Temná hmota a temná energia vo vesmíre. Temná hmota - čo to je

Prvým vedcom, ktorý teoreticky zdôvodnil a vypočítal možnosť existencie skrytej neznámej hmoty, bol švajčiarsky astronóm bulharského pôvodu Fritz Zwicky. Pomocou Dopplerových metód vedec vypočítal rýchlosti ôsmich galaxií nachádzajúcich sa v súhvezdí Bereniky. Vo vedeckej literatúre sa niekedy nachádza aj iné romantické meno - Veronikine vlasy.

Temná hmota a temná energia

História objavu neznámej hmoty

Logika Zwickyho výpočtov bola nasledovná. Gravitačné pole by malo udržať galaxie v ich zhluku. Na základe tejto polohy sa vypočíta požadovaná hmotnosť. Galaxie vyžarujú svetlo, takže možno vypočítať inú hodnotu galaktickej hmotnosti. Tieto dve hodnoty sa mali zhodovať, ale nestalo sa tak. Hodnoty sa veľmi líšili. Na to, aby gravitačné pole zabránilo galaxiám odletieť od seba, bola potrebná oveľa väčšia hmotnosť.

Práve tejto chýbajúcej časti dal Zwicky názov „temná hmota“

Ako ukázali výpočty vedca, v súhvezdí je oveľa menej bežnej hmoty ako temnej hmoty. Zwicky publikoval svoje výsledky v neznámom časopise Helvetica Physica Acta .

Počas nasledujúcich 40 rokov sa však astrofyzici snažili nevšimnúť si taký alarmujúci a vynikajúci výsledok.

V roku 1970 Vera Rubin a W.K Ford prvýkrát študovali rotačné pohyby tajomná hmlovina Andromeda. O niečo neskôr sa študoval pohyb viac ako 60 galaxií. Štúdie ukázali, že rýchlosť rotácie galaxií je oveľa väčšia ako rýchlosť poskytovaná ich zdanlivou pozorovateľnou hmotnosťou. Výsledný komplex nespochybniteľných pozorovaných faktov je dôkazom existencie skrytej neznámej hmoty.

Temná hmota. Anatolij Vladimirovič

Všeobecné predstavy o neznámych časticiach neznámej hmoty

Fyzici pri svojom výskume niekedy používajú ťažko dostupné Obyčajní ľudia metódy na identifikáciu neznámych objektov vesmíru. Pevne stanovenými a experimentálne overenými modelmi načrtávajú neznáme javy a začínajú pomaly „lisovať“ tvrdohlavý fenomén, trpezlivo čakajúc na potrebné informácie z neho.

Temná hmota však ukazuje skutočnú gravitačnú odvahu vedeckej zvedavosti fyzikov.

Skrytá hmota sa zhlukuje rovnakým spôsobom ako bežná hmota a vytvára galaxie a ich zhluky. Toto je možno jediná podobnosť medzi dobre známou viditeľnou hmotou a neznámou hmotou, ktorej podiel v energetickej „banke“ vesmíru je 25 %.

Tento neznámy akcionár nášho Vesmíru má jednoduché vlastnosti. Dostatočne chladná skrytá hmota ochotne interaguje so svojím viditeľným susedom (najmä s baryónmi) výlučne z hľadiska gravitácie. Treba si uvedomiť, že kozmická hustota baryónov je niekoľkonásobne menšia ako hustota skrytej hmoty. Táto prevaha v hustote mu umožňuje skutočne „riadiť“ gravitačný potenciál vesmíru.

Vedci naznačujú, že materiálne zloženie hmoty– sú to nové neznáme častice. Tie však ešte neboli objavené. Je známe, že sa nerozpadajú na ešte menšie prvky Prírody. Inak by v časovom rozpätí Vesmíru už prešli procesom rozkladu. Preto tento fakt hovorí výrečne v prospech toho, že existuje a nový zákon konzervácia, zakazujúca rozpad častíc. Zatiaľ však otvorené nie je.

Ďalej, temná hmota „nerada“ interaguje so známymi časticami. Vzhľadom na túto okolnosť nemožno pozemskými pokusmi určiť zloženie skrytej hmoty. Povaha častíc zostáva neznáma.

Strážcovia frekvencie - Heterogénny vesmír

Aké sú spôsoby hľadania častíc temnej hmoty?

Uveďme niekoľko spôsobov.

