Temna snov v vesolju. Hladna temna snov. Mešana temna snov

>

Kaj se je zgodilo temna snov in temna energija Vesolje: struktura vesolja s fotografijami, prostornina v odstotkih, vpliv na objekte, raziskovanje, širjenje vesolja.

Približno 80 % prostora predstavlja gradivo, ki je skrito neposrednemu opazovanju. Gre za temna snov– snov, ki ne proizvaja energije ali svetlobe. Kako so raziskovalci ugotovili, da je dominanten?

V petdesetih letih prejšnjega stoletja so znanstveniki začeli aktivno preučevati druge galaksije. Med analizami so opazili, da je vesolje napolnjeno z več materiala, kot ga je mogoče zajeti na “ vidno oko" Zagovorniki temne snovi so se pojavljali vsak dan. Čeprav ni bilo neposrednih dokazov o njegovem obstoju, so teorije rasle, prav tako rešitve za opazovanje.

Material, ki ga vidimo, se imenuje barionska snov. Predstavljajo ga protoni, nevtroni in elektroni. Menijo, da je temna snov sposobna kombinirati barionsko in nebarionsko snov. Da vesolje ostane v svoji običajni celovitosti, mora biti temna snov prisotna v količini 80 %.

Neulovljivo snov je lahko neverjetno težko najti, če vsebuje barionsko snov. Med kandidati so rjave in bele pritlikavke ter nevtronske zvezde. Supermasivne črne luknje lahko prav tako prispevajo k razliki. Morali pa so prispevati večji vpliv, kot so ugotovili znanstveniki. Obstajajo tudi tisti, ki menijo, da je temna snov sestavljena iz nečesa bolj nenavadnega in redkega.

Kombinirana slika teleskop Hubble, ki prikazuje srhljiv obroč temne snovi v jati galaksij Cl 0024+17

večina znanstveni svet meni, da neznano snov predstavlja predvsem nebarionska snov. Najbolj priljubljen kandidat je WIMPS (masivni delci s šibko interakcijo), katerih masa je 10-100-krat večja od mase protona. Toda njihova interakcija z navadno snovjo je prešibka, zato jo je težje najti.

Nevtrine, masivne hipotetične delce, ki imajo večjo maso od nevtrinov, vendar je značilna njihova počasnost, zdaj zelo natančno preučujemo. Niso jih še našli. Manjši nevtralni aksiom in nedotaknjeni fotoni so prav tako obravnavani kot možni možnosti.

Druga možnost je, da je znanje o gravitaciji zastarelo in ga je treba posodobiti.

Nevidna temna snov in temna energija

Če pa nečesa ne vidimo, kako lahko dokažemo, da obstaja? In zakaj smo se odločili, da sta temna snov in temna energija nekaj resničnega?

Masa velikih predmetov se izračuna iz njihovega prostorskega gibanja. V petdesetih letih 20. stoletja so raziskovalci, ki so opazovali spiralne galaksije, domnevali, da se bo material blizu središča premikal veliko hitreje kot material dlje. Izkazalo pa se je, da se zvezde gibljejo z enako hitrostjo, kar je pomenilo, da je mase veliko več, kot so mislili prej. Plin, ki smo ga proučevali v eliptičnih vrstah, je pokazal enake rezultate. Isti zaključek se je predlagal sam: če bi nas vodila samo vidna masa, bi jate galaksij že zdavnaj propadle.

Albert Einstein je uspel dokazati, da so veliki univerzalni predmeti sposobni upogibati in izkrivljati svetlobne žarke. To jim je omogočilo uporabo kot naravne povečevalne leče. S preučevanjem tega procesa so znanstveniki lahko ustvarili zemljevid temne snovi.

Izkazalo se je, da večino našega sveta predstavlja še vedno nedosegljiva snov. Več zanimivosti o temni snovi boste izvedeli, če si boste ogledali video.

Temna snov

Fizik Dmitrij Kazakov o celotni energetski bilanci vesolja, teoriji skrite mase in delcih temne snovi:

Če govorimo o materiji, potem temna snov zagotovo prednjači odstotek. Toda na splošno zavzame le četrtino vsega. Vesolje je polno temna energija.

Od velikega poka se je vesolje začelo širiti, ki se nadaljuje še danes. Raziskovalci so verjeli, da bo sčasoma zmanjkalo začetne energije in se bo upočasnilo. Toda oddaljene supernove dokazujejo, da se vesolje ne ustavi, ampak pospeši. Vse to je mogoče le, če je količina energije tako velika, da premaga gravitacijski vpliv.

Temna snov in temna energija: razložena skrivnost

Vemo, da je vesolje večinoma temna energija. To je skrivnostna sila, ki povzroči, da vesolje poveča hitrost širjenja vesolja. Druga skrivnostna komponenta je temna snov, ki vzdržuje stik s predmeti samo zaradi gravitacije.

Znanstveniki ne morejo videti temne snovi z neposrednim opazovanjem, vendar je učinke mogoče preučiti. Uspe jim ujeti svetlobo, ki je ukrivljena zaradi gravitacijske sile nevidnih predmetov (gravitacijska leča). Opazijo tudi trenutke, ko se zvezda okoli galaksije vrti veliko hitreje, kot bi morala.

Vse to je razloženo s prisotnostjo ogromno neulovljiva snov, ki vpliva na maso in hitrost. Pravzaprav je ta snov zavita v tančico skrivnosti. Izkazalo se je, da raziskovalci raje ne morejo povedati, kaj je pred njimi, ampak kaj »to« ni.

