Tamna tvar. Tamna tvar svemira "gubi na težini", kažu ruski fizičari

Igra odlučujuću ulogu u razvoju svemira. Međutim, još se malo zna o ovoj čudnoj tvari. Profesor Matthias Bartelmann - Institut za teorijsku astrofiziku Heidelberg - objašnjava kako je provedeno istraživanje tamne tvari, odgovarajući na brojna pitanja novinara.

i kako nastaje?

Nemam pojma! Još nitko. Vjerojatno se sastoji od teških elementarnih čestica. Ali nitko ne zna jesu li to doista čestice. U svakom slučaju, jako se razlikuju od svega što smo prije poznavali.

Je li to kao da ste otkrili potpuno novu vrstu životinja?

Da, tako je, to je dobra usporedba.

Tko je i kada otkrio tamnu tvar?

Godine 1933. Fritz Zwicky razmatrao je gibanje galaksija u galaktičkim klasterima, koje ovisi o ukupnoj masi klastera. Istraživač je primijetio da se galaksije, s obzirom na njihovu izračunatu masu, kreću vrlo brzo. Ovo je bio prvi nagovještaj tamne tvari. Nijedna poznata materija ne može objasniti zašto se zvijezde u galaksijama drže zajedno: one se moraju razletjeti zbog svoje velike brzine rotacije.

Gravitacijska leća Fotografija: Wissensschreiber

Koji još dokazi postoje?

Prilično dobar dokaz je efekt gravitacijske leće. Daleke galaksije izgledaju nam iskrivljene jer se svjetlosne zrake odbijaju od materije na svom putu. Kao da gledate kroz rebrasto staklo. A učinak je jači nego što bi bio da postoji samo vidljiva materija.

Kako izgleda tamna tvar?

Ne može se vidjeti jer nema interakcije između tamne tvari i elektromagnetskog zračenja. To znači da ne reflektira svjetlost i ne emitira nikakvo zračenje.

Kako onda proučavate tamnu tvar? Koji su instrumenti potrebni za istraživanje?

Ne proučavamo posebno tamnu tvar, već samo njezine manifestacije, na primjer, učinak gravitacijske leće. Ja sam teoretičar. Zapravo, samo mi treba moje računalo, olovka i komad papira. Ali također koristim podatke iz velikih teleskopa na Havajima i Čileu.

Je li moguće prikazati tamnu tvar?

Da, možete napraviti svojevrsnu kartu njegove distribucije. Baš kao što crte uzvisina pokazuju konture planine na geografskoj karti, ovdje se po gustoći linija vidi gdje ima posebno puno tamne tvari.

Kada se pojavila?

Tamna tvar nastala je ili izravno u Velikom prasku ili 10 000-100 000 godina kasnije. Ali ovo još uvijek proučavamo.

Koliko tamne tvari postoji?

Nitko to ne može sa sigurnošću reći. Ali na temelju nedavnih istraživanja, vjerujemo da u svemiru ima otprilike sedam do osam puta više tamne tvari nego vidljive tvari.

Računalno modeliranje pokazuje širenje tamne tvari u obliku mreže, a vidimo njezino nakupljanje u najsvjetlijim područjima
Fotografija: Volker Springel

Postoji li veza između tamne energije i tamne tvari?

Vjerojatno ne. Tamna energija pokreće ubrzano širenje svemira, dok tamna tvar drži galaksije na okupu.

Odakle je došla?

Tamne tvari vjerojatno ima posvuda, ali nije ravnomjerno raspoređena – baš kao i vidljiva tvar, stvara nakupine.

Što tamna tvar znači za nas i naš svjetonazor?

Za svakodnevni život nije bitno. Ali u astrofizici je vrlo važan, budući da igra odlučujuću ulogu u razvoju Svemira.

Od čega je sastavljen naš Svemir? 4,9% - vidljiva tvar, 26,8% tamna tvar, 68,3% - tamna energija Foto: Wissensschreiber

Što će to uzrokovati u budućnosti?

Vjerojatno ništa više. Ranije je bio vrlo važan za razvoj Svemira. Danas samo nastavlja držati pojedinačne galaksije na okupu. I kako se Svemir nastavlja širiti, postaje sve teže nastati nove strukture tamne tvari.

Hoće li u budućnosti biti moguće izravno snimati tamnu tvar pomoću instrumenata?

