Materia oscura. La materia oscura del universo está "perdiendo peso", afirman físicos rusos

Desempeña un papel decisivo en el desarrollo del Universo. Sin embargo, todavía se sabe poco sobre esta extraña sustancia. El profesor Matthias Bartelmann, del Instituto de Astrofísica Teórica de Heidelberg, explica cómo se llevó a cabo la investigación de la materia oscura y responde a varias preguntas de los periodistas.

y ¿cómo surge?

¡No tengo ni idea! Aún nadie. Probablemente esté formado por partículas elementales pesadas. Pero nadie sabe si realmente se trata de partículas. En cualquier caso, son muy diferentes a todo lo que conocíamos antes.

¿Es como descubrir una especie animal completamente nueva?

Sí, así es, es una buena comparación.

¿Quién descubrió la materia oscura y cuándo?

En 1933, Fritz Zwicky consideró el movimiento de las galaxias en cúmulos de galaxias, que depende de la masa total del cúmulo. El investigador observó que las galaxias, dada su masa calculada, se mueven muy rápidamente. Este fue el primer indicio de materia oscura. Ninguna materia conocida podría explicar por qué las estrellas de las galaxias se mantienen juntas: deben separarse debido a su alta velocidad de rotación.

Lente gravitacional Foto: Wissensschreiber

¿Qué otra evidencia hay?

Una prueba bastante buena es el efecto de lente gravitacional. Las galaxias distantes nos parecen distorsionadas porque los rayos de luz se desvían de la materia a lo largo de su trayectoria. Es como mirar a través de un cristal estriado. Y el efecto es más fuerte de lo que sería si sólo existiera materia visible.

¿Cómo se ve la materia oscura?

No se puede ver, ya que no existe interacción entre la materia oscura y la radiación electromagnética. Esto significa que no refleja la luz y no emite radiación.

¿Cómo se estudia entonces la materia oscura? ¿Qué instrumentos se necesitan para la investigación?

No estudiamos específicamente la materia oscura, sino sólo sus manifestaciones, por ejemplo, el efecto de lente gravitacional. Soy un teórico. En realidad, sólo necesito mi computadora, un bolígrafo y una hoja de papel. Pero también utilizo datos de grandes telescopios en Hawaii y Chile.

¿Es posible representar la materia oscura?

Sí, puedes crear una especie de mapa de su distribución. Así como las líneas de elevación muestran los contornos de una montaña en un mapa geográfico, aquí se puede ver por la densidad de las líneas dónde hay especialmente mucha materia oscura.

¿Cuándo apareció ella?

La materia oscura surgió directamente durante el Big Bang o entre 10.000 y 100.000 años después. Pero todavía estamos estudiando esto.

¿Cuánta materia oscura existe?

Nadie puede decir esto con seguridad. Pero según investigaciones recientes, creemos que hay aproximadamente entre siete y ocho veces más materia oscura en el Universo que materia visible.

El modelado por computadora muestra la propagación de la materia oscura en forma de red y vemos su acumulación en las áreas más brillantes.
Foto de : Volker Springel

¿Existe una relación entre la energía oscura y la materia oscura?

Probablemente no. La energía oscura impulsa la expansión acelerada del Universo, mientras que la materia oscura mantiene unidas a las galaxias.

¿De dónde viene ella?

La materia oscura probablemente esté en todas partes, pero no está distribuida de manera uniforme; al igual que la materia visible, forma grumos.

¿Qué significa la materia oscura para nosotros y nuestra visión del mundo?

No importa para la vida cotidiana. Pero en astrofísica es muy importante, ya que juega un papel decisivo en el desarrollo del Universo.

¿De qué está hecho nuestro Universo? 4,9% - materia visible, 26,8% - materia oscura, 68,3% - energía oscura Foto: Wissensschreiber

¿Qué provocará en el futuro?

Probablemente nada más. Anteriormente fue muy importante para el desarrollo del Universo. Hoy en día sólo sigue manteniendo unidas galaxias individuales. Y a medida que el Universo continúa expandiéndose, resulta cada vez más difícil que surjan nuevas estructuras de materia oscura.

¿Será posible en el futuro obtener imágenes directas de la materia oscura utilizando instrumentos?

Sí, es posible. Por ejemplo, es posible medir las vibraciones que se producen cuando las partículas de materia oscura chocan con los átomos de un cristal. Lo mismo sucede en un acelerador de partículas: si las partículas elementales parecen volar en una dirección inesperada sin motivo alguno, entonces la culpa puede ser de una partícula desconocida. Entonces esto sería una prueba más de la existencia de materia oscura. Imagínate: estás parado en un campo de fútbol y hay una pelota frente a ti. De repente se va volando sin motivo aparente. Algo invisible debe haberlo golpeado.

¿Qué es lo que más te interesa de tu trabajo?

Me atrae la suposición de que la materia visible es sólo una pequeña parte del todo y no tenemos idea del resto.

Gracias por tomarse el tiempo. ¡Esperamos que pronto aprendas aún más sobre la materia oscura!

Una construcción teórica en física llamada Modelo Estándar describe las interacciones de todas las partículas elementales conocidas por la ciencia. Pero esto es sólo el 5% de la materia que existe en el Universo, el 95% restante es de naturaleza completamente desconocida. ¿Qué es esta hipotética materia oscura y cómo intentan los científicos detectarla? Hayk Akobyan, estudiante del MIPT y empleado del Departamento de Física y Astrofísica, habla de esto en el marco de un proyecto especial.

El Modelo Estándar de partículas elementales, finalmente confirmado tras el descubrimiento del bosón de Higgs, describe las interacciones fundamentales (electrodébiles y fuertes) de las partículas ordinarias que conocemos: leptones, quarks y portadores de fuerza (bosones y gluones). Sin embargo, resulta que toda esta enorme y compleja teoría describe sólo alrededor del 5-6% de toda la materia, mientras que el resto no encaja en este modelo. Las observaciones de los primeros momentos de nuestro Universo nos muestran que aproximadamente el 95% de la materia que nos rodea es de naturaleza completamente desconocida. Es decir, indirectamente vemos la presencia de esta materia oculta debido a su influencia gravitacional, pero todavía no hemos podido captarla directamente. Este fenómeno de masa oculto recibe el nombre en código de “materia oscura”.

La ciencia moderna, especialmente la cosmología, funciona según el método deductivo de Sherlock Holmes.

Ahora el principal candidato del grupo WISP es el axión, que surge en la teoría de la interacción fuerte y tiene una masa muy pequeña. Una partícula de este tipo es capaz de transformarse en un par fotón-fotón en campos magnéticos elevados, lo que da pistas sobre cómo se podría intentar detectarla. El experimento ADMX utiliza grandes cámaras que crean un campo magnético de 80.000 gauss (es decir, 100.000 veces el campo magnético de la Tierra). En teoría, un campo de este tipo debería estimular la desintegración de un axión en un par fotón-fotón, que los detectores deberían detectar. A pesar de numerosos intentos, hasta ahora no ha sido posible detectar WIMP, axiones o neutrinos estériles.

Así, hemos recorrido una gran cantidad de hipótesis diferentes tratando de explicar la extraña presencia de la masa oculta y, habiendo rechazado todas las imposibilidades con la ayuda de observaciones, hemos llegado a varias hipótesis posibles con las que ya podemos trabajar.

Un resultado negativo en la ciencia también es un resultado, ya que impone restricciones a varios parámetros de las partículas, por ejemplo, elimina el rango de masas posibles. Año tras año, cada vez más observaciones y experimentos en aceleradores proporcionan restricciones nuevas y más estrictas sobre la masa y otros parámetros de las partículas de materia oscura. Así, descartando todas las opciones imposibles y estrechando el círculo de búsquedas, día a día nos acercamos más a comprender en qué consiste el 95% de la materia de nuestro Universo.

Estamos en el umbral de un descubrimiento que puede cambiar la esencia de nuestras ideas sobre el mundo. Estamos hablando de la naturaleza de la materia oscura. En los últimos años, la astronomía ha dado pasos importantes en la fundamentación observacional de la materia oscura, y hoy la existencia de dicha materia en el Universo puede considerarse un hecho firmemente establecido. La peculiaridad de la situación es que los astrónomos observan estructuras formadas por una sustancia desconocida para los físicos. Surgió así el problema de identificar la naturaleza física de esta materia.

1. “Tráeme algo, no sé qué”

La física de partículas moderna no conoce ninguna partícula que tenga las propiedades de la materia oscura. Requiere una extensión del modelo estándar. Pero ¿cómo, en qué dirección moverse, qué y dónde mirar? Las palabras del famoso cuento de hadas ruso que encabezan esta sección reflejan perfectamente la situación actual.

Los físicos buscan partículas desconocidas, teniendo sólo un conocimiento general de las propiedades de la materia observada. ¿Cuáles son estas propiedades?

Lo único que sabemos es que la materia oscura interactúa con la materia luminosa (bariones) de forma gravitacional y es un medio frío con una densidad cosmológica varias veces mayor que la densidad de los bariones. Debido a propiedades tan simples, la materia oscura afecta directamente el desarrollo del potencial gravitacional del Universo. Su contraste de densidad aumentó con el tiempo, lo que llevó a la formación de sistemas de halos de materia oscura unidos gravitacionalmente.

