Тъмна материя. Тъмната материя на Вселената „отслабва“, твърдят руски физици

Играе решаваща роля в развитието на Вселената. Все още обаче малко се знае за това странно вещество. Професор Матиас Бартелман от Института за теоретична астрофизика в Хайделберг обяснява как са проведени изследванията на тъмната материя, като отговаря на редица въпроси на журналисти.

и как възниква?

Нямам идея! Все още никой. Вероятно се състои от тежки елементарни частици. Но никой не знае дали това наистина са частици. Във всеки случай те са много различни от всичко, което познавахме преди.

Дали е като да откриеш изцяло нов животински вид?

Да, точно така, това е добро сравнение.

Кой откри тъмната материя и кога?

През 1933 г. Фриц Цвики разглежда движението на галактиките в галактическите купове, което зависи от общата маса на купа. Изследователят забеляза, че галактиките, предвид изчислената им маса, се движат много бързо. Това беше първият намек за тъмна материя. Никоя известна материя не може да обясни защо звездите в галактиките се слепват: те трябва да се разлетят поради високата си скорост на въртене.

Гравитационна леща Снимка: Wissensschreiber

Какви други доказателства има?

Доста добро доказателство е ефектът на гравитационната леща. Далечните галактики ни изглеждат изкривени, защото светлинните лъчи се отклоняват от материята по пътя си. Все едно гледаш през набраздено стъкло. И ефектът е по-силен, отколкото би бил, ако съществуваше само видима материя.

Как изглежда тъмната материя?

Не може да се види, тъй като няма взаимодействие между тъмната материя и електромагнитното излъчване. Това означава, че не отразява светлината и не излъчва радиация.

Как тогава изучавате тъмната материя? Какви инструменти са необходими за изследване?

Ние не изучаваме специално тъмната материя, а само нейните проявления, например ефекта на гравитационната леща. Аз съм теоретик. Всъщност имам нужда само от моя компютър, химикал и лист хартия. Но също така използвам данни от големи телескопи в Хавай и Чили.

Възможно ли е да се изобрази тъмна материя?

Да, можете да създадете нещо като карта на разпространението му. Точно както линиите на възвишенията показват контурите на планината на географска карта, тук можете да видите по плътността на линиите къде има особено много тъмна материя.

Кога се появи тя?

Тъмната материя възниква или директно при Големия взрив, или 10 000-100 000 години по-късно. Но ние все още изучаваме това.

Колко тъмна материя съществува?

Никой не може да каже това със сигурност. Но въз основа на скорошни изследвания ние вярваме, че във Вселената има приблизително седем до осем пъти повече тъмна материя от видимата.

Компютърното моделиране показва разпространението на тъмната материя под формата на мрежа и виждаме нейното натрупване в най-светлите области
Снимка: Volker Springel

Има ли връзка между тъмната енергия и тъмната материя?

Вероятно не. Тъмната енергия задвижва ускореното разширяване на Вселената, докато тъмната материя държи галактиките заедно.

Откъде се е появила тя?

Тъмната материя вероятно е навсякъде, но не е разпределена равномерно – точно като видимата материя, тя образува бучки.

Какво означава тъмната материя за нас и нашия мироглед?

За ежедневието няма значение. Но в астрофизиката това е много важно, тъй като играе решаваща роля в развитието на Вселената.

От какво е направена нашата Вселена? 4,9% - видима материя, 26,8% тъмна материя, 68,3% - тъмна енергия Снимка: Wissensschreiber

Какво ще причини в бъдеще?

Вероятно нищо повече. Преди това беше много важно за развитието на Вселената. Днес тя само продължава да държи отделни галактики заедно. И тъй като Вселената продължава да се разширява, става все по-трудно да се появят нови структури от тъмна материя.

Ще бъде ли възможно в бъдеще директно да се изобрази тъмна материя с помощта на инструменти?

Да възможно е. Например, възможно е да се измерват вибрации, които възникват, когато частици тъмна материя се сблъскат с атоми в кристал. Същото се случва и в ускорител на частици: ако изглежда, че елементарни частици летят в неочаквана посока без причина, тогава вината може да е неизвестна частица. Тогава това би било още едно доказателство за съществуването на тъмна материя. Представете си: стоите на футболно игрище и пред вас има топка. Той внезапно отлита без видима причина. Трябва да го е ударило нещо невидимо.

Какво ви интересува най-много в работата ви?

Привлечен съм от предположението, че видимата материя е само малка част от цялото и нямаме представа за останалата част.

Благодаря ви за отделеното време. Надяваме се, че скоро ще научите още повече за тъмната материя!

Теоретична конструкция във физиката, наречена Стандартен модел, описва взаимодействията на всички елементарни частици, известни на науката. Но това е само 5% от материята, съществуваща във Вселената, останалите 95% са от напълно неизвестен характер. Какво представлява тази хипотетична тъмна материя и как учените се опитват да я открият? Хайк Акопян, студент от MIPT и служител на катедрата по физика и астрофизика, говори за това като част от специален проект.

Стандартният модел на елементарните частици, окончателно потвърден след откриването на бозона на Хигс, описва фундаменталните взаимодействия (електрослаби и силни) на обикновените частици, които познаваме: лептони, кварки и носители на сила (бозони и глуони). Оказва се обаче, че цялата тази огромна сложна теория описва само около 5-6% от цялата материя, докато останалата част не се вписва в този модел. Наблюденията на най-ранните моменти от нашата Вселена ни показват, че приблизително 95% от материята, която ни заобикаля, е от напълно непознато естество. С други думи, ние косвено виждаме присъствието на тази скрита материя поради нейното гравитационно влияние, но все още не сме успели директно да я уловим. Този феномен на скрита маса е наречен "тъмна материя".

Съвременната наука, особено космологията, работи според дедуктивния метод на Шерлок Холмс

Сега основният кандидат от групата WISP е аксионът, който възниква в теорията за силното взаимодействие и има много малка маса. Такава частица е способна да се превърне в двойка фотон-фотон в силни магнитни полета, което подсказва как може да се опита да я открие. Експериментът ADMX използва големи камери, които създават магнитно поле от 80 000 гауса (това е 100 000 пъти повече от магнитното поле на Земята). На теория такова поле трябва да стимулира разпадането на аксион в двойка фотон-фотон, която детекторите трябва да уловят. Въпреки многобройните опити, все още не е възможно да се открият WIMP, аксиони или стерилни неутрино.

Така преминахме през огромен брой различни хипотези, търсещи обяснение на странното присъствие на скритата маса, и след като отхвърлихме всички невъзможности с помощта на наблюдения, стигнахме до няколко възможни хипотези, с които вече можем да работим.

Отрицателният резултат в науката също е резултат, тъй като дава ограничения върху различни параметри на частиците, например елиминира обхвата на възможните маси. От година на година все повече и повече нови наблюдения и експерименти в ускорителите предоставят нови, по-строги ограничения върху масата и други параметри на частиците тъмна материя. Така, изхвърляйки всички невъзможни варианти и стеснявайки кръга от търсения, ден след ден се доближаваме до разбирането от какво се състои 95% от материята в нашата Вселена.

Ние сме на прага на откритие, което може да промени същността на представите ни за света. Говорим за природата на тъмната материя. През последните години астрономията направи големи стъпки в обосноваването на тъмната материя от наблюдения и днес съществуването на такава материя във Вселената може да се счита за твърдо установен факт. Особеността на ситуацията е, че астрономите наблюдават структури, състоящи се от вещество, неизвестно на физиците. Така възникна проблемът за идентифициране на физическата природа на тази материя.

1. „Донеси ми нещо, не знам какво“

Съвременната физика на елементарните частици не познава частици, които да имат свойствата на тъмна материя. Изисква разширение към стандартния модел. Но как, в каква посока да се движим, какво и къде да гледаме? Думите от известната руска приказка в заглавието на този раздел перфектно отразяват настоящата ситуация.

Физиците търсят неизвестни частици, като имат само общо разбиране за свойствата на наблюдаваната материя. Какви са тези свойства?

Всичко, което знаем е, че тъмната материя взаимодейства със светещата материя (бариони) по гравитационен начин и е студена среда с космологична плътност няколко пъти по-висока от плътността на барионите. Поради такива прости свойства, тъмната материя пряко влияе върху развитието на гравитационния потенциал на Вселената. Контрастът на неговата плътност се увеличава с течение на времето, което води до образуването на гравитационно свързани хало системи от тъмна материя.

Трябва да се подчертае, че този процес на гравитационна нестабилност би могъл да бъде стартиран във Вселената на Фридман само при наличието на смущения в плътността на семена, самото съществуване на които няма нищо общо с тъмната материя, а се дължи на физиката на Големия взрив. Следователно възниква друг важен въпрос за появата на семенни смущения, от които се е развила структурата на тъмната материя.