Da, moguće je. Na primjer, moguće je izmjeriti vibracije koje se javljaju kada se čestice tamne tvari sudare s atomima u kristalu. Ista stvar se događa u akceleratoru čestica: ako se čini da elementarne čestice lete u neočekivanom smjeru bez ikakvog razloga, onda bi za to mogla biti kriva nepoznata čestica. Onda bi to bio još jedan dokaz postojanja tamne tvari. Zamislite: stojite na nogometnom igralištu, a ispred vas je lopta. Iznenada odleti bez vidljivog razloga. Sigurno ga je pogodilo nešto nevidljivo.

Što vas najviše zanima u vašem poslu?

Privlači me pretpostavka da je vidljiva materija samo mali dio cjeline, a o ostatku nemamo pojma.

Hvala što ste odvojili vrijeme. Nadamo se da ćete uskoro naučiti još više o tamnoj tvari!

Teorijski konstrukt u fizici nazvan standardni model opisuje interakcije svih elementarnih čestica poznatih znanosti. Ali to je samo 5% materije koja postoji u Svemiru, preostalih 95% je potpuno nepoznate prirode. Što je ta hipotetska tamna tvar i kako je znanstvenici pokušavaju otkriti? O tome u sklopu posebnog projekta govori Hayk Hakobyan, student MIPT-a i zaposlenik Odjela za fiziku i astrofiziku.

Standardni model elementarnih čestica, konačno potvrđen nakon otkrića Higgsovog bozona, opisuje temeljne interakcije (elektroslabe i jake) običnih čestica koje poznajemo: leptona, kvarkova i nositelja sile (bozona i gluona). Međutim, pokazalo se da cijela ova golema kompleksna teorija opisuje samo oko 5-6% sve materije, dok se ostatak ne uklapa u ovaj model. Promatranja najranijih trenutaka našeg Svemira pokazuju nam da je otprilike 95% materije koja nas okružuje potpuno nepoznate prirode. Drugim riječima, posredno vidimo prisutnost te skrivene materije zbog njezina gravitacijskog utjecaja, ali je još nismo uspjeli izravno uhvatiti. Ovaj fenomen skrivene mase nosi kodni naziv "tamna tvar".

Suvremena znanost, posebice kozmologija, radi prema deduktivnoj metodi Sherlocka Holmesa

Sada je glavni kandidat iz WISP grupe aksion, koji nastaje u teoriji jake interakcije i ima vrlo malu masu. Takva se čestica može pretvoriti u foton-fotonski par u visokim magnetskim poljima, što daje naznake kako bi je mogli pokušati otkriti. ADMX eksperiment koristi velike komore koje stvaraju magnetsko polje od 80.000 gaussa (to je 100.000 puta više od Zemljinog magnetskog polja). U teoriji, takvo bi polje trebalo potaknuti raspad aksiona u par foton-foton, što bi detektori trebali uhvatiti. Unatoč brojnim pokušajima, još nije bilo moguće detektirati WIMP-ove, aksione ili sterilne neutrine.

Tako smo putovali kroz ogroman broj različitih hipoteza tražeći objašnjenje neobične prisutnosti skrivene mase, i odbacivši sve nemogućnosti uz pomoć promatranja, došli smo do nekoliko mogućih hipoteza s kojima već možemo raditi.

Negativan rezultat u znanosti također je rezultat, jer daje ograničenja na različite parametre čestica, na primjer, eliminira raspon mogućih masa. Iz godine u godinu sve više novih opažanja i eksperimenata u akceleratorima daje nova, stroža ograničenja na masu i druge parametre čestica tamne tvari. Tako, odbacujući sve nemoguće opcije i sužavajući krug traženja, iz dana u dan postajemo sve bliži razumijevanju od čega se sastoji 95% materije u našem Svemiru.

Na pragu smo otkrića koje može promijeniti bit naših predodžbi o svijetu. Govorimo o prirodi tamne tvari. Posljednjih godina astronomija je napravila velike korake u promatračkom dokazivanju tamne tvari, a danas se postojanje takve materije u svemiru može smatrati čvrsto utvrđenom činjenicom. Posebnost situacije je u tome što astronomi promatraju strukture koje se sastoje od tvari nepoznate fizičarima. Tako se pojavio problem utvrđivanja fizičke prirode ove materije.

1. “Donesi mi nešto, ne znam što”

Moderna fizika čestica ne poznaje niti jednu česticu koja ima svojstva tamne tvari. Zahtijeva proširenje standardnog modela. Ali kako, u kojem smjeru krenuti, što i gdje gledati? Riječi iz poznate ruske bajke u naslovu ovog odjeljka savršeno odražavaju trenutnu situaciju.