Ta kolaž prikazuje slike šestih različnih galaksijskih jat, posnetih z uporabo vesoljski teleskop NASA Hubble. Jate so bile odkrite med poskusi proučevanja obnašanja temne snovi v jatah galaksij med njihovim trkom

Temna snov... temna. Ne proizvaja svetlobe in ni vidna v neposrednem pogledu. Zato izključujemo zvezde in planete.

Ne deluje kot oblak navadne snovi (takšni delci se imenujejo barioni). Če bi bili barioni prisotni v temni snovi, bi se to pokazalo pri neposrednem opazovanju.

Izključimo tudi črne luknje, ker delujejo kot gravitacijske leče, ki oddajajo svetlobo. Znanstveniki ne opazujejo dovolj dogodkov z lečami, da bi izračunali količino temne snovi, ki mora biti prisotna.

Čeprav je vesolje ogromno, se je vse začelo z najmanjšimi strukturami. Domneva se, da se je temna snov začela kondenzirati, da bi ustvarila "gradnike" z običajno snovjo, kar je povzročilo prve galaksije in grozde.

Za iskanje temne snovi znanstveniki uporabljajo različne metode:

• Veliki hadronski trkalnik.
• instrumenti, kot sta WNAP in vesoljski observatorij Planck.
• poskusi neposrednega pogleda: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP in ArDM.
• posredna detekcija: detektorji gama žarkov (Fermi), nevtrinski teleskopi (IceCube), detektorji antimaterije (PAMELA), rentgenski in radijski senzorji.

Metode iskanja temne snovi

Fizik Anton Baušev o šibkih interakcijah med delci, radioaktivnosti in iskanju sledi anihilacije:

Poglabljanje v skrivnost temne snovi in ​​temne energije

Niti enkrat znanstvenikom ni uspelo dobesedno vidimo temno snov, ker ne pride v stik z barionsko snovjo, kar pomeni, da ostaja nedosegljiva za svetlobo in druge sorte elektromagnetno sevanje. Toda raziskovalci so prepričani o njegovi prisotnosti, saj spremljajo vpliv na galaksije in jate.

Standardna fizika pravi, da bi se morale zvezde, ki se nahajajo na robovih spiralne galaksije, upočasniti. Vendar se izkaže, da se pojavijo zvezde, katerih hitrost ne upošteva načela lokacije glede na središče. To je mogoče pojasniti le z dejstvom, da zvezde čutijo vpliv nevidne temne snovi v haloju okoli galaksije.

Prisotnost temne snovi lahko razvozla tudi nekatere iluzije, opažene v globinah vesolja. Na primer prisotnost nenavadnih obročev in svetlobnih lokov v galaksijah. To pomeni, da svetloba iz oddaljenih galaksij prehaja skozi popačenje in je ojačana z nevidno plastjo temne snovi (gravitacijska leča).

Zaenkrat imamo nekaj idej o tem, kaj je temna snov. Glavna ideja so eksotični delci, ki niso v stiku z običajno snovjo in svetlobo, imajo pa moč v gravitacijskem smislu. Zdaj več skupin (nekatere uporabljajo veliki hadronski trkalnik) delajo na ustvarjanju delcev temne snovi, da bi jih preučevali v laboratoriju.

Drugi menijo, da je vpliv mogoče razložiti s temeljno spremembo gravitacijske teorije. Nato dobimo več oblik gravitacije, ki se bistveno razlikujejo od običajne slike in zakonitosti, ki jih postavlja fizika.

Razširjeno vesolje in temna energija

Situacija s temno energijo je še bolj zmedena in samo odkritje je v devetdesetih letih postalo nepredvidljivo. Fiziki so vedno mislili, da sila gravitacije deluje tako, da upočasni in nekega dne ustavi proces univerzalne širitve. Dve ekipi sta se lotili merjenja hitrosti in obe sta na svoje presenečenje zaznali pospešek. Kot bi vrgli jabolko v zrak in vedeli, da bo gotovo padlo, a se vedno bolj odmika od vas.

Postalo je jasno, da na pospešek vpliva določena sila. Poleg tega se zdi, da širše ko je vesolje, več "moči" ta sila pridobi. Znanstveniki so se odločili, da jo imenujejo temna energija.

Do danes skrivnost, od kod izvira temna snov, ni bila razrešena. Obstajajo teorije, ki kažejo, da je sestavljen iz nizkotemperaturnega medzvezdnega plina. V tem primeru snov ne more proizvajati nobenega sevanja. Vendar pa obstajajo teorije proti tej zamisli. Pravijo, da se plin lahko segreje, kar vodi v dejstvo, da postanejo navadne "barionske" snovi. To teorijo podpira dejstvo, da masa plina v hladnem stanju ne more odpraviti primanjkljaja, ki nastane.

O teorijah o temni snovi je toliko vprašanj, da se je vredno o tem podrobneje pozanimati.

Kaj je temna snov?

Vprašanje, kaj je temna snov, se je pojavilo pred približno 80 leti. Nazaj na začetku 20. stoletja. Takrat se je švicarski astronom F. Zwicky domislil, da je masa vseh galaksij v resnici večja od mase vseh tistih objektov, ki jih lahko z lastnimi plini vidimo v teleskop. Vsi številni namigi so namigovali, da je v vesolju nekaj neznanega, kar ima impresivno maso. Odločeno je bilo, da se tej nerazložljivi snovi da ime "temna snov".