Малко по-късно ще разгледаме въпроса за генерирането на първоначални космологични смущения. Сега да се върнем към тъмната материя.

Барионите се улавят в гравитационни кладенци с концентрации на тъмна материя. Следователно, въпреки че частиците на тъмната материя не взаимодействат със светлината, светлината се намира там, където има тъмна материя. Това забележително свойство на гравитационната нестабилност направи възможно изследването на количеството, състоянието и разпределението на тъмната материя, като се използват данни от наблюдения от радио до рентгенови лъчи.

Независимо потвърждение на нашите заключения относно свойствата на тъмната материя и други параметри на Вселената се осигурява от данни за анизотропията и поляризацията на космическото микровълново фоново лъчение, изобилието от леки елементи във Вселената и разпределението на абсорбционните линии на материята в спектрите на далечни квазари. Численото моделиране играе все по-важна роля, заменяйки експеримента в космологичните изследвания. Най-ценната информация за разпределението на тъмната материя се съдържа в многобройни наблюдателни данни за гравитационните лещи на далечни източници от близките бучки материя.

Ориз. 1. Снимка на небето по посока на галактическия куп 0024 + 1654, получена с телескопа Хъбъл.

Фигура 1 показва част от небето в посока на една от тези групи тъмна маса ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Виждаме клъстер от галактики, уловен от гравитационното поле на тази буца, горещ рентгенов газ, който почива на дъното на гравитационния потенциален кладенец, и множествено изображение на една от фоновите галактики, уловени в линията на видимост на тъмния ореол и изкривен от своето гравитационно поле.

Таблица 1. Основни космологични параметри

Таблица 1 показва средните стойности на космологичните параметри, получени от астрономически наблюдения (10% точност). Очевидно общата енергийна плътност на всички видове частици във Вселената не надвишава 30% от общата критична плътност (приносът на неутриното е не повече от няколко процента). Останалите 70% са във форма, която не е участвала в гравитационното струпване на материята. Само космологичната константа или нейното обобщение - среда с отрицателно налягане ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), наречена "тъмна енергия", има това свойство. Определянето на природата на последното е дългосрочна перспектива за развитието на физиката.

Този доклад е посветен на въпросите на физическата космология, чието решение се очаква през следващите години. На първо място, това се отнася до определянето на началните условия за образуване на структурите на тъмната материя и търсенето на самите неизвестни частици.

2. Ранна Вселена и Късна Вселена

Наблюдаваната структура на Вселената е резултат от комбинираното действие на началните условия и еволюцията на полето на смущения в плътността. Съвременните данни от наблюденията позволиха да се определят характеристиките на полето на смущения в плътността в различни епохи от неговото развитие. Така беше възможно да се раздели информацията за началните условия и условията на развитие, което постави началото на независимо изследване на физиката на ранната и късната Вселена.

Терминът "ранна Вселена" в съвременната космология означава последния етап на ускорено разширяване, последван от преход към горещата фаза на еволюцията. Ние не знаем параметрите на Големия взрив, има само горни ограничения (вижте раздел 3, отношения (12)). Съществува обаче добре развита теория за генерирането на космологични смущения, според която можем да изчислим спектрите на първоначалните смущения в плътността на материята и първичните гравитационни вълни в зависимост от стойностите на космологичните параметри.
Причините за липсата на общоприет модел на ранната Вселена се крият в стабилността на предсказанията на инфлационната парадигма за Големия взрив - близостта на генерираните спектри до плоска форма, относителната малка амплитуда на космологичните гравитационни вълни, триизмерната евклидовост на видимата Вселена и т.н. - които могат да бъдат получени в широк клас параметри на модела. Моментът на истината за изграждането на модел на ранната Вселена може да бъде откриването на космологични гравитационни вълни, което изглежда възможно, ако международният космически експеримент Планк, който е планиран да започне през 2008 г., е успешен.

Нашите знания за късната Вселена са диаметрално противоположни. Имаме доста точен модел - знаем състава на материята, законите на развитие на структурата, стойностите на космологичните параметри (виж таблица 1), но в същото време нямаме общоприета теория за произхода на компонентите на материята.

Известните ни свойства на видимата Вселена ни позволяват да опишем нейната геометрия в рамките на теорията на смущенията. Малкият параметър ($10^(-5)$) е амплитудата на космологичните смущения.

При нулев порядък Вселената е фридманианска и се описва с една единствена функция на времето - мащабният фактор $a(t)$. Първият ред е малко по-сложен. Смущенията на метриката са сбор от три независими режима - скалар $S(k)$, вектор $V(k)$ и тензор $T(k)$, всеки от които се характеризира със собствена спектрална функция на вълновото число $ к$. Скаларният режим описва космологичните смущения на плътността, векторният режим е отговорен за вихровите движения на материята, а тензорният режим е гравитационните вълни. Така цялата геометрия се описва с помощта на четири функции: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ и $Т(k)$, от които днес познаваме само първите две (в някои области на дефиницията).

Големият взрив е катастрофален процес на бързо разширяване, придружен от интензивно, бързо променящо се гравитационно поле. По време на космологичното разширение, метричните смущения се раждат спонтанно по параметричен начин от вакуумни флуктуации, точно както всички безмасови степени на свобода се раждат под въздействието на външно променливо поле. Анализът на данните от наблюденията показва квантово-гравитационен механизъм за раждането на семенни смущения. Така мащабната структура на Вселената е пример за решение на проблема с измеримостта в квантовата теория на полето.

Нека да отбележим основните свойства на генерираните полета на смущенията: Гаусова статистика (случайни разпределения в пространството), избрана времева фаза („нарастващ“ клон на смущенията), липса на разграничена скала в широк диапазон от дължини на вълните, ненулева амплитудата на гравитационните вълни. Последното е от решаващо значение за изграждането на модел на ранната Вселена, тъй като, имайки най-простата връзка с фоновата метрика, гравитационните вълни носят пряка информация за енергийния мащаб на Големия взрив.

В резултат на развитието на скаларния режим на смущения са се образували галактики и други астрономически обекти. Важно постижение през последните години (експериментът WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) е значително усъвършенстване на нашите познания за анизотропията и поляризацията на космическото микровълново фоново лъчение, което е възникнало много преди появата на галактики в резултат на влияние и на трите режима на космологични смущения върху разпределението на фотоните.

Съвместният анализ на данните от наблюденията за разпределението на галактиките и анизотропията на космическото микровълново фоново лъчение направи възможно разделянето на началните условия и еволюцията. Използвайки условието, че сумата $S+V+T\approx 10^(-10)$ е фиксирана от анизотропията на космическото микровълново фоново лъчение, можем да получим горна граница на сумата от вихрови и тензорни режими на смущения в Вселената (откриването им е възможно само с нарастваща точност на наблюдение):
$$\frac(V+T)(S) Ако неравенството (1) беше нарушено, големината на смущенията на плътността би била недостатъчна за формиране на наблюдаваната структура.

3. В началото имаше звук...

Ефектът от квантово-гравитационното създаване на безмасови полета е добре проучен. Ето как могат да се раждат частици материя (вижте например) (въпреки че по-специално реликтните фотони са възникнали в резултат на разпадането на протоматерията в ранната Вселена). По същия начин възниква генерирането на гравитационни вълни и смущения в плътността, тъй като тези полета също са безмасови и тяхното раждане не е забранено от праговото енергийно условие. Проблемът с генерирането на вихрови смущения все още очаква своите изследователи.

Теорията на $S$- и $T$-режимите на смущения във Вселената на Фридман се свежда до квантово-механичния проблем на независими осцилатори $q_k(\eta)$, разположени във външно параметрично поле ($\alpha(\eta) $) в света на Минковски с времева координата $\eta=\int dt/a$. Действието и лагранжианът на елементарните осцилатори зависят от тяхната пространствена честота $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
където простото число означава производната по време $\eta$, $\omega=\beta$ е честотата на осцилатора, $\beta$ е скоростта на разпространение на смущенията в единици скоростта на светлината във вакуум (по-долу $c =\hbar =1$, индексното поле $k$ е пропуснато); в случай на $T$-режим $q = q_T$ е напречната безследова компонента на метричния тензор,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
и в случая на $S$-мода $q = q_s$ е линейна суперпозиция на надлъжния гравитационен потенциал (смущение на мащабния фактор) и 3-скоростния потенциал на средата, умножен по параметъра на Хъбъл,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
точката означава производната по време $t$.

