Cam despre complex: ce este materia întunecată și unde să o cauți. Materie întunecată

Suntem în pragul unei descoperiri care poate schimba esența ideilor noastre despre Lume. Vorbim despre natura materiei întunecate. În ultimii ani, astronomia a făcut pași majori în justificarea observațională a materiei întunecate, iar astăzi existența unei astfel de materie în Univers poate fi considerată un fapt ferm stabilit. Particularitatea situației este că astronomii observă structuri constând dintr-o substanță necunoscută fizicienilor. Deci a fost o problemă de identificare. natura fizica această problemă.

1. „Aduceți ceva, nu știu ce”

Fizica modernă a particulelor elementare nu cunoaște particulele care au proprietățile materiei întunecate. Este necesară extensia model standard. Dar cum, în ce direcție să te miști, ce și unde să cauți? Cuvintele din cunoscutul basm rusesc, puse în titlul acestei secțiuni, reflectă în cel mai bun mod posibil situația actuală.

Fizicienii caută particule necunoscute, având doar idei generale despre proprietățile materiei observate. Care sunt aceste proprietăți?

Știm doar că materia întunecată interacționează cu materia luminoasă (barionii) în mod gravitațional și este un mediu rece cu o densitate cosmologică de câteva ori mai mare decât cea a barionilor. Datorită astfel proprietăți simple materia întunecată afectează direct dezvoltarea potențialului gravitațional al universului. Contrastul densității sale a crescut cu timpul, ducând la formarea unor sisteme legate gravitațional de halou de materie întunecată.

Trebuie subliniat faptul că acest proces de instabilitate gravitațională ar putea fi declanșat în Universul Friedmann doar în prezența unor perturbații ale densității semințelor, însăși existența cărora nu are nicio legătură cu materia întunecată, ci se datorează fizicii. big bang. Prin urmare, se ridică o altă întrebare importantă cu privire la originea perturbărilor semințelor, din care s-a dezvoltat structura materiei întunecate.

Problema generării perturbațiilor cosmologice inițiale va fi luată în considerare ceva mai târziu. Acum să revenim la materia întunecată.

Barionii sunt prinși în puțurile gravitaționale ale concentrațiilor de materie întunecată. Prin urmare, deși particulele de materie întunecată nu interacționează cu lumina, există lumină acolo unde există materie întunecată. Această proprietate remarcabilă a instabilității gravitaționale a făcut posibilă studierea cantității, stării și distribuției materiei întunecate din datele observaționale din domeniul radio până la domeniul razelor X.

O confirmare independentă a concluziilor noastre despre proprietățile materiei întunecate și despre alți parametri ai Universului sunt datele privind anizotropia și polarizarea radiației cosmice de fond cu microunde, despre abundența elementelor luminoase în Univers și despre distribuția absorbției. linii de materie din spectrele quasarelor îndepărtate. Un rol din ce în ce mai important îl joacă simularea numerică, care a înlocuit experimentul în studiile cosmologice. Cele mai valoroase informații despre distribuția materiei întunecate sunt conținute în numeroase date observaționale privind lentila gravitațională a surselor îndepărtate de către aglomerări de materie din apropiere.

Orez. 1. Fotografie a cerului în direcția clusterului de galaxii 0024 + 1654, realizată cu telescopul Hubble.

Figura 1 prezintă o secțiune a cerului în direcția unuia dintre aceste aglomerări de masă întunecată ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vedem un grup de galaxii capturat de câmpul gravitațional al acestui grup, gaz fierbinte cu raze X care se odihnește în partea de jos a puțului de potențial gravitațional și o imagine multiplă a uneia dintre galaxiile de fundal care a apărut pe linia vizuală a întunericului. aureola și a fost distorsionată de câmpul gravitațional.

Tabelul 1. Principalii parametri cosmologici

Tabelul 1 prezintă valorile medii ale parametrilor cosmologici obținuți din observații astronomice (precizie de 10%). Evident, densitatea totală de energie a tuturor tipurilor de particule din Univers nu depășește 30% din densitatea critică totală (contribuția neutrinilor nu este mai mare de câteva procente). Restul de 70% sunt într-o formă care nu a luat parte la acumularea gravitațională a materiei. Numai constanta cosmologică sau generalizarea ei, un mediu cu presiune negativă ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), care se numește „energie întunecată”, are această proprietate. Determinarea naturii acestuia din urmă este o perspectivă pe termen lung pentru dezvoltarea fizicii.

Acest raport este dedicat problemelor cosmologiei fizice, a cărei soluție este așteptată în următorii ani. În primul rând, aceasta se referă la determinarea condițiilor inițiale pentru formarea structurilor materiei întunecate și căutarea particulelor necunoscute în sine.