Ta nevidna snov zavzema vsaj četrtino celotnega vesolja. Posebnost te snovi je, da njeni delci slabo delujejo med seboj in z običajnimi drugimi snovmi. Ta interakcija je tako šibka, da je znanstveniki ne morejo niti zaznati. Pravzaprav obstajajo samo znaki vpliva delcev.

S preučevanjem te problematike se ukvarjajo največji umi po vsem svetu, zato tudi največji svetovni skeptiki verjamejo, da bo možno ujeti delce snovi. Najbolj zaželen cilj je, da se to naredi v laboratorijskem okolju. Dela se izvajajo v rudnikih na velikih globinah; takšni pogoji za eksperimente so potrebni za odpravo motenj, ki jih povzročajo delci žarkov iz vesolja.

Obstaja možnost, da veliko nove informacije bo mogoče pridobiti zahvaljujoč sodobnim pospeševalcem, zlasti s pomočjo velikega hadronskega trkalnika.

Delci temne snovi imajo enega čudna lastnost- medsebojno uničenje. Kot posledica takšnih procesov se pojavijo sevanje gama, antidelci in delci (kot sta elektron in pozitron). Zato astrofiziki poskušajo najti sledi sevanja gama ali antidelcev. Za to se uporabljajo različne zemeljske in vesoljske instalacije.

Dokazi za obstoj temne snovi

Prve dvome o pravilnosti izračunov mase vesolja, kot je bilo že omenjeno, je delil astronom iz Švice F. Zwicky. Za začetek se je odločil izmeriti hitrost galaksij iz jate Coma, ki se gibljejo okoli središča. In rezultat njegovega dela ga je nekoliko zmedel, saj se je hitrost gibanja teh galaksij izkazala za večjo, kot je pričakoval. Poleg tega je to vrednost vnaprej izračunal. Toda rezultati niso bili enaki.

Zaključek je bil očiten: resnična masa grozda je bila veliko večja od navidezne. To bi lahko razložili s tem, da večine snovi, ki je v tem delu vesolja, ni mogoče videti, prav tako pa je nemogoče opazovati. Ta snov kaže svoje lastnosti le v obliki mase.

Številni gravitacijski poskusi so potrdili prisotnost nevidne mase v jatah galaksij. Teorija relativnosti ima nekaj razlage tega pojava. Če ji sledite, je vsaka masa sposobna deformirati prostor, poleg tega, kot leča, upogne neposredni tok svetlobnih žarkov. Jata galaksij povzroča popačenje, njen vpliv je tako močan, da postane opazen. Najbolj popačen je pogled na galaksijo, ki se nahaja neposredno za jato. To popačenje se uporablja za izračun, kako je snov porazdeljena v tej gruči. Tako se meri prava masa. Vedno se izkaže, da je nekajkrat večja od mase vidne snovi.

Štiri desetletja po delu pionirja na tem področju F. Zwickyja se je tega vprašanja lotil ameriški astronom V. Rubin. Preučevala je hitrost, s katero se snov, ki se nahaja na robovih galaksij, vrti okoli središča galaksije. Če sledimo Keplerjevim zakonom o gravitacijskih zakonih, potem obstaja določeno razmerje med hitrostjo vrtenja galaksij in razdaljo do središča.

Toda v resnici so meritve pokazale, da se hitrost vrtenja ne spreminja z večanjem razdalje do središča. Takšne podatke bi lahko razložili le na en način - snov galaksije ima enako gostoto tako v središču kot na robovih. Toda vidna snov je imela veliko večjo gostoto v središču in je bila značilna redkost na robovih, pomanjkanje gostote pa je bilo mogoče razložiti le s prisotnostjo neke snovi, ki ni bila vidna očesu.

Za razlago pojava je potrebno, da je te nevidne snovi v galaksijah skoraj 10-krat več kot snovi, ki jo lahko vidimo. Ta neznana snov se imenuje "temna snov" ali "temna snov". Do danes ta pojav ostaja najbolj zanimiva skrivnost za astrofizike.

Obstaja še en argument v prid dokazov o obstoju temne snovi. Izhaja iz izračunov, ki opisujejo proces nastanka galaksij. Menijo, da se je to začelo približno 300.000 let po velikem poku. Rezultati izračuna pravijo, da privlačnost med delci snovi, ki se je pojavila med eksplozijo, ni mogla kompenzirati kinetične energije iz širitve. To pomeni, da se snov ni mogla koncentrirati v galaksijah, vendar jo lahko vidimo danes.

To nerazložljivo dejstvo se imenuje galaktični paradoks; naveden je bil kot argument, ki uničuje teorijo velikega poka. Lahko pa pogledate z druge strani. Navsezadnje bi lahko delce najbolj navadne snovi pomešali z delci temne snovi. Potem postanejo izračuni pravilni in kako so nastale galaksije, v katerih se je nabralo veliko temne snovi, zaradi gravitacije pa so se jim že pridružili delci navadne snovi. Navsezadnje navadna snov predstavlja majhen del celotne mase vesolja.

Vidna snov ima relativno nizko gostoto v primerjavi s temno snovjo, ker je 20-krat gostejša. Zato je tistih 95% mase vesolja, ki manjkajo po izračunih znanstvenikov, temna snov.

Vendar je to vodilo do zaključka, da vse vidni svet, ki je bila preučena daleč naokoli, tako poznana in razumljiva, je le majhen dodatek k temu, kar v resnici obsega.