Fizičari tragaju za nepoznatim česticama, imajući samo opće razumijevanje svojstava promatrane materije. Koja su to svojstva?

Sve što znamo je da tamna tvar gravitacijski stupa u interakciju sa svjetlećom materijom (barionima) i da je hladan medij s kozmološkom gustoćom nekoliko puta većom od gustoće bariona. Zbog tako jednostavnih svojstava, tamna tvar izravno utječe na razvoj gravitacijskog potencijala Svemira. Njegov kontrast gustoće povećavao se tijekom vremena, što je dovelo do stvaranja gravitacijski vezanih halo sustava tamne tvari.

Treba naglasiti da bi se ovaj proces gravitacijske nestabilnosti mogao pokrenuti u Friedmannovom svemiru samo u prisutnosti perturbacija gustoće sjemena, čije samo postojanje nema nikakve veze s tamnom tvari, već je posljedica fizike Velikog praska. Stoga se postavlja još jedno važno pitanje o nastanku perturbacija sjemena iz kojih se razvila struktura tamne tvari.

Pitanje nastanka početnih kozmoloških poremećaja razmotrit ćemo nešto kasnije. Sada se vratimo tamnoj tvari.

Barioni su zarobljeni u gravitacijskim jažicama koncentracija tamne tvari. Stoga, iako čestice tamne tvari ne stupaju u interakciju sa svjetlošću, svjetlost se nalazi tamo gdje postoji tamna tvar. Ovo izvanredno svojstvo gravitacijske nestabilnosti omogućilo je proučavanje količine, stanja i distribucije tamne tvari korištenjem podataka promatranja od radijskog do X-zraka.

Neovisnu potvrdu naših zaključaka o svojstvima tamne tvari i drugim parametrima svemira daju podaci o anizotropiji i polarizaciji kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja, obilju lakih elemenata u svemiru i raspodjeli apsorpcijskih linija materije. u spektrima dalekih kvazara. Numeričko modeliranje igra sve važniju ulogu, zamjenjujući eksperiment u kozmološkim istraživanjima. Najvrjednije informacije o distribuciji tamne tvari sadržane su u brojnim promatračkim podacima o gravitacijskom lećanju udaljenih izvora od strane obližnjih nakupina tvari.

Riža. 1. Fotografija neba u smjeru jata galaksija 0024 + 1654, snimljena teleskopom Hubble.

Slika 1 prikazuje presjek neba u smjeru jedne od ovih nakupina tamne mase ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vidimo jato galaksija uhvaćeno gravitacijskim poljem ove nakupine, vrući plin X-zraka koji počiva na dnu gravitacijske potencijalne jame i višestruku sliku jedne od pozadinskih galaksija uhvaćenu u vidnom polju tamne aureole. a iskrivljena svojim gravitacijskim poljem.

Tablica 1. Glavni kozmološki parametri

Tablica 1 prikazuje prosječne vrijednosti kozmoloških parametara dobivenih astronomskim promatranjima (10% točnosti). Očito, ukupna gustoća energije svih vrsta čestica u Svemiru ne prelazi 30% ukupne kritične gustoće (doprinos neutrina nije veći od nekoliko postotaka). Preostalih 70% je u obliku koji nije sudjelovao u gravitacijskom zbijanju materije. Ovo svojstvo ima samo kozmološka konstanta ili njezina generalizacija - medij s negativnim tlakom ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), nazvan "tamna energija". Određivanje prirode potonjeg dugoročna je perspektiva za razvoj fizike.

Ovo izvješće posvećeno je pitanjima fizičke kozmologije, čije se rješenje očekuje u nadolazećim godinama. Prije svega, to se odnosi na određivanje početnih uvjeta za formiranje struktura tamne tvari i potragu za samim nepoznatim česticama.

2. Rani svemir i kasni svemir

Promatrana struktura Svemira rezultat je kombiniranog djelovanja početnih uvjeta i evolucije polja poremećaja gustoće. Suvremeni podaci promatranja omogućili su određivanje karakteristika polja poremećaja gustoće u različitim epohama njegova razvoja. Tako je bilo moguće razdvojiti informacije o početnim uvjetima i uvjetima razvoja, što je označilo početak samostalnog proučavanja fizike ranog i kasnog Svemira.