Както се вижда от (3), полето $q_T$ е фундаментално, тъй като е минимално свързано с фоновата метрика и не зависи от свойствата на материята (в общата теория на относителността скоростта на разпространение на гравитационните вълни е равна на скоростта на светлината). Що се отнася до $q_S$, връзката му с външното поле (4) е по-сложна: включва както производни на мащабния фактор, така и някои характеристики на веществото (например скоростта на разпространение на смущенията в средата). Не знаем нищо за протоматерията в ранната Вселена - има само общи подходи към този въпрос.
Обикновено се разглежда идеална среда с тензор енергия-импулс в зависимост от енергийната плътност $\epsilon$, налягането $p$ и 4-скоростта на материята $u^\mu$. За $S$-мода, 4-скоростта е потенциална и може да бъде представена като градиент на 4-скалара $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
където $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ е нормализиращата функция, долният индекс запетая означава производната по отношение на координатата. Скоростта на звука се определя с помощта на „уравнението на състоянието“ като коефициент на пропорционалност между съпътстващите смущения в налягането и енергийната плътност на материята:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
където $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ е 3-скоростният потенциал на средата.

В линейния ред на теорията на смущенията концепцията за идеална среда е еквивалентна на концепцията за полето, според която лагранжианската плътност $L=L(w,\phi)$ се приписва на материалното поле $\phi$ . При полевия подход скоростта на разпространение на възбужданията се намира от уравнението
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
което също съответства на релация (6). Повечето модели на ранната Вселена приемат, че $\beta\sim 1$ (по-специално на доминирания от радиация етап $\beta=1/\sqrt(3)$).

Еволюцията на елементарните осцилатори се описва от уравнението на Клайн-Гордън
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Където
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Решението на уравнение (8) има два асимптотични клона на поведение: адиабатичен ($\omega^2>U$), когато осцилаторът е в режим на свободно колебание и неговата амплитуда на възбуждане намалява ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$) и параметричен ($\omega^2

Количествено, спектрите на генерираните смущения зависят от началното състояние на осцилаторите:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
коефициент 2 в израза за тензорния режим отчита две поляризации на гравитационните вълни. Състоянието $\langle\rangle$ се счита за основно, т.е. съответстващ на минималното ниво на първоначално възбуждане на осцилаторите. Това е основната хипотеза на теорията за Големия взрив. При наличие на адиабатна зона основното (вакуумно) състояние на елементарните осцилатори е уникално.
Така, ако приемем, че функцията U нараства с времето и $\beta\sim 1$, получаваме универсален общ резултат за спектрите $T(k)$ и $S(k)$:
$$T\приблизително\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
където $k=\sqrt(U)\approx aH$ и $M_p\equiv G^(-1/2)$ е масата на Планк. Както може да се види от (11), на теория режимът $T$ не подлежи на дискриминация по никакъв начин по отношение на режима $S$. Всичко опира до величината на фактора $\gamma$ в ерата на генериране на смущения.
От наблюдавания факт за малката величина на $T$-мода в нашата Вселена (вижте раздел 2, връзка (1)), получаваме горна граница на енергийния мащаб на Големия взрив и на параметъра $\gamma$ в ранната Вселена:
$$H Последното условие означава, че Големият взрив е бил инфлационен по природа ($\gamma Имаме най-важната информация за фазата: полетата се раждат в определена фаза, само нарастващият клон на смущенията се усилва параметрично. Нека обясним това, използвайки примерът на проблема с разсейването, като се приеме, че $U = 0 $ в началния (адиабатен) и крайния (доминиран от радиация, $a\propto n$) етап на еволюция (виж Фиг. 2).

Ориз. 2. Илюстрация на решението на уравнение (8) при формулирането на задачата за разсейване

За всяка от горните асимптотики общото решение има формата
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
където операторите $C_(1,2)$ определят амплитудите на „растящите” и „спадащите” клонове на еволюцията. Във вакуумно състояние началната времева фаза на полето е произволна: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Въпреки това, в резултат на решаването на еволюционните уравнения се оказва, че на доминирания от радиация етап само нарастващият клон на звуковите смущения остава печеливш: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((извън))| \rangle$. По времето, когато радиацията е изключена от материята в епохата на рекомбинация, радиационният спектър се модулира с фаза $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, където $n$ е естествено число.

Ориз. 3. Проява на звукова модулация в спектъра на анизотропия на космическото микровълново фоново излъчване. (Според експерименти WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Milimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Именно тези акустични трептения се наблюдават в спектрите на анизотропия на космическото микровълново фоново лъчение (фиг. 3, големият пик съответства на $n = 1$) и смущенията на плътността, което потвърждава квантово-гравитационния произход на $S$ режим. В спектъра на смущенията на плътността звуковата модулация се потиска от малката част от бариони спрямо общата плътност на материята, което прави възможно намирането на тази фракция независимо от други космологични тестове. Самата скала на трептене служи като пример за стандартна линийка, чрез която се определят най-важните параметри на Вселената. В тази връзка трябва да се подчертае, че сериозността на проблема с израждането на космологичните параметри в данните от наблюденията, който в продължение на много години възпрепятства изграждането на реален модел на Вселената, сега е отстранен благодарение на изобилието от независими и допълващи се наблюдателни тестове.

Обобщавайки, можем да кажем, че проблемът за формирането на първоначалните космологични смущения и мащабната структура на Вселената днес е принципно решен. Теорията за квантово-гравитационния произход на смущенията в ранната Вселена ще получи окончателно потвърждение след откриването на $T$-мода, което може да се случи в близко бъдеще. По този начин най-простият модел на Големия взрив (инфлация на степенния закон върху масивно скаларно поле) предвижда амплитудата на $T$-мода да бъде само 5 пъти по-малка от амплитудата на $S$-мода. Съвременните инструменти и технологии позволяват да се реши проблемът с регистриране на такива малки сигнали от наблюдения на анизотропия и поляризация на космическото микровълново фоново лъчение.

4. Тъмната страна на материята

Има няколко хипотези за произхода на материята, но нито една от тях все още не е потвърдена. Има директни наблюдателни индикации, че мистерията на тъмната материя е тясно свързана с барионната асиметрия на Вселената. Днес обаче няма общоприета теория за произхода на барионната асиметрия и тъмната материя.

Къде се намира тъмната материя?

Знаем, че светещият компонент на материята се наблюдава под формата на звезди, събрани в галактики с различни маси, и под формата на рентгенов газ в клъстери. Въпреки това по-голямата част от обикновената материя (до 90%) е под формата на разреден междугалактически газ с температура няколко електронволта, както и под формата на MACHO (Massive Compact Halo Object) - компактни останки от еволюцията на звезди и обекти с малка маса. Тъй като тези структури обикновено имат ниска светимост, те се наричат ​​„тъмни бариони“.

Ориз. 4. Горна граница на частта от масата на ореола на Галактиката в MASNO според експеримента EROS (от френски - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres").

Няколко групи (MASNO, EROS и др.) изучават броя и разпространението на компактни тъмни обекти в ореола на нашата Галактика въз основа на събития с микролещи. В резултат на съвместния анализ беше получено важно ограничение - не повече от 20% от общата маса на хало е концентрирана в MASNO в диапазона от стойности от масата на луната до масите на звездите (фиг. 4 ). Останалата част от тъмната материя в халото се състои от частици с неизвестна природа.

Къде другаде е скрита небарионната тъмна материя?

Развитието на високите технологии в наблюдателната астрономия на 20-ти век направи възможно получаването на ясен отговор на този въпрос: небарионната тъмна материя се намира в гравитационно свързани системи (ореоли). Частиците на тъмната материя са нерелативистични и слабо взаимодействащи - техните дисипативни процеси не протичат по същия начин като тези на барионите. Барионите радиационно се охлаждат, утаяват и натрупват в центровете на ореола, достигайки ротационно равновесие. Тъмната материя остава разпределена около видимата материя на галактиките с характерен мащаб от около 200 kpc. Така в Местната група, която включва мъглявината Андромеда и Млечния път, повече от половината от цялата тъмна материя е концентрирана в тези две големи галактики. В Стандартния модел на физиката на елементарните частици няма частици с необходимите свойства. Важен параметър, който не може да бъде определен от наблюдения поради принципа на еквивалентността, е масата на частицата. В рамките на възможните разширения на Стандартния модел има няколко кандидат-частици тъмна материя. Основните са изброени в табл. 2 в нарастващ ред на тяхната маса в покой.