2. Universul timpuriu și Universul târziu

Structura observabilă a universului este rezultatul acțiune comună condiţiile de pornire şi evoluţia câmpului de perturbaţie a densităţii. Datele observaționale moderne au făcut posibilă determinarea caracteristicilor câmpului perturbațiilor de densitate în diferite epoci dezvoltarea acestuia. Astfel, a fost posibilă separarea informațiilor despre condițiile inițiale și despre condițiile de dezvoltare, care au marcat începutul unui studiu independent al fizicii Universului timpuriu și cel târziu.

Termenul „Univers timpuriu” în cosmologia modernă înseamnă etapa finală a expansiunii accelerate, urmată de o tranziție la faza fierbinte a evoluției. Nu cunoaștem parametrii Big Bang-ului, există doar limite superioare (vezi Secțiunea 3, relații (12)). Cu toate acestea, există o teorie bine dezvoltată a generării perturbațiilor cosmologice, conform căreia putem calcula spectrele perturbațiilor inițiale ale densității materiei și undelor gravitaționale primare în funcție de valorile parametrilor cosmologici.
Motivele lipsei unui model general acceptat al Universului timpuriu constă în stabilitatea predicțiilor paradigmei inflaționiste Big Bang - apropierea spectrelor generate de o formă plată, relativă mică măsură a amplitudinii undelor gravitaționale cosmologice, natura euclidiană tridimensională a Universului vizibil etc. – care poate fi obținută într-o clasă largă de parametri de model. Momentul adevărului pentru construirea unui model al Universului timpuriu ar putea fi descoperirea undelor gravitaționale cosmologice, ceea ce pare posibil în cazul unui experiment spațial internațional de succes „Planck”, care ar trebui să înceapă în 2008.

Cunoștințele noastre despre universul târziu sunt diametral opuse. Avem un model destul de precis - cunoaștem compoziția materiei, legile dezvoltării structurii, valorile parametrilor cosmologici (a se vedea tabelul 1), dar, în același timp, nu avem o teorie general acceptată a originii componentele materiei.

Proprietățile cunoscute ale Universului vizibil ne permit să descriem geometria acestuia în termeni de teoria perturbațiilor. Micul parametru ($10^(-5)$) este amplitudinea perturbațiilor cosmologice.

În ordinea zero, Universul este Friedmannian și este descris de o singură funcție a timpului - factorul de scară $a(t)$. Prima comandă este ceva mai complicată. Perturbațiile metricii sunt suma a trei moduri independente - scalar $S(k)$, vector $V(k)$ și tensor $T(k)$, fiecare dintre acestea fiind caracterizat de propria funcție spectrală a undei. numărul $k$. Modul scalar descrie perturbațiile de densitate cosmologică, modul vectorial este responsabil pentru mișcările vortex ale materiei, iar modul tensor sunt undele gravitaționale. Astfel, întreaga geometrie este descrisă folosind patru funcții: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ și $T(k)$, dintre care doar primele două ne sunt cunoscute astăzi (în unele domenii de definiție).

Big Bang-ul a fost un proces catastrofal de expansiune rapidă, însoțit de un câmp gravitațional intens în schimbare rapidă. În cursul expansiunii cosmologice, perturbațiile metrice s-au născut spontan parametric din fluctuațiile de vid, la fel cum orice grade de libertate fără masă se nasc sub acțiunea unui câmp variabil extern. O analiză a datelor observaționale indică un mecanism cuantic-gravitațional pentru generarea de perturbații goale. Astfel, structura pe scară largă a Universului este un exemplu de soluție a problemei măsurabilității în teoria câmpului cuantic.

Să notăm principalele proprietăți ale câmpurilor de perturbații generate: statistica gaussiană (distribuții aleatoare în spațiu), o fază de timp distinsă (ramura „în creștere” a perturbațiilor), absența unei scări distincte într-o gamă largă de lungimi de undă și o amplitudine diferită de zero a undelor gravitaționale. Acesta din urmă are o importanță decisivă pentru construirea unui model al Universului timpuriu, deoarece, având cea mai simplă legătură cu metrica de fond, undele gravitaționale poartă informații directe despre scara energetică a Big Bang-ului.

Ca urmare a dezvoltării modului scalar al perturbațiilor, s-au format galaxii și alte obiecte astronomice. O realizare importantăÎn ultimii ani (experimentul WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) au existat perfecționări serioase ale cunoștințelor noastre despre anizotropia și polarizarea radiației cosmice de fond cu microunde, care au apărut cu mult înainte de apariția galaxiilor ca urmare a impactului asupra distribuția fotonilor tuturor celor trei moduri de perturbații cosmologice.