Pojam "rani svemir" u modernoj kozmologiji označava posljednju fazu ubrzanog širenja nakon koje slijedi prijelaz u vruću fazu evolucije. Ne znamo parametre Velikog praska, postoje samo gornja ograničenja (vidi odjeljak 3, relacije (12)). Međutim, postoji dobro razvijena teorija nastanka kozmoloških poremećaja, prema kojoj možemo izračunati spektre početnih poremećaja gustoće materije i primarnih gravitacijskih valova ovisno o vrijednostima kozmoloških parametara.
Razlozi nepostojanja općeprihvaćenog modela ranog Svemira leže u stabilnosti predviđanja inflacijske paradigme Velikog praska - blizina generiranih spektara ravnoj formi, relativna malenost amplitude kozmoloških gravitacijskih valova, blizina generiranih spektara ravnoj formi, relativna malena amplituda kozmoloških gravitacijskih valova, blizina generiranih spektara ravnoj formi trodimenzionalna euklidskost vidljivog svemira itd. - koja se može dobiti u širokoj klasi parametara modela. Trenutak istine za izgradnju modela ranog Svemira moglo bi biti otkriće kozmoloških gravitacijskih valova, što se čini mogućim ako međunarodni svemirski eksperiment Planck, čiji je početak planiran za 2008., bude uspješan.

Naše znanje o kasnom Svemiru dijametralno je suprotno. Imamo prilično točan model - znamo sastav materije, zakone razvoja strukture, vrijednosti kozmoloških parametara (vidi tablicu 1), ali u isto vrijeme nemamo općeprihvaćenu teoriju podrijetla sastavnih dijelova materije.

Svojstva vidljivog svemira koja su nam poznata omogućuju nam da opišemo njegovu geometriju u okviru teorije poremećaja. Mali parametar ($10^(-5)$) je amplituda kozmoloških poremećaja.

U nultom redu, Svemir je Friedmannov i opisan je jednom funkcijom vremena - faktorom razmjera $a(t)$. Prvi red je nešto kompliciraniji. Perturbacije metrike su zbroj triju neovisnih modusa - skalarnog $S(k)$, vektorskog $V(k)$ i tenzorskog $T(k)$, od kojih je svaki karakteriziran vlastitom spektralnom funkcijom valnog broja $ k$. Skalarni način opisuje kozmološke poremećaje gustoće, vektorski način je odgovoran za vrtložna gibanja materije, a tenzorski način su gravitacijski valovi. Tako je cjelokupna geometrija opisana pomoću četiri funkcije: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ i $T(k)$, od kojih danas poznajemo samo prve dvije (u nekim domenama definicije).

Veliki prasak bio je katastrofalan proces brzog širenja popraćen intenzivnim gravitacijskim poljem koje se brzo mijenja. Tijekom kozmološke ekspanzije, metričke perturbacije spontano su rođene na parametarski način iz fluktuacija vakuuma, kao što se bilo koji bezmaseni stupanj slobode rađa pod utjecajem vanjskog izmjeničnog polja. Analiza opažačkih podataka ukazuje na kvantno-gravitacijski mehanizam za rađanje perturbacija sjemena. Stoga je velika struktura Svemira primjer rješenja problema mjerljivosti u kvantnoj teoriji polja.

Zabilježimo glavna svojstva generiranih polja poremećaja: Gaussova statistika (slučajne raspodjele u prostoru), odabrana vremenska faza („rastuća” grana poremećaja), odsutnost istaknute skale u širokom rasponu valnih duljina, razlika od nule amplituda gravitacijskih valova. Potonje je ključno za izgradnju modela ranog Svemira, budući da, imajući najjednostavniju vezu s pozadinskom metrikom, gravitacijski valovi nose izravne informacije o energetskoj ljestvici Velikog praska.

Kao rezultat razvoja skalarnog oblika poremećaja nastale su galaksije i drugi astronomski objekti. Važno postignuće posljednjih godina (eksperiment WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) bilo je značajno usavršavanje našeg znanja o anizotropiji i polarizaciji kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja, koje je nastalo mnogo prije pojave galaksija kao rezultat utjecaj sva tri načina kozmoloških poremećaja na raspodjelu fotona.

Zajednička analiza opažačkih podataka o distribuciji galaksija i anizotropiji kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja omogućila je odvajanje početnih uvjeta i evolucije. Koristeći uvjet da je zbroj $S+V+T\približno 10^(-10)$ fiksiran anizotropijom kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja, možemo dobiti gornju granicu zbroja vrtložnih i tenzorskih oblika poremećaja u svemir (njihovo otkrivanje moguće je samo s povećanjem točnosti promatranja):
$$\frac(V+T)(S) Kad bi se nejednakost (1) prekršila, veličina poremećaja gustoće bila bi nedovoljna za formiranje promatrane strukture.