Cabe destacar que este proceso de inestabilidad gravitacional podría iniciarse en el Universo de Friedmann sólo en presencia de perturbaciones en la densidad de las semillas, cuya existencia misma no tiene nada que ver con la materia oscura, sino que se debe a la física del Big Bang. Por lo tanto, surge otra pregunta importante sobre la aparición de perturbaciones de semillas a partir de las cuales se desarrolló la estructura de la materia oscura.

Un poco más adelante consideraremos la cuestión de la generación de las perturbaciones cosmológicas iniciales. Ahora volvamos a la materia oscura.

Los bariones son capturados en pozos gravitacionales de concentraciones de materia oscura. Entonces, aunque las partículas de materia oscura no interactúan con la luz, la luz existe donde hay materia oscura. Esta notable propiedad de la inestabilidad gravitacional ha hecho posible estudiar la cantidad, el estado y la distribución de la materia oscura utilizando datos de observación desde el rango de radio hasta los rayos X.

La confirmación independiente de nuestras conclusiones sobre las propiedades de la materia oscura y otros parámetros del Universo la proporcionan datos sobre la anisotropía y polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas, la abundancia de elementos ligeros en el Universo y la distribución de las líneas de absorción de materia. en el espectro de cuásares distantes. El modelado numérico está desempeñando un papel cada vez más importante, reemplazando a los experimentos en la investigación cosmológica. La información más valiosa sobre la distribución de la materia oscura está contenida en numerosos datos de observación sobre la lente gravitacional de fuentes distantes por parte de acumulaciones de materia cercanas.

Arroz. 1. Fotografía del cielo en dirección al cúmulo de galaxias 0024 + 1654, obtenida con el telescopio Hubble.

La Figura 1 muestra una sección del cielo en la dirección de uno de estos grupos de masa oscura ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vemos un cúmulo de galaxias capturado por el campo gravitacional de este cúmulo, gas caliente de rayos X descansando en el fondo del pozo de potencial gravitacional y una imagen múltiple de una de las galaxias de fondo atrapada en la línea de visión del halo oscuro. y distorsionado por su campo gravitacional.

Tabla 1. Principales parámetros cosmológicos

La Tabla 1 muestra los valores promedio de los parámetros cosmológicos obtenidos de observaciones astronómicas (10% de precisión). Evidentemente, la densidad de energía total de todo tipo de partículas del Universo no supera el 30% de la densidad crítica total (la contribución de los neutrinos no es más que un pequeño porcentaje). El 70% restante se encuentra en una forma que no participó en el hacinamiento gravitacional de la materia. Sólo la constante cosmológica o su generalización, un medio con presión negativa ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), llamado "energía oscura", tiene esta propiedad. Determinar la naturaleza de este último es una perspectiva a largo plazo para el desarrollo de la física.

Este informe está dedicado a cuestiones de cosmología física, cuya solución se espera en los próximos años. Se trata, en primer lugar, de determinar las condiciones iniciales para la formación de estructuras de materia oscura y de buscar las propias partículas desconocidas.

2. Universo Temprano y Universo Tardío

La estructura observada del Universo es el resultado de la acción combinada de las condiciones iniciales y la evolución del campo de perturbaciones de densidad. Los datos de observación modernos han permitido determinar las características del campo de perturbaciones de densidad en diferentes épocas de su desarrollo. Así, fue posible separar la información sobre las condiciones iniciales y las condiciones de desarrollo, lo que marcó el comienzo de un estudio independiente de la física del Universo temprano y tardío.

El término "Universo temprano" en la cosmología moderna significa la etapa final de expansión acelerada seguida de una transición a la fase caliente de la evolución. No conocemos los parámetros del Big Bang, sólo existen restricciones superiores (ver Sección 3, relaciones (12)). Sin embargo, existe una teoría bien desarrollada sobre la generación de perturbaciones cosmológicas, según la cual podemos calcular los espectros de las perturbaciones iniciales en la densidad de la materia y las ondas gravitacionales primarias en función de los valores de los parámetros cosmológicos.
Las razones de la falta de un modelo generalmente aceptado del Universo temprano radican en la estabilidad de las predicciones del paradigma inflacionario del Big Bang: la proximidad de los espectros generados a una forma plana, la relativa pequeñez de la amplitud de las ondas gravitacionales cosmológicas, la euclideanidad tridimensional del Universo visible, etc., que se puede obtener en una amplia clase de parámetros de modelo. El momento de la verdad para construir un modelo del Universo primitivo podría ser el descubrimiento de las ondas gravitacionales cosmológicas, lo que parece posible si el experimento espacial internacional Planck, cuyo inicio está previsto para 2008, tiene éxito.

Nuestro conocimiento del Universo tardío es diametralmente opuesto. Tenemos un modelo bastante preciso: conocemos la composición de la materia, las leyes del desarrollo de la estructura, los valores de los parámetros cosmológicos (ver Tabla 1), pero al mismo tiempo no tenemos una teoría del origen generalmente aceptada. de los componentes de la materia.

Las propiedades del Universo visible que conocemos nos permiten describir su geometría en el marco de la teoría de la perturbación. El pequeño parámetro ($10^(-5)$) es la amplitud de las perturbaciones cosmológicas.

De orden cero, el Universo es Friedmanniano y se describe mediante una única función del tiempo: el factor de escala $a(t)$. El primer orden es algo más complicado. Las perturbaciones de la métrica son la suma de tres modos independientes: el escalar $S(k)$, el vector $V(k)$ y el tensor $T(k)$, cada uno de los cuales se caracteriza por su propia función espectral del número de onda $ k$. El modo escalar describe perturbaciones de la densidad cosmológica, el modo vectorial es responsable de los movimientos de vórtice de la materia y el modo tensorial son las ondas gravitacionales. Así, toda la geometría se describe utilizando cuatro funciones: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ y $T(k)$, de las cuales hoy conocemos sólo las dos primeras (en algunos dominios). de definición).

El Big Bang fue un proceso catastrófico de rápida expansión acompañado de un campo gravitacional intenso y rápidamente cambiante. Durante la expansión cosmológica, las perturbaciones métricas surgieron espontáneamente de forma paramétrica a partir de fluctuaciones del vacío, del mismo modo que cualquier grado de libertad sin masa nace bajo la influencia de un campo alterno externo. El análisis de los datos de observación indica un mecanismo gravitacional cuántico para el nacimiento de perturbaciones de semillas. Por tanto, la estructura a gran escala del Universo es un ejemplo de solución al problema de la mensurabilidad en la teoría cuántica de campos.

Observemos las principales propiedades de los campos de perturbaciones generados: estadísticas gaussianas (distribuciones aleatorias en el espacio), una fase de tiempo seleccionada (rama "creciente" de perturbaciones), la ausencia de una escala distinguida en una amplia gama de longitudes de onda, distinta de cero amplitud de las ondas gravitacionales. Esto último es crucial para construir un modelo del Universo temprano, ya que, al tener la conexión más simple con la métrica de fondo, las ondas gravitacionales transportan información directa sobre la escala de energía del Big Bang.

Como resultado del desarrollo del modo escalar de perturbaciones, se formaron galaxias y otros objetos astronómicos. Un logro importante de los últimos años (el experimento WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) ha sido un perfeccionamiento significativo de nuestro conocimiento sobre la anisotropía y la polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas, que surgió mucho antes de la aparición de las galaxias como resultado de la influencia de los tres modos de perturbaciones cosmológicas en la distribución de fotones.

Un análisis conjunto de datos de observación sobre la distribución de las galaxias y la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas permitió separar las condiciones iniciales y la evolución. Usando la condición de que la suma $S+V+T\aproximadamente 10^(-10)$ esté fijada por la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas, podemos obtener un límite superior en la suma de los modos de perturbaciones de vórtice y tensor en el Universo (su detección sólo es posible con una precisión de observación cada vez mayor):
$$\frac(V+T)(S) Si se violara la desigualdad (1), la magnitud de las perturbaciones de densidad sería insuficiente para formar la estructura observada.

3. Al principio había sonido...

El efecto de la creación gravitacional cuántica de campos sin masa ha sido bien estudiado. Así es como pueden nacer partículas de materia (ver, por ejemplo) (aunque, en particular, los fotones relictos surgieron como resultado de la desintegración de la protomateria en el Universo temprano). De la misma forma se produce la generación de ondas gravitacionales y perturbaciones de densidad, ya que estos campos tampoco tienen masa y su nacimiento no está prohibido por la condición de energía umbral. El problema de generar perturbaciones en los vórtices aún está pendiente de sus investigadores.

La teoría de los modos de perturbaciones $S$ y $T$ en el Universo Friedmann se reduce al problema de la mecánica cuántica de osciladores independientes $q_k(\eta)$ ubicados en un campo paramétrico externo ($\alpha(\eta) $) en el mundo Minkowski con coordenadas de tiempo $\eta=\int dt/a$. La acción y el lagrangiano de los osciladores elementales dependen de su frecuencia espacial $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
donde el número primo denota la derivada del tiempo $\eta$, $\omega=\beta$ es la frecuencia del oscilador, $\beta$ es la velocidad de propagación de las perturbaciones en unidades de la velocidad de la luz en el vacío (en adelante $c =\hbar =1$, el campo de índice $k$ se omite); en el caso del modo $T$ $q = q_T$ es el componente transversal sin traza del tensor métrico,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
y en el caso del modo $S$ $q = q_s$ es una superposición lineal del potencial gravitacional longitudinal (perturbación del factor de escala) y el potencial de 3 velocidades del medio, multiplicado por el parámetro de Hubble,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
el punto significa la derivada con respecto al tiempo $t$.