O analiză comună a datelor observaționale privind distribuția galaxiilor și anizotropia radiației cosmice de fond cu microunde a făcut posibilă separarea condițiilor de pornire și a evoluției. Folosind condiția ca suma $S+V+T\aproximativ 10^(-10)$ să fie fixată de anizotropia CMB, putem obține o limită superioară a sumei modurilor de perturbații vortex și tensoare din Univers (a lor detectarea este posibilă numai cu o creștere a preciziei observațiilor):
$$\frac(V+T)(S) Dacă inegalitatea (1) ar fi încălcată, mărimea perturbațiilor de densitate ar fi insuficientă pentru a forma structura observată.

3. La început a fost un sunet...

Efectul producției cuantice-gravitaționale a câmpurilor fără masă a fost bine studiat. Acesta este modul în care se pot naște particulele de materie (vezi, de exemplu, ) (deși, în special, fotonii relicve au apărut ca urmare a dezintegrarii protomatterului în Universul timpuriu). În același mod, sunt generate unde gravitaționale și perturbații de densitate, deoarece aceste câmpuri sunt, de asemenea, fără masă și producerea lor nu este interzisă de condiția de energie de prag. Problema generării perturbațiilor vortexului îi așteaptă încă pe cercetătorii săi.

Teoria $S$- și $T$-modurilor de perturbație în Universul Friedmann se reduce la problema mecanică cuantică a oscilatoarelor independente $q_k(\eta)$ situate într-un câmp parametric extern ($\alpha(\eta). )$) în lumea Minkowski cu coordonata temporală $\eta=\int dt/a$. Acțiunea și Lagrangianul oscilatorilor elementare depind de frecvența lor spațială $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
unde primul denotă derivata în timp $\eta$, $\omega=\beta$ este frecvența oscilatorului, $\beta$ este viteza de propagare a perturbației în unități ale vitezei luminii în vid (denumită în continuare $c=\ hbar =1$, indexul $k$ este omis din câmpul $q$); în cazul modului $T$, $q = q_T$ este componenta transversală fără urme a tensorului metric,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
iar în cazul modului $S$ $q = q_s$ - suprapunerea liniară a potențialului gravitațional longitudinal (perturbarea factorului de scară) și potențialul cu 3 viteze al mediului, înmulțit cu parametrul Hubble ,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
punctul înseamnă derivata în timp $t$.

După cum se poate observa din (3), câmpul $q_T$ este fundamental, deoarece are legătură minimă cu metrica de fond și nu depinde de proprietățile materiei (în teorie generală relativitate, viteza de propagare a undelor gravitaționale este egală cu viteza luminii). În ceea ce privește $q_S$, legătura sa cu câmpul extern (4) este mai complicată: include atât derivate ale factorului de scară, cât și unele caracteristici ale substanței (de exemplu, viteza de propagare a perturbațiilor în mediu). Nu știm nimic despre protomatter în universul timpuriu - există doar abordări generale la această întrebare.
De obicei, se consideră un mediu ideal cu tensorul energie-impuls în funcție de densitatea de energie $\epsilon$, presiunea $p$ și 4-viteza materiei $u^\mu$. Pentru modul $S$, viteza cu 4 este potențială și poate fi reprezentată ca un gradient al $\phi$ pe 4:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
unde $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ este funcția de normalizare, virgula indicelui înseamnă derivata față de coordonată. Viteza sunetului este dată folosind „ecuația de stare” ca factor de proporționalitate între perturbațiile de presiune și densitatea energetică a materiei însoțitoare:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
unde $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ este potențialul cu 3 viteze al mediului.

În ordinea liniară a teoriei perturbațiilor, conceptul de mediu ideal este echivalent cu conceptul de câmp, conform căruia câmpului material $\phi$ i se atribuie o densitate lagrangiană, $L=L(w,\phi)$. În abordarea pe teren, viteza de propagare a excitațiilor se găsește din ecuație
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
care corespunde şi relaţiei (6). Cele mai multe modele ale Universului timpuriu presupun că $\beta\sim 1$ (în special, în stadiul dominat de radiații $\beta=1/\sqrt(3)$).