Таблица 2. Кандидат небарионни частици от тъмна материя

Кандидат
Гравитони
"Стерилни" неутрино
Огледално вещество
Масивни частици
Свръхмасивни частици	$10^(13)$ GeV
Монополи и дефекти	$10^(19)$ GeV
Първични черни дупки	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Основната версия за масивните частици днес - хипотезата за неутралино - е свързана с минимална суперсиметрия. Тази хипотеза може да бъде тествана в Големия адронен ускорител в CERN, който е планиран да стартира през 2008 г. Очакваната маса на такива частици е $\sim$ 100 GeV, а плътността им в нашата Галактика е една частица в обема на чай стъклена чаша.

Търсенето на частици тъмна материя се провежда по целия свят в много инсталации. Интересно е да се отбележи, че хипотезата за неутралин може да бъде независимо проверена както в подземни експерименти върху еластичното разсейване, така и чрез косвени данни за унищожаването на неутралино в Галактиката. Засега положителен отговор е получен само в един от подземните детектори на проекта DAMA (DArk MAtter), където от няколко години се наблюдава сигнал с неизвестен произход от типа „лято-зима“. Въпреки това диапазонът от маси и напречни сечения, свързани с този експеримент, все още не е потвърден в други инсталации, което поставя под съмнение както надеждността, така и значимостта на резултата.

Важно свойство на неутралино е възможността за косвеното им наблюдение чрез анихилационния поток в гама-областта. В процеса на йерархично струпване такива частици могат да образуват мини-ореоли с характерен размер от порядъка на размера на Слънчевата система и маса от порядъка на масата на Земята, остатъците от които са оцелели до днес . Самата Земя много вероятно може да се намира в такива миниореоли, където плътността на частиците се увеличава няколко десетки пъти. Това увеличава вероятността за пряко и непряко откриване на тъмна материя в нашата Галактика. Наличието на толкова различни методи за търсене вдъхва оптимизъм и ни позволява да се надяваме на бързо определяне на физическата природа на тъмната материя.

5. На прага на новата физика

В наше време стана възможно независимо да се определят свойствата на ранната и късната Вселена, като се използват астрономически данни от наблюдения. Разбираме как са възникнали първоначалните космологични смущения на плътността, от които се е развила структурата на Вселената. Знаем стойностите на най-важните космологични параметри, залегнали в Стандартния модел на Вселената, който днес няма сериозни конкуренти. Фундаменталните въпроси за произхода на Големия взрив и основните компоненти на материята обаче остават неразрешени.

Определянето чрез наблюдение на тензорния режим на космологичните смущения е ключът към конструирането на модел на ранната Вселена. Тук имаме работа с ясна прогноза на теория, която е добре тествана в случая на $S$-мода и има възможност за експериментална проверка на $T$-мода през следващите години.

Теоретичната физика, след като предостави обширен списък от възможни насоки и методи за търсене на частици тъмна материя, се изчерпа. Сега е време да експериментирате. Сегашната ситуация напомня тази, предшестваща великите открития - откриването на кварки, W- и Z-бозони, неутрино осцилации, анизотропия и поляризация на космическото микровълново фоново лъчение.

Възниква един въпрос, който обаче е извън обхвата на този обзорен доклад: защо природата е толкова щедра към нас и ни позволява да разкрием нейните тайни?

Библиография

1. Гриб А А, Мамаев С Г, Мостепаненко В М Квантови ефекти в интензивни външни полета (Москва: Атомиздат, 1980)
2. Зелдович Я Б, Старобински А А ЖЕТФ 61 2161 (1971)
3. Грищук LPZHEGF67 825 (1974)
4. Лукаш В Н ЖЕТФ 79 1601 (1980)
5. Лукаш V N, astro-ph/9910009
6. Строков VN Astron. списание 84 483 (2007)
7. Лукаш VN UFN176 113 (2006)
8. Лукаш В Н, Михеева Е В Межд. J.Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

В.Н. Лукаш, Е.В. Михеева

Вселената се състои само от 4,9% обикновена материя – барионна материя, която изгражда нашия свят. По-голямата част от 74% от цялата Вселена е съставена от мистериозна тъмна енергия, а 26,8% от масата във Вселената се състои от противоречиви на физиката, трудни за откриване частици, наречени тъмна материя.

Тази странна и необичайна концепция за тъмната материя е предложена в опит да се обяснят необясними астрономически явления. И така, учените започнаха да говорят за съществуването на някаква мощна енергия, толкова плътна и масивна - тя е пет пъти повече от обикновеното вещество на материята, от която се състои нашият свят, от който сме направени, след като откриха неразбираеми явления в гравитацията на звездите и образуването на Вселената.

Откъде идва концепцията за тъмната материя?

Така звездите в спирални галактики като нашата имат доста висока скорост на въртене и според всички закони с такова бързо движение те просто трябва да излетят в междугалактичното пространство, като портокали от преобърната кошница, но не го правят. Те се държат от някаква много силна гравитационна сила, която не се регистрира или улавя от никой от нашите методи.

Учените получиха още едно интересно потвърждение за съществуването на някаква тъмна материя от изследванията на космическия микровълнов фон. Те показаха, че след Големия взрив материята първоначално е била равномерно разпределена в пространството, но на някои места нейната плътност е била малко по-висока от средната. Тези области имаха по-силна гравитация, за разлика от тези, които ги заобикаляха, и в същото време, привличайки материята към себе си, те станаха още по-плътни и по-масивни. Целият този процес трябва да е бил твърде бавен, за да образува големи галактики, включително нашия Млечен път, само за 13,8 милиарда години, което е възрастта на Вселената.

По този начин остава да се приеме, че скоростта на развитие на галактиките се ускорява от наличието на достатъчно количество тъмна материя с нейната допълнителна гравитация, което значително ускорява този процес.

Какво представлява тъмната материя?

Една от централните идеи е, че черната материя се състои от все още неоткрити субатомни частици. Що за частици са тези и кой кандидатства за тази роля, кандидатите са много.

Предполага се, че фундаменталните елементарни частици от семейството на фермионите имат суперсиметрични партньори от друго семейство - бозони. Такива слабо взаимодействащи масивни частици се наричат ​​WIMP (или просто WIMP). Най-лекият и стабилен суперпартньор е неутралино. Това е най-вероятният кандидат за ролята на веществата от тъмната материя.

В момента опитите да се получи неутралино или поне подобна или напълно различна частица от тъмна материя не са довели до успех. Тестове за производството на неутралино бяха направени при сблъсъци с ултрависока енергия в известния и различно оценен Голям адронен колайдер. В бъдеще ще се провеждат експерименти с още по-високи енергии на сблъсък, но това не гарантира, че ще бъдат открити поне някои модели на тъмна материя.

Както Матю Маккълоу (от Центъра за теоретична физика към Масачузетския технологичен институт) казва: „Нашият обикновен свят е сложен, той не е изграден от частици от същия тип, но какво ще стане, ако тъмната материя също е сложна?“ Според неговата теория тъмната материя би могла хипотетично да взаимодейства сама със себе си, но в същото време да игнорира обикновената материя. Ето защо не можем да забележим и по някакъв начин да регистрираме присъствието му.

(Карта на космическия микровълнов фон (CMB), направена от Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

Нашата галактика Млечен път се състои от огромен, сферичен, въртящ се облак от тъмна материя, смесена с малко количество нормална материя, която е компресирана от гравитацията. Това се случва по-бързо между полюсите, не толкова, колкото в района на екватора. В резултат на това нашата галактика придобива вида на сплескан спираловиден диск от звезди и се потапя в сфероидален облак от тъмна материя.

Теории за съществуването на тъмна материя

За да се обясни същността на липсващата маса във Вселената, са представени различни теории, по един или друг начин, говорещи за съществуването на тъмна материя. Ето някои от тях:

• Гравитационното привличане на обикновената откриваема материя във Вселената не може да обясни странното движение на звездите в галактиките, където във външните области на спиралните галактики звездите се въртят толкова бързо, че просто трябва да излетят в междузвездното пространство. Какво ги спира, ако не може да се запише?
• Съществуващата тъмна материя превишава обикновената материя на Вселената 5,5 пъти и само нейната допълнителна гравитация може да обясни нехарактерните движения на звездите в спиралните галактики.
• Възможните частици от тъмната материя са WIMP, те са слабо взаимодействащи масивни частици и са свръхтежки суперсиметрични партньори на субатомни частици. На теория има над три пространствени измерения, които са недостъпни за нас. Трудността е как да ги регистрираме, когато допълнителните измерения според теорията на Калуца-Клайн се оказват недостъпни за нас.

Възможно ли е да се открие тъмна материя?

Огромни количества частици тъмна материя летят през Земята, но тъй като тъмната материя не взаимодейства, а ако има взаимодействие, то е изключително слабо, практически нулево, с обикновената материя, тогава в повечето експерименти не са получени значими резултати.