Vse galaksije, planeti in zvezde so le majhen delček nečesa, o čemer nimamo pojma. To je tisto, kar je izpostavljeno, a resnično nam je skrito.

Vprašanje izvora vesolja, njegove preteklosti in prihodnosti skrbi ljudi že od nekdaj. Skozi stoletja so nastajale in bile ovržene teorije, ki so na podlagi znanih podatkov ponujale sliko sveta. Einsteinova teorija relativnosti je bila velik šok za znanstveni svet. 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.

Stvari iz preteklih dni

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 propad vesolja, je Einstein uvedel količino, ki sistem privede v potrebno stacionarno stanje, hkrati pa je bila dejansko izmišljena in ni imela očitne osnove.

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 velikega poka. Glavna potrditev novih domnev je opaženo povečanje razdalje med galaksijami skozi čas. Gre namreč za merjenje hitrosti odstranjevanja sosednjih vesoljski sistemi in privedlo do oblikovanja hipoteze, da temna snov in temna energija obstajata.

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 ( barionska snov sestavljen iz bolj ali manj raziskanih protonov, nevtronov in elektronov). 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 sta temna snov in temna energija, ki sestavljata večino snovi v vesolju, za znanstvenike skrivnosti. Na vprašanje o njihovi naravi ni jasnega odgovora. Še več, morda to ni zadnja skrivnost, ki jo prostor skriva pred nami. Temna snov in energija sta lahko prag novih odkritij, ki bi lahko spremenila naše razumevanje strukture vesolja.

Vse, kar vidimo okoli sebe (zvezde in galaksije), ne predstavlja več kot 4-5% celotne mase v vesolju!

Po sodobnih kozmoloških teorijah je naše vesolje sestavljeno le iz 5 % navadne, tako imenovane barionske snovi, ki tvori vse opazljive objekte; 25 % temne snovi zaznane zaradi gravitacije; in temna energija, ki predstavlja kar 70 % vseh.

Izraza temna energija in temna snov nista povsem uspešna in predstavljata dobeseden, ne pa pomenski prevod iz angleščine.

V fizičnem smislu ti izrazi samo pomenijo, da te snovi ne interagirajo s fotoni, prav tako pa bi jih lahko imenovali nevidna ali prozorna snov in energija.

Mnogi sodobni znanstveniki so prepričani, da bodo raziskave, namenjene preučevanju temne energije in materije, verjetno pomagale odgovoriti na globalno vprašanje: kaj čaka naše vesolje v prihodnosti?

Skupine velikosti galaksije

Temna snov je snov, ki je najverjetneje sestavljena iz novih delcev, ki so v zemeljskih razmerah še neznani in ima lastnosti, ki so značilne za navadno snov. Tako kot običajne snovi se lahko na primer združuje v kepe in sodeluje pri gravitacijskih interakcijah. Toda velikost teh tako imenovanih grud lahko preseže celotno galaksijo ali celo jato galaksij.

Pristopi in metode za preučevanje delcev temne snovi

Trenutno znanstveniki po vsem svetu poskušajo na vse možne načine odkriti ali umetno pridobiti delce temne snovi v zemeljskih razmerah z uporabo posebej razvite ultra-tehnološke opreme in številnih različnih raziskovalnih metod, vendar doslej vsa njihova prizadevanja niso bila okronana. z uspehom.

Ena metoda vključuje izvajanje poskusov na visokoenergijskih pospeševalnikih, splošno znanih kot trkalniki. Znanstveniki, ki verjamejo, da so delci temne snovi 100-1000-krat težji od protona, domnevajo, da bi morali nastati pri trku navadnih delcev, pospešenih na visoke energije s trkalnikom. Bistvo druge metode je registracija delcev temne snovi, ki se nahajajo povsod okoli nas. Glavna težava pri registraciji teh delcev je, da kažejo zelo šibko interakcijo z navadnimi delci, ki so zanje sami po sebi transparentni. Pa vendar delci temne snovi zelo redko trčijo ob atomska jedra in obstaja nekaj upanja, da bomo ta pojav prej ali slej zabeležili.

Obstajajo še drugi pristopi in metode za preučevanje delcev temne snovi in ​​čas bo pokazal, kateri izmed njih bo prvi uspel, v vsakem primeru pa bo odkritje teh novih delcev najpomembnejši znanstveni dosežek.

Snov z antigravitacijo

Temna energija je še bolj nenavadna snov kot temna snov. Nima sposobnosti združevanja v kepe, zaradi česar je enakomerno razporejen po celotnem vesolju. Toda njegova trenutno najbolj nenavadna lastnost je antigravitacija.

Narava temne snovi in ​​črnih lukenj

Zahvaljujoč sodobnim astronomskim metodam je mogoče določiti hitrost širjenja vesolja v sedanjem času in simulirati proces njegove spremembe v zgodnejšem času. Kot rezultat tega so bile pridobljene informacije, da se trenutno, pa tudi v bližnji preteklosti, naše vesolje širi in tempo tega procesa se nenehno povečuje. Zato se je pojavila hipoteza o antigravitaciji temne energije, saj bi navadna gravitacijska privlačnost upočasnila proces "razpršenosti galaksij" in zavirala hitrost širjenja vesolja. Ta pojav ni v nasprotju splošna teorija relativnosti, hkrati pa mora imeti temna energija negativni tlak – lastnost, ki je nima nobena trenutno znana snov.

