicklung hohe Technologie In der beobachtenden Astronomie des 20. Jahrhunderts gelang es, eine klare Antwort auf diese Frage zu erhalten: Nichtbaryonische Dunkle Materie kommt in gravitativ gebundenen Systemen (Halos) vor. Teilchen der Dunklen Materie sind nicht relativistisch und interagieren nur schwach – ihre dissipativen Prozesse verlaufen nicht auf die gleiche Weise wie die von Baryonen. Baryonen kühlen durch Strahlung ab, setzen sich ab und sammeln sich in den Zentren des Halos an, wodurch ein Rotationsgleichgewicht erreicht wird. Dunkle Materie bleibt mit einer charakteristischen Größenordnung von etwa 200 kpc um die sichtbare Materie von Galaxien verteilt. Somit in der lokalen Gruppe, zu der der Andromeda-Nebel gehört und die Milchstrasse In diesen beiden großen Galaxien ist mehr als die Hälfte der gesamten Dunklen Materie konzentriert. Im Standardmodell der Teilchenphysik gibt es keine Teilchen mit den erforderlichen Eigenschaften. Ein wichtiger Parameter, der aufgrund des Äquivalenzprinzips nicht aus Beobachtungen bestimmt werden kann, ist die Masse des Teilchens. Innerhalb möglicher Erweiterungen des Standardmodells gibt es mehrere Kandidaten für Teilchen der Dunklen Materie. Die wichtigsten sind in der Tabelle aufgeführt. 2 in aufsteigender Reihenfolge ihrer Ruhemasse.

Tabelle 2. Kandidaten für nichtbaryonische Dunkle-Materie-Partikel

Heimversion für heute massive Teilchen- Neutralino-Hypothese - verbunden mit minimaler Supersymmetrie. Diese Hypothese kann am Large Hadron Accelerator am CERN getestet werden, dessen Start für 2008 geplant ist. Die erwartete Masse solcher Teilchen beträgt $\sim$ 100 GeV, und ihre Dichte in unserer Galaxie beträgt ein Teilchen im Volumen eines Tees Glas.

Die Suche nach Teilchen der Dunklen Materie wird weltweit an vielen Anlagen durchgeführt. Es ist interessant festzustellen, dass die Neutralin-Hypothese sowohl durch Untergrundexperimente zur elastischen Streuung als auch durch indirekte Daten zur Vernichtung von Neutralinos in der Galaxie unabhängig verifiziert werden kann. Eine positive Reaktion gab es bisher nur bei einem der unterirdischen Detektoren des DAMA-Projekts (DArk MAtter), wo seit mehreren Jahren ein Signal unbekannter Herkunft vom Typ „Sommer-Winter“ beobachtet wird. Der mit diesem Experiment verbundene Massen- und Querschnittsbereich wurde jedoch in anderen Installationen noch nicht bestätigt, was Zweifel an der Zuverlässigkeit und Aussagekraft des Ergebnisses aufkommen lässt.

Eine wichtige Eigenschaft von Neutralinos ist die Möglichkeit ihrer indirekten Beobachtung durch den Vernichtungsfluss im Gammabereich. Im Prozess der hierarchischen Anhäufung könnten solche Teilchen Mini-Halos bilden charakteristische Größe Größenordnung Sonnensystem und eine Masse in der Größenordnung der Masse der Erde, deren Überreste bis heute erhalten sind. Die Erde selbst könnte sich sehr wahrscheinlich in solchen Minihalos befinden, wo die Partikeldichte um ein Vielfaches zunimmt. Dies erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass Dunkle Materie in unserer Galaxie sowohl direkt als auch indirekt entdeckt wird. Die Existenz solch unterschiedlicher Suchmethoden weckt Optimismus und lässt auf eine schnelle Bestimmung der physikalischen Natur der Dunklen Materie hoffen.