1. Mám tušenie že protóny sú o 2-3 rády ľahšie ako neznáme častice. V tomto prípade sa môžu zrodiť pri zrážkach s viditeľnými časticami, ak sú v urýchľovači urýchlené na veľmi vysoké energie.
2. nadobudol som dojem že neznáme častice sú niekde tam vonku, vo vzdialených galaxiách. Nielen tam, ale aj blízko nás. Predpokladá sa, že v jednom kubickom metre ich počet môže dosiahnuť 1000 kusov. Zrážkam s atómovými jadrami známej látky sa však radšej vyhýbajú. Aj keď sa takéto prípady stávajú a vedci dúfajú, že ich zaregistrujú.
3. Neznáme častice skryté masy sa navzájom ničia. Keďže bežná hmota je pre nich úplne priehľadná, môžu spadnúť do a. Jedným z produktov anihilačného procesu je neutríno, ktoré má schopnosť ľahko preniknúť cez celú hrúbku Slnka a Zeme. Registrácia takýchto neutrín môže odhaliť neznáme častice.

Aká je povaha skrytej hmoty?

Vedci načrtli tri smery pri štúdiu podstaty temnej hmoty.

1. Baryonická temná hmota.

Za tohto predpokladu sú všetky častice dobre známe. Ale ich žiarenie sa prejavuje tak, že sa nedá zistiť.

• obyčajná hmota, vysoko rozptýlená v priestore medzi galaxiami;
• masívne astrofyzikálne halo objekty (MACHO).

Tieto objekty, obklopujúce galaxie, sú relatívne malé. Majú veľmi slabé žiarenie. Tieto vlastnosti znemožňujú ich odhalenie.

Telá môžu obsahovať nasledujúce objekty:

• hnedí trpaslíci;
• bieli trpaslíci;
• čierne diery;
• neutrónové hviezdy.

Vyhľadávanie vyššie uvedených objektov sa vykonáva pomocou gravitačné šošovky.

1. Nebaryonická temná hmota.

Zloženie látky nie je známe. Sú dve možnosti:

• studená hmota, ktorá by mohla zahŕňať fotinos, axióny a kvarkové zrazeniny;
• horúca hmota (neutrína).

1. Nový pohľad na gravitáciu.

Pravdivosť teórie

Je možné, že medzigalaktické vzdialenosti nás prinútia pozrieť sa na rokmi overenú teóriu gravitácie z nového uhla galaktického videnia.

Vlastnosti tajnej hmoty treba ešte len objaviť. Je možné, aby to človek vedel a čo urobí s takým bohatstvom - na tieto otázky odpovie iba budúcnosť.

Pojem „tmavá hmota“ (alebo skrytá hmota) sa používa v rôznych oblastiach vedy: kozmológia, astronómia, fyzika. Je to o o hypotetickom objekte – forme priestorového a časového obsahu, ktorý priamo interaguje s elektromagnetická radiácia a nenechá ho prejsť cez seba.

Temná hmota – čo to je?

Od nepamäti sa ľudia zaoberali pôvodom vesmíru a procesmi, ktoré ho formujú. V dobe techniky sa uskutočnili dôležité objavy a teoretický rámec sa výrazne rozšíril. V roku 1922 britský fyzik James Jeans a holandský astronóm Jacobus Kapteyn zistili, že väčšina galaktickej hmoty je neviditeľná. Potom sa prvýkrát použil termín tmavá hmota - ide o látku, ktorú nemožno vidieť žiadnou z metód známych ľudstvu. Prítomnosť tajomnej látky naznačujú nepriame znaky - gravitačné pole, ťažkosť.

Temná hmota v astronómii a kozmológii

Za predpokladu, že všetky objekty a časti vo vesmíre sa navzájom priťahujú, astronómovia dokázali nájsť množstvo viditeľného priestoru. Zistila sa však nezrovnalosť v skutočných a predpokladaných hmotnostiach. A vedci zistili, že existuje neviditeľná hmota, ktorá tvorí až 95 % všetkých neznámych esencií vo vesmíre. Tmavá hmota vo vesmíre má tieto vlastnosti:

• podlieha gravitácii;
• ovplyvňuje iné vesmírne objekty,
• slabo interaguje s reálny svet.

Temná hmota - filozofia

Temná hmota zaujíma vo filozofii zvláštne miesto. Táto veda sa zaoberá štúdiom svetového poriadku, základov existencie, systému viditeľných a neviditeľných svetov. Ako základný princíp sa brala určitá substancia, určená priestorom, časom a okolitými faktormi. Záhadná temná hmota vesmíru, objavená oveľa neskôr, zmenila chápanie sveta, jeho štruktúru a vývoj. Vo filozofickom zmysle je neznáma látka, ako zrazenina energie priestoru a času, prítomná v každom z nás, preto sú ľudia smrteľní, pretože pozostávajú z času, ktorý má svoj koniec.

Prečo je potrebná temná hmota?

Len malá časť vesmírnych objektov (planét, hviezd atď.) je viditeľná hmota. Podľa štandardov rôznych vedcov temná energia a temná hmota zaberajú takmer celý priestor vo vesmíre. Prvý predstavuje 21-24%, zatiaľ čo energia zaberá 72%. Každá látka je nejasná fyzickej povahy má svoje funkcie:

1. Čierna energia, ktorá neabsorbuje ani nevyžaruje svetlo, odtláča predmety preč, čo spôsobuje rozpínanie vesmíru.
2. Galaxie sú postavené na báze skrytej hmoty, ktorej sila priťahuje predmety vonkajší priestor, drží ich na mieste. To znamená, že spomaľuje expanziu vesmíru.