Kandidati za vlogo "Temne energije"

Masa galaksij v jati Abel 2744 je manj kot 5 odstotkov njene skupne mase. Ta plin je tako vroč, da sveti samo v rentgenskih žarkih (na tej sliki rdeče). Porazdelitev nevidne temne snovi (ki predstavlja približno 75 odstotkov mase grozda) je obarvana modro.

Eden od domnevnih kandidatov za vlogo temne energije je vakuum, katerega energijska gostota med širjenjem vesolja ostaja nespremenjena in s tem potrjuje podtlak vakuuma. Drugi domnevni kandidat je "kvintesenca" - prej neznano ultrašibko polje, ki domnevno prehaja skozi celotno vesolje. Obstajajo tudi drugi možni kandidati, vendar še noben od njih doslej ni prispeval k natančnemu odgovoru na vprašanje: kaj je temna energija? A že zdaj je jasno, da je temna energija nekaj povsem nadnaravnega, ki ostaja glavna skrivnost temeljne fizike 21. stoletja.

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 tak temen spremljevalec Siriusa neviden; optično so ga odkrili šele leta 1862. Izkazalo se je, da gre za belo pritlikavko, imenovano 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 je 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 galaksijskih jat in superjat, 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 so masivni kompaktni galaktični objekti), odkriti z učinkom 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 lahko osrednje območje galaksije štejemo 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 rentgenskih žarkov so bili zabeleženi plinasti halosi s temperaturami okoli 10 7 K. 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, ki je tipičen primer povprečne zvezde. Tako velika vrednost je običajno povezana z obstojem temne snovi.

2.2. Dinamika jat galaksij

Dinamika jat galaksij dokazuje obstoj temne snovi. Ko se gibanje sistema, katerega potencialna energija je enotna funkcija koordinat, pojavi v omejenem prostorskem območju, so časovno povprečne vrednosti kinetične in potencialne energije med seboj povezane z virialnim izrekom. Lahko se uporablja za oceno gostote snovi v grozdih veliko število galaksije.
Če je potencialna energija U homogena funkcija radijskih vektorjev r i stopnje k, potem sta U in kinetična energija T povezana kot 2T = kU. Ker je T + U = E = E, sledi, da

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

kjer 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.
Ta argument ima tudi slabosti. Virialna enačba je veljavna le pri povprečenju v daljšem časovnem obdobju, ko so zaprti sistemi v stanju ravnovesja. Vendar 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 eksperimentalnih dejstev brez uvajanja 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

Kot lahko vidite, je gostota vesolja zelo blizu kritični. Iz enačb Einstein-Friedmann-Lemaitre sledi (pri Λ = 0), da

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

Za nastanek galaksij so potrebne gostotne nehomogenosti. Galaksije so morale nastati v takšnih prostorskih območjih, kjer je bila gostota večja kot okoli njih, tako da so se zaradi gravitacijskega medsebojnega delovanja ta območja uspela združiti hitreje, kot je prišlo do njihovega redčenja zaradi splošnega širjenja.
Tovrstno kopičenje snovi pa bi se lahko začelo šele po nastanku atomov iz jeder in elektronov, tj. približno 150.000 let po velikem poku pri temperaturah okoli 3000 K (saj sta bila v zgodnjih fazah snov in sevanje v stanju dinamičnega ravnovesja: vsaka nastala kepa snovi je bila takoj uničena pod vplivom sevanja, istočasno pa je sevanje lahko ne pobegniti čez meje materije). Takratna opazna nihanja v gostoti navadne snovi so bila izključena do zelo nizkih ravni z izotropijo sevanja ozadja. Po stopnji nastajanja nevtralnih atomov sevanje preneha biti v stanju toplotnega ravnovesja s snovjo, zato se kasnejša nihanja gostote snovi ne odražajo več na naravi sevanja.
A če izračunamo časovni razvoj procesa stiskanja snovi, ki se je ravno takrat začel, se izkaže, da čas, ki je pretekel od takrat, ni dovolj za nastanek tako velikih struktur, kot so galaksije ali njihove jate. Očitno je treba zahtevati obstoj masivnih delcev, ki so zapustili stanje toplotnega ravnovesja več kot zgodnja faza, tako da imajo ti delci možnost, da se manifestirajo kot nekatera semena za kondenzacijo navadne snovi okoli njih. Takšni kandidati bi lahko bili tako imenovani delci WIMP. V tem primeru je treba upoštevati zahtevo, da je kozmično sevanje ozadja izotropno. Majhna anizotropija (10 -4) v sevanju kozmičnega mikrovalovnega ozadja (temperatura okoli 2,7 K) je bila odkrita šele pred kratkim s satelitom COBE.