Evoluția oscilatoarelor elementare este descrisă de ecuația Klein-Gordon
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Unde
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Soluția ecuației (8) are două ramuri asimptotice de comportament: adiabatic ($\omega^2>U$), când oscilatorul este în modul de oscilație liberă și amplitudinea de excitație scade ($|q|\sim(\alpha\). sqrt(\beta ))^(-1)$) și parametrice ($\omega^2

Cantitativ, spectrele perturbațiilor generate depind de starea inițială a oscilatorilor:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
coeficientul 2 din expresia pentru modul tensor ia în considerare două polarizări ale undelor gravitaționale. Starea $\langle\rangle$ este considerată a fi starea principală, adică. corespunzător nivelului minim de excitaţie iniţială a oscilatoarelor. Aceasta este ipoteza principală a teoriei Big Bang. În prezența unei zone adiabatice, starea de bază (vid) a oscilatoarelor elementare este singura.
Astfel, presupunând că funcția U crește cu timpul și $\beta\sim 1$, obținem un rezultat general universal pentru spectrele $T(k)$ și $S(k)$:
$$T\aprox\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
unde $k=\sqrt(U)\aprox aH$ și $M_p\equiv G^(-1/2)$ este masa Planck. După cum se poate vedea din (11), în teorie, modul $T$ nu este discriminat în nici un fel față de modul $S$. Totul este despre valoarea factorului $\gamma$ în ​​epoca generării perturbațiilor.
Din faptul observat că modul $T$ este mic în Universul nostru (vezi Secțiunea 2, relația (1)), obținem o limită superioară pe scara de energie a Big Bang-ului și pe parametrul $\gamma$ din Universul timpuriu:
$$H Ultima condiție înseamnă că Big Bang-ul a avut un caracter inflaționist ($\gamma) $ la stadiul inițial (adiabatic) și final (dominat de radiații, $a\propto n$) de evoluție (vezi Fig. 2) .

Orez. 2. Ilustrarea soluției ecuației (8) în formularea problemei de împrăștiere

Pentru fiecare dintre asimptoticele de mai sus decizie comună are forma
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
unde operatorii $C_(1,2)$ definesc amplitudinile ramurilor de evolutie "crescent" si "cadere". În starea de vid, faza de timp inițială a câmpului este arbitrară: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Totuși, ca urmare a rezolvării ecuațiilor de evoluție, se dovedește că în stadiul dominat de radiații, rămâne de câștigat doar ramura în creștere a perturbațiilor sonore: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((out))| \rangle$. În momentul în care radiația este detașată de materie în epoca recombinării, spectrul de radiație este modulat cu faza $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, unde $n$ este un număr natural. .

Orez. 3. Manifestarea modulaţiei sunetului în spectrul de anizotropie CMB. (Conform experimentelor WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Aceste oscilații acustice sunt observate în spectrele de anizotropie CMB (Fig. 3, vârful mare corespunde $n = 1$) și perturbațiile de densitate, ceea ce confirmă originea gravitațională cuantică a modului $S$. În spectrul perturbațiilor de densitate, modulația sunetului este suprimată de factorul de micime al fracției de barioni față de densitatea totală a materiei, ceea ce face posibilă găsirea acestei fracțiuni independent de alte teste cosmologice. Scara oscilației în sine servește ca exemplu de riglă standard prin care sunt determinați cei mai importanți parametri ai Universului. În acest sens, trebuie subliniat faptul că acuitatea problemei degenerării parametrilor cosmologici în datele observaționale, ani lungi care a împiedicat construirea unui model real al Universului, a fost acum eliminată din cauza abundenței de teste observaționale independente și complementare.

Rezumând, putem afirma că problema formării perturbațiilor cosmologice inițiale și a structurii pe scară largă a Universului a fost rezolvată în principiu astăzi. Teoria originii cuantice-gravitaționale a perturbațiilor din Universul timpuriu va fi în sfârșit confirmată după descoperirea modului $T$, ceea ce se poate întâmpla în viitorul apropiat. Asa de, cel mai simplu model Big bang (inflația prin legea puterii pe un câmp scalar masiv) prezice amplitudinea modului $T$ să fie de numai 5 ori mai mică decât amplitudinea modului $S$. Instrumentele și tehnologiile moderne fac posibilă rezolvarea problemei înregistrării unor semnale atât de mici din datele de observații ale anizotropiei și polarizării CMB.

4. Partea întunecată a materiei

Există mai multe ipoteze despre originea materiei, dar niciuna nu a fost încă confirmată. Există indicii observaționale directe că misterul materiei întunecate este strâns legat de asimetria barionică a universului. Cu toate acestea, astăzi nu există o teorie general acceptată a originii asimetriei barionilor și a materiei întunecate.

Unde se află materia întunecată?

Știm că componenta luminoasă a materiei se observă sub formă de stele adunate în galaxii. mase diferite, și sub formă de gaz cu raze X a clusterelor. Cu toate acestea, cea mai mare parte a materiei obișnuite (până la 90%) este sub formă de gaz intergalactic rarefiat cu o temperatură de câțiva electroni volți, precum și sub formă de MACHO (Massive Compact Halo Object) - rămășițe compacte ale evoluției stele și obiecte cu masă mică. Deoarece aceste structuri au de obicei o luminozitate scăzută, denumirea de „barioni întunecați” le-a rămas.