Z čoho sa skladá temná hmota?

Vnútri temná hmota slnečná sústava– to je niečo, čo sa nedá dotknúť, preskúmať a dôkladne preštudovať. Preto existuje niekoľko hypotéz týkajúcich sa jeho povahy a zloženia:

1. nie vedecky známyčastice podieľajúce sa na gravitácii sú súčasťou tejto látky. Nie je možné ich odhaliť ďalekohľadom.
2. Úkazom je zhluk malých čiernych dier (nie väčších ako Mesiac).

Je možné rozlíšiť dva typy skrytej hmoty v závislosti od rýchlosti jej častíc a hustoty ich akumulácie.

1. Horúce. Nestačí vytvárať galaxie.
2. Chladný. Pozostáva z pomalých, masívnych zrazenín. Týmito komponentmi môžu byť axióny a bozóny známe vede.

Existuje temná hmota?

Všetky pokusy o meranie predmetov neprebádanej fyzickej povahy nepriniesli úspech. V roku 2012 sa skúmal pohyb 400 hviezd okolo Slnka, ale prítomnosť skrytej hmoty vo veľkých objemoch sa nedokázala. Aj keď temná hmota v skutočnosti neexistuje, existuje teoreticky. S jeho pomocou sa vysvetľuje umiestnenie objektov vo vesmíre na ich miestach. Niektorí vedci nachádzajú dôkazy o skrytej kozmickej hmote. Jeho prítomnosť vo vesmíre vysvetľuje skutočnosť, že kopy galaxií sa nerozletujú rôznymi smermi a držia sa spolu.

Temná hmota – zaujímavé fakty

Povaha skrytej hmoty zostáva záhadou, no naďalej zaujíma vedecké mysle na celom svete. Pravidelne sa vykonávajú experimenty, pomocou ktorých sa snažia študovať samotnú látku a jej vedľajšie účinky. A fakty o nej sa stále množia. Napríklad:

1. Toľko vychvaľovaný Veľký hadrónový urýchľovač, najvýkonnejší urýchľovač častíc na svete, páli na všetky valce, aby odhalil existenciu neviditeľnej hmoty vo vesmíre. Svetové spoločenstvo so záujmom očakáva výsledky.
2. Japonskí vedci vytvorili prvú mapu skrytej hmoty vo vesmíre na svete. Jeho dokončenie sa plánuje do roku 2019.
3. Nedávno teoretická fyzička Lisa Randall naznačila, že temná hmota a dinosaury sú prepojené. Táto látka poslala na Zem kométu, ktorá zničila život na planéte.

Zložkami našej galaxie a celého Vesmíru sú svetlá a temná hmota, teda viditeľné a neviditeľné objekty. Ak so štúdiom prvého moderná technológia zvláda, metódy sa neustále zdokonaľujú, potom je skúmanie skrytých látok veľmi problematické. Ľudstvo tento fenomén ešte nepochopilo. Neviditeľná, nehmotná, no všadeprítomná temná hmota bola a zostáva jednou z hlavných záhad vesmíru.

Temná hmota nie je tmavá preto, že je čierna, ale preto, že je to „tmavý kôň“ v doslovnom zmysle slova: nikto nevie, čo to je. Fyzici potrebujú temnú hmotu, aby vysvetlili nesúlad v zrýchlení rozpínania vesmíru a rozpor vo viditeľnej hmote hmoty. Temná hmota tvorí viac ako 95 % neviditeľnej hmoty vo vesmíre. Problém je v tom, že temná hmota slabo interaguje s reálnym svetom, len na úrovni gravitácie, takže ju momentálne nie je možné zachytiť, zaznamenať ani vytvoriť. A naše monitorovacie a vyhľadávacie nástroje sú príliš slabé na to, aby zachytili častice temnej hmoty, hoci práca v tejto oblasti už určite prebieha.

Európske laboratórium fyzikálneho výskumu CERN uviedlo, že plánuje nový experiment na hľadanie častíc spojených s temnou hmotou, o ktorej sa predpokladá, že tvorí asi 27 % vesmíru. Experiment bude prebiehať na rovnakom mieste, kde sa nachádza – v obrovskom laboratóriu v 27-kilometrovom tuneli na francúzsko-švajčiarskych hraniciach. Jeho úlohou bude hľadať „ľahké a slabo interagujúce častice“.