Como puede verse en (3), el campo $q_T$ es fundamental, ya que está mínimamente relacionado con la métrica de fondo y no depende de las propiedades de la materia (en la teoría general de la relatividad, la velocidad de propagación de las ondas gravitacionales es igual a la velocidad de la luz). En cuanto a $q_S$, su conexión con el campo externo (4) es más compleja: incluye tanto las derivadas del factor de escala como algunas características de la sustancia (por ejemplo, la velocidad de propagación de las perturbaciones en el medio). No sabemos nada sobre la protomateria en el Universo primitivo; sólo existen enfoques generales sobre esta cuestión.
Generalmente se considera un medio ideal con un tensor de energía-momento que depende de la densidad de energía $\epsilon$, la presión $p$ y la velocidad de 4 de la materia $u^\mu$. Para el modo $S$, la velocidad 4 es potencial y se puede representar como el gradiente del escalar 4 $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
donde $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ es la función de normalización, la coma del subíndice significa la derivada con respecto a la coordenada. La velocidad del sonido se especifica utilizando la “ecuación de estado” como coeficiente de proporcionalidad entre las perturbaciones que la acompañan en la presión y la densidad de energía de la materia:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
donde $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ es el potencial de 3 velocidades del medio.

En el orden lineal de la teoría de perturbaciones, el concepto de medio ideal es equivalente al concepto de campo, según el cual la densidad lagrangiana, $L=L(w,\phi)$, se asigna al campo material $\phi$. . En el enfoque de campo, la velocidad de propagación de las excitaciones se encuentra a partir de la ecuación
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
que también corresponde a la relación (6). La mayoría de los modelos del Universo temprano suponen que $\beta\sim 1$ (en particular en la etapa dominada por la radiación $\beta=1/\sqrt(3)$).

La evolución de los osciladores elementales se describe mediante la ecuación de Klein-Gordon.
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Dónde
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
La solución a la ecuación (8) tiene dos ramas asintóticas de comportamiento: adiabática ($\omega^2>U$), cuando el oscilador está en el modo de oscilación libre y su amplitud de excitación decae ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$), y paramétrico ($\omega^2

Cuantitativamente, los espectros de las perturbaciones generadas dependen del estado inicial de los osciladores:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
El coeficiente 2 en la expresión del modo tensor tiene en cuenta dos polarizaciones de ondas gravitacionales. El estado $\langle\rangle$ se considera el principal, es decir correspondiente al nivel mínimo de excitación inicial de los osciladores. Ésta es la principal hipótesis de la teoría del Big Bang. En presencia de una zona adiabática, el estado fundamental (vacío) de los osciladores elementales es único.
Así, suponiendo que la función U aumenta con el tiempo y $\beta\sim 1$, obtenemos un resultado general universal para los espectros $T(k)$ y $S(k)$:
$$T\aprox\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\aprox4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
donde $k=\sqrt(U)\approx aH$, y $M_p\equiv G^(-1/2)$ es la masa de Planck. Como se puede ver en (11), en teoría, el modo $T$ no está sujeto a discriminación de ninguna manera con respecto al modo $S$. Se trata de la magnitud del factor $\gamma$ en la era de la generación de perturbaciones.
Del hecho observado de la pequeñez del modo $T$ en nuestro Universo (ver Sección 2, relación (1)), obtenemos un límite superior en la escala de energía del Big Bang y en el parámetro $\gamma$ en el universo temprano:
$$H La última condición significa que el Big Bang fue de naturaleza inflacionaria ($\gamma Tenemos la información de fase más importante: los campos nacen en una determinada fase, sólo la rama creciente de perturbaciones se amplifica paramétricamente. Expliquemos esto usando el ejemplo del problema de dispersión, suponiendo que $U = 0 $ en las etapas inicial (adiabática) y final (dominada por la radiación, $a\propto n$) de la evolución (ver Fig. 2).

Arroz. 2. Ilustración de la solución a la ecuación (8) en la formulación del problema de dispersión

Para cada una de las asintóticas anteriores, la solución general tiene la forma
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
donde los operadores $C_(1,2)$ especifican las amplitudes de las ramas de evolución "crecientes" y "descendentes". En un estado de vacío, la fase de tiempo inicial del campo es arbitraria: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Sin embargo, como resultado de resolver las ecuaciones de evolución, resulta que en la etapa dominada por la radiación, sólo la rama creciente de perturbaciones sonoras sigue siendo rentable: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((fuera))| \rangle$. Cuando la radiación se desconecta de la materia en la época de recombinación, el espectro de radiación se modula con la fase $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, donde $n$ es un número natural.

Arroz. 3. Manifestación de la modulación del sonido en el espectro de anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas. (Según los experimentos WMAP, ACBAR (Arc Minute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Son estas oscilaciones acústicas las que se observan en los espectros de anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas (Fig. 3, el pico grande corresponde a $n = 1$) y las perturbaciones de densidad, lo que confirma el origen cuántico-gravitacional del $S$ modo. En el espectro de perturbaciones de densidad, la modulación del sonido es suprimida por una pequeña fracción de bariones en relación con la densidad total de la materia, lo que permite encontrar esta fracción independientemente de otras pruebas cosmológicas. La propia escala de oscilación sirve como ejemplo de regla estándar mediante la cual se determinan los parámetros más importantes del Universo. En este sentido, cabe destacar que la gravedad del problema de la degeneración de los parámetros cosmológicos en los datos de observación, que durante muchos años impidió la construcción de un modelo real del Universo, ahora ha desaparecido gracias a la abundancia de estudios independientes y complementarios. pruebas observacionales.

En resumen, podemos afirmar que el problema de la formación de las perturbaciones cosmológicas iniciales y de la estructura a gran escala del Universo ya está en principio resuelto. La teoría del origen cuántico-gravitacional de las perturbaciones en el Universo primitivo recibirá su confirmación definitiva tras el descubrimiento del modo $T$, lo que puede ocurrir en un futuro próximo. Por lo tanto, el modelo de Big Bang más simple (inflación de ley de potencia en un campo escalar masivo) predice que la amplitud del modo $T$ será sólo 5 veces menor que la amplitud del modo $S$. Los instrumentos y tecnologías modernos permiten resolver el problema de registrar señales tan pequeñas a partir de observaciones de anisotropía y polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas.

4. El lado oscuro de la materia

Existen varias hipótesis sobre el origen de la materia, pero ninguna de ellas ha sido confirmada aún. Hay indicios observacionales directos de que el misterio de la materia oscura está estrechamente relacionado con la asimetría bariónica del Universo. Sin embargo, en la actualidad no existe una teoría generalmente aceptada sobre el origen de la asimetría bariónica y la materia oscura.

¿Dónde se encuentra la materia oscura?

Sabemos que la componente luminosa de la materia se observa en forma de estrellas reunidas en galaxias de diferentes masas y en forma de gas de rayos X en cúmulos. Sin embargo, la mayor parte de la materia ordinaria (hasta el 90%) se encuentra en forma de gas intergaláctico enrarecido con una temperatura de varios electronvoltios, así como en forma de MACHO (Massive Compact Halo Object), restos compactos de la evolución de estrellas y objetos de baja masa. Dado que estas estructuras suelen tener poca luminosidad, se les llama “bariones oscuros”.

Arroz. 4. Límite superior de la fracción de masa del halo de galaxia en MASNO según el experimento EROS (del francés - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Varios grupos (MASNO, EROS, etc.) han estado estudiando el número y distribución de objetos oscuros compactos en el halo de nuestra Galaxia basándose en eventos de microlentes. Como resultado del análisis conjunto, se obtuvo una limitación importante: no más del 20% de la masa total del halo se concentra en MASNO en el rango de valores desde la masa de la luna hasta la masa de las estrellas (Fig. 4 ). El resto de la materia oscura del halo está formada por partículas de naturaleza desconocida.

¿Dónde más se esconde la materia oscura no bariónica?

El desarrollo de altas tecnologías en astronomía observacional en el siglo XX permitió obtener una respuesta clara a esta pregunta: la materia oscura no bariónica se encuentra en sistemas ligados gravitacionalmente (halos). Las partículas de materia oscura no son relativistas e interactúan débilmente: sus procesos de disipación no siguen el mismo camino que los bariones. Los bariones se enfrían radiativamente, se asientan y se acumulan en los centros del halo, alcanzando el equilibrio rotacional. La materia oscura permanece distribuida alrededor de la materia visible de las galaxias con una escala característica de unos 200 kpc. Así, en el Grupo Local, que incluye la Nebulosa de Andrómeda y la Vía Láctea, más de la mitad de toda la materia oscura se concentra en estas dos grandes galaxias. No hay partículas con las propiedades requeridas en el modelo estándar de física de partículas. Un parámetro importante que no se puede determinar a partir de observaciones debido al Principio de Equivalencia es la masa de la partícula. Dentro de las posibles extensiones del Modelo Estándar, existen varias partículas candidatas de materia oscura. Los principales se enumeran en la tabla. 2 en orden creciente de su masa en reposo.