Orez. 4. Limita superioară a fracției de masă a halou galactic din MACNO conform experimentului EROS (din franceză - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Mai multe grupuri (MACHO, EROS etc.) au studiat numărul și distribuția obiectelor întunecate compacte în haloul galaxiei noastre pe baza evenimentelor de microlensing. Ca rezultat al analizei comune, a fost obținută o limitare importantă - nu mai mult de 20% din masa totală a haloului este concentrată în MACNO în intervalul de valori de la masa Lunii la masele stelelor ( Fig. 4). Restul materiei întunecate a haloului este alcătuită din particule de natură necunoscută.

Unde mai este ascunsă materia întunecată non-barionică?

Dezvoltare tehnologie avansataîn astronomia observațională a secolului al XX-lea a făcut posibilă obținerea unui răspuns clar la această întrebare: materia întunecată nebarionică se găsește în sistemele legate gravitațional (halouri). Particulele de materie întunecată nu sunt relativiste și interacționează slab - procesele lor disipative nu sunt aceleași cu cele ale barionilor. Barionii, pe de altă parte, se răcesc prin radiație, se stabilesc și se acumulează în centrele halou, atingând echilibrul rotațional. Materia întunecată rămâne distribuită în jurul materiei vizibile a galaxiilor cu o scară caracteristică de aproximativ 200 kpc. Astfel, în Grupul Local, care include Nebuloasa Andromeda și Calea Lactee, mai mult de jumătate din întreaga materie întunecată este concentrată în aceste două galaxii mari. Nu există particule cu proprietățile necesare în modelul standard al fizicii particulelor elementare. Un parametru important care nu poate fi determinat din observații datorită principiului echivalenței este masa particulei. În cadrul posibilelor extensii ale modelului standard, există mai mulți candidați pentru particulele de materie întunecată. Cele principale sunt enumerate în tabel. 2 în ordinea crescătoare a masei lor de repaus.

Tabelul 2. Candidați pentru particule de materie întunecată non-barionică

Versiunea principală de astăzi a particulelor masive - ipoteza neutralino - este asociată cu supersimetrie minimă. Această ipoteză poate fi testată la Large Hadron Accelerator de la CERN, care este programat să fie lansat în 2008. Masa așteptată a unor astfel de particule este de $\sim$ 100 GeV, iar densitatea lor în galaxia noastră este o particulă în volumul unui pahar de ceai.

Căutarea particulelor de materie întunecată se desfășoară în întreaga lume în multe instalații. Este interesant de observat că ipoteza neutră poate fi verificată independent atât în ​​experimente subterane privind împrăștierea elastică, cât și prin date indirecte despre anihilarea neutralino în Galaxie. Până acum, un răspuns pozitiv s-a primit doar la unul dintre detectoarele subterane ale proiectului DAMA (DArk MAtter), unde de câțiva ani se observă un semnal de origine necunoscută de tip „vară-iarnă”. Cu toate acestea, gama de mase și secțiuni transversale asociate cu acest experiment nu a fost încă confirmată pe alte instalații, ceea ce pune sub semnul întrebării atât fiabilitatea, cât și semnificația rezultatului.

O proprietate importantă a neutralinos este posibilitatea observării lor indirecte din fluxul de anihilare în regiunea gamma. În procesul de grupare ierarhică, astfel de particule ar putea forma un mini-halo cu mărimea caracteristică comanda marimii sistem solarși o masă de ordinul masei Pământului, ale cărei rămășițe au supraviețuit până în zilele noastre. Pământul însuși cu o mare probabilitate poate fi localizat în interiorul unor astfel de minihalouri, unde densitatea particulelor crește de câteva zeci de ori. Acest lucru crește probabilitatea detectării atât directe, cât și indirecte a materiei întunecate în galaxia noastră. Existența unor astfel de metode de căutare diferite inspiră optimism și ne permite să sperăm la o determinare timpurie a naturii fizice a materiei întunecate.

5. În pragul noii fizici

În timpul nostru, a devenit posibil să se determine în mod independent proprietățile Universului timpuriu și ale Universului târziu din datele astronomice observaționale. Înțelegem cum au apărut perturbațiile inițiale de densitate cosmologică din care s-a dezvoltat structura Universului. Cunoaștem valorile celor mai importanți parametri cosmologici care stau la baza Modelului Standard al Universului, care astăzi nu are concurenți serioși. Cu toate acestea, întrebările fundamentale ale originii Big Bang-ului și principalele componente ale materiei rămân nerezolvate.