Úvod

Dostupné silné argumenty v prospech toho, že značná časť hmoty vo Vesmíre nič nevyžaruje ani nepohlcuje a je teda neviditeľná. Prítomnosť takejto neviditeľnej hmoty sa dá rozpoznať podľa jej gravitačnej interakcie s vyžarujúcou hmotou. Štúdie kôp galaxií a kriviek galaktickej rotácie poskytujú dôkazy o existencii tejto takzvanej temnej hmoty. Čiže podľa definície je temná hmota hmota, ktorá neinteraguje s elektromagnetickým žiarením, to znamená, že ho nevyžaruje ani neabsorbuje.
Prvá detekcia neviditeľnej hmoty sa datuje do minulého storočia. V roku 1844 Friedrich Bessel napísal v liste Karlovi Gaussovi, že nevysvetliteľná nepravidelnosť v pohybe Síria môže byť výsledkom jeho gravitačnej interakcie s niektorým susedným telesom, ktoré by v tomto prípade malo mať dosť veľkú hmotnosť. V čase Bessela bol taký temný spoločník Siriusa neviditeľný, bol opticky objavený až v roku 1862. Ukázalo sa, že áno biely trpaslík, nazývaný Sirius-B, zatiaľ čo samotný Sirius bol nazývaný Sirius-A.
Hustotu hmoty vo vesmíre ρ možno odhadnúť z pozorovaní pohybu jednotlivých galaxií. Zvyčajne sa ρ uvádza v jednotkách takzvanej kritickej hustoty ρ c:

V tomto vzorci je G gravitačná konštanta, H je Hubbleova konštanta, ktorá je známa s nízkou presnosťou (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Hubbleov vzorec pre rýchlosť expanzie vesmíru,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

Pre ρ > ρ с je Vesmír uzavretý, t.j. Gravitačná interakcia je dostatočne silná na to, aby expanzia vesmíru ustúpila kompresii.
teda kritická hustota je dané výrazom:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3.

Kozmologická hustota Ω = ρ/ρ с, určená na základe dynamiky kopy a nadkopy galaxií, sa rovná 0,1< Ω < 0.3.
Z pozorovania povahy odstraňovania rozsiahlych oblastí vesmíru pomocou infračerveného astronomického satelitu IRAS sa zistilo, že 0,25< Ω < 2.
Na druhej strane, odhad baryónovej hustoty Ω b zo svietivosti galaxií dáva výrazne menšiu hodnotu: Ω b< 0.02.
Tento nesúlad sa zvyčajne považuje za náznak existencie neviditeľnej hmoty.
V poslednej dobe sa veľká pozornosť venuje problému hľadania temnej hmoty. Ak vezmeme do úvahy všetky formy baryonickej hmoty, ako je medziplanetárny prach, hnedí a bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery, ukáže sa, že na vysvetlenie všetkých pozorovaných javov je potrebný značný podiel nebaryonickej hmoty. Toto tvrdenie zostáva v platnosti aj po zohľadnení moderných údajov o takzvaných objektoch MACHO ( M.A. ssive C kompaktný H alo O objekty sú masívne kompaktné galaktické objekty) objavené pomocou efektu gravitačnej šošovky.

. Dôkaz temnej hmoty

2.1. Galaktické rotačné krivky

V prípade špirálových galaxií sa rýchlosť rotácie jednotlivých hviezd okolo stredu galaxie určuje z podmienky stálosti dráh. Prirovnanie odstredivých a gravitačných síl:

pre rýchlosť otáčania máme:

kde M r je celá hmotnosť hmoty vo vnútri gule s polomerom r. V prípade ideálnej guľovej alebo valcovej súmernosti sa vplyv hmoty nachádzajúcej sa mimo tejto gule vzájomne kompenzuje. Pri prvom priblížení možno centrálnu oblasť galaxie považovať za sférickú, t.j.

kde ρ je priemerná hustota.
Vo vnútornej časti galaxie sa očakáva lineárny nárast rýchlosti rotácie s rastúcou vzdialenosťou od stredu. Vo vonkajšej oblasti galaxie je hmotnosť M r takmer konštantná a závislosť rýchlosti od vzdialenosti zodpovedá prípadu s bodovou hmotnosťou v strede galaxie:

Rotačná rýchlosť v(r) je určená napríklad meraním Dopplerovho posunu v emisnom spektre oblastí He-II okolo O hviezd. Správanie experimentálne nameraných rotačných kriviek špirálových galaxií nezodpovedá poklesu v(r) s rastúcim polomerom. Štúdia 21 cm čiary (prechod hyperjemnej štruktúry v atóme vodíka) emitovaná medzihviezdnou hmotou viedla k podobnému výsledku. Stálosť v(r) pri veľkých hodnotách polomeru znamená, že s rastúcim polomerom rastie aj hmotnosť M r: M r ~ r. To naznačuje prítomnosť neviditeľnej hmoty. Hviezdy sa pohybujú rýchlejšie, než by sa na základe zdanlivého množstva hmoty očakávalo.
Na základe tohto pozorovania bola predpokladaná existencia sférického halo tmavej hmoty obklopujúceho galaxiu a zodpovedného za neklesajúce správanie rotačných kriviek. Sférické halo by navyše mohlo prispieť k stabilite tvaru disku galaxií a potvrdiť hypotézu o vzniku galaxií zo sférickej protogalaxie. Modelové výpočty uskutočnené pre Mliečnu dráhu, ktoré boli schopné reprodukovať rotačné krivky s prihliadnutím na prítomnosť halo, naznačujú, že značná časť hmoty musí byť v tomto halo. Dôkazy v prospech existencie sférických halo poskytujú aj guľové hviezdokopy – guľovité zhluky hviezd, ktoré sú najstaršími objektmi v galaxii a ktoré sú sféricky rozmiestnené.
Nedávny výskum transparentnosti galaxií však tento obraz spochybnil. Ak vezmeme do úvahy stupeň zakrytosti špirálových galaxií ako funkciu uhla sklonu, môžeme vyvodiť závery o transparentnosti takýchto objektov. Ak by bola galaxia úplne priehľadná, jej celková svietivosť by nezávisela od uhla, pod ktorým sa táto galaxia pozoruje, pretože všetky hviezdy by boli viditeľné rovnako dobre (ignorujúc veľkosť hviezd). Na druhej strane konštantný povrchový jas znamená, že galaxia nie je priehľadná. V tomto prípade pozorovateľ vidí vždy len vonkajšie hviezdy, t.j. vždy rovnaký počet na jednotku povrchu, bez ohľadu na uhol pohľadu. Experimentálne sa zistilo, že jas povrchu zostáva v priemere konštantný, čo by mohlo naznačovať takmer úplnú nepriehľadnosť špirálových galaxií. V tomto prípade nie je použitie optických metód na určenie hustoty hmoty vesmíru úplne presné. Dôkladnejšia analýza výsledkov meraní viedla k záveru, že molekulárne oblaky sú absorbujúcim materiálom (ich priemer je približne 50 ps a teplota je približne 20 K). Podľa viedenského zákona o vysídlení by takéto oblaky mali vyžarovať v submilimetrovej oblasti. Tento výsledok by mohol poskytnúť vysvetlenie správania sa kriviek rotácie bez predpokladu ďalšej exotickej tmavej hmoty.
Dôkazy o existencii tmavej hmoty sa našli aj v eliptických galaxiách. Plynné halo s teplotami okolo 10 7 K boli zaznamenané ich absorpciou röntgenového žiarenia. Rýchlosti týchto molekúl plynu sú väčšie ako rýchlosť expanzie:

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

za predpokladu, že ich hmotnosti zodpovedajú ich svietivosti. Pre eliptické galaxie je pomer hmotnosti k svietivosti asi o dva rády väčší ako u Slnka, čo je typický príklad priemernej hviezdy. Takáto veľká hodnota je zvyčajne spojená s existenciou temnej hmoty.

2.2. Dynamika kôp galaxií

Dynamika zhlukov galaxií poskytuje dôkazy o existencii temnej hmoty. Keď sa pohyb systému, ktorého potenciálna energia je homogénnou funkciou súradníc, vyskytuje v obmedzenej priestorovej oblasti, potom sú časovo spriemerované hodnoty kinetickej a potenciálnej energie navzájom spojené viriálnou vetou. Dá sa použiť na odhad hustoty hmoty v zhlukoch veľkého počtu galaxií.
Ak je potenciálna energia U homogénnou funkciou polomerových vektorov r i stupňa k, potom U a kinetická energia T súvisia ako 2T = kU. Keďže T + U = E = E, z toho vyplýva, že

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

kde E celková energia. Pre gravitačnú interakciu (U ~ 1/r) k = -1, teda 2T = -U. Priemerná kinetická energia zhluku N galaxií je daná vzťahom:

T=N /2.

Tieto N galaxie môžu navzájom interagovať v pároch. Preto existuje N(N–1)/2 nezávislých párov galaxií, ktorých celková priemerná potenciálna energia má tvar

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

S Nm = M a (N − 1) ≈ N pre dynamickú hmotnosť vyjde M ≈ 2 /G.
Priemerné merania vzdialenosti a priemerná rýchlosť uveďte hodnotu dynamickej hmotnosti, ktorá je približne o dva rády vyššia ako hmotnosť získaná analýzou svietivosti galaxií. Túto skutočnosť možno interpretovať ako ďalší dôkaz v prospech existencie temnej hmoty.
Aj tento argument má svoje slabiny. Virálna rovnica platí len pri priemerovaní za dlhé časové obdobie, keď sú uzavreté systémy v rovnovážnom stave. Merania kopy galaxií sú však niečo ako momentky. Kopy galaxií navyše nie sú uzavreté systémy, sú navzájom prepojené. Napokon nie je jasné, či dosiahli rovnovážny stav alebo nie.