3. U početku bijaše zvuk...

Učinak kvantno-gravitacijskog stvaranja polja bez mase dobro je proučen. Tako se mogu roditi čestice materije (vidi, na primjer,) (iako su posebno reliktni fotoni nastali kao rezultat raspada pramaterije u ranom Svemiru). Na isti način dolazi do stvaranja gravitacijskih valova i poremećaja gustoće, budući da su i ta polja bez mase i njihovo rađanje nije zabranjeno uvjetom praga energije. Problem generiranja vrtložnih poremećaja još uvijek čeka svoje istraživače.

Teorija $S$- i $T$-modova poremećaja u Friedmannovom svemiru svedena je na kvantno mehanički problem neovisnih oscilatora $q_k(\eta)$ smještenih u vanjskom parametarskom polju ($\alpha(\eta) $) u svijetu Minkowskog s vremenskom koordinatom $\eta=\int dt/a$. Djelovanje i Lagrangian elementarnih oscilatora ovise o njihovoj prostornoj frekvenciji $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
gdje broj označava vremensku derivaciju $\eta$, $\omega=\beta$ je frekvencija oscilatora, $\beta$ je brzina širenja poremećaja u jedinicama brzine svjetlosti u vakuumu (u daljnjem tekstu $c =\hbar =1$, polje indeksa $k$ je izostavljeno); u slučaju $T$-moda $q = q_T$ je transverzalna komponenta bez traga metričkog tenzora,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
a u slučaju $S$-moda $q = q_s$ je linearna superpozicija longitudinalnog gravitacijskog potencijala (poremećaj faktora razmjera) i 3-brzinskog potencijala medija, pomnoženog s Hubbleovim parametrom,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
točka označava derivaciju u odnosu na vrijeme $t$.

Kao što se može vidjeti iz (3), polje $q_T$ je fundamentalno, jer je minimalno povezano s pozadinskom metrikom i ne ovisi o svojstvima materije (u općoj teoriji relativnosti, brzini širenja gravitacijskih valova jednaka je brzini svjetlosti). Što se tiče $q_S$, njegova veza s vanjskim poljem (4) je složenija: uključuje i derivate faktora razmjera i neke karakteristike tvari (primjerice, brzinu širenja poremećaja u mediju). Ne znamo ništa o pramateriji u ranom Svemiru - postoje samo opći pristupi ovom pitanju.
Obično se razmatra idealni medij s tenzorom energije-momenta koji ovisi o gustoći energije $\epsilon$, tlaku $p$ i 4-brzini tvari $u^\mu$. Za $S$-mod, 4-brzina je potencijalna i može se predstaviti kao gradijent 4-skalara $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
gdje je $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ normalizirajuća funkcija, indeks zarez znači derivaciju u odnosu na koordinatu. Brzina zvuka određena je pomoću "jednadžbe stanja" kao koeficijenta proporcionalnosti između pratećih poremećaja tlaka i gustoće energije materije:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
gdje je $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ 3-brzinski potencijal medija.

U linearnom poretku teorije poremećaja, koncept idealnog medija ekvivalentan je konceptu polja, prema kojem se Lagrangeova gustoća, $L=L(w,\phi)$, pripisuje materijalnom polju $\phi$ . U pristupu polja, brzina širenja pobuda nalazi se iz jednadžbe
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
što također odgovara relaciji (6). Većina modela ranog Svemira pretpostavlja da je $\beta\sim 1$ (osobito u fazi kojom dominira zračenje $\beta=1/\sqrt(3)$).

Evolucija elementarnih oscilatora opisana je Klein-Gordonovom jednadžbom
$$\bar(q)’’+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
Gdje
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Rješenje jednadžbe (8) ima dvije asimptotske grane ponašanja: adijabatsku ($\omega^2>U$), kada je oscilator u modu slobodne oscilacije i njegova amplituda pobude opada ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$), i parametarski ($\omega^2