Tabla 2. Partículas candidatas de materia oscura no bariónica

Candidato
Gravitones
Neutrinos "estériles"
Sustancia espejo
Partículas masivas
Partículas supermasivas	$10^(13)$ GeV
Monopolos y defectos	$10^(19)$ GeV
Agujeros negros primordiales	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

La versión principal de las partículas masivas en la actualidad, la hipótesis neutralino, está asociada con una supersimetría mínima. Esta hipótesis se puede probar en el Gran Acelerador de Hadrones del CERN, cuyo lanzamiento está previsto para 2008. La masa esperada de tales partículas es $\sim$ 100 GeV, y su densidad en nuestra galaxia es una partícula en el volumen de un té. vaso.

En muchas instalaciones se buscan partículas de materia oscura en todo el mundo. Es interesante señalar que la hipótesis de la neutralina se puede verificar de forma independiente tanto mediante experimentos subterráneos sobre la dispersión elástica como mediante datos indirectos sobre la aniquilación de los neutralinos en la galaxia. Hasta el momento, sólo se ha recibido una respuesta positiva en uno de los detectores subterráneos del proyecto DAMA (DArk MAtter), donde desde hace varios años se observa una señal de origen desconocido del tipo “verano-invierno”. Sin embargo, el rango de masas y secciones transversales asociadas con este experimento aún no se ha confirmado en otras instalaciones, lo que pone en duda tanto la fiabilidad como la importancia del resultado.

Una propiedad importante de los neutralinos es la posibilidad de su observación indirecta mediante el flujo de aniquilación en la región gamma. En el proceso de aglomeración jerárquica, tales partículas podrían formar minihalos con un tamaño característico del orden del tamaño del Sistema Solar y una masa del orden de la masa de la Tierra, cuyos restos han sobrevivido hasta el día de hoy. . Es muy probable que la propia Tierra se encuentre dentro de estos minihalos, donde la densidad de las partículas aumenta varias decenas de veces. Esto aumenta la probabilidad de detección directa e indirecta de materia oscura en nuestra galaxia. La existencia de métodos de búsqueda tan diferentes inspira optimismo y permite esperar una rápida determinación de la naturaleza física de la materia oscura.

5. En el umbral de la nueva física

Hoy en día, es posible determinar de forma independiente las propiedades del Universo temprano y del Universo tardío utilizando datos astronómicos de observación. Entendemos cómo surgieron las perturbaciones iniciales de la densidad cosmológica, a partir de las cuales evolucionó la estructura del Universo. Conocemos los valores de los parámetros cosmológicos más importantes que sustentan el Modelo Estándar del Universo, que hoy no tiene competidores serios. Sin embargo, siguen sin resolverse cuestiones fundamentales sobre el origen del Big Bang y los principales componentes de la materia.

La determinación observacional del modo tensorial de las perturbaciones cosmológicas es la clave para construir un modelo del Universo temprano. Aquí estamos ante una predicción clara de una teoría que ha sido bien probada en el caso del modo $S$ y que tiene la posibilidad de verificación experimental del modo $T$ en los próximos años.

La física teórica, que proporcionó una lista extensa de posibles direcciones y métodos para buscar partículas de materia oscura, se ha agotado. Ahora es el momento de experimentar. La situación actual recuerda a la que precedió a los grandes descubrimientos: el descubrimiento de los quarks, los bosones W y Z, las oscilaciones de neutrinos, la anisotropía y la polarización de la radiación cósmica de fondo de microondas.

Surge una pregunta que, sin embargo, escapa al alcance de este informe de revisión: ¿por qué la naturaleza es tan generosa con nosotros y nos permite revelar sus secretos?

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V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

El universo se compone sólo de un 4,9% de materia ordinaria: materia bariónica, que constituye nuestro mundo. La mayor parte del 74% de todo el universo está formado por una misteriosa energía oscura, y el 26,8% de la masa del universo está formado por partículas difíciles de detectar y que desafían la física llamadas materia oscura.

Este extraño e inusual concepto de materia oscura fue propuesto en un intento de explicar fenómenos astronómicos inexplicables. Entonces, los científicos comenzaron a hablar de la existencia de una energía poderosa, tan densa y masiva: es cinco veces más que la sustancia ordinaria de la materia de la que está hecho nuestro mundo, de la que estamos hechos, después de descubrir fenómenos incomprensibles en la gravedad de las estrellas y la formación del Universo.

¿De dónde surgió el concepto de materia oscura?

Así, las estrellas en galaxias espirales como la nuestra tienen una velocidad de rotación bastante alta y, según todas las leyes, con un movimiento tan rápido simplemente deberían volar al espacio intergaláctico, como naranjas de una canasta volcada, pero no lo hacen. Están sostenidos por una fuerza gravitacional muy fuerte, que no es registrada ni capturada por ninguno de nuestros métodos.

Los científicos recibieron otra confirmación interesante de la existencia de materia oscura a partir de estudios del fondo cósmico de microondas. Demostraron que después del Big Bang, la materia inicialmente estaba distribuida uniformemente en el espacio, pero en algunos lugares su densidad era ligeramente superior a la media. Estas áreas tenían una gravedad más fuerte, a diferencia de las que las rodeaban, y al mismo tiempo, atrayendo materia hacia sí, se volvieron aún más densas y masivas. Todo este proceso debe haber sido demasiado lento para formar galaxias de gran tamaño, incluida nuestra Vía Láctea, en apenas 13.800 millones de años, que es la edad del Universo.

Por tanto, cabe suponer que el ritmo de desarrollo de las galaxias se acelera por la presencia de una cantidad suficiente de materia oscura con su gravedad adicional, lo que acelera significativamente este proceso.

¿Qué es la materia oscura?

Una de las ideas centrales es que la materia negra está formada por partículas subatómicas aún no descubiertas. ¿Qué tipo de partículas son estas y quién postula para este puesto? Hay muchos candidatos.

Se supone que las partículas elementales fundamentales de la familia de los fermiones tienen compañeros supersimétricos de otra familia: los bosones. Estas partículas masivas que interactúan débilmente se denominan WIMP (o simplemente WIMP). El supercompañero más ligero y estable es neutralino. Este es el candidato más probable para el papel de las sustancias de materia oscura.

Por el momento, los intentos de obtener un neutralino o al menos una partícula de materia oscura similar o completamente diferente no han tenido éxito. Las pruebas para la producción de neutralinos se realizaron en colisiones de energía ultra alta en el famoso y evaluado Gran Colisionador de Hadrones. En el futuro se realizarán experimentos con energías de colisión aún mayores, pero esto no garantiza que se descubran al menos algunos modelos de materia oscura.

Como dice Matthew McCullough (del Centro de Física Teórica del Instituto Tecnológico de Massachusetts): "Nuestro mundo ordinario es complejo, no está construido a partir de partículas del mismo tipo, pero ¿y si la materia oscura también fuera compleja?" Según su teoría, la materia oscura podría hipotéticamente interactuar consigo misma, pero al mismo tiempo ignorar la materia ordinaria. Por eso no podemos notar y registrar de alguna manera su presencia.

(Mapa del fondo cósmico de microondas (CMB) realizado por la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP))

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, consiste en una enorme nube esférica y giratoria de materia oscura mezclada con una pequeña cantidad de materia normal que se comprime por la gravedad. Esto sucede más rápido entre los polos, no tanto como en la región del ecuador. Como resultado, nuestra galaxia adquiere la apariencia de un disco de estrellas en espiral aplanado y se sumerge en una nube esferoidal de materia oscura.

Teorías de la existencia de la materia oscura.

Para explicar la naturaleza de la masa faltante en el Universo se han propuesto diversas teorías que, de una forma u otra, hablan de la existencia de materia oscura. Éstos son algunos de ellos:

• La atracción gravitacional de la materia detectable ordinaria en el Universo no puede explicar el extraño movimiento de las estrellas en las galaxias, donde en las regiones exteriores de las galaxias espirales las estrellas giran tan rápidamente que simplemente deberían volar hacia el espacio interestelar. ¿Qué los detiene si no se puede grabar?
• La materia oscura existente supera en 5,5 veces la materia ordinaria del Universo, y sólo su gravedad adicional puede explicar los movimientos inusuales de las estrellas en las galaxias espirales.
• Las posibles partículas de materia oscura son WIMP, son partículas masivas que interactúan débilmente y son compañeras supersimétricas superpesadas de partículas subatómicas. En teoría, hay más de tres dimensiones espaciales que nos resultan inaccesibles. La dificultad es cómo registrarlos cuando dimensiones adicionales según la teoría de Kaluza-Klein nos resultan inaccesibles.

¿Es posible detectar materia oscura?

Enormes cantidades de partículas de materia oscura vuelan a través de la Tierra, pero como la materia oscura no interactúa, y si hay interacción, es extremadamente débil, prácticamente nula, con la materia ordinaria, en la mayoría de los experimentos no se obtuvieron resultados significativos.