5. An der Schwelle zur neuen Physik

In unserer Zeit ist es möglich geworden, die Eigenschaften des frühen Universums und des späten Universums anhand astronomischer Beobachtungsdaten unabhängig zu bestimmen. Wir verstehen, wie die anfänglichen kosmologischen Dichtestörungen entstanden, aus denen sich die Struktur des Universums entwickelte. Wir kennen die Werte der wichtigsten kosmologischen Parameter, die dem Standardmodell des Universums zugrunde liegen, das heute keine ernsthaften Konkurrenten hat. Allerdings bleiben grundlegende Fragen zum Ursprung des Urknalls und zu den Hauptbestandteilen der Materie ungeklärt.

Die Beobachtungsbestimmung des Tensormodus kosmologischer Störungen ist der Schlüssel zur Konstruktion eines Modells des frühen Universums. Hier haben wir es mit einer klaren Vorhersage einer Theorie zu tun, die im Fall des $S$-Modus gut getestet wurde und die Möglichkeit einer experimentellen Verifizierung des $T$-Modus in den kommenden Jahren bietet.

Die theoretische Physik hat sich erschöpft, nachdem sie eine umfangreiche Liste möglicher Richtungen und Methoden für die Suche nach Teilchen der Dunklen Materie bereitgestellt hat. Jetzt ist es Zeit zu experimentieren. Die aktuelle Situation erinnert an die Situation vor den großen Entdeckungen – der Entdeckung von Quarks, W- und Z-Bosonen, Neutrino-Oszillationen, Anisotropie und Polarisation der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.

Es stellt sich eine Frage, die jedoch den Rahmen dieses Übersichtsberichts sprengen würde: Warum ist die Natur so großzügig zu uns und erlaubt uns, ihre Geheimnisse preiszugeben?

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Die Frage nach dem Ursprung des Universums, seiner Vergangenheit und Zukunft beschäftigt die Menschen seit jeher. Im Laufe der Jahrhunderte sind Theorien entstanden und widerlegt worden, die auf der Grundlage bekannter Daten ein Bild der Welt zeichnen. Einsteins Relativitätstheorie war ein großer Schock für die wissenschaftliche Welt. Sie leistete auch einen großen Beitrag zum Verständnis der Prozesse, die das Universum formen. Die Relativitätstheorie konnte jedoch nicht den Anspruch erheben, die ultimative Wahrheit zu sein, da sie keiner Ergänzung bedarf. Verbesserte Technologien haben es Astronomen ermöglicht, zuvor unvorstellbare Entdeckungen zu machen, die einen neuen theoretischen Rahmen oder eine erhebliche Erweiterung bestehender Bestimmungen erforderten. Ein solches Phänomen ist die Dunkle Materie. Aber das Wichtigste zuerst.

Dinge aus vergangenen Tagen

Um den Begriff „dunkle Materie“ zu verstehen, gehen wir zurück zum Anfang des letzten Jahrhunderts. Zu dieser Zeit herrschte die Vorstellung vor, dass das Universum eine stationäre Struktur sei. Unterdessen ging die Allgemeine Relativitätstheorie (GTR) davon aus, dass es früher oder später zum „Zusammenkleben“ aller Objekte im Weltraum zu einer einzigen Kugel, dem sogenannten Gravitationskollaps, kommen würde. Es gibt keine abstoßenden Kräfte zwischen Weltraumobjekten. Die gegenseitige Anziehung wird durch Zentrifugalkräfte ausgeglichen, wodurch eine ständige Bewegung von Sternen, Planeten und anderen Körpern entsteht. Auf diese Weise bleibt das Gleichgewicht des Systems erhalten.

Um den theoretischen Zusammenbruch des Universums zu verhindern, führte Einstein eine Größe ein, die das System in den notwendigen stationären Zustand bringt, aber gleichzeitig war sie tatsächlich erfunden und hatte keine offensichtliche Grundlage.

Expandierendes Universum

Die Berechnungen und Entdeckungen von Friedman und Hubble zeigten, dass es nicht nötig war, die harmonischen Gleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie durch eine neue Konstante zu verletzen. Es ist bewiesen, und daran zweifelt heute fast niemand mehr, dass sich das Universum ausdehnt, es hatte einmal einen Anfang und von Stationarität kann keine Rede sein. Weitere Entwicklung Die Kosmologie führte zur Entstehung der Urknalltheorie. Die wichtigste Bestätigung der neuen Annahmen ist die beobachtete Vergrößerung des Abstands zwischen Galaxien im Laufe der Zeit. Die Messung der Geschwindigkeit, mit der sich benachbarte kosmische Systeme voneinander entfernen, führte zur Bildung der Hypothese, dass dunkle Materie und dunkle Energie existieren.