Kvantitativno, spektri generiranih poremećaja ovise o početnom stanju oscilatora:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
koeficijent 2 u izrazu za tenzorski mod uzima u obzir dvije polarizacije gravitacijskih valova. Stanje $\langle\rangle$ smatra se glavnim, tj. koji odgovara minimalnoj razini početne pobude oscilatora. Ovo je glavna hipoteza teorije Velikog praska. U prisutnosti adijabatske zone, osnovno (vakuumsko) stanje elementarnih oscilatora je jedinstveno.
Dakle, uz pretpostavku da funkcija U raste s vremenom i $\beta\sim 1$, dobivamo univerzalni opći rezultat za spektre $T(k)$ i $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
gdje je $k=\sqrt(U)\približno aH$, a $M_p\equiv G^(-1/2)$ je Planckova masa. Kao što se može vidjeti iz (11), u teoriji način $T$ nije predmet diskriminacije ni na koji način u odnosu na način $S$. Sve se vrti oko veličine $\gamma$ faktora u eri stvaranja poremećaja.
Iz uočene činjenice malenosti $T$-moda u našem svemiru (vidi Odjeljak 2, relacija (1)), dobivamo gornju granicu energetske ljestvice Velikog praska i parametra $\gamma$ u rani svemir:
$$H Posljednji uvjet znači da je Veliki prasak bio inflatorne prirode ($\gamma Imamo najvažniju faznu informaciju: polja se rađaju u određenoj fazi, samo je rastuća grana poremećaja parametarski pojačana. Objasnimo ovo pomoću primjer problema raspršenja, uz pretpostavku da je $U = 0 $ na početnom (adijabatskom) i konačnom (dominirano zračenjem, $a\propto n$) stupnju evolucije (vidi sliku 2).

Riža. 2. Prikaz rješenja jednadžbe (8) u formulaciji problema raspršenja

Za svaku od navedenih asimptotika opće rješenje ima oblik
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
gdje operatori $C_(1,2)$ određuju amplitude "rastuće" i "padajuće" grane evolucije. U stanju vakuuma, početna vremenska faza polja je proizvoljna: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Međutim, kao rezultat rješavanja evolucijskih jednadžbi, ispada da u fazi kojom dominira zračenje samo rastuća grana zvučnih smetnji ostaje profitabilna: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((out))|. U trenutku kad se zračenje odvoji od materije u epohi rekombinacije, spektar zračenja je moduliran s fazom $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, gdje je $n$ prirodni broj.

Riža. 3. Manifestacija modulacije zvuka u spektru anizotropije kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja. (Prema eksperimentima WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Milimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Te se akustične oscilacije opažaju u spektrima anizotropije kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja (slika 3, veliki vrh odgovara $n = 1$) i perturbacijama gustoće, što potvrđuje kvantno-gravitacijsko podrijetlo $S$ način rada. U spektru poremećaja gustoće, modulacija zvuka je potisnuta malim udjelom bariona u odnosu na ukupnu gustoću materije, što omogućuje pronalaženje tog udjela neovisno o drugim kozmološkim testovima. Sama skala oscilacija služi kao primjer standardnog ravnala kojim se određuju najvažniji parametri Svemira. S tim u vezi treba naglasiti da je ozbiljnost problema degeneracije kozmoloških parametara u opažačkim podacima, koji je dugi niz godina onemogućavao konstrukciju stvarnog modela Svemira, sada otklonjena zahvaljujući obilju neovisnih i komplementarnih promatrački testovi.

Ukratko, možemo ustvrditi da je problem nastanka početnih kozmoloških poremećaja i strukture Svemira velikih razmjera danas načelno riješen. Teorija o kvantno-gravitacijskom podrijetlu poremećaja u ranom Svemiru dobit će konačnu potvrdu nakon otkrića $T$-moda, što bi se moglo dogoditi u bliskoj budućnosti. Dakle, najjednostavniji model Velikog praska (inflacija na temelju zakona snage na masivnom skalarnom polju) predviđa da će amplituda $T$-moda biti samo 5 puta manja od amplitude $S$-moda. Suvremeni instrumenti i tehnologije omogućuju rješavanje problema registracije tako malih signala iz opažanja anizotropije i polarizacije kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja.

4. Tamna strana materije

Postoji nekoliko hipoteza o podrijetlu materije, ali niti jedna još nije potvrđena. Postoje izravne opažajne indikacije da je misterij tamne tvari usko povezan s barionskom asimetrijom Svemira. Međutim, danas ne postoji općeprihvaćena teorija o podrijetlu barionske asimetrije i tamne tvari.

Gdje se nalazi tamna tvar?

Znamo da se svjetleća komponenta materije promatra u obliku zvijezda okupljenih u galaksijama različitih masa, te u obliku rendgenskog plina u klasterima. Međutim, većina obične materije (do 90%) je u obliku razrijeđenog intergalaktičkog plina s temperaturom od nekoliko elektron volti, kao i u obliku MACHO (Massive Compact Halo Object) - kompaktnih ostataka evolucije zvijezde i objekti male mase. Budući da ove strukture obično imaju nisku svjetlinu, nazivaju se "tamni barioni".