2.3. Kozmologické dôkazy

Definícia kritickej hustoty pc bola uvedená vyššie. Formálne ho možno získať na základe newtonovskej dynamiky výpočtom kritickej rýchlosti expanzie sférickej galaxie:

Vzťah pre ρ c vyplýva z výrazu pre E, ak predpokladáme, že H = r"/r = ​​​​v/r.
Opis dynamiky Vesmíru je založený na Einsteinových rovniciach poľa (Všeobecná teória relativity - GTR). Sú trochu zjednodušené za predpokladu homogenity a izotropie priestoru. V Robertson-Walkerovej metrike je nekonečne malý lineárny prvok daný vzťahom:

kde r, θ, φ sú sférické súradnice bodu. Stupne voľnosti tejto metriky sú zahrnuté v parametri k a mierkovom faktore R. Hodnota k nadobúda iba diskrétne hodnoty (ak sa neberie do úvahy fraktálna geometria) a nezávisí od času. Hodnota k je charakteristikou modelu Vesmíru (k = -1 - hyperbolická metrika (otvorený vesmír), k = 0 - euklidovská metrika (plochý vesmír), k = +1 - sférická metrika (uzavretý vesmír)).
Dynamika vesmíru je úplne špecifikovaná mierkovou funkciou R(t) (vzdialenosť dvoch susedných bodov v priestore so súradnicami r, θ, φ sa mení s časom ako R(t)). V prípade sférickej metriky R(t) predstavuje polomer vesmíru. Táto funkcia mierky spĺňa rovnice Einstein-Friedmann-Lemaitre:

kde p(t) je celkový tlak a Λ je kozmologická konštanta, ktorá sa v rámci moderných kvantových teórií poľa interpretuje ako hustota energie vákua. Ďalej predpokladajme, že Λ = 0, ako sa to často robí na vysvetlenie experimentálnych faktov bez zavedenia temnej hmoty. Koeficient R 0 "/R 0 určuje Hubblovu konštantu H 0, kde index "0" označuje moderné hodnoty zodpovedajúcich veličín. Z vyššie uvedených vzorcov vyplýva, že pre parameter zakrivenia k = 0 je moderná kritická hodnota hustota Vesmíru je daná výrazom, ktorého hodnota predstavuje hranicu medzi otvoreným a uzavretým Vesmírom (táto hodnota oddeľuje scenár, v ktorom sa Vesmír večne rozpína ​​od scenára, v ktorom Vesmír očakáva kolaps na konci dočasnej expanzie fáza):

Často sa používa parameter hustoty

kde q 0 je parameter brzdenia: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Sú teda možné tri prípady:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – plochý vesmír,
Ω 0 > 1 – uzavretý vesmír.
Merania parametra hustoty poskytli odhad: Ω 0 ≈ 0,2, na základe čoho sa dá očakávať otvorený charakter Vesmíru. Mnohé teoretické koncepty sú však ťažko zlučiteľné s otvorenosťou vesmíru, napríklad problém takzvanej „plochosti“ a genéza galaxií.

Problém rovinnosti

Pretože hustota ρ(t) je úmerná 1/R(t) 3, potom pomocou výrazu pre Ω 0 (k sa nerovná 0) máme:

Hodnota Ω ≈ 1 je teda veľmi nestabilná. Akákoľvek odchýlka od dokonale plochého puzdra sa výrazne zväčšuje, keď sa vesmír rozširuje. To znamená, že počas pôvodnej jadrovej fúzie musel byť vesmír výrazne plochejší ako teraz.
Jedným z možných riešení tohto problému sú modely inflácie. Predpokladá sa, že expanzia raného vesmíru (v intervale medzi 10 -34 s a 10 -31 s po Veľký tresk) došlo exponenciálne vo fáze inflácie. V týchto modeloch je parameter hustoty zvyčajne nezávislý od času (Ω = 1). Existujú však teoretické náznaky, že hodnota parametra hustoty je v rozsahu 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Genéza galaxií

III. Kandidáti na temnú hmotu

3.1. Baryonická temná hmota

3.2. Nebaryonická temná hmota

Svetlé neutrína

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Ukazuje sa, že hmotnostná hustota neutrín je blízka kritickej hodnote, ak je splnená podmienka

kde g ν je štatistický faktor, ktorý zohľadňuje počet rôznych stavov helicity pre každý typ neutrína. Pre neutrína Majorana je tento faktor rovný 2. Pre Diracove neutrína by sa mal rovnať 4. Zvyčajne sa však predpokladá, že pravotočivé zložky opustili stav tepelnej rovnováhy oveľa skôr, takže môžeme tiež predpokladať, že g ν = 2 pre prípad Dirac.
Keďže hustota neutrín má rádovo rovnakú veľkosť ako hustota fotónov, existuje asi 10 9-krát viac neutrín ako baryónov, takže aj malá hmotnosť neutrín môže určovať dynamiku vesmíru. Na dosiahnutie Ω = ρ ν /ρ с = 1 sú potrebné hmotnosti neutrín m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, kde N ν je počet typov ľahkých neutrín. Experimentálne horné hranice pre hmotnosti troch známych typov neutrín sú: 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