Daten widersprechen der Theorie

Fritz Zwicky im Jahr 1931 und dann Jan Oort im Jahr 1932 und in den 1960er Jahren beschäftigten sich mit der Berechnung der Materiemasse von Galaxien in einem entfernten Haufen und ihrer Beziehung zur Geschwindigkeit ihrer Entfernung voneinander. Immer wieder kamen Wissenschaftler zu den gleichen Schlussfolgerungen: Diese Menge an Materie reicht nicht aus, um Galaxien, die sich mit so hoher Geschwindigkeit bewegen, durch die von ihr erzeugte Schwerkraft zusammenzuhalten. Zwicky und Oort vermuteten, dass es eine verborgene Masse, die dunkle Materie des Universums, gibt, die verhindert, dass kosmische Objekte in verschiedene Richtungen streuen.

Die Hypothese wurde jedoch erst in den siebziger Jahren von der wissenschaftlichen Welt anerkannt, nachdem die Ergebnisse von Vera Rubins Arbeit bekannt gegeben wurden.

Sie konstruierte Rotationskurven, die deutlich die Abhängigkeit der Bewegungsgeschwindigkeit der galaktischen Materie von der Entfernung zeigen, die sie vom Zentrum des Systems trennt. Entgegen theoretischen Annahmen stellte sich heraus, dass die Geschwindigkeiten von Sternen nicht abnehmen, wenn sie sich vom galaktischen Zentrum entfernen, sondern zunehmen. Dieses Verhalten der Sterne konnte nur durch das Vorhandensein eines Halos in der Galaxie erklärt werden, der mit dunkler Materie gefüllt ist. Damit stand die Astronomie einem völlig unerforschten Teil des Universums gegenüber.

Eigenschaften und Zusammensetzung

Sie nennen es dunkel, weil es auf keinen Fall gesehen werden kann. unter Verwendung vorhandener Methoden. Seine Anwesenheit erkennt man an einem indirekten Zeichen: Dunkle Materie erzeugt ein Gravitationsfeld, sendet aber überhaupt keine elektromagnetischen Wellen aus.

Die wichtigste Aufgabe der Wissenschaftler bestand darin, eine Antwort auf die Frage zu erhalten, woraus diese Materie besteht. Astrophysiker versuchten, es mit der üblichen baryonischen Materie zu „füllen“ (baryonische Materie besteht aus mehr oder weniger untersuchten Protonen, Neutronen und Elektronen). Der dunkle Halo der Galaxien umfasste kompakte, schwach emittierende Sterne dieser Art und riesige Planeten, deren Masse nahe bei Jupiter liegt. Allerdings hielten solche Annahmen einer Überprüfung nicht stand. Baryonische Materie, so vertraut und vertraut, kann daher in der verborgenen Masse der Galaxien keine nennenswerte Rolle spielen.

Heute beschäftigt sich die Physik mit der Suche nach unbekannten Komponenten. Die praktische Forschung von Wissenschaftlern basiert auf der Theorie der Supersymmetrie der Mikrowelt, nach der es für jedes bekannte Teilchen ein supersymmetrisches Paar gibt. Das sind die Bestandteile der Dunklen Materie. Allerdings ist es bisher nicht gelungen, die Existenz solcher Teilchen nachzuweisen; vielleicht liegt dies in naher Zukunft.

Dunkle Energie

Die Entdeckung einer neuen Art von Materie beendete nicht die Überraschungen, die das Universum für Wissenschaftler bereithielt. 1998 hatten Astrophysiker erneut die Gelegenheit, theoretische Daten mit Fakten zu vergleichen. Dieses Jahr war geprägt von einer Explosion in einer weit von uns entfernten Galaxie.