Determinarea observațională a modului tensor al perturbațiilor cosmologice este cheia pentru construirea unui model al Universului timpuriu. Aici avem de-a face cu o predicție clară a unei teorii care a fost bine testată în cazul modului $S$ și care are posibilitatea verificării experimentale a modului $T$ în următorii ani.

Fizica teoretică, după ce a furnizat o listă extinsă de direcții și metode posibile pentru căutarea particulelor de materie întunecată, sa epuizat. Acum este până la experiment. Situația actuală amintește de cea care a precedat marile descoperiri - descoperirea quarcilor, bosonilor W și Z, oscilațiilor neutrino, anizotropia și polarizarea radiației cosmice de fond cu microunde.

Apare o întrebare, care, totuși, depășește scopul acestui raport de ansamblu: de ce este Natura atât de generoasă cu noi și ne permite să-și dezvăluie secretele?

Bibliografie

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Efecte cuantice în câmpuri externe intense (Moscova: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinskii A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukash VN, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. revistă 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Fiz. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mihaiev

Întrebarea despre originea Universului, trecutul și viitorul său a îngrijorat oamenii din timpuri imemoriale. Timp de multe secole, teoriile au apărut și infirmate, oferind o imagine a lumii bazată pe date cunoscute. Un șoc fundamental pentru lumea științifică a fost teoria relativității a lui Einstein. Ea a adus, de asemenea, o contribuție uriașă la înțelegerea proceselor care formează Universul. Cu toate acestea, teoria relativității nu ar putea pretinde a fi adevărul suprem, care nu necesită adăugiri. Îmbunătățirea tehnologiilor a permis astronomilor să facă descoperiri de neconceput anterior, care necesitau o nouă bază teoretică sau o extindere semnificativă a prevederilor existente. Un astfel de fenomen este materia întunecată. Dar mai întâi lucrurile.

Lucruri din vremuri trecute

Pentru a înțelege termenul de „materie întunecată” să ne întoarcem la începutul secolului trecut. La acea vreme, domina ideea Universului ca structură staționară. Între timp, teoria generală a relativității (GR) a presupus că, mai devreme sau mai târziu, va duce la „lipirea împreună” a tuturor obiectelor spațiale într-o singură minge, așa-numitul colaps gravitațional ar avea loc. Nu există forțe de respingere între obiectele spațiale. Atracția reciprocă este compensată de forțele centrifuge care creează o mișcare constantă a stelelor, planetelor și altor corpuri. Astfel, echilibrul sistemului este menținut.

Pentru a preveni prăbușirea teoretică a Universului, Einstein a introdus - o valoare care aduce sistemul în starea staționară necesară, dar, în același timp, este inventat efectiv, fără temeiuri evidente.

Univers în expansiune

Calculele și descoperirile lui Friedman și Hubble au arătat că nu era nevoie să se rupă ecuațiile armonioase ale relativității generale cu ajutorul unei noi constante. S-a dovedit, iar astăzi acest fapt este practic dincolo de orice îndoială, că Universul se extinde, a avut cândva un început și nu se poate vorbi de staționaritate. Dezvoltare în continuare cosmologia a dus la apariția teoriei big bang-ului. Principala confirmare a noilor ipoteze este creșterea observată a distanței dintre galaxii în timp. Măsurarea vitezei de îndepărtare unele de altele a sistemelor spațiale vecine a condus la formarea ipotezei că există materie întunecată și energie întunecată.

Date nu sunt conforme cu teoria

Fritz Zwicky în 1931, și apoi Jan Oort în 1932 și în anii 1960, erau ocupați să calculeze masa substanței galaxiilor dintr-un cluster îndepărtat și raportul acestuia cu viteza de îndepărtare a acestora una de cealaltă. Din când în când, oamenii de știință au ajuns la aceleași concluzii: această cantitate de materie nu este suficientă pentru ca gravitația pe care o creează să țină împreună galaxiile care se mișcă la viteze atât de mari. Zwicky și Oort au sugerat că există o masă ascunsă, materia întunecată a universului, care nu permite obiectelor spațiale să se împrăștie în direcții diferite.

Cu toate acestea, ipoteza a fost recunoscută de lumea științifică abia în anii șaptezeci, după anunțarea rezultatelor lucrării Verei Rubin.

Ea a construit curbe de rotație care demonstrează clar dependența vitezei de mișcare a materiei galaxiei de distanța care o separă de centrul sistemului. Contrar presupunerilor teoretice, s-a dovedit că viteza stelelor nu scade pe măsură ce se îndepărtează de centrul galactic, ci crește. Un astfel de comportament al luminilor ar putea fi explicat doar prin prezența unui halou în galaxie, care este umplut cu materie întunecată. Astronomia, astfel, se confruntă cu o parte complet neexplorată a universului.