Riža. 4. Gornja granica udjela mase aureole Galaksije u MASNO-u prema eksperimentu EROS (od francuskog - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres").

Nekoliko grupa (MASNO, EROS itd.) proučavalo je broj i distribuciju kompaktnih tamnih objekata u aureoli naše Galaksije na temelju događaja mikroleća. Kao rezultat zajedničke analize dobiveno je važno ograničenje - ne više od 20% ukupne mase haloa koncentrirano je u MASNO u rasponu vrijednosti od mase Mjeseca do mase zvijezda (Sl. 4 ). Ostatak tamne tvari u halou sastoji se od čestica nepoznate prirode.

Gdje je još skrivena nebarionska tamna tvar?

Razvoj visokih tehnologija u promatračkoj astronomiji 20. stoljeća omogućio je dobivanje jasnog odgovora na ovo pitanje: nebarionska tamna tvar nalazi se u gravitacijski vezanim sustavima (aureolama). Čestice tamne tvari su nerelativističke i slabo međusobno djeluju - njihovi disipativni procesi ne odvijaju se na isti način kao kod bariona. Barioni se zračenjem hlade, talože i nakupljaju u središtima aureole, postižući rotacijsku ravnotežu. Tamna tvar ostaje raspoređena oko vidljive tvari galaksija s karakterističnom ljestvicom od oko 200 kpc. Dakle, u Lokalnoj skupini, koja uključuje Andromedinu maglicu i Mliječnu stazu, više od polovice sve tamne tvari koncentrirano je u ove dvije velike galaksije. U Standardnom modelu fizike čestica nema čestica s traženim svojstvima. Važan parametar koji se ne može odrediti iz promatranja zbog načela ekvivalencije je masa čestice. Unutar mogućih proširenja Standardnog modela, postoji nekoliko kandidata za čestice tamne tvari. Glavni su navedeni u tablici. 2 u rastućem redoslijedu njihove mase mirovanja.

Tablica 2. Kandidati za nebarionske čestice tamne tvari

Kandidat
Gravitoni
"Sterilni" neutrini
Zrcalna tvar
Masivne čestice
Supermasivne čestice	$10^(13)$ GeV
Monopoli i defekti	$10^(19)$ GeV
Primordijalne crne rupe	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

Glavna verzija današnjih masivnih čestica - hipoteza o neutralinu - povezana je s minimalnom supersimetrijom. Ova se hipoteza može testirati na Velikom hadronskom akceleratoru u CERN-u, čije je lansiranje planirano za 2008. Očekivana masa takvih čestica je $\sim$ 100 GeV, a njihova gustoća u našoj Galaksiji jedna je čestica u volumenu čaja stakla.

Potraga za česticama tamne tvari provodi se diljem svijeta na mnogim postrojenjima. Zanimljivo je primijetiti da se hipoteza o neutralinu može neovisno potvrditi kako u podzemnim eksperimentima o elastičnom raspršenju tako i posrednim podacima o anihilaciji neutralina u Galaksiji. Do sada je pozitivan odgovor dobio samo jedan od podzemnih detektora projekta DAMA (DArk MAtter), gdje se već nekoliko godina opaža signal nepoznatog porijekla tipa “ljeto-zima”. Međutim, raspon masa i presjeka povezanih s ovim eksperimentom još nije potvrđen u drugim instalacijama, što dovodi u sumnju i pouzdanost i značaj rezultata.

Važno svojstvo neutralina je mogućnost njihovog neizravnog opažanja anihilacijskim fluksom u gama području. U procesu hijerarhijskog zbijanja takve bi čestice mogle formirati mini-aureole karakteristične veličine reda veličine Sunčevog sustava i mase reda veličine mase Zemlje, čiji su ostaci preživjeli do danas . Sama Zemlja bi vrlo vjerojatno mogla biti unutar takvih minihalosa, gdje se gustoća čestica povećava nekoliko desetaka puta. To povećava vjerojatnost izravne i neizravne detekcije tamne tvari u našoj galaksiji. Postojanje takvih različitih metoda pretraživanja ulijeva optimizam i omogućuje nam da se nadamo brzom određivanju fizičke prirode tamne tvari.