Astronomen maßen die Entfernung zu ihm und waren von den erhaltenen Daten äußerst überrascht: Der Stern flammte viel weiter auf, als er nach der bestehenden Theorie hätte sein sollen. Es stellte sich heraus, dass sie mit der Zeit zunimmt: Heute ist sie viel höher als vor 14 Milliarden Jahren, als angeblich der Urknall stattfand.

Wie Sie wissen, muss ein Körper Energie übertragen, um seine Bewegung zu beschleunigen. Die Kraft, die das Universum dazu zwingt, sich schneller auszudehnen, wird mittlerweile Dunkle Energie genannt. Dies ist kein weniger mysteriöser Teil des Weltraums als dunkle Materie. Bekannt ist lediglich, dass es sich durch eine gleichmäßige Verteilung im gesamten Universum auszeichnet und seine Auswirkungen nur in enormen kosmischen Entfernungen registriert werden können.

Und wieder die kosmologische Konstante

Dunkle Energie hat die Urknalltheorie erschüttert. Ein Teil der wissenschaftlichen Welt steht der Möglichkeit einer solchen Substanz und der dadurch verursachten Beschleunigung der Expansion skeptisch gegenüber. Einige Astrophysiker versuchen, Einsteins vergessene kosmologische Konstante wiederzubeleben, die wiederum von einem großen wissenschaftlichen Fehler zu einer Arbeitshypothese werden kann. Seine Anwesenheit in den Gleichungen erzeugt Antigravitation, was zu einer Beschleunigung der Expansion führt. Einige Konsequenzen des Vorhandenseins einer kosmologischen Konstante stimmen jedoch nicht mit Beobachtungsdaten überein.

Heutzutage sind Dunkle Materie und Dunkle Energie, die den größten Teil der Materie im Universum ausmachen, für Wissenschaftler ein Rätsel. Auf die Frage nach ihrer Natur gibt es keine eindeutige Antwort. Darüber hinaus ist dies möglicherweise nicht der Fall das letzte Geheimnis was der Raum von uns fernhält. Dunkle Materie und Energie kann zur Schwelle neuer Entdeckungen werden, die unser Verständnis der Struktur des Universums revolutionieren können.

Alles, was wir um uns herum sehen (Sterne und Galaxien), macht nicht mehr als 4-5 % der Gesamtmasse im Universum aus!

Nach modernen kosmologischen Theorien besteht unser Universum nur zu 5 % aus gewöhnlicher, sogenannter baryonischer Materie, die alle beobachtbaren Objekte bildet; 25 % dunkle Materie aufgrund der Schwerkraft entdeckt; und dunkle Energie, die bis zu 70 % der Gesamtmenge ausmachen.

Die Begriffe Dunkle Energie und Dunkle Materie sind nicht ganz gelungen und stellen eine wörtliche, aber nicht semantische Übersetzung aus dem Englischen dar.

Im physikalischen Sinne implizieren diese Begriffe nur, dass diese Substanzen nicht mit Photonen interagieren und man sie genauso gut als unsichtbare oder transparente Materie und Energie bezeichnen könnte.

Viele moderne Wissenschaftler sind davon überzeugt, dass Forschungen zur Erforschung dunkler Energie und Materie wahrscheinlich zur Beantwortung der globalen Frage beitragen werden: Was erwartet unser Universum in der Zukunft?

Klumpen von der Größe einer Galaxie

Dunkle Materie ist eine Substanz, die höchstwahrscheinlich aus neuen Teilchen besteht, die unter terrestrischen Bedingungen noch unbekannt sind und Eigenschaften besitzen, die der gewöhnlichen Materie selbst innewohnen. Beispielsweise ist es wie gewöhnliche Substanzen auch in der Lage, sich zu Klumpen zusammenzuschließen und an gravitativen Wechselwirkungen teilzunehmen. Doch die Größe dieser sogenannten Klumpen kann die Größe einer ganzen Galaxie oder sogar eines Galaxienhaufens überschreiten.

Ansätze und Methoden zur Untersuchung von Teilchen der Dunklen Materie

An dieser Moment Wissenschaftler auf der ganzen Welt versuchen auf jede erdenkliche Weise, mithilfe speziell entwickelter hochtechnologischer Geräte und vieler verschiedener Forschungsmethoden Teilchen dunkler Materie unter terrestrischen Bedingungen zu entdecken oder künstlich zu gewinnen, doch bisher waren alle ihre Bemühungen nicht von Erfolg gekrönt.