Proprietăți și compoziție

Acesta este numit întuneric deoarece nu poate fi văzut prin niciun mijloc existent. Prezența sa este recunoscută printr-un semn indirect: materia întunecată creează un câmp gravitațional, fără a emite unde complet electromagnetice.

Cea mai importantă sarcină care a apărut înaintea oamenilor de știință a fost să obțină un răspuns la întrebarea în ce constă această chestiune. Astrofizicienii au încercat să o „umple” cu materia barionică obișnuită (materia barionică este formată din protoni, neutroni și electroni mai mult sau mai puțin studiati). Haloul întunecat al galaxiilor includea stele de tip compact, slab radiant și planete uriașe apropiate ca masă de Jupiter. Cu toate acestea, aceste ipoteze nu au rezistat examinării. Materia barionică, familiară și cunoscută, așadar, nu poate juca un rol semnificativ în masa ascunsă a galaxiilor.

Astăzi, fizica este angajată în căutarea unor componente necunoscute. Cercetarea practică a oamenilor de știință se bazează pe teoria supersimetriei microcosmosului, conform căreia pentru fiecare particulă cunoscută există o pereche supersimetrică. Acestea sunt cele care alcătuiesc materia întunecată. Cu toate acestea, nu a fost încă obținută nicio dovadă a existenței unor astfel de particule; poate că aceasta este o chestiune pentru viitorul apropiat.

energie întunecată

Descoperirea unui nou tip de materie nu a pus capăt surprizelor pe care Universul le pregătise oamenilor de știință. În 1998, astrofizicienii au mai avut o șansă de a compara datele teoriilor cu faptele. Anul acesta a fost marcat de o explozie într-o galaxie departe de noi.

Astronomii au măsurat distanța până la ea și au fost extrem de surprinși de datele primite: steaua a izbucnit mult mai departe decât ar fi trebuit să fie conform teoriei existente. S-a dovedit că crește cu timpul: acum este mult mai mare decât era acum 14 miliarde de ani, când se presupune că s-a întâmplat big bang-ul.

După cum știți, pentru a accelera mișcarea corpului, acesta trebuie să transfere energie. Forța care face ca universul să se extindă mai repede a devenit cunoscută sub numele de energie întunecată. Aceasta nu este o parte mai puțin misterioasă a cosmosului decât materia întunecată. Se știe doar că se caracterizează printr-o distribuție uniformă în întregul univers, iar impactul său poate fi înregistrat doar la distanțe cosmice mari.

Și din nou constanta cosmologică

Energia întunecată a zdruncinat teoria Big Bang. O parte a lumii științifice este sceptică cu privire la posibilitatea unei astfel de substanțe și la accelerarea expansiunii cauzată de aceasta. Unii astrofizicieni încearcă să revigoreze constanta cosmologică uitată a lui Einstein, care din nou din categoria unei mari greșeli științifice poate intra în numărul de ipoteze de lucru. Prezența sa în ecuații creează antigravitație, ceea ce duce la o accelerare a expansiunii. Cu toate acestea, unele consecințe ale prezenței constantei cosmologice nu sunt de acord cu datele observaționale.

Astăzi, materia întunecată și energia întunecată, care alcătuiesc cea mai mare parte a materiei din univers, sunt mistere pentru oamenii de știință. Nu există un singur răspuns la întrebarea despre natura lor. Mai mult, s-ar putea să nu ultimul secret care ține spațiu de noi. Materia întunecată și energia pot deveni pragul unor noi descoperiri care ne pot schimba înțelegerea structurii Universului.

Tot ceea ce vedem în jurul nostru (stele și galaxii) nu reprezintă mai mult de 4-5% din masa totală a Universului!

Conform teoriilor cosmologice moderne, Universul nostru este format din doar 5% din materie obișnuită, așa-numita barionică, care formează toate obiectele observabile; 25% din materia întunecată înregistrată datorită gravitației; și energie întunecată, care reprezintă până la 70% din total.

Termenii energie întunecată și materie întunecată nu au succes și reprezintă o traducere literală, dar nu semantică din engleză.

În sens fizic, acești termeni înseamnă doar că aceste substanțe nu interacționează cu fotonii și ar putea la fel de bine să fie numite materie și energie invizibile sau transparente.

Mulți oameni de știință moderni sunt convinși că cercetările care vizează studierea energiei întunecate și a materiei vor ajuta probabil să răspundă la întrebarea globală: ce ne așteaptă Universul în viitor?