Vo vesmíre, v ktorom dominujú neutrína, by sa požadovaný stupeň kompresie mohol stanoviť v relatívne neskorom štádiu, prvé štruktúry by zodpovedali superkopám galaxií. Zhluky galaxií a galaxie by sa teda mohli vyvinúť prostredníctvom fragmentácie týchto primárnych štruktúr (model zhora nadol). Tento prístup však čelí problémom pri zvažovaní tvorby veľmi malých štruktúr, ako sú trpasličie galaxie. Na vysvetlenie vzniku pomerne masívnych kompresií je potrebné vziať do úvahy aj Pauliho princíp pre fermióny.

Ťažké neutrína

Axions

Interakcia s fermiónmi a kalibračnými bozónmi je opísaná nasledujúcimi väzbovými konštantami:

Konštanta rozpadu axiónu f a je určený priemerom vákua Higgsovho poľa. Pretože f a je voľná konštanta, ktorá môže nadobudnúť akúkoľvek hodnotu medzi elektroslabými a Planckovými stupnicami, potom sa možné hodnoty hmotností axiónov menia o 18 rádov. Rozlišujú sa axóny DFSZ, ktoré priamo interagujú s elektrónmi, a takzvané hadrónové axióny, ktoré interagujú s elektrónmi len v prvom ráde poruchovej teórie. Všeobecne sa predpokladá, že axióny tvoria studenú tmavú hmotu. Aby ich hustota neprekročila kritickú hodnotu, je potrebné mať f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV už bolo experimentálne vylúčené, iné možnosti s nižšími hmotnosťami, a teda väčšie väzbové parametre sú tiež výrazne obmedzené rôznymi údajmi, predovšetkým astrofyzikálnymi.

Supersymetrické častice

Topologické defekty časopriestoru

1. Tieňová hmota. Za predpokladu, že struny sú jednorozmerné rozšírené objekty, teórie superstrun sa pokúšajú replikovať úspech supersymetrických modelov pri odstraňovaní divergencií aj v gravitácii a preniknúť do energetických oblastí za Planckovou hmotou. Z matematického hľadiska možno teórie superstrun bez anomálií získať iba pre skupiny kalibrov SO(32) a E 8 *E 8". Tie sa delia na dva sektory, z ktorých jeden popisuje bežnú hmotu, zatiaľ čo druhý zodpovedá na tieňovú hmotu (E 8 "). Tieto dva sektory môžu na seba pôsobiť iba gravitačne.
2. "Kvarkové nugety" boli navrhnuté v roku 1984. Ide o stabilné makroskopické objekty kvarkovej hmoty, pozostávajúce z u-, d- a s-kvarkov. Hustoty týchto objektov ležia v oblasti jadrovej hustoty 10 15 g/cm 3 a hmotnosti sa môžu pohybovať od niekoľkých GeV/c 2 až po hmotnosti neutrónových hviezd. Vznikajú počas hypotetického fázového prechodu QCD, ale vo všeobecnosti sa považujú za veľmi nepravdepodobné.

3.3. Modifikované teórie (kozmologická konštanta, teória MOND, časovo závislá gravitačná konštanta)

Prípad Λ = 0 zodpovedá predpokladu, že vákuum neprispieva k hustote energie. Tento obrázok zodpovedá predstavám klasickej fyziky. V kvantovej teórii poľa vákuum obsahuje rôzne kvantové polia, ktoré sú v stave s najnižšou energiou, ktorá sa nemusí nutne rovnať nule.
Berúc do úvahy nenulovú kozmologickú konštantu pomocou vzťahov

získame nižšiu kritickú hustotu a vyššiu hodnotu parametra hustoty, ako sa očakáva podľa vyššie uvedených vzorcov. Astronomické pozorovania založené na počtoch galaxií poskytujú hornú hranicu pre modernú kozmologickú konštantu
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

kde pre H 0,max sa používa hodnota 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Zatiaľ čo sa nenulová kozmologická konštanta ukázala ako nevyhnutná na interpretáciu ranej fázy evolúcie, niektorí vedci dospeli k záveru, že nenulová Λ by mohla hrať úlohu v neskorších štádiách vesmíru.
Kozmologická konštanta

môže viesť k hodnote Ω(Λ = 0), hoci v skutočnosti Ω(Λ ≠ 0). Parameter Ω(Λ = 0) definovaný z ρ 0 by poskytol Ω = 1, ako sa vyžaduje v inflačných modeloch, za predpokladu, že kozmologická konštanta je

Použitie číselných hodnôt H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 a Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 vedie k
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Hustota energie vákua zodpovedajúca tejto hodnote by mohla vyriešiť rozpor medzi pozorovanou hodnotou parametra hustoty a hodnotou Ω = 1 vyžadovanou modernými teóriami.
Okrem zavedenia nenulovej kozmologickej konštanty existujú aj iné modely, ktoré odstraňujú aspoň niektoré problémy bez zapojenia hypotézy temnej hmoty.