III. Kandidati za temno snov

3.1. Barionska temna snov

Najočitnejši kandidat za temno snov bi bila navadna barionska snov, ki ne seva in ima ustrezno številčnost. Eno možnost bi lahko uresničil medzvezdni ali medgalaktični plin. Vendar bi se v tem primeru morale pojaviti značilne emisijske ali absorpcijske črte, ki niso zaznane.
Drug kandidat bi lahko bili rjavi pritlikavci - kozmična telesa z maso, bistveno manjšo od mase Sonca (M< 0.08M солнца). Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий. Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо, если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности фотометрической детектируемости небесных тел расстоянием в несколько световых лет особенно сложно оценить число таких объектов.
Del temne snovi bi lahko bili tudi zelo kompaktni objekti v zadnjih fazah zvezdnega razvoja (bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje). Ker skoraj vsaka zvezda med svojim življenjem doseže eno od teh treh končnih stopenj, mora biti pomemben del mase prejšnjih in težjih zvezd prisoten v nesevalni obliki kot bele pritlikavke, nevtronske zvezde ali črne luknje. Nekaj ​​te snovi se vrne v medzvezdni prostor z eksplozijami supernov ali na druge načine in sodeluje pri nastajanju novih zvezd. V tem primeru zvezd z maso M ne bi smeli upoštevati< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Zgornje meje možne gostote barionske snovi v vesolju lahko dobimo iz podatkov o začetni jedrski fuziji, ki se je začela približno 3 minute po velikem poku. Posebej pomembne so meritve trenutne vsebnosti devterija −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, saj je med prvotno jedrsko fuzijo nastal predvsem devterij. Čeprav se je devterij kasneje pojavil tudi kot vmesni produkt reakcij jedrske fuzije, se skupna količina devterija zaradi tega ni bistveno povečala. Analiza procesov, ki se pojavljajo na stopnji zgodnje jedrske fuzije, daje zgornjo mejo − Ω o,b< 0.1–0.2 для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной. Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения характера вращения галактик.
Po drugi strani pa je zdaj popolnoma jasno, da barionska snov sama po sebi ne more zadostiti zahtevi Ω = 1, ki izhaja iz inflacijskih modelov. Poleg tega ostaja nerešen problem nastanka galaksij. Vse to vodi do potrebe po obstoju nebarionske temne snovi, še posebej v primeru, ko se zahteva pogoj Ω = 1 pri ničelni kozmološki konstanti.

3.2. Nebarionska temna snov

Teoretični modeli ponujajo veliko izbiro možnih kandidatov za vlogo nebarionske temne snovi, med katerimi so: lahki in težki nevtrini, supersimetrični delci modelov SUSY, aksioni, kozmioni, magnetni monopoli, Higgsovi delci – povzeti so v tabeli. Tabela vsebuje tudi teorije, ki pojasnjujejo eksperimentalne podatke brez uvajanja temne snovi (časovno odvisna gravitacijska konstanta v ne-newtonski gravitaciji in kozmološka konstanta). Oznake: DM - temna snov, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - supersimetrične teorije, SUGRA - supergravitacija, QCD - kvantna kromodinamika, QED - kvantna elektrodinamika, GTR - splošna relativnostna teorija. Koncept WIMP (weakly interacting massive particles) se uporablja za označevanje delcev z maso večjo od nekaj GeV/c 2, ki sodelujejo le v šibkih interakcijah. Ob upoštevanju novih meritev kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja satelita COBE in rdečega premika satelita IRAS so pred kratkim ponovno preučili razporeditev galaksij na velikih razdaljah in nastanek velikih struktur v naši galaksiji. Na podlagi analize različnih modelov oblikovanja strukture je bilo ugotovljeno, da je možen samo en zadovoljiv model vesolja z Ω = 1, v katerem je temna snov mešane narave: 70 % obstaja v obliki hladne temne snovi in 30 % v obliki vroče temne snovi, pri čemer je slednja sestavljena iz dveh brezmasnih nevtrinov in enega nevtrina z maso 7,2 ± 2 eV. To pomeni oživitev prej zavrženega modela mešane temne snovi.

Lahki nevtrini

Za razliko od vseh drugih kandidatov za temno snov imajo nevtrini izrazito prednost, saj vemo, da obstajajo. Njihova razširjenost v vesolju je približno znana. Da bi bili nevtrini kandidati za temno snov, morajo zagotovo imeti maso. Da bi dosegli kritično gostoto vesolja, morajo mase nevtrinov ležati v območju nekaj GeV/c 2 ali v območju od 10 do 100 eV/c 2 .
Kot takšni kandidati so možni tudi težki nevtrini, saj kozmološko pomemben produkt m ν exp(-m ν /kT f) postane majhen tudi pri velikih masah. Tu je Tf temperatura, pri kateri težki nevtrini prenehajo biti v stanju toplotnega ravnovesja. Ta Boltzmannov faktor podaja številčnost nevtrinov z maso m ν glede na številčnost brezmasnih nevtrinov.
Za vsako vrsto nevtrinov v vesolju je gostota nevtrinov povezana z gostoto fotonov z razmerjem n ν = (3/11)n γ. Strogo gledano je ta izraz veljaven samo za lahke Majoranine nevtrine (za Diracove nevtrine je v določenih okoliščinah treba uvesti še en statistični faktor, enak dve). Gostoto fotonov je mogoče določiti na podlagi kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja 3 K in doseže n γ ≈ 400 cm -3 .