Eine Methode besteht darin, Experimente an Hochenergiebeschleunigern, sogenannten Collidern, durchzuführen. Wissenschaftler gehen davon aus, dass Teilchen der Dunklen Materie 100–1000 Mal schwerer sind als ein Proton und gehen davon aus, dass sie bei der Kollision gewöhnlicher Teilchen entstehen müssen, die durch einen Collider auf hohe Energien beschleunigt werden. Der Kern einer anderen Methode besteht darin, Teilchen der dunklen Materie zu registrieren, die sich überall um uns herum befinden. Die Hauptschwierigkeit bei der Registrierung dieser Teilchen besteht darin, dass sie eine sehr schwache Wechselwirkung mit gewöhnlichen Teilchen zeigen, die für sie von Natur aus transparent sind. Dennoch kollidieren Teilchen der Dunklen Materie sehr selten mit Atomkernen, und es besteht die Hoffnung, dass dieses Phänomen früher oder später registriert wird.

Es gibt andere Ansätze und Methoden zur Untersuchung von Teilchen der Dunklen Materie, und die Zeit wird zeigen, welche davon als erste erfolgreich sein wird, aber auf jeden Fall wird die Entdeckung dieser neuen Teilchen eine große wissenschaftliche Errungenschaft sein.

Substanz mit Anti-Schwerkraft

Dunkle Energie ist eine noch ungewöhnlichere Substanz als dunkle Materie. Es hat nicht die Fähigkeit, sich zu Klumpen zusammenzuballen, weshalb es gleichmäßig im gesamten Universum verteilt ist. Seine derzeit ungewöhnlichste Eigenschaft ist jedoch die Antigravitation.

Die Natur der Dunklen Materie und Schwarzen Löchern

Dank moderner astronomischer Methoden ist es möglich, die aktuelle Expansionsrate des Universums zu bestimmen und den Prozess seiner Veränderung früher zu simulieren. Dadurch wurde die Information gewonnen, dass sich unser Universum sowohl derzeit als auch in der jüngeren Vergangenheit ausdehnt und die Geschwindigkeit dieses Prozesses ständig zunimmt. Aus diesem Grund entstand die Hypothese über die Antigravitation der Dunklen Energie, da die gewöhnliche Gravitationsanziehung den Prozess der „Galaxienrezession“ verlangsamen und die Expansionsrate des Universums bremsen würde. Dieses Phänomen widerspricht nicht der allgemeinen Relativitätstheorie, aber dunkle Energie muss einen Unterdruck haben – eine Eigenschaft, die keine derzeit bekannte Substanz besitzt.

Kandidaten für die Rolle der „Dunklen Energie“

Die Masse der Galaxien im Abel 2744-Cluster beträgt weniger als 5 Prozent seiner Gesamtmasse. Dieses Gas ist so heiß, dass es nur im Röntgenlicht (in diesem Bild rot) leuchtet. Die Verteilung der unsichtbaren Dunklen Materie (die etwa 75 Prozent der Masse des Clusters ausmacht) ist blau gefärbt.

Einer der vermeintlichen Kandidaten für die Rolle der Dunklen Energie ist das Vakuum, dessen Energiedichte während der Expansion des Universums unverändert bleibt und damit den Unterdruck des Vakuums bestätigt. Ein weiterer möglicher Kandidat ist die „Quintessenz“ – ein bisher unbekanntes ultraschwaches Feld, das angeblich das gesamte Universum durchdringt. Es gibt auch andere mögliche Kandidaten, aber keiner von ihnen hat bisher dazu beigetragen, eine genaue Antwort auf die Frage zu erhalten: Was ist dunkle Energie? Es ist jedoch bereits klar, dass dunkle Energie etwas völlig Übernatürliches ist und das Hauptgeheimnis der Grundlagenphysik des 21. Jahrhunderts bleibt.