Sin embargo, se están intentando registrar la presencia de materia oscura mediante experimentos que implican la colisión de varios núcleos atómicos (silicio, xenón, flúor, yodo y otros) con la esperanza de ver el impacto de la partícula de materia oscura.

En el observatorio astronómico de neutrinos de la estación Amundsen-Scott, con el interesante nombre IceCube, se realizan investigaciones para detectar neutrinos de alta energía nacidos fuera del sistema solar.

Aquí, en el Polo Sur, donde la temperatura exterior alcanza los -80 °C, a una profundidad de 2,4 km bajo el hielo, se ha instalado una electrónica de alta precisión que permite la observación continua de los misteriosos procesos del Universo que ocurren más allá de la materia ordinaria. Hasta el momento, estos son sólo intentos de acercarse a desentrañar los secretos más profundos del Universo, pero ya hay algunos éxitos, como el descubrimiento histórico de 28 neutrinos.

Entonces. Es increíblemente interesante que el Universo, compuesto de materia oscura, inaccesible a nuestro estudio visible, pueda resultar muchas veces más complejo que la estructura de nuestro Universo. O tal vez el Universo de la materia oscura es significativamente superior al nuestro y es allí donde suceden todas las cosas importantes, cuyos ecos intentamos ver en nuestra materia ordinaria, pero esto ya está entrando en el ámbito de la ciencia ficción.

Introducción

Existen fuertes argumentos de que gran parte de la materia del Universo no emite ni absorbe nada y, por tanto, es invisible. La presencia de esta materia invisible puede reconocerse por su interacción gravitacional con la materia radiante. Los estudios de cúmulos de galaxias y de las curvas de rotación galácticas proporcionan evidencia de la existencia de la llamada materia oscura. Entonces, por definición, la materia oscura es materia que no interactúa con la radiación electromagnética, es decir, no la emite ni la absorbe.
La primera detección de materia invisible se remonta al siglo pasado. En 1844, Friedrich Bessel escribió en una carta a Karl Gauss que la irregularidad inexplicable en el movimiento de Sirio podría ser el resultado de su interacción gravitacional con algún cuerpo vecino, y este último en este caso debería tener una masa bastante grande. En la época de Bessel, un compañero tan oscuro de Sirio era invisible; no se descubrió ópticamente hasta 1862. Resultó ser una enana blanca, llamada Sirio-B, mientras que Sirio mismo se llamaba Sirio-A.
La densidad de materia en el Universo, ρ, puede estimarse a partir de observaciones del movimiento de galaxias individuales. Normalmente ρ se da en unidades de la denominada densidad crítica ρ c:

En esta fórmula, G es la constante gravitacional, H es la constante de Hubble, que se conoce con poca precisión (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Fórmula de Hubble para la tasa de expansión del Universo,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

Para ρ > ρ с el Universo está cerrado, es decir La interacción gravitacional es lo suficientemente fuerte como para que la expansión del Universo dé paso a la compresión.
Así, la densidad crítica viene dada por:

ρ с = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

La densidad cosmológica Ω = ρ/ρ с, determinada en función de la dinámica de los cúmulos y supercúmulos de galaxias, es igual a 0,1< Ω < 0.3.
Al observar la naturaleza de la eliminación de regiones a gran escala del Universo utilizando el satélite astronómico infrarrojo IRAS, se encontró que 0,25< Ω < 2.
Por otro lado, estimar la densidad bariónica Ω b a partir de la luminosidad de las galaxias da un valor significativamente menor: Ω b< 0.02.
Esta discrepancia suele tomarse como un indicio de la existencia de materia invisible.
Últimamente se ha prestado mucha atención al problema de la búsqueda de materia oscura. Si tenemos en cuenta todas las formas de materia bariónica, como el polvo interplanetario, las enanas marrones y blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros, resulta que se necesita una proporción significativa de materia no bariónica para explicar todos los fenómenos observados. Esta afirmación sigue siendo válida incluso después de tener en cuenta los datos modernos sobre los llamados objetos MACHO ( MAMÁ. sivo C compacto h alo oh Los objetos son objetos galácticos compactos masivos) descubiertos utilizando el efecto de lente gravitacional.

. Evidencia de materia oscura

2.1. Curvas de rotación galáctica

En el caso de las galaxias espirales, la velocidad de rotación de cada estrella alrededor del centro de la galaxia se determina a partir de la condición de constancia de las órbitas. Igualando fuerzas centrífugas y gravitacionales:

para la velocidad de rotación tenemos:

donde M r es la masa total de materia dentro de una esfera de radio r. En el caso de una simetría ideal esférica o cilíndrica, la influencia de la masa situada fuera de esta esfera se compensa mutuamente. En una primera aproximación, la región central de la galaxia puede considerarse esférica, es decir

donde ρ es la densidad promedio.
En el interior de la galaxia se espera un aumento lineal de la velocidad de rotación a medida que aumenta la distancia desde el centro. En la región exterior de la galaxia, la masa Mr es casi constante y la dependencia de la velocidad de la distancia corresponde al caso de una masa puntual en el centro de la galaxia:

La velocidad de rotación v(r) se determina, por ejemplo, midiendo el desplazamiento Doppler en el espectro de emisión de las regiones de He-II alrededor de las estrellas O. El comportamiento de las curvas de rotación de las galaxias espirales medidas experimentalmente no se corresponde con una disminución de v(r) al aumentar el radio. Un estudio de la línea de 21 cm (transición de estructura hiperfina en el átomo de hidrógeno) emitida por la materia interestelar condujo a un resultado similar. La constancia de v(r) en valores grandes del radio significa que la masa M r también aumenta al aumentar el radio: M r ~ r. Esto indica la presencia de materia invisible. Las estrellas se mueven más rápido de lo que se esperaría según la cantidad aparente de materia.
A partir de esta observación se postuló la existencia de un halo esférico de materia oscura rodeando la galaxia y responsable del comportamiento no decreciente de las curvas de rotación. Además, un halo esférico podría contribuir a la estabilidad de la forma del disco de galaxias y confirmar la hipótesis de la formación de galaxias a partir de una protogalaxia esférica. Los cálculos de los modelos realizados para la Vía Láctea, que pudieron reproducir las curvas de rotación teniendo en cuenta la presencia de un halo, indican que una parte importante de la masa debe estar en este halo. La evidencia a favor de la existencia de halos esféricos también la proporcionan los cúmulos globulares, cúmulos esféricos de estrellas, que son los objetos más antiguos de la galaxia y que están distribuidos esféricamente.
Sin embargo, investigaciones recientes sobre la transparencia de las galaxias han puesto en duda esta imagen. Si consideramos el grado de oscuridad de las galaxias espirales en función del ángulo de inclinación, podemos sacar conclusiones sobre la transparencia de tales objetos. Si la galaxia fuera completamente transparente, entonces su luminosidad total no dependería del ángulo en el que se observe esta galaxia, ya que todas las estrellas serían igualmente visibles (ignorando el tamaño de las estrellas). Por otro lado, un brillo superficial constante significa que la galaxia no es transparente. En este caso, el observador siempre ve sólo las estrellas exteriores, es decir, Siempre el mismo número por unidad de superficie, independientemente del ángulo de visión. Se ha establecido experimentalmente que el brillo de la superficie permanece constante en promedio, lo que podría indicar la opacidad casi completa de las galaxias espirales. En este caso, el uso de métodos ópticos para determinar la densidad de masa del Universo no es del todo exacto. Un análisis más exhaustivo de los resultados de las mediciones llevó a la conclusión de que las nubes moleculares son un material absorbente (su diámetro es de aproximadamente 50 ps y su temperatura es de aproximadamente 20 K). Según la ley de desplazamiento de Viena, estas nubes deberían emitir en la región submilimétrica. Este resultado podría proporcionar una explicación para el comportamiento de las curvas de rotación sin suponer que exista materia oscura exótica adicional.
También se han encontrado pruebas de la existencia de materia oscura en galaxias elípticas. Por su absorción de rayos X se han registrado halos gaseosos con temperaturas de alrededor de 10 7 K. Las velocidades de estas moléculas de gas son mayores que la tasa de expansión:

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

suponiendo que sus masas corresponden a su luminosidad. Para las galaxias elípticas, la relación masa-luminosidad es aproximadamente dos órdenes de magnitud mayor que la del Sol, que es un ejemplo típico de una estrella promedio. Un valor tan grande suele asociarse con la existencia de materia oscura.

2.2. Dinámica de los cúmulos de galaxias.

La dinámica de los cúmulos de galaxias proporciona evidencia de la existencia de materia oscura. Cuando el movimiento de un sistema, cuya energía potencial es una función homogénea de coordenadas, ocurre en una región espacial limitada, los valores promediados en el tiempo de la energía cinética y potencial están relacionados entre sí mediante el teorema del virial. Puede utilizarse para estimar la densidad de materia en cúmulos de una gran cantidad de galaxias.
Si la energía potencial U es una función homogénea de vectores de radio r i de grado k, entonces U y la energía cinética T están relacionadas como 2T = kU. Como T + U = E = E, se deduce que

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

donde E es la energía total. Para la interacción gravitacional (U ~ 1/r) k = -1, entonces 2T = -U. La energía cinética promedio de un cúmulo de N galaxias viene dada por:

T=N /2.