delec	Teža	Teorija	Manifestacija
G(R)	-	Ne-Newtonova gravitacija	Prozoren DM v merilu
Λ (prostorska konstanta)	-	GTO	Ω=1 brez DM
Axion, majaron, goldstone. bozon	10 -5 eV	QCD; kršitev sim.	Pechei-Quina
Hladni DM	Navaden nevtrino	10-100 eV	GUT
Vroč DM	Navaden nevtrino	Svetloba higgsino, fotino, gravitino, aksino, sneutrino
SUSY/DM	Parafoton	20-400 eV	Modifikator QED
Vroč, topel DM	Desni nevtrini	500 eV	Superšibka interakcija
Topel DM	Desni nevtrini	Gravitino itd.	Superšibka interakcija
SUSY/SUGRA	Fotin, gravitino, aksion, ogledala. delci, Simpsonov nevtrino	Gravitino itd.	keV
Toplo/hladno DM	Fotino, snevtrino, higgsino, gluino, težki nevtrino	Gravitino itd.	Pechei-Quina
MeV	Fotino, snevtrino, higgsino, gluino, težki nevtrino	Gravitino itd.	Senčna zadeva Toplo/hladno
(kot barioni) DM	Preon	20-200 TeV	Pechei-Quina
Sestavljeni modeli	Monopol	10-100 eV	Pechei-Quina
10 16 GeV	Pirgon, maksimon, pol Perry, newtorit, Schwarzschild	10 19 GeV	Pechei-Quina
Teorije višjih dimenzij	Pirgon, maksimon, pol Perry, newtorit, Schwarzschild	Gravitino itd.	Pechei-Quina
Superstrune	Quark "nuggets"	10 15 g	Pechei-Quina
QCD, GUT	Vesolje strune, domenske stene	10-100 eV	(10 8 -10 10)M sonce
Nastanek galaksij morda ne bo veliko prispeval k	Cosmion	4-11 GeV	Problem z nevtrini
Nastanek nevtrinskega toka na Soncu	Črne luknje	GTO	Pechei-Quina

10 15 -10 30 g

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
Ker je gostota nevtrinov enakega reda velikosti kot gostota fotonov, je nevtrinov približno 10 9-krat več kot barionov, torej celo nizka masa nevtrini lahko določajo 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 razdrobljenostjo teh primarnih struktur (model od zgoraj navzdol). Vendar se ta pristop sooča s težavami, ko razmišljamo o oblikovanju zelo majhnih struktur, kot je npr pritlikave galaksije. Da bi pojasnili nastanek precej masivnih kompresij, je treba upoštevati tudi Paulijevo načelo za fermione.

Težki nevtrini

Po podatkih LEP in SLAC, povezanih z natančnimi meritvami širine razpada bozona Z 0, obstajajo samo tri vrste lahkih nevtrinov in obstoj težkih nevtrinov do masnih vrednosti 45 GeV/c 2 je izključen.
Ko so nevtrini s tako velikimi masami zapustili stanje toplotnega ravnovesja, so že imeli nerelativistične hitrosti, zato jih imenujemo hladni delci temne snovi. Prisotnost težkih nevtrinov bi lahko vodila do zgodnjega gravitacijskega stiskanja snovi. V tem primeru bi najprej nastale manjše strukture. Jate in superjate galaksij bi nastale kasneje s kopičenjem posameznih skupin galaksij (model od spodaj navzgor).

Aksioni

Aksioni so hipotetični delci, ki nastanejo v povezavi s problemom kršitve CP v močna interakcija(θ-problem). Obstoj takega psevdoskalarnega delca je posledica zloma Pechey-Quinove kiralne simetrije. Masa aksiona je podana z

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

Večina supersimetričnih teorij vsebuje en stabilen delec, ki je novi kandidat za temno snov. Obstoj stabilnega supersimetričnega delca izhaja iz ohranitve multiplikativnega kvantnega števila, tako imenovane paritete R, ki ima vrednost +1 za navadne delce in –1 za njihove superpartnerje. tam je Ohranitveni zakon R-paritete. V skladu s tem ohranitvenim zakonom lahko delci SUSY nastanejo le v parih. Delci SUSY lahko razpadejo samo na liho število delcev SUSY. Zato mora biti najlažji supersimetrični delec stabilen.
Možno je kršiti zakon o ohranitvi R-paritete. Kvantno število R je povezano z barionskim številom B in leptonskim številom L z razmerjem R = (–1) 3B+L+2S, kjer je S spin delca. Z drugimi besedami, kršitev B in/ali L lahko povzroči napako parnosti R. Vendar pa obstajajo zelo stroge omejitve glede možnosti kršitve paritete R.
Predpostavlja se, da najlažji supersimetrični delec (LSP) ne sodeluje niti v elektromagnetnih niti v močnih interakcijah. V nasprotnem primeru bi se združil z običajno snovjo in trenutno izgledal kot nenavaden težek delec. Potem bi bila številčnost takega LSP, normalizirana na številčnost protona, enaka 10 -10 za močno interakcijo in 10 -6 za elektromagnetno. Te vrednosti niso skladne z eksperimentalnimi zgornjimi mejami: n(LSP)/n(p)< 10 -15 - 10 -30 . Приведенные оценки зависят от масс и в данном случае отвечают области масс 1 ГэВ < m LSP c 2 < 10 7 ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в слабом.
Med možnimi kandidati za vlogo nevtralnega najlažjega supersimetričnega delca sta fotino (S = 1/2) in zino (S = 1/2), ki ju običajno imenujemo gaijino, pa tudi higgsino (S = 1/2), snevtrino (S = 0) in gravitino (S = 3/2). V večini teorij je delec LSP linearna kombinacija zgoraj omenjenih delcev SUSY s spinom 1/2. Masa tega tako imenovanega nevtralina naj bi bila najverjetneje večja od 10 GeV/c 2 . Upoštevanje delcev SUSY kot temne snovi je še posebej zanimivo, saj so se pojavili v popolnoma drugačnem kontekstu in niso bili posebej predstavljeni za rešitev problema (nebarionske) temne snovi. Cosmions Cosmions so bili prvotno predstavljeni za rešitev problema sončnih nevtrinov. Zaradi velike hitrosti gredo ti delci skoraj neovirano skozi površino zvezde. V osrednjem delu zvezde trčijo z jedri. Če je izguba energije dovolj velika, potem ne morejo več zapustiti te zvezde in se čez čas kopičijo v njej. Znotraj Sonca zajeti kozmioni vplivajo na naravo prenosa energije in s tem prispevajo k ohlajanju osrednjega območja Sonca. To bi povzročilo manjšo verjetnost proizvodnje nevtrinov od 8 V in bi pojasnilo, zakaj je tok nevtrinov, izmerjen na Zemlji, manjši od pričakovanega. Da bi rešili ta problem nevtrinov, mora biti masa kozmiona v območju od 4 do 11 GeV/c 2, presek interakcije kozmionov s snovjo pa mora imeti vrednost 10 -36 cm 2. Vendar se zdi, da eksperimentalni podatki izključujejo takšno rešitev problema sončnih nevtrinov.