Aglomerări de dimensiunea unei galaxii

Materia întunecată este o substanță care constă cel mai probabil din particule noi, încă necunoscute în condiții terestre și are proprietăți inerente materiei cele mai obișnuite. De exemplu, este, de asemenea, capabil, ca și substanțele obișnuite, să se adune în grămadă și să participe la interacțiuni gravitaționale. Dar dimensiunea acestor așa-zise aglomerări poate depăși o întreagă galaxie sau chiar un grup de galaxii.

Abordări și metode pentru studierea particulelor de materie întunecată

Pe acest moment oamenii de știință din întreaga lume încearcă în toate modurile posibile să detecteze sau să obțină artificial în condiții terestre particule de materie întunecată, folosind echipamente super-tehnologice special concepute și multe metode de cercetare diferite, dar până acum toată munca nu a fost încununată cu succes.

O metodă implică efectuarea de experimente la acceleratoare de înaltă energie, cunoscute în mod obișnuit sub numele de colidere. Oamenii de știință, considerând că particulele de materie întunecată sunt de 100-1000 de ori mai grele decât un proton, sugerează că ele vor trebui generate prin ciocnirea particulelor obișnuite accelerate la energii înalte cu ajutorul unui ciocnitor. Esența unei alte metode este de a înregistra particulele de materie întunecată care sunt peste tot în jurul nostru. Principala dificultate în înregistrarea acestor particule este că ele prezintă o interacțiune foarte slabă cu particulele obișnuite, care, în esența lor, sunt, parcă, transparente pentru ele. Și totuși, particulele de materie întunecată foarte rar, dar se ciocnesc cu nucleele atomilor și există o anumită speranță, mai devreme sau mai târziu, de a înregistra acest fenomen.

Există și alte abordări și metode pentru studierea particulelor de materie întunecată și care dintre ele va fi primul care va reuși, doar timpul ne va spune, dar, în orice caz, descoperirea acestor noi particule va fi o realizare științifică majoră.

Substanță cu antigravitație

Energia întunecată este o substanță și mai neobișnuită decât aceeași materie întunecată. Nu are capacitatea de a se aduna în aglomerări, drept urmare este distribuit uniform în întregul Univers. Dar proprietatea sa cea mai neobișnuită în acest moment este antigravitația.

Natura materiei întunecate și a găurilor negre

Datorită metodelor astronomice moderne, este posibil să se determine rata de expansiune a Universului în momentul actual și să se modeleze procesul de schimbare a acestuia mai devreme în timp. Ca urmare, s-au obținut informații că în acest moment, la fel ca în trecutul recent, Universul nostru se extinde, în timp ce ritmul acestui proces este în continuă creștere. De aceea a apărut ipoteza antigravitației energiei întunecate, deoarece atracția gravitațională obișnuită ar avea un efect de încetinire a procesului de „recesiune a galaxiilor”, limitând viteza de expansiune a Universului. Acest fenomen nu contrazice teoria generală a relativității, dar, în același timp, energia întunecată trebuie să aibă o presiune negativă - o proprietate pe care nici una dintre substanțele cunoscute în prezent nu o are.

Candidați pentru rolul „Dark Energy”

Masa galaxiilor din clusterul Abel 2744 este mai mică de 5% din masa sa totală. Acest gaz este atât de fierbinte încât strălucește doar în intervalul de raze X (roșu în această imagine). Distribuția materiei întunecate invizibile (care reprezintă aproximativ 75 la sută din masa acestui cluster) este colorată în albastru.

Unul dintre candidatii propuși pentru rolul energiei întunecate este vidul, a cărui densitate energetică rămâne neschimbată în timpul expansiunii Universului și confirmă astfel presiunea negativă a vidului. Un alt presupus candidat este „chintesența” – un câmp super-slab necunoscut anterior, care se presupune că trece prin întregul Univers. Există și alți posibili candidați, dar nici unul dintre ei nu a contribuit până acum la obținerea unui răspuns precis la întrebarea: ce este energia întunecată? Dar este deja clar că energia întunecată este ceva complet supranatural, rămânând principalul mister al fizicii fundamentale a secolului XXI.

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 devin substanțe „barionice” 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. Se lucrează în mine la mare adâncime, astfel de condiții pentru experimente sunt necesare pentru a exclude interferența particulelor de raze din spațiu.

Este probabil 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 caracteristică 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 schimbat 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. Dar materia vizibilă avea multe densitate mai mareîn centru și s-a caracterizat prin raritate 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 pentru fenomen, 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 se numește paradoxul galaxiei, a fost citat ca un argument care distruge teoria Big Bang-ului. 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 întreaga lume vizibilă, care a fost studiată în sus și în jos, este atât de familiară 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.