Въпреки това опитите да се регистрира наличието на тъмна материя се опитват в експерименти, включващи сблъсък на различни атомни ядра (силиций, ксенон, флуор, йод и други) с надеждата да се види въздействието на частиците тъмна материя.

В астрономическата обсерватория за неутрино на станцията Amundsen-Scott с интересното име IceCube се провеждат изследвания за откриване на високоенергийни неутрино, родени извън Слънчевата система.

Тук, на Южния полюс, където външната температура достига -80 °C, на дълбочина 2,4 km под леда е инсталирана високопрецизна електроника, осигуряваща непрекъснато наблюдение на мистериозните процеси във Вселената, протичащи извън обикновената материя. Засега това са само опити да се доближим до разгадаването на най-дълбоките тайни на Вселената, но вече има някои успехи, като например историческото откритие на 28 неутрино.

Така. Невероятно интересно е, че Вселената, състояща се от тъмна материя, недостъпна за видимо изследване от нас, може да се окаже многократно по-сложна от структурата на нашата Вселена. Или може би Вселената на тъмната материя значително превъзхожда нашата и там се случват всички важни неща, чието ехо се опитваме да видим в нашата обикновена материя, но това вече преминава в сферата на научната фантастика.

Въведение

Има силни аргументи, че голяма част от материята във Вселената нито излъчва, нито поглъща нещо и следователно е невидима. Наличието на такава невидима материя може да бъде разпознато по нейното гравитационно взаимодействие с излъчващата материя. Изследванията на галактическите купове и кривите на галактическото въртене предоставят доказателства за съществуването на тази така наречена тъмна материя. И така, по дефиниция тъмната материя е материя, която не взаимодейства с електромагнитното излъчване, тоест не го излъчва или абсорбира.
Първото откриване на невидима материя датира от миналия век. През 1844 г. Фридрих Бесел пише в писмо до Карл Гаус, че необяснимата нередност в движението на Сириус може да бъде резултат от гравитационното му взаимодействие с някое съседно тяло, а последното в този случай трябва да има доста голяма маса. По времето на Бесел такъв тъмен спътник на Сириус е бил невидим и е открит оптически едва през 1862 г. Оказва се, че това е бяло джудже, наречено Сириус-Б, докато самият Сириус се нарича Сириус-А.
Плътността на материята във Вселената, ρ, може да бъде оценена от наблюдения на движението на отделни галактики. Обикновено ρ се дава в единици на така наречената критична плътност ρ c:

В тази формула G е гравитационната константа, H е константата на Хъбъл, която е известна с ниска точност (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – формулата на Хъбъл за скоростта на разширяване на Вселената,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

При ρ > ρ с Вселената е затворена, т.е. Гравитационното взаимодействие е достатъчно силно, за да може разширяването на Вселената да отстъпи място на компресията.
Така критичната плътност се дава от:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

Космологичната плътност Ω = ρ/ρ с, определена въз основа на динамиката на галактическите клъстери и свръхкупове, е равна на 0,1< Ω < 0.3.
От наблюдение на природата на премахването на мащабни региони на Вселената с помощта на инфрачервения астрономически сателит IRAS беше установено, че 0,25< Ω < 2.
От друга страна, оценяването на барионната плътност Ω b от светимостта на галактиките дава значително по-малка стойност: Ω b< 0.02.
Това несъответствие обикновено се приема като индикация за съществуването на невидима материя.
Напоследък много внимание се обръща на проблема с търсенето на тъмна материя. Ако вземем предвид всички форми на барионна материя, като междупланетен прах, кафяви и бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки, се оказва, че значителна част от небарионната материя е необходима, за да се обяснят всички наблюдавани явления. Това твърдение остава валидно дори след като се вземат предвид съвременните данни за така наречените MACHO обекти ( М.А. ssive ° Скомпактен зало Ообектите са масивни компактни галактически обекти), открити с помощта на ефекта на гравитационните лещи.

. Доказателство за тъмната материя

2.1. Криви на галактическо въртене

При спиралните галактики скоростта на въртене на отделните звезди около центъра на галактиката се определя от условието за постоянство на орбитите. Приравняване на центробежни и гравитационни сили:

за скоростта на въртене имаме:

където M r е цялата маса на материята вътре в сфера с радиус r. В случай на идеална сферична или цилиндрична симетрия влиянието на масата, разположена извън тази сфера, се компенсира взаимно. При първо приближение централната област на галактиката може да се счита за сферична, т.е.

където ρ е средната плътност.
Във вътрешната част на галактиката се очаква линейно увеличение на скоростта на въртене с увеличаване на разстоянието от центъра. Във външната област на галактиката масата M r е почти постоянна и зависимостта на скоростта от разстоянието съответства на случая с точкова маса в центъра на галактиката:

Скоростта на въртене v(r) се определя, например, чрез измерване на доплеровото изместване в емисионния спектър на He-II области около O звезди. Поведението на експериментално измерените криви на въртене на спиралните галактики не съответства на намаляване на v(r) с увеличаване на радиуса. Изследване на 21-сантиметровата линия (преход на свръхфина структура във водородния атом), излъчвана от междузвездна материя, доведе до подобен резултат. Постоянността на v (r) при големи стойности на радиуса означава, че масата M r също се увеличава с увеличаване на радиуса: M r ~ r. Това показва наличието на невидима материя. Звездите се движат по-бързо, отколкото би се очаквало въз основа на видимото количество материя.
Въз основа на това наблюдение се постулира съществуването на сферичен ореол от тъмна материя, заобикалящ галактиката и отговорен за ненамаляващото поведение на кривите на въртене. В допълнение, сферичният ореол може да допринесе за стабилността на формата на диска от галактики и да потвърди хипотезата за образуването на галактики от сферична протогалактика. Моделните изчисления, извършени за Млечния път, които успяха да възпроизведат кривите на въртене, като взеха предвид наличието на ореол, показват, че значителна част от масата трябва да бъде в този ореол. Доказателства в полза на съществуването на сферични ореоли са и кълбовидните купове - сферични звездни купове, които са най-древните обекти в галактиката и са разпределени сферично.
Въпреки това, последните изследвания на прозрачността на галактиките поставиха под съмнение тази картина. Като разглеждаме степента на неяснота на спиралните галактики като функция от ъгъла на наклона, можем да направим заключения за прозрачността на такива обекти. Ако галактиката беше напълно прозрачна, тогава нейната обща светимост нямаше да зависи от ъгъла, под който се наблюдава тази галактика, тъй като всички звезди биха се виждали еднакво добре (игнорирайки размера на звездите). От друга страна, постоянната повърхностна яркост означава, че галактиката не е прозрачна. В този случай наблюдателят винаги вижда само външните звезди, т.е. винаги един и същ брой на единица повърхност, независимо от ъгъла на гледане. Експериментално е установено, че яркостта на повърхността остава средно постоянна, което може да показва почти пълната непрозрачност на спиралните галактики. В този случай използването на оптични методи за определяне на плътността на масата на Вселената не е напълно точно. По-задълбочен анализ на резултатите от измерванията доведе до заключението, че молекулярните облаци са абсорбиращ материал (диаметърът им е приблизително 50 ps и температурата е около 20 K). Според закона за изместване на Виена, такива облаци трябва да излъчват в субмилиметровия регион. Този резултат би могъл да даде обяснение за поведението на кривите на въртене без предположението за допълнителна екзотична тъмна материя.
Доказателства за съществуването на тъмна материя са открити и в елиптичните галактики. Газообразни ореоли с температури около 10 7 K са регистрирани чрез абсорбцията им на рентгенови лъчи. Скоростите на тези газови молекули са по-големи от скоростта на разширение:

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

приемайки, че масите им съответстват на светимостта им. За елиптичните галактики съотношението маса към светимост е с около два порядъка по-голямо от това на Слънцето, което е типичен пример за средна звезда. Такава голяма стойност обикновено се свързва със съществуването на тъмна материя.

2.2. Динамика на галактическите купове

Динамиката на галактическите купове предоставя доказателства за съществуването на тъмна материя. Когато движението на система, чиято потенциална енергия е хомогенна функция на координатите, се извършва в ограничен пространствен регион, тогава осреднените във времето стойности на кинетичната и потенциалната енергия са свързани помежду си чрез вириалната теорема. Може да се използва за оценка на плътността на материята в клъстери на голям брой галактики.
Ако потенциалната енергия U е хомогенна функция на радиус вектори r i от степен k, тогава U и кинетичната енергия T са свързани като 2T = kU. Тъй като T + U = E = E, следва, че

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

където E е общата енергия. За гравитационно взаимодействие (U ~ 1/r) k = -1, така че 2T = -U. Средната кинетична енергия на клъстер от N галактики се дава от:

T=N /2.