Topološke napake prostora-časa

Poleg zgornjih delcev lahko k temni snovi prispevajo tudi topološke napake. Predpostavlja se, da je v zgodnjem vesolju pri t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K prišlo do kršitve simetrije GUT, kar je privedlo do ločitve interakcij, ki jih opisujejo skupine SU(3) in SU(2)×U (1). Higgsovo polje dimenzije 24 je pridobilo določeno poravnavo, orientacija faznih kotov spontanega lomljenja simetrije pa je ostala poljubna. Kot posledica tega faznega prehoda bi se morale oblikovati prostorske regije z različnimi orientacijami. Ta območja so se sčasoma povečala in sčasoma prišla v stik med seboj.
Glede na sodobne ideje topološko stabilne defektne točke, ki so nastale na mejnih površinah, kjer so se srečala območja z različnimi orientacijami. Lahko imajo dimenzije od nič do tri in so sestavljeni iz vakuuma neprekinjene simetrije. Po prekinitvi simetrije ima ta začetni vakuum zelo visoko energijo in gostoto snovi.
Najpomembnejši so točkasti defekti. Nositi morajo izoliran magnetni naboj, tj. so magnetni monopoli. Njihova masa je povezana s temperaturo faznega prehoda in je približno 10 16 GeV/c 2. Do sedaj, kljub intenzivnemu iskanju, obstoj tovrstnih objektov ni bil zabeležen.
Podobno kot magnetni monopoli lahko nastanejo tudi linearni defekti – kozmični struni. Ti nitasti predmeti imajo značilno linearno masno gostoto reda 10 22 g∙cm –1 in so lahko zaprti ali odprti. Zaradi gravitacijske privlačnosti so lahko služile kot semena za kondenzacijo snovi, zaradi česar so nastale galaksije.
Velike mase bi omogočile zaznavanje takšnih strun z učinkom gravitacijskih leč. Strune bi tako upogibale okoliški prostor, da bi nastala dvojna slika objektov za njimi. Svetlobo iz zelo oddaljenih galaksij bi ta struna lahko odklonila v skladu z zakoni splošne teorije gravitacije. Opazovalec na Zemlji bi videl dve sosednji zrcalni podobi galaksij z enako spektralno sestavo. Ta učinek gravitacijske leče je bil že odkrit za oddaljene kvazarje, kjer je galaksija, ki se nahaja med kvazarjem in Zemljo, služila kot gravitacijska leča.
Obravnavana je tudi možnost superprevodnega stanja v kozmičnih strunah. Električno nabiti delci, kot so elektroni v simetričnem vakuumu strune, bi bili brezmasni, ker svojo maso pridobijo le s prebojem simetrije skozi Higgsov mehanizem. Tako lahko tu nastanejo pari delec-antidelec, ki se gibljejo s svetlobno hitrostjo, z zelo malo porabe energije. Posledično nastane superprevodni tok. Superprevodne strune bi se lahko vzbujale zaradi interakcije z nabitimi delci in to vzbujanje bi odstranili z oddajanjem radijskih valov.
Upoštevane so tudi napake višjih dimenzij, vključno z dvodimenzionalnimi "domenskimi stenami" in zlasti tridimenzionalnimi napakami ali "teksturami". Drugi eksotični kandidati

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 matematičnega vidika je mogoče dobiti teorije superstrun brez anomalij le za merilni skupini SO(32) in E 8 *E 8". Slednja se deli na dva sektorja, od katerih eden opisuje navadno snov, drugi pa ustreza na senčno snov (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)

Sprva je kozmološko konstanto Λ v poljske enačbe splošne teorije relativnosti uvedel Einstein, da bi po takratnih pogledih zagotovil stacionarnost vesolja. Ko pa je konec dvajsetih let našega stoletja Hubble odkril širjenje vesolja, se je izkazalo, da je to nepotrebno. Zato so začeli verjeti, da je Λ = 0. Vendar v okviru sodobne teorije polje, to kozmološko konstanto interpretiramo kot gostoto energije vakuuma ρ v. Velja naslednja enačba:

Primer Λ = 0 ustreza predpostavki, da vakuum ne prispeva k energijski gostoti. Ta slika ustreza idejam klasične fizike. V kvantni teoriji polja vakuum vsebuje različna 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 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)

Ta teorija predpostavlja, da se zakon gravitacije razlikuje od običajne Newtonove oblike in je naslednji:

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

Časovna odvisnost gravitacijske konstante G(t) bi lahko bila zelo pomembna za proces nastajanja galaksij. Vendar pa doslej natančne meritve niso pokazale časovne spremembe G.

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.