Estas N galaxias pueden interactuar entre sí en pares. Por lo tanto, hay N(N–1)/2 pares de galaxias independientes, cuya energía potencial promedio total tiene la forma

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

Con Nm = M y (N − 1) ≈ N para la masa dinámica resulta M ≈ 2 /GRAMO.
Mediciones de distancia promedio y velocidad media dan un valor de masa dinámica que es aproximadamente dos órdenes de magnitud mayor que la masa obtenida de un análisis de la luminosidad de las galaxias. Este hecho puede interpretarse como una prueba más a favor de la existencia de materia oscura.
Este argumento también tiene sus debilidades. La ecuación virial es válida sólo cuando se promedia durante un largo período de tiempo, cuando los sistemas cerrados están en estado de equilibrio. Sin embargo, las mediciones de cúmulos de galaxias son algo así como instantáneas. Además, los cúmulos de galaxias no son sistemas cerrados; están conectados entre sí. Finalmente, no está claro si han alcanzado un estado de equilibrio o no.

2.3. Evidencia cosmológica

La definición de densidad crítica ρ c se dio anteriormente. Formalmente, se puede obtener sobre la base de la dinámica newtoniana calculando la tasa de expansión crítica de una galaxia esférica:

La relación para ρ c se deriva de la expresión para E, si asumimos que H = r"/r = ​​​​v/r.
La descripción de la dinámica del Universo se basa en las ecuaciones de campo de Einstein (Teoría General de la Relatividad - GTR). Están algo simplificados bajo el supuesto de homogeneidad e isotropía del espacio. En la métrica de Robertson-Walker, el elemento lineal infinitesimal viene dado por:

donde r, θ, φ son las coordenadas esféricas del punto. Los grados de libertad de esta métrica están incluidos en el parámetro k y el factor de escala R. El valor de k toma solo valores discretos (si no se tiene en cuenta la geometría fractal) y no depende del tiempo. El valor k es una característica del modelo de Universo (k = -1 - métrica hiperbólica (Universo abierto), k = 0 - métrica euclidiana (Universo plano), k = +1 - métrica esférica (Universo cerrado)).
La dinámica del Universo está completamente especificada por la función de escala R(t) (la distancia entre dos puntos vecinos en el espacio con coordenadas r, θ, φ cambia con el tiempo como R(t)). En el caso de la métrica esférica, R(t) representa el radio del Universo. Esta función de escala satisface las ecuaciones de Einstein-Friedmann-Lemaitre:

donde p(t) es la presión total y Λ es la constante cosmológica que, en el marco de las modernas teorías cuánticas de campos, se interpreta como la densidad de energía del vacío. Supongamos además que Λ = 0, como se hace a menudo para explicar hechos experimentales sin introducir materia oscura. El coeficiente R 0 "/R 0 determina la constante de Hubble H 0, donde el índice "0" marca los valores modernos de las cantidades correspondientes. De las fórmulas anteriores se deduce que para el parámetro de curvatura k = 0, el crítico moderno La densidad del Universo está dada por la expresión cuyo valor representa el límite entre el Universo abierto y uno cerrado (este valor separa el escenario en el que el Universo se está expandiendo eternamente del escenario en el que el Universo espera colapsar al final de la expansión temporal). fase):

El parámetro de densidad se utiliza a menudo.

donde q 0 es el parámetro de frenado: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Así, son posibles tres casos:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – Universo plano,
Ω 0 > 1 – Universo cerrado.
Las mediciones del parámetro de densidad dieron una estimación: Ω 0 ≈ 0,2, a partir de la cual se podría esperar la naturaleza abierta del Universo. Sin embargo, una serie de conceptos teóricos son difíciles de conciliar con la apertura del Universo, por ejemplo, el llamado problema de la “planicidad” y la génesis de las galaxias.

problema de planitud

Como puede ver, la densidad del Universo está muy cerca de ser crítica. De las ecuaciones de Einstein-Friedmann-Lemaitre se deduce (en Λ = 0) que

Dado que la densidad ρ(t) es proporcional a 1/R(t) 3, entonces usando la expresión para Ω 0 (k no es igual a 0) tenemos:

Por tanto, el valor Ω ≈ 1 es muy inestable. Cualquier desviación del caso perfectamente plano aumenta enormemente a medida que el Universo se expande. Esto significa que durante la fusión nuclear original, el Universo debió ser significativamente más plano de lo que es ahora.
Una posible solución a este problema la proporcionan los modelos de inflación. Se supone que la expansión del Universo temprano (en el intervalo entre 10 -34 sy 10 -31 s después del Big Bang) se produjo exponencialmente en la fase de inflación. En estos modelos, el parámetro de densidad suele ser independiente del tiempo (Ω = 1). Sin embargo, existen indicios teóricos de que el valor del parámetro de densidad en el rango de 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Génesis de galaxias

Para la génesis de las galaxias son necesarias faltas de homogeneidad en la densidad. Las galaxias tuvieron que surgir en regiones espaciales donde las densidades eran mayores que a su alrededor, de modo que, como resultado de la interacción gravitacional, estas regiones lograron agruparse más rápido de lo que se produjo su rarefacción debido a la expansión general.
Sin embargo, este tipo de acumulación de materia podría comenzar sólo después de la formación de átomos a partir de núcleos y electrones, es decir. aproximadamente 150.000 años después del Big Bang a temperaturas de aproximadamente 3000 K (ya que en las primeras etapas la materia y la radiación estaban en un estado de equilibrio dinámico: cualquier grupo de materia resultante era inmediatamente destruido bajo la influencia de la radiación y al mismo tiempo la radiación podía no escapar más allá de los límites de la materia). Las fluctuaciones notables en la densidad de la materia ordinaria en aquella época fueron excluidas hasta niveles muy bajos debido a la isotropía de la radiación de fondo. Después de la etapa de formación de átomos neutros, la radiación deja de estar en un estado de equilibrio térmico con la materia, por lo que las fluctuaciones posteriores en la densidad de la materia ya no se reflejan en la naturaleza de la radiación.
Pero si calculamos la evolución en el tiempo del proceso de compresión de la materia, que recién comenzó entonces, resulta que el tiempo transcurrido desde entonces no es suficiente para que se formen estructuras tan grandes como las galaxias o sus cúmulos. Al parecer, es necesario exigir la existencia de partículas masivas liberadas de un estado de equilibrio térmico en una etapa anterior, para que estas partículas tengan la oportunidad de manifestarse como algunas semillas de la condensación de la materia ordinaria a su alrededor. Estas candidatas podrían ser las denominadas partículas WIMP. En este caso, es necesario tener en cuenta el requisito de que la radiación cósmica de fondo sea isotrópica. Recientemente se descubrió una pequeña anisotropía (10 -4) en la radiación cósmica de fondo de microondas (temperatura de aproximadamente 2,7 K) utilizando el satélite COBE.

III. Candidatos a materia oscura

3.1. materia oscura bariónica

El candidato más obvio para la materia oscura sería la materia bariónica ordinaria, que no emite y tiene la correspondiente abundancia. Una posibilidad podría realizarse mediante gas interestelar o intergaláctico. Sin embargo, en este caso deberían aparecer líneas características de emisión o absorción que no se detectan.
Otro candidato podrían ser las enanas marrones: cuerpos cósmicos con masas significativamente menores que la masa del Sol (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.
Objetos muy compactos en las etapas finales del desarrollo estelar (enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros) también podrían formar parte de la materia oscura. Dado que prácticamente todas las estrellas alcanzan una de estas tres etapas finales durante su vida, una porción significativa de la masa de estrellas anteriores y más pesadas debe estar presente en forma no radiante como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Parte de esta materia regresa al espacio interestelar a través de explosiones de supernovas u otras formas y participa en la formación de nuevas estrellas. En este caso no se deben tener en cuenta las estrellas con masa M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Los límites superiores de la posible densidad de la materia bariónica en el Universo se pueden obtener a partir de datos sobre la fusión nuclear inicial, que comenzó aproximadamente 3 minutos después del Big Bang. Las mediciones de la abundancia actual de deuterio son especialmente importantes:
(D/H) 0 ≈ 10 -5, ya que durante la fusión nuclear inicial se formó principalmente deuterio. Aunque el deuterio también apareció más tarde como producto intermedio de reacciones de fusión nuclear, debido a esto la cantidad total de deuterio no aumentó significativamente. El análisis de los procesos que ocurren en la etapa de fusión nuclear temprana da un límite superior − 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.
Por otro lado, ahora está completamente claro que la materia bariónica por sí sola no es capaz de satisfacer el requisito Ω = 1, que se deriva de los modelos inflacionarios. Además, el problema de la formación de galaxias sigue sin resolverse. Todo esto lleva a la necesidad de la existencia de materia oscura no bariónica, especialmente en el caso en que se requiere la condición Ω = 1 con una constante cosmológica cero.