Тези N галактики могат да взаимодействат една с друга по двойки. Следователно има N(N–1)/2 независими двойки галактики, чиято обща средна потенциална енергия има формата

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

При Nm = M и (N − 1) ≈ N за динамичната маса се получава M ≈ 2 /G.
Измервания на средни разстояния и средна скорост дават стойност на динамична маса, която е приблизително с два порядъка по-висока от масата, получена от анализ на светимостта на галактиките. Този факт може да се тълкува като още едно доказателство в полза на съществуването на тъмна материя.
Този аргумент има и своите слабости. Вириалното уравнение е валидно само при осредняване за дълъг период от време, когато затворените системи са в състояние на равновесие. Измерванията на галактическите клъстери обаче са нещо като моментни снимки. Освен това галактическите купове не са затворени системи; те са свързани помежду си. И накрая, не е ясно дали са достигнали състояние на равновесие или не.

2.3. Космологични доказателства

Дефиницията на критичната плътност ρ c беше дадена по-горе. Формално може да се получи на базата на Нютонова динамика чрез изчисляване на критичната скорост на разширение на сферична галактика:

Връзката за ρ c следва от израза за E, ако приемем, че H = r"/r = ​​​​v/r.
Описанието на динамиката на Вселената се основава на уравненията на полето на Айнщайн (Обща теория на относителността - ОТО). Те са донякъде опростени при предположението за хомогенност и изотропност на пространството. В метриката на Робъртсън-Уокър безкрайно малкият линеен елемент се дава от:

където r, θ, φ са сферичните координати на точката. Степените на свобода на тази метрика са включени в параметъра k и коефициента на мащаба R. Стойността на k приема само дискретни стойности (ако не се вземе предвид фракталната геометрия) и не зависи от времето. Стойността k е характеристика на модела на Вселената (k = -1 - хиперболична метрика (отворена Вселена), k = 0 - Евклидова метрика (плоска Вселена), k = +1 - сферична метрика (затворена Вселена)).
Динамиката на Вселената е напълно специфицирана от мащабната функция R(t) (разстоянието между две съседни точки в пространството с координати r, θ, φ се променя с времето като R(t)). В случая на сферичната метрика R(t) представлява радиуса на Вселената. Тази мащабна функция удовлетворява уравненията на Айнщайн-Фридман-Льометр:

където p(t) е пълното налягане, а Λ е космологичната константа, която в рамките на съвременните квантови теории на полето се интерпретира като вакуумна енергийна плътност. Нека освен това приемем, че Λ = 0, както често се прави, за да се обяснят експериментални факти, без да се въвежда тъмна материя. Коефициентът R 0 "/R 0 определя константата на Хъбъл H 0, където индексът "0" маркира съвременните стойности на съответните количества. От горните формули следва, че за параметъра на кривината k = 0, съвременният критичен плътността на Вселената се дава от израза, чиято стойност представлява границата между отворената и затворената Вселена (тази стойност разделя сценария, при който Вселената се разширява вечно, от сценария, при който Вселената очаква колапс в края на временното разширяване фаза):

Често се използва параметър за плътност

където q 0 е спирачният параметър: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. По този начин са възможни три случая:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – плоска Вселена,
Ω 0 > 1 – затворена Вселена.
Измерванията на параметъра плътност дадоха оценка: Ω 0 ≈ 0,2, въз основа на която можеше да се очаква отворената природа на Вселената. Редица теоретични концепции обаче трудно могат да се съгласуват с отвореността на Вселената, например така нареченият проблем с „плоскостта“ и генезисът на галактиките.

Проблем с плоскостта

Както можете да видите, плътността на Вселената е много близка до критичната. От уравненията на Айнщайн-Фридман-Льометр следва (при Λ = 0), че

Тъй като плътността ρ(t) е пропорционална на 1/R(t) 3, тогава използвайки израза за Ω 0 (k не е равно на 0), имаме:

По този начин стойността Ω ≈ 1 е много нестабилна. Всяко отклонение от идеално плоския случай се увеличава значително с разширяването на Вселената. Това означава, че по време на първоначалния ядрен синтез Вселената трябва да е била значително по-плоска, отколкото е сега.
Едно възможно решение на този проблем се предлага от инфлационните модели. Предполага се, че разширяването на ранната Вселена (в интервала между 10 -34 s и 10 -31 s след Големия взрив) е станало експоненциално във фазата на инфлация. В тези модели параметърът на плътността обикновено не зависи от времето (Ω = 1). Съществуват обаче теоретични указания, че стойността на параметъра за плътност в диапазона от 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Генезис на галактиките

За генезиса на галактиките са необходими нехомогенности по плътност. Галактиките трябваше да възникнат в такива пространствени региони, където плътностите бяха по-големи, отколкото около тях, така че в резултат на гравитационното взаимодействие тези региони успяха да се групират по-бързо, отколкото тяхното разреждане се случи поради общото разширяване.
Този тип натрупване на материя обаче може да започне едва след образуването на атоми от ядра и електрони, т.е. приблизително 150 000 години след Големия взрив при температури от около 3000 K (тъй като в ранните етапи материята и радиацията са били в състояние на динамично равновесие: всяка получена бучка материя е незабавно унищожена под въздействието на радиация и в същото време радиацията може не избяга отвъд границите на материята). Забележимите колебания в плътността на обикновената материя по това време бяха изключени до много ниски нива от изотропията на фоновото лъчение. След етапа на образуване на неутрални атоми, радиацията престава да бъде в състояние на топлинно равновесие с материята, като по този начин последващите колебания в плътността на материята вече не се отразяват в природата на радиацията.
Но ако изчислим еволюцията във времето на процеса на компресия на материята, който точно тогава започна, се оказва, че времето, което е минало оттогава, не е достатъчно за образуването на такива големи структури като галактиките или техните купове. Очевидно е необходимо да се изисква съществуването на масивни частици, освободени от състояние на термично равновесие на по-ранен етап, така че тези частици да имат възможност да се проявят като някакви семена за кондензация на обикновена материя около тях. Такива кандидати могат да бъдат така наречените WIMP частици. В този случай е необходимо да се вземе предвид изискването фоновото космическо лъчение да е изотропно. Малка анизотропия (10 -4) в космическото микровълново фоново лъчение (температура около 2,7 K) беше открита едва наскоро с помощта на сателита COBE.

III. Кандидати за тъмна материя

3.1. Барионна тъмна материя

Най-очевидният кандидат за тъмна материя би била обикновената барионна материя, която не излъчва и има съответното изобилие. Една възможност може да бъде реализирана от междузвезден или междугалактически газ. В този случай обаче трябва да се появят характерни емисионни или абсорбционни линии, които не се откриват.
Друг кандидат могат да бъдат кафяви джуджета - космически тела с маси, значително по-малки от масата на Слънцето (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.
Много компактни обекти в последните етапи на развитие на звездите (бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки) също могат да бъдат част от тъмната материя. Тъй като почти всяка звезда достига един от тези три последни етапа по време на живота си, значителна част от масата на по-ранните и по-тежки звезди трябва да присъства в неизлъчваща форма като бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. Част от тази материя се връща в междузвездното пространство чрез експлозии на свръхнова или по други начини и участва във формирането на нови звезди. В този случай не трябва да се вземат предвид звезди с маса M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Горните граници на възможната плътност на барионната материя във Вселената могат да бъдат получени от данните за първоначалния ядрен синтез, започнал приблизително 3 минути след Големия взрив. Измерванията на сегашното изобилие на деутерий са особено важни −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, тъй като по време на първоначалния ядрен синтез се образува главно деутерий. Въпреки че деутерият също се появи по-късно като междинен продукт от реакциите на ядрен синтез, общото количество деутерий не се увеличи значително поради това. Анализът на процесите, протичащи на етапа на ранен ядрен синтез, дава горна граница − 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.
От друга страна, вече е напълно ясно, че барионната материя сама по себе си не е в състояние да удовлетвори изискването Ω = 1, което следва от инфлационните модели. Освен това проблемът с формирането на галактиките остава нерешен. Всичко това води до необходимостта от съществуването на небарионна тъмна материя, особено в случаите, когато е необходимо условието Ω = 1 при нулева космологична константа.