Bis heute ist das Rätsel um die Herkunft der Dunklen Materie nicht gelöst. Es gibt Theorien, die darauf hindeuten, dass es sich um interstellares Gas mit niedriger Temperatur handelt. In diesem Fall kann der Stoff keine Strahlung erzeugen. Allerdings gibt es Theorien gegen diese Idee. Sie sagen, dass sich das Gas erwärmen kann, was dazu führt, dass sie zu gewöhnlichen „baryonischen“ Substanzen werden. Diese Theorie wird durch die Tatsache gestützt, dass die Gasmasse im kalten Zustand das entstehende Defizit nicht beseitigen kann.

Es gibt so viele Fragen zu Theorien zur Dunklen Materie, dass es sich lohnt, sich etwas genauer damit zu befassen.

Was ist dunkle Materie?

Die Frage, was dunkle Materie ist, entstand vor etwa 80 Jahren. Zurück zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Damals kam der Schweizer Astronom F. Zwicky auf die Idee, dass die Masse aller Galaxien in Wirklichkeit größer ist als die Masse all jener Objekte, die man mit ihren eigenen Gasen in einem Teleskop sehen kann. All die zahlreichen Hinweise deuteten darauf hin, dass es im Weltraum etwas Unbekanntes gab, das eine beeindruckende Masse hatte. Es wurde beschlossen, dieser unerklärlichen Substanz den Namen „dunkle Substanz“ zu geben.

Diese unsichtbare Substanz nimmt mindestens ein Viertel des gesamten Universums ein. Die Besonderheit dieser Substanz besteht darin, dass ihre Partikel untereinander und mit gewöhnlichen anderen Substanzen schlecht interagieren. Diese Wechselwirkung ist so schwach, dass Wissenschaftler sie nicht einmal erkennen können. Tatsächlich gibt es nur Anzeichen für einen Einfluss von Partikeln.

Die Forschung zu diesem Thema wird von den größten Köpfen auf der ganzen Welt durchgeführt, sodass selbst die größten Skeptiker glauben, dass es möglich sein wird, Partikel der Substanz einzufangen. Das wünschenswerteste Ziel besteht darin, dies in einer Laborumgebung durchzuführen. In Minen wird in großen Tiefen gearbeitet; solche Experimentierbedingungen sind notwendig, um Störungen durch Strahlenteilchen aus dem Weltraum zu beseitigen.

Es besteht die Möglichkeit, dass dank moderner Beschleuniger, insbesondere mit Hilfe des Large Hadron Collider, viele neue Informationen gewonnen werden.

Teilchen der Dunklen Materie haben eine seltsame Funktion- gegenseitige Zerstörung. Als Ergebnis solcher Prozesse entstehen Gammastrahlung, Antiteilchen und Teilchen (wie Elektron und Positron). Daher versuchen Astrophysiker, Spuren von Gammastrahlung oder Antiteilchen zu finden. Hierzu kommen verschiedene Boden- und Rauminstallationen zum Einsatz.

Beweis für die Existenz dunkler Materie

Die allerersten Zweifel an der Richtigkeit der Berechnungen der Masse des Universums wurden, wie bereits erwähnt, vom Schweizer Astronomen F. Zwicky geteilt. Zunächst beschloss er, die Geschwindigkeit der Galaxien des Coma-Haufens zu messen, die sich um das Zentrum bewegen. Und das Ergebnis seiner Arbeit verwirrte ihn etwas, denn die Bewegungsgeschwindigkeit dieser Galaxien war höher als erwartet. Darüber hinaus hat er diesen Wert vorberechnet. Aber die Ergebnisse waren nicht die gleichen.

Die Schlussfolgerung lag auf der Hand: Die tatsächliche Masse des Clusters war viel größer als die scheinbare. Dies könnte dadurch erklärt werden, dass der Großteil der Materie, die sich in diesem Teil des Universums befindet, nicht sichtbar ist und es auch unmöglich ist, sie zu beobachten. Dieser Stoff zeigt seine Eigenschaften nur in Form von Masse.