MOND teória (upravená newtonovská dynamika)

V tomto prípade bude príťažlivá sila väčšia a musí byť kompenzovaná rýchlejším periodickým pohybom, čo môže vysvetliť ploché správanie rotačných kriviek.

Časovo závislá gravitačná konštanta

Literatúra

1. G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Fyzika neurýchľovacích častíc."
2. C. Naranyan. "Všeobecná astrofyzika a kozmológia".
3. Bottino A. a kol., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.

Britskí vedci z Jodrell Bank Radio Astronomy Observatory veria, že dve tretiny nášho vesmíru pozostávajú z temnej hmoty (Dark Matter). Podľa iných odhadov obyčajná hmota tvorí nie viac ako 10 % skutočnej hmoty obsiahnutej vo vesmíre. Dalo by sa povedať, že 90 % hmoty vo vesmíre je záhadou. Ide o hmotu, ktorú nemožno pozorovať ďalekohľadom, ktorá neodráža lúče svetla a nevyžaruje fotóny v žiadnom rozsahu elektromagnetického spektra. V skutočnosti sa ukazuje, že existuje iný typ hmoty, nejaká neviditeľná látka, z ktorej je vesmír postavený.

Za jeden z významných dôkazov prítomnosti tmavej hmoty vo vesmíre možno považovať údaje získané v prvých rokoch 21. storočia na Hubblovom vesmírnom teleskope pomocou gravitačnej šošovky. Myungkook James Jee, H. Ford a ďalší výskumníci z Johns Hopkins University pri pozorovaní zrážky galaxií nachádzajúcich sa vo vzdialenosti päť miliárd svetelných rokov od nás zistili, že sú obklopené prstencom tmavej hmoty s priemerom 2,6 milióna svetla. rokov preč. Pozícia tmavej hmoty v tejto oblasti bola vypočítaná detekciou slabých skreslení žiarenia zo vzdialenejších galaxií, ktoré sa nachádzajú (pri pohľade zo Zeme) za zrážkovými hviezdnymi systémami.

Teraz sa zistilo, že najmenšie nepretržite existujúce zhluky tmavej hmoty zaberajú priestor tisíc svetelných rokov a hmotnosť takýchto fragmentov je desaťkrát väčšia ako hmotnosť Slnka.

Prvýkrát neviditeľnú hmotu oznámil švajčiarsky astronóm Fritz Zwicky v 30. rokoch minulého storočia. Všimol si, že kopu galaxií v súhvezdí Coma Berenices drží pohromade silnejšie gravitačné pole, niečo, čo by malo existovať na základe zdanlivej hmotnosti hmoty v oblasti. Pri bližšom skúmaní sa ukázalo, že svetelnej hmoty v týchto kopách galaxií bolo niekoľkonásobne menej, ako je potrebné na to, aby boli spolu kvôli sile gravitácie. Keďže nikto nezrušil zákon gravitácie, dokonca aj v tých vzdialených rokoch sa predpokladalo, že existuje nejaký druh neviditeľnej látky.

Moderné štúdie uskutočnené pomocou orbitálnej sondy WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ukazujú, že vo vesmíre je asi 5 % bežnej hmoty; 25 % pochádza z temnej hmoty a zvyšných 70 % pochádza z takzvanej temnej energie. K tomuto záveru dospeli odborníci z Princetonskej univerzity po analýze údajov zo sondy WMAP, ktorú v roku 2001 vypustila americká vesmírna agentúra NASA.

Nedávno sa však objavili hypotézy naznačujúce, že temná hmota nemusí existovať.

Emeritný profesor univerzity v Toronte John Moffat a Joel Brownstein z Kanadského inštitútu pre teoretickú fyziku vyvinuli teóriu modifikovanej gravitácie, ktorá plne vysvetľuje pozorované správanie kopy galaxií. Dvaja kanadskí fyzici sa zaobídu bez tmavej hmoty. Vstúpili do svojho teoretický vývoj takzvané gravitóny vznikajúce z vákua a najintenzívnejšie gravitóny sa rodia v blízkosti veľkých hmôt. Z čoho vyplýva, že v strede galaxie (kde sú sústredené veľké hmoty) sa dva objekty k sebe priťahujú silnejšie, ako keby boli na jej okraji.

* * *
Nech je to akokoľvek, každá neprehľadná situácia sa skôr či neskôr vyjasní. To isté sa stane s temnou hmotou: Čas sa s tým nevyhnutne vysporiada. Preto je najvyšším sudcom.