3.2. Небарионна тъмна материя

Теоретичните модели предоставят голям избор от възможни кандидати за ролята на небарионна тъмна материя, включително: леки и тежки неутрино, суперсиметрични частици на SUSY модели, аксиони, космиони, магнитни монополи, частици на Хигс - те са обобщени в таблицата. Таблицата също така съдържа теории, които обясняват експерименталните данни, без да се въвежда тъмна материя (зависимата от времето гравитационна константа в ненютоновата гравитация и космологичната константа). Обозначения: DM - тъмна материя, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - суперсиметрични теории, SUGRA - супергравитация, QCD - квантова хромодинамика, QED - квантова електродинамика, GTR - обща теория на относителността. Концепцията WIMP (слабо взаимодействащи масивни частици) се използва за обозначаване на частици с маса, по-голяма от няколко GeV/c 2, които участват само в слаби взаимодействия. Като се вземат предвид новите измервания на космическото микровълново фоново лъчение от спътника COBE и червеното отместване от спътника IRAS, разпределението на галактиките на големи разстояния и формирането на мащабни структури в нашата галактика наскоро бяха преразгледани. Въз основа на анализа на различни модели на структурообразуване се стигна до заключението, че е възможен само един задоволителен модел на Вселената с Ω = 1, в който тъмната материя е със смесен характер: 70% съществува под формата на студена тъмна материя и 30% под формата на гореща тъмна материя, като последната се състои от две безмасови неутрино и едно неутрино с маса 7,2 ± 2 eV. Това означава възраждане на изхвърления преди това модел на смесена тъмна материя.

Леки неутрино

За разлика от всички други кандидати за тъмна материя, неутриното имат ясното предимство да се знае, че съществуват. Тяхното разпространение във Вселената е приблизително известно. За да бъдат неутрино кандидати за тъмна материя, те със сигурност трябва да имат маса. За да се постигне критичната плътност на Вселената, масите на неутриното трябва да са в областта на няколко GeV/c 2 или в областта от 10 до 100 eV/c 2 .
Тежките неутрино също са възможни като такива кандидати, тъй като космологично значимият продукт m ν exp(-m ν /kT f) става малък дори за големи маси. Тук Tf е температурата, при която тежките неутрино престават да бъдат в състояние на топлинно равновесие. Този фактор на Болцман дава изобилието на неутрино с маса m ν спрямо изобилието на безмасови неутрино.
За всеки тип неутрино във Вселената, плътността на неутриното е свързана с плътността на фотоните чрез връзката n ν = (3/11)n γ. Строго погледнато, този израз е валиден само за леки майоранови неутрино (за неутрино на Дирак при определени обстоятелства е необходимо да се въведе друг статистически фактор, равен на две). Плътността на фотоните може да се определи въз основа на фоновото космическо микровълново фоново лъчение 3 K и достига n γ ≈ 400 cm -3 .

частица	Тегло	Теория	Проява
G(R)	-	Ненютонова гравитация	Прозрачен DM в мащаб
Λ (пространствена константа)	-	GTO	Ω=1 без DM
Аксион, майорана, златен камък. бозон	10 -5 eV	QCD; нарушение на сим. Печеи-Куина	Студено ДМ
Обикновено неутрино	10-100 eV	ЧЕРВА	Горещо DM
Светло хигсино, фотино, гравитино, аксино, снеутрино	10-100 eV	SUSY/DM
Парафотон	20-400 eV	Модификатор QED	Горещо, топло DM
Десни неутрино	500 eV	Свръхслаба сила	Топло DM
Гравитино и др.	500 eV	SUSY/SUGRA	Топло DM
Фотино, гравитино, аксион, огледала. частици, Симпсън неутрино	keV	SUSY/SUGRA	Топло/студено DM
Фотино, снеутрино, хигсино, глуино, тежко неутрино	MeV	SUSY/SUGRA	Студено ДМ
Сенчеста материя	MeV	SUSY/SUGRA	Топло студено (като бариони) DM
Преон	20-200 TeV	Композитни модели	Студено ДМ
Монопол	10 16 GeV	ЧЕРВА	Студено ДМ
Пиргон, максимон, полюс Пери, нюторит, Шварцшилд	10 19 GeV	Теории за висшите измерения	Студено ДМ
Суперструни	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Студено ДМ
Кваркови "самородки"	10 15 гр	QCD, GUT	Студено ДМ
пространство низове, домейн стени	(10 8 -10 10)M слънце	ЧЕРВА	Образуването на галактики може да не допринесе много за
Космион	4-11 GeV	Проблем с неутрино	Образуване на неутринен поток върху Слънцето
Черни дупки	10 15 -10 30 g	GTO	Студено ДМ

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Оказва се, че плътността на масата на неутриното е близка до критичната, ако условието е изпълнено

където g ν е статистически фактор, който отчита броя на различните спирални състояния за всеки тип неутрино. За неутрино на Майорана този коефициент е равен на 2. За неутрино на Дирак трябва да бъде равен на 4. Въпреки това, обикновено се приема, че десните компоненти са напуснали състоянието на термично равновесие много по-рано, така че можем също да приемем, че g ν = 2 за случая Дирак.
Тъй като плътността на неутриното е от същия порядък като плътността на фотоните, има около 10 9 пъти повече неутрино от бариони, така че дори малка маса на неутрино може да определи динамиката на Вселената. За постигане на Ω = ρ ν /ρ с = 1 са необходими маси на неутрино m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, където N ν е броят на видовете леки неутрино. Експерименталните горни граници за масите на трите известни вида неутрино са: 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

Във Вселена, доминирана от неутрино, необходимата степен на компресия може да бъде установена на сравнително късен етап, първите структури биха съответствали на свръхкупове от галактики. По този начин галактическите купове и галактиките могат да се развият чрез фрагментирането на тези първични структури (модел отгоре надолу). Въпреки това, този подход е изправен пред проблеми, когато се разглежда образуването на много малки структури като галактики джуджета. За да се обясни образуването на доста масивни компресии, трябва да се вземе предвид и принципът на Паули за фермиони.

Тежки неутрино

Според данните на LEP и SLAC, свързани с прецизното измерване на ширината на разпада на Z 0 бозона, има само три вида леки неутрино и съществуването на тежки неутрино до масови стойности от 45 GeV/c 2 е изключено.
Когато неутрино с толкова големи маси напуснаха състоянието на топлинно равновесие, те вече имаха нерелативистични скорости, поради което се наричат ​​частици студена тъмна материя. Наличието на тежки неутрино може да доведе до ранно гравитационно компресиране на материята. В този случай първо ще се образуват по-малки структури. Купове и суперкупове от галактики биха се образували по-късно от натрупването на отделни групи галактики (модел отдолу нагоре).

Аксиони

Аксионите са хипотетични частици, които възникват във връзка с проблема с нарушаването на CP при силното взаимодействие (θ проблем). Съществуването на такава псевдоскаларна частица се дължи на нарушаването на хиралната симетрия на Pechey-Quin. Масата на аксиона се дава от

Взаимодействието с фермиони и калибровъчни бозони се описва съответно от следните константи на свързване:

Константа на разпадане на аксион f a се определя от вакуумната средна стойност на полето на Хигс. защото f a е свободна константа, която може да приеме всяка стойност между електрослабите и планковите скали, тогава възможните стойности на масите на аксиона варират с 18 порядъка. Прави се разлика между DFSZ аксиони, които директно взаимодействат с електрони, и така наречените адронни аксиони, които взаимодействат с електрони само в първия ред на теорията на смущенията. Обикновено се смята, че аксионите изграждат студена тъмна материя. За да не надвишава тяхната плътност критичната стойност, е необходимо да има fа< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV вече е изключено експериментално; други варианти с по-ниски маси и съответно по-големи параметри на свързване също са значително ограничени от различни данни, предимно астрофизични.