3.2. materia oscura no bariónica

Los modelos teóricos proporcionan una gran selección de posibles candidatos para el papel de la materia oscura no bariónica, entre ellos: neutrinos ligeros y pesados, partículas supersimétricas de los modelos SUSY, axiones, cosmiones, monopolos magnéticos y partículas de Higgs; se resumen en la tabla. La tabla también contiene teorías que explican los datos experimentales sin introducir materia oscura (la constante gravitacional dependiente del tiempo en la gravedad no newtoniana y la constante cosmológica). Designaciones: DM - materia oscura, GUT - Gran Teoría Unificada, SUSY - teorías supersimétricas, SUGRA - supergravedad, QCD - cromodinámica cuántica, QED - electrodinámica cuántica, GTR - relatividad general. El concepto WIMP (partículas masivas que interactúan débilmente) se utiliza para designar partículas con una masa superior a unos pocos GeV/c 2 que participan sólo en interacciones débiles. Teniendo en cuenta las nuevas mediciones de la radiación cósmica de fondo de microondas del satélite COBE y el corrimiento al rojo del satélite IRAS, recientemente se ha reexaminado la distribución de las galaxias a grandes distancias y la formación de estructuras a gran escala en nuestra galaxia. A partir del análisis de varios modelos de formación de estructuras, se concluyó que sólo es posible un modelo satisfactorio del Universo con Ω = 1, en el que la materia oscura es de naturaleza mixta: el 70% existe en forma de materia oscura fría y el 70% existe en forma de materia oscura fría. El 30% es materia oscura caliente; esta última está formada por dos neutrinos sin masa y un neutrino con una masa de 7,2 ± 2 eV. Esto significa un resurgimiento del modelo de materia oscura mixta previamente descartado.

neutrinos ligeros

A diferencia de todos los demás candidatos a materia oscura, los neutrinos tienen la clara ventaja de que se sabe que existen. Se conoce aproximadamente su prevalencia en el Universo. Para que los neutrinos sean candidatos a la materia oscura, ciertamente deben tener masa. Para alcanzar la densidad crítica del Universo, las masas de los neutrinos deben estar en el rango de varios GeV/c 2 o en el rango de 10 a 100 eV/c 2 .
Los neutrinos pesados ​​también son posibles como candidatos, ya que el producto cosmológicamente significativo m ν exp(-m ν /kT f) se vuelve pequeño incluso para masas grandes. Aquí Tf es la temperatura a la que los neutrinos pesados ​​dejan de estar en estado de equilibrio térmico. Este factor de Boltzmann da la abundancia de neutrinos con masa m ν en relación con la abundancia de neutrinos sin masa.
Para cada tipo de neutrino en el Universo, la densidad de neutrinos está relacionada con la densidad de fotones mediante la relación n ν = (3/11)n γ. Estrictamente hablando, esta expresión es válida sólo para los neutrinos ligeros de Majorana (para los neutrinos de Dirac, en determinadas circunstancias, es necesario introducir otro factor estadístico igual a dos). La densidad de fotones se puede determinar basándose en la radiación cósmica de fondo de microondas de 3 K y alcanza n γ ≈ 400 cm -3 .

Partícula	Peso	Teoría	Manifestación
GRAMO)	-	Gravedad no newtoniana	DM transparente a gran escala
Λ (constante espacial)	-	GTR	Ω=1 sin DM
Axion, mejorana, piedra dorada. bosón	10 -5 eV	QCD; violación de sim. Pechei-Quina	DM frío
neutrino ordinario	10-100 eV	INTESTINO	DM caliente
Higgsino ligero, fotino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
parafotón	20-400 eV	Modificador QED	DM caliente, cálido
neutrinos derechos	500 eV	fuerza superdébil	DM caliente
Gravitino, etc.	500 eV	SUSY/SUGRA	DM caliente
Photino, gravitino, axion, espejos. partículas, neutrino Simpson	keV	SUSY/SUGRA	DM caliente/frío
Fotino, sneutrino, higgsino, gluino, neutrino pesado	MeV	SUSY/SUGRA	DM frío
Materia de sombra	MeV	SUSY/SUGRA	Caliente/frío (como bariones) DM
Preón	20-200 TeV	Modelos compuestos	DM frío
Monopolio	10 16 GeV	INTESTINO	DM frío
Pyrgon, maximon, pole Perry, newtorita, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorías de dimensiones superiores	DM frío
Supercuerdas	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	DM frío
"Pepitas" de quark	10 15 gramos	QCD, intestino	DM frío
Espacio cadenas, paredes de dominio	(10 8 -10 10)M sol	INTESTINO	La formación de galaxias puede no contribuir mucho a
cosmión	4-11 GeV	problema de neutrinos	Formación de un flujo de neutrinos en el Sol
Agujeros negros	10 15-10 30 gramos	GTR	DM frío

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rdo. Núcleo. Part.Sci., 38, 751 Resulta que la densidad de masa del neutrino es cercana a la crítica si se cumple la condición.

donde g ν es un factor estadístico que tiene en cuenta el número de estados de helicidad diferentes para cada tipo de neutrino. Para los neutrinos de Majorana este factor es igual a 2. Para los neutrinos de Dirac debería ser igual a 4. Sin embargo, normalmente se supone que los componentes de la derecha abandonaron el estado de equilibrio térmico mucho antes, por lo que también podemos suponer que g ν = 2 para el caso Dirac.
Dado que la densidad de neutrinos es del mismo orden de magnitud que la densidad de fotones, hay aproximadamente 10 9 veces más neutrinos que bariones, por lo que incluso una pequeña masa de neutrino podría determinar la dinámica del Universo. Para lograr Ω = ρ ν /ρ с = 1, se requieren masas de neutrinos m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, donde N ν es el número de tipos de neutrinos ligeros. Los límites superiores experimentales para las masas de los tres tipos conocidos de neutrinos son: 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

En un Universo dominado por neutrinos, el grado de compresión necesario podría determinarse en una fase relativamente tardía; las primeras estructuras corresponderían a supercúmulos de galaxias. Así, los cúmulos de galaxias y las galaxias podrían desarrollarse mediante la fragmentación de estas estructuras primarias (modelo de arriba hacia abajo). Sin embargo, este enfoque enfrenta problemas cuando se considera la formación de estructuras muy pequeñas como las galaxias enanas. Para explicar la formación de compresiones bastante masivas, también es necesario tener en cuenta el principio de Pauli para los fermiones.

neutrinos pesados

Según los datos de LEP y SLAC relacionados con mediciones de precisión del ancho de desintegración del bosón Z 0, sólo existen tres tipos de neutrinos ligeros y se excluye la existencia de neutrinos pesados ​​con valores de masa de hasta 45 GeV/c 2.
Cuando los neutrinos con masas tan grandes abandonaron el estado de equilibrio térmico, ya tenían velocidades no relativistas, por eso se les llama partículas frías de materia oscura. La presencia de neutrinos pesados ​​podría provocar una compresión gravitacional temprana de la materia. En este caso, primero se formarían estructuras más pequeñas. Los cúmulos y supercúmulos de galaxias se habrían formado más tarde mediante la acumulación de grupos individuales de galaxias (modelo ascendente).

Axiones

Los axiones son partículas hipotéticas que surgen en relación con el problema de la violación de CP en la interacción fuerte (problema θ). La existencia de tal partícula pseudoescalar se debe a la violación de la simetría quiral de Pechey-Quin. La masa del axión está dada por

La interacción con fermiones y bosones de calibre se describe mediante las siguientes constantes de acoplamiento, respectivamente:

Constante de desintegración del axión F a está determinada por el promedio de vacío del campo de Higgs. Porque F a es una constante libre que puede tomar cualquier valor entre las escalas electrodébil y de Planck, entonces los valores posibles de las masas de los axiones varían en 18 órdenes de magnitud. Se distingue entre los axiones DFSZ, que interactúan directamente con los electrones, y los llamados axiones hadrónicos, que interactúan con los electrones sólo en el primer orden de la teoría de la perturbación. Generalmente se cree que los axiones forman la materia oscura fría. Para que su densidad no exceda el valor crítico, es necesario tener F a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с F a ≈ 250 GeV ya se han excluido experimentalmente otras opciones con masas más bajas y, en consecuencia, los parámetros de acoplamiento más grandes también están significativamente limitados por diversos datos, principalmente astrofísicos.