Eine Reihe von Gravitationsexperimenten hat das Vorhandensein unsichtbarer Masse in Galaxienhaufen bestätigt. Die Relativitätstheorie bietet eine gewisse Interpretation dieses Phänomens. Folgt man ihm, dann ist jede Masse in der Lage, den Raum zu verformen, außerdem beugt sie wie eine Linse den direkten Lichtstrahlfluss. Der Galaxienhaufen verursacht Verzerrungen, sein Einfluss ist so stark, dass er spürbar wird. Die Sicht auf die Galaxie, die sich direkt hinter dem Haufen befindet, ist am stärksten verzerrt. Mithilfe dieser Verzerrung wird berechnet, wie die Materie in diesem Cluster verteilt ist. So wird die tatsächliche Masse gemessen. Es stellt sich immer heraus, dass sie um ein Vielfaches größer ist als die Masse der sichtbaren Materie.

Vier Jahrzehnte nach der Arbeit des Pioniers auf diesem Gebiet, F. Zwicky, nahm sich der amerikanische Astronom V. Rubin dieser Frage an. Sie untersuchte die Geschwindigkeit, mit der Materie, die sich an den Rändern von Galaxien befindet, um das Zentrum der Galaxie rotiert. Folgt man den Keplerschen Gesetzen zu den Gesetzen der Schwerkraft, dann besteht ein gewisser Zusammenhang zwischen der Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien und der Entfernung zum Zentrum.

Tatsächlich zeigten Messungen jedoch, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit mit zunehmendem Abstand zum Zentrum nicht änderte. Solche Daten könnten nur auf eine Weise erklärt werden: Die Materie der Galaxie hat sowohl im Zentrum als auch an den Rändern die gleiche Dichte. Aber die sichtbare Materie hatte viel höhere dichte in der Mitte und war an den Rändern spärlich, und die mangelnde Dichte konnte nur durch das Vorhandensein einer Substanz erklärt werden, die für das Auge nicht sichtbar ist.

Um das Phänomen zu erklären, ist es notwendig, dass es in Galaxien fast zehnmal mehr dieser unsichtbaren Materie gibt als wir sehen können. Diese unbekannte Substanz wird „dunkle Materie“ oder „dunkle Materie“ genannt. Bis heute bleibt dieses Phänomen das interessanteste Rätsel für Astrophysiker.

Es gibt noch ein weiteres Argument für Beweise für die Existenz dunkler Materie. Dies geht aus Berechnungen hervor, die den Entstehungsprozess von Galaxien beschreiben. Es wird angenommen, dass dies etwa 300.000 Jahre nach dem Urknall begann. Die Berechnungsergebnisse besagen, dass die Anziehungskraft zwischen den bei der Explosion entstandenen Materiefragmenten die kinetische Energie aus der Expansion nicht kompensieren konnte. Das heißt, die Materie konnte sich nicht in Galaxien konzentrieren, aber wir können sie heute sehen.

Diese unerklärliche Tatsache wird Galaxienparadoxon genannt; sie wurde als Argument angeführt, das die Urknalltheorie zerstört. Aber man kann es auch von der anderen Seite betrachten. Schließlich könnten sich Teilchen der gewöhnlichsten Materie mit Teilchen dunkler Materie vermischen. Dann werden die Berechnungen richtig und wie Galaxien entstanden, in denen sich viel Dunkle Materie angesammelt hatte und zu denen sich aufgrund der Schwerkraft bereits Teilchen gewöhnlicher Materie gesellten. Schließlich macht gewöhnliche Materie nur einen kleinen Teil der Gesamtmasse des Universums aus.

Sichtbare Materie hat im Vergleich zur Dunklen Materie eine relativ geringe Dichte, da sie 20-mal dichter ist. Daher handelt es sich bei den 95 % der Masse des Universums, die nach Berechnungen der Wissenschaftler fehlen, um Dunkle Materie.

Dies führte jedoch zu dem Schluss, dass die gesamte sichtbare Welt, die so vertraut und verständlich war, dass sie nur eine kleine Ergänzung zu dem war, was sie tatsächlich ausmachte.

Alle Galaxien, Planeten und Sterne sind nur ein kleiner Teil von etwas, von dem wir keine Ahnung haben. Das ist es, was enthüllt wird, aber das Wirkliche bleibt uns verborgen.