Суперсиметрични частици

Повечето суперсиметрични теории съдържат една стабилна частица, която е нов кандидат за тъмна материя. Съществуването на стабилна суперсиметрична частица следва от запазването на мултипликативното квантово число, така наречената R-четност, която приема стойност +1 за обикновените частици и –1 за техните суперпартньори. Там е Закон за запазване на R-четността. Съгласно този закон за запазване SUSY частиците могат да се образуват само по двойки. SUSY частиците могат да се разпадат само на нечетен брой SUSY частици. Следователно най-леката суперсиметрична частица трябва да бъде стабилна.
Възможно е да се наруши законът за запазване на R-четността. Квантовото число R е свързано с барионното число B и лептонното число L чрез връзката R = (–1) 3B+L+2S, където S е спинът на частицата. С други думи, нарушаването на B и/или L може да доведе до отказ на R-четност. Има обаче много строги ограничения за възможността за нарушаване на R-паритета.
Предполага се, че най-леката суперсиметрична частица (LSP) не участва нито в електромагнитно, нито в силно взаимодействие. В противен случай тя ще се комбинира с обикновена материя и в момента ще изглежда като необичайна тежка частица. Тогава изобилието на такъв LSP, нормализирано към изобилието на протона, ще бъде равно на 10 -10 за силното взаимодействие и 10 -6 за електромагнитното. Тези стойности не са в съответствие с експерименталните горни граници: 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.
Сред възможните кандидати за ролята на неутрална най-лека суперсиметрична частица са фотино (S = 1/2) и зино (S = 1/2), които обикновено се наричат ​​гайджино, както и хигсино (S = 1/2), снеутрино (S = 0) и гравитино (S = 3/2). В повечето теории една LSP частица е линейна комбинация от горните SUSY частици със спин 1/2. Масата на този така наречен неутралино най-вероятно трябва да бъде по-голяма от 10 GeV/c 2 . Разглеждането на SUSY частиците като тъмна материя е от особен интерес, тъй като те се появяват в напълно различен контекст и не са въведени специално за решаване на проблема с (небарионната) тъмна материя. Космиони Космионите първоначално бяха въведени за решаване на проблема със слънчевите неутрино. Поради високата си скорост тези частици преминават през повърхността на звездата почти безпрепятствено. В централната област на звездата те се сблъскват с ядра. Ако загубата на енергия е достатъчно голяма, тогава те не могат да напуснат тази звезда отново и се натрупват в нея с течение на времето. Вътре в Слънцето уловените космоси влияят върху естеството на трансфера на енергия и по този начин допринасят за охлаждането на централната област на Слънцето. Това би довело до по-ниска вероятност за производство на неутрино от 8 V и би обяснило защо потокът от неутрино, измерен на Земята, е по-малък от очаквания. За да се реши този проблем с неутриното, космическата маса трябва да е в диапазона от 4 до 11 GeV/c 2, а напречното сечение на взаимодействието на космионите с материята трябва да има стойност от 10 -36 cm 2. Експерименталните данни обаче изглежда изключват такова решение на проблема със слънчевите неутрино.

Топологични дефекти на пространство-времето

Освен горните частици, топологичните дефекти също могат да допринесат за тъмната материя. Предполага се, че в ранната Вселена при t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K е настъпило нарушение на GUT симетрията, което е довело до разделяне на взаимодействията, описани от групите SU(3) и SU(2)×U (1). Полето на Хигс с измерение 24 придоби известно подреждане и ориентацията на фазовите ъгли на спонтанно нарушаване на симетрията остана произволна. Като следствие от този фазов преход трябва да са се образували пространствени области с различна ориентация. Тези области се разрастваха с течение на времето и в крайна сметка влязоха в контакт една с друга.
Според съвременните концепции топологично стабилни точки на дефекти се образуват върху граничните повърхности, където се срещат области с различна ориентация. Те могат да имат размери от нула до три и да се състоят от вакуум с ненарушена симетрия. След нарушаване на симетрията този първоначален вакуум има много висока енергия и плътност на материята.
Най-важни са точковите дефекти. Те трябва да носят изолиран магнитен заряд, т.е. са магнитни монополи. Тяхната маса е свързана с температурата на фазовия преход и е около 10 16 GeV/c 2. До момента, въпреки интензивните издирвания, не е регистрирано съществуването на такива обекти.
Подобно на магнитните монополи, линейни дефекти - космически струни - също могат да се образуват. Тези нишковидни обекти имат характерна линейна плътност на масата от порядъка на 10 22 g∙cm –1 и могат да бъдат затворени или отворени. Благодарение на гравитационното привличане те биха могли да служат като зародиши за кондензация на материя, в резултат на което са се образували галактики.
Големите маси биха направили възможно откриването на такива струни чрез ефекта на гравитационните лещи. Струните биха огънали околното пространство по такъв начин, че да се създаде двойно изображение на обектите зад тях. Светлината от много далечни галактики може да бъде отклонена от тази струна според законите на общата теория на гравитацията. Наблюдател на Земята би видял две съседни огледални изображения на галактики с идентичен спектрален състав. Този ефект на гравитационна леща вече е открит за далечни квазари, където галактика, разположена между квазара и Земята, служи като гравитационна леща.
Обсъжда се и възможността за свръхпроводящо състояние в космически струни. Електрически заредени частици като електрони в симетричния вакуум на струна биха били безмасови, защото те придобиват масите си само чрез нарушаване на симетрията през механизма на Хигс. По този начин двойки частица-античастица, движещи се със скоростта на светлината, могат да бъдат създадени тук с много малък разход на енергия. Резултатът е свръхпроводящ ток. Свръхпроводящите струни могат да се възбудят чрез взаимодействие със заредени частици и това възбуждане ще бъде премахнато чрез излъчване на радиовълни.
Дефекти с по-високо измерение също се разглеждат, включително двуизмерни "домейн стени" и, по-специално, триизмерни дефекти или "текстури". Други екзотични кандидати

1. Сенчеста материя.Ако приемем, че струните са едноизмерни разширени обекти, суперструнните теории се опитват да повторят успеха на суперсиметричните модели в елиминирането на различията също в гравитацията и да проникнат в енергийните области отвъд масата на Планк. От математическа гледна точка теории за суперструни без аномалии могат да бъдат получени само за калибровъчните групи SO(32) и E 8 *E 8". Последната се разделя на два сектора, единият от които описва обикновената материя, докато другият съответства към сянка материя (E 8 "). Тези два сектора могат да взаимодействат един с друг само гравитационно.
2. "Кварк Нъгетс"са предложени през 1984 г. Това са стабилни макроскопични обекти от кваркова материя, състоящи се от u-, d- и s-кварки. Плътностите на тези обекти са в областта на ядрената плътност от 10 15 g/cm 3, а масите могат да варират от няколко GeV/c 2 до масите на неутронни звезди. Те се образуват по време на хипотетичен фазов преход на QCD, но обикновено се считат за много малко вероятни.

3.3. Модифицирани теории (космологична константа, теория на MOND, зависима от времето гравитационна константа)

Първоначално космологичната константа Λ е въведена от Айнщайн в уравненията на полето на общата теория на относителността, за да се гарантира, според тогавашните възгледи, стационарността на Вселената. Но след като Хъбъл откри разширяването на Вселената в края на 20-те години на нашия век, то се оказа ненужно. Поради това те започнаха да вярват, че Λ = 0. Въпреки това, в рамките на съвременните теории на полето, тази космологична константа се интерпретира като вакуумна енергийна плътност ρ v . В сила е следното уравнение:

Случаят Λ = 0 съответства на предположението, че вакуумът не допринася за енергийната плътност. Тази картина отговаря на представите на класическата физика. В квантовата теория на полето вакуумът съдържа различни квантови полета, които са в състояние с най-ниска енергия, която не е непременно нула.
Като се вземе предвид ненулевата космологична константа, като се използват отношенията

получаваме по-ниска критична плътност и по-висока стойност на параметъра за плътност от очакваната съгласно дадените по-горе формули. Астрономическите наблюдения, базирани на броя на галактиките, осигуряват горна граница за съвременната космологична константа
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

където за H 0,max се използва стойността от 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Докато ненулевата космологична константа се оказа необходима за тълкуване на ранната фаза на еволюцията, някои учени заключиха, че ненулева Λ може да играе роля в по-късните етапи на Вселената.
Космологична константа

може да доведе до стойността Ω(Λ = 0), въпреки че всъщност Ω(Λ ≠ 0). Параметърът Ω(Λ = 0), дефиниран от ρ 0, би осигурил Ω = 1, както се изисква в инфлационните модели, при условие че космологичната константа е

Използвайки числените стойности H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 и Ω 0, obs = 0,2 ± 0,1 води до
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Вакуумна енергийна плътност, съответстваща на тази стойност, би могла да разреши противоречието между наблюдаваната стойност на параметъра на плътността и стойността Ω = 1, изисквана от съвременните теории.
В допълнение към въвеждането на ненулева космологична константа, има и други модели, които премахват поне някои от проблемите, без да включват хипотезата за тъмната материя.

Теория на MOND (модифицирана нютонова динамика)

Тази теория приема, че законът на гравитацията се различава от обичайната Нютонова форма и е както следва:

В този случай силата на привличане ще бъде по-голяма и трябва да бъде компенсирана от по-бързо периодично движение, което може да обясни плоското поведение на кривите на въртене.

Зависеща от времето гравитационна константа

Времевата зависимост на гравитационната константа G(t) може да бъде от голямо значение за процеса на образуване на галактика. Въпреки това, досега прецизните измервания не са дали никаква индикация за времевата вариация на G.

Литература

1. Г.В. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt, "Физика на частиците без ускорител."
2. С. Наранян. „Обща астрофизика и космология”.
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.