Partículas supersimétricas

La mayoría de las teorías supersimétricas contienen una partícula estable, que es una nueva candidata a la materia oscura. La existencia de una partícula supersimétrica estable se deriva de la conservación del número cuántico multiplicativo, la llamada paridad R, que toma un valor de +1 para las partículas ordinarias y –1 para sus supercompañeras. Está allá Ley de conservación de la paridad R. Según esta ley de conservación, las partículas SUSY sólo pueden formarse en pares. Las partículas SUSY sólo pueden descomponerse en un número impar de partículas SUSY. Por tanto, la partícula supersimétrica más ligera debe ser estable.
Es posible violar la ley de conservación de la paridad R. El número cuántico R está relacionado con el número bariónico B y el número leptónico L mediante la relación R = (–1) 3B+L+2S, donde S es el espín de la partícula. En otras palabras, la violación de B y/o L puede provocar un fallo de la paridad R. Sin embargo, existen límites muy estrictos a la posibilidad de violación de la paridad R.
Se supone que la partícula supersimétrica (LSP) más ligera no participa ni en interacciones electromagnéticas ni en interacciones fuertes. De lo contrario, se combinaría con la materia ordinaria y actualmente aparecería como una partícula pesada inusual. Entonces la abundancia de tal LSP, normalizada a la abundancia del protón, sería igual a 10 -10 para la interacción fuerte y 10 -6 para la electromagnética. Estos valores son inconsistentes con los límites superiores experimentales: 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.
Entre los posibles candidatos para el papel de la partícula supersimétrica neutra más ligera se encuentran fotino (S = 1/2) y zino (S = 1/2), que suelen denominarse gaijino, así como higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) y gravitino (S = 3/2). En la mayoría de las teorías, una partícula LSP es una combinación lineal de las partículas SUSY anteriores con espín 1/2. La masa de este llamado neutralino debería ser probablemente superior a 10 GeV/c 2 . Considerar las partículas SUSY como materia oscura es de particular interés, ya que aparecieron en un contexto completamente diferente y no fueron introducidas específicamente para resolver el problema de la materia oscura (no bariónica). cosmiones Los cosmos se introdujeron originalmente para resolver el problema de los neutrinos solares. Debido a su alta velocidad, estas partículas atraviesan la superficie de la estrella casi sin obstáculos. En la región central de la estrella chocan con los núcleos. Si la pérdida de energía es lo suficientemente grande, entonces no podrán volver a abandonar esta estrella y acumularse en ella con el tiempo. En el interior del Sol, los cosmoiones capturados influyen en la naturaleza de la transferencia de energía y contribuyen así al enfriamiento de la región central del Sol. Esto daría como resultado una menor probabilidad de producción de neutrinos a partir de 8 V y explicaría por qué el flujo de neutrinos medido en la Tierra es menor de lo esperado. Para resolver este problema de neutrinos, la masa del cosmión debe estar en el rango de 4 a 11 GeV/c 2 y la sección transversal para la interacción de los cosmoiones con la materia debe tener un valor de 10 -36 cm 2. Sin embargo, los datos experimentales parecen descartar tal solución al problema de los neutrinos solares.

Defectos topológicos del espacio-tiempo.

Además de las partículas anteriores, los defectos topológicos también pueden contribuir a la materia oscura. Se supone que en el Universo temprano en t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K, se produjo una violación de la simetría GUT, lo que llevó a la separación de las interacciones descritas por los grupos SU(3) y SU(2)×U(1). El campo de Higgs de dimensión 24 adquirió una cierta alineación y la orientación de los ángulos de fase de ruptura espontánea de la simetría permaneció arbitraria. Como consecuencia de esta transición de fase, deberían haberse formado regiones espaciales con diferentes orientaciones. Estas áreas crecieron con el tiempo y finalmente entraron en contacto entre sí.
Según los conceptos modernos, en las superficies límite se formaban puntos defectuosos topológicamente estables en los que se encontraban zonas con diferentes orientaciones. Podrían tener dimensiones de cero a tres y consistir en un vacío de simetría ininterrumpida. Tras romper la simetría, este vacío inicial tiene una energía y densidad de materia muy elevadas.
Los más importantes son los defectos puntuales. Deben llevar una carga magnética aislada, es decir ser monopolos magnéticos. Su masa está relacionada con la temperatura de transición de fase y es de aproximadamente 10 16 GeV/c 2. Hasta ahora, a pesar de intensas búsquedas, no se ha registrado la existencia de tales objetos.
Al igual que los monopolos magnéticos, también se pueden formar defectos lineales (cuerdas cósmicas). Estos objetos filiformes tienen una densidad de masa lineal característica del orden de 10 22 g∙cm –1 y pueden estar cerrados o abiertos. Debido a la atracción gravitacional, podrían servir como semillas para la condensación de la materia, como resultado de lo cual se formaron las galaxias.
Grandes masas permitirían detectar tales cuerdas mediante el efecto de lentes gravitacionales. Las cuerdas doblarían el espacio circundante de tal manera que se crearía una doble imagen de los objetos detrás de ellas. Esta cuerda podría desviar la luz de galaxias muy distantes según las leyes de la teoría general de la gravedad. Un observador en la Tierra vería dos imágenes especulares adyacentes de galaxias con idéntica composición espectral. Este efecto de lente gravitacional ya se ha descubierto en quásares distantes, donde una galaxia ubicada entre el quásar y la Tierra sirvió como lente gravitacional.
También se discute la posibilidad de un estado superconductor en las cuerdas cósmicas. Las partículas cargadas eléctricamente, como los electrones, en el vacío simétrico de una cuerda, carecerían de masa porque sólo adquieren masa a través de la simetría que rompe el mecanismo de Higgs. De este modo se pueden crear pares partícula-antipartícula que se mueven a la velocidad de la luz con muy poco gasto de energía. El resultado es una corriente superconductora. Las cuerdas superconductoras podrían excitarse al interactuar con partículas cargadas, y esta excitación se eliminaría emitiendo ondas de radio.
También se consideran defectos de dimensiones superiores, incluidas las "paredes de dominio" bidimensionales y, en particular, los defectos o "texturas" tridimensionales. Otros candidatos exóticos

1. Materia de sombra. Suponiendo que las cuerdas son objetos extendidos unidimensionales, las teorías de supercuerdas intentan replicar el éxito de los modelos supersimétricos en la eliminación de divergencias también en la gravedad y penetrar en las regiones de energía más allá de la masa de Planck. Desde un punto de vista matemático, las teorías de supercuerdas libres de anomalías sólo pueden obtenerse para los grupos de calibre SO(32) y E 8 *E 8". Este último se divide en dos sectores, uno de los cuales describe la materia ordinaria, mientras que el otro corresponde a la materia de sombra (E 8 "). Estos dos sectores sólo pueden interactuar entre sí de forma gravitacional.
2. "Nuggets de quarks" fueron propuestos en 1984. Se trata de objetos macroscópicos estables de materia de quarks, compuestos por quarks u, d y s. Las densidades de estos objetos se encuentran en la región de densidad nuclear de 10 15 g/cm 3, y las masas pueden variar desde varios GeV/c 2 hasta las masas de estrellas de neutrones. Se forman durante una hipotética transición de fase QCD, pero generalmente se consideran muy improbables.

3.3. Teorías modificadas (constante cosmológica, teoría MOND, constante gravitacional dependiente del tiempo)

Inicialmente, Einstein introdujo la constante cosmológica Λ en las ecuaciones de campo de la relatividad general para garantizar, según las opiniones de esa época, la estacionariedad del Universo. Sin embargo, después de que Hubble descubriera la expansión del Universo a finales de los años 20 de nuestro siglo, resultó innecesaria. Por lo tanto, comenzaron a creer que Λ = 0. Sin embargo, en el marco de las teorías de campos modernas, esta constante cosmológica se interpreta como la densidad de energía del vacío ρ v . Se cumple la siguiente ecuación:

El caso Λ = 0 corresponde al supuesto de que el vacío no contribuye a la densidad de energía. Esta imagen corresponde a las ideas de la física clásica. En la teoría cuántica de campos, el vacío contiene varios campos cuánticos que se encuentran en un estado con la energía más baja, que no necesariamente es cero.
Teniendo en cuenta la constante cosmológica distinta de cero, utilizando las relaciones

obtenemos una densidad crítica más baja y un valor del parámetro de densidad más alto de lo esperado según las fórmulas dadas anteriormente. Las observaciones astronómicas basadas en recuentos de galaxias proporcionan un límite superior para la constante cosmológica moderna.
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

donde para H 0,max se utiliza el valor de 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Si bien se ha demostrado que es necesaria una constante cosmológica distinta de cero para interpretar la fase inicial de la evolución, algunos científicos han llegado a la conclusión de que una Λ distinta de cero podría desempeñar un papel en etapas posteriores del universo.
Constante cosmológica

podría conducir al valor Ω(Λ = 0), aunque en realidad Ω(Λ ≠ 0). El parámetro Ω(Λ = 0) definido a partir de ρ 0 proporcionaría Ω = 1, como se requiere en los modelos inflacionarios, siempre que la constante cosmológica sea

Usando los valores numéricos H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 y Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 se obtiene
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Una densidad de energía del vacío correspondiente a este valor podría resolver la contradicción entre el valor observado del parámetro de densidad y el valor Ω = 1 requerido por las teorías modernas.
Además de introducir una constante cosmológica distinta de cero, existen otros modelos que eliminan al menos algunos de los problemas sin involucrar la hipótesis de la materia oscura.

Teoría MOND (Dinámica Newtoniana Modificada)

Esta teoría supone que la ley de la gravedad difiere de la forma newtoniana habitual y es la siguiente:

En este caso, la fuerza de atracción será mayor y deberá compensarse con un movimiento periódico más rápido, lo que puede explicar el comportamiento plano de las curvas de rotación.

Constante gravitacional dependiente del tiempo

La dependencia del tiempo de la constante gravitacional G(t) podría ser de gran importancia para el proceso de formación de galaxias. Sin embargo, hasta ahora las mediciones de precisión no han dado ninguna indicación de la variación temporal de G.

Literatura

1. G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Física de partículas sin aceleradores".
2. C. Naranyan. "Astrofísica general y cosmología".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Física, 2, 67, 77.