5. Na pragu nove fizike

U naše vrijeme postalo je moguće neovisno odrediti svojstva ranog i kasnog Svemira pomoću promatračkih astronomskih podataka. Razumijemo kako su nastali početni kozmološki poremećaji gustoće, iz kojih je evoluirala struktura Svemira. Poznate su nam vrijednosti najvažnijih kozmoloških parametara na kojima se temelji Standardni model svemira, koji danas nema ozbiljnih konkurenata. Međutim, temeljna pitanja o podrijetlu Velikog praska i glavnim komponentama materije ostaju neriješena.

Promatračko određivanje tenzorskog moda kozmoloških poremećaja ključ je za konstrukciju modela ranog Svemira. Ovdje se radi o jasnom predviđanju teorije koja je dobro ispitana u slučaju $S$-moda i ima mogućnost eksperimentalne provjere $T$-moda u nadolazećim godinama.

Teorijska fizika, koja je dala opsežan popis mogućih smjerova i metoda traženja čestica tamne tvari, iscrpila je sebe. Sada je vrijeme za eksperimentiranje. Sadašnja situacija podsjeća na onu koja je prethodila velikim otkrićima - otkriću kvarkova, W- i Z-bozona, neutrinskih oscilacija, anizotropije i polarizacije kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja.

Postavlja se jedno pitanje, koje je, međutim, izvan okvira ovog pregleda: zašto je priroda tako velikodušna prema nama i dopušta nam da otkrijemo njezine tajne?

Bibliografija

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvantni efekti u intenzivnim vanjskim poljima (Moskva: Atomizdat, 1980.)
2. Zeldovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825(1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukash VN, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. časopis 84 483 (2007.)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash VN, Mikheeva EV Int. J.Mod. Phys. A 15 3783 (2000.)

V.N. Lukash, E.V. Mikheeva

Svemir se sastoji od samo 4,9% obične materije – barionske materije, koja čini naš svijet. Većina od 74% cijelog svemira sastoji se od tajanstvene tamne energije, a 26,8% mase u svemiru sastoji se od čestica koje prkose fizici i teško ih je otkriti, a nazivaju se tamna tvar.

Ovaj čudan i neobičan koncept tamne tvari predložen je u pokušaju da se objasne neobjašnjivi astronomski fenomeni. Dakle, znanstvenici su počeli govoriti o postojanju neke moćne energije, tako guste i masivne - to je pet puta više od obične tvari materije od koje se sastoji naš svijet, od kojeg smo sazdani, nakon što su otkrili neshvatljive pojave u gravitaciji zvijezda i formiranje Svemira.

Odakle dolazi koncept tamne tvari?

Dakle, zvijezde u spiralnim galaksijama poput naše imaju prilično veliku brzinu rotacije i, prema svim zakonima, takvim brzim kretanjem trebale bi jednostavno odletjeti u međugalaktički prostor, poput naranči iz prevrnute košare, ali ne. Drži ih neka vrlo jaka gravitacijska sila, koju niti jedna od naših metoda ne registrira niti hvata.

Znanstvenici su dobili još jednu zanimljivu potvrdu o postojanju neke tamne tvari iz studija kozmičke mikrovalne pozadine. Pokazali su da je nakon Velikog praska materija u početku bila ravnomjerno raspoređena u svemiru, ali je na nekim mjestima njezina gustoća bila nešto veća od prosjeka. Ta su područja imala jaču gravitaciju, za razliku od onih koja su ih okruživala, a istovremeno su, privlačeći materiju sebi, postajala još gušća i masivnija. Cijeli ovaj proces mora biti prespor da bi se formirale velike galaksije, uključujući našu Mliječnu stazu, u samo 13,8 milijardi godina, što je starost Svemira.

Dakle, ostaje za pretpostaviti da je brzina razvoja galaksija ubrzana prisutnošću dovoljne količine tamne materije sa svojom dodatnom gravitacijom, koja značajno ubrzava ovaj proces.

Što je tamna tvar?

Jedna od središnjih ideja je da se crna tvar sastoji od još neotkrivenih subatomskih čestica. O kakvim se česticama radi i tko se natječe za tu ulogu, kandidata je mnogo.

Pretpostavlja se da fundamentalne elementarne čestice iz obitelji fermiona imaju supersimetrične partnere iz druge obitelji - bozone. Takve masivne čestice sa slabom interakcijom nazivaju se WIMP (ili jednostavno WIMP). Najlakši i najstabilniji superpartner je neutralino. Ovo je najvjerojatniji kandidat za ulogu tvari tamne tvari.

U ovom trenutku pokušaji da se dobije neutralino ili barem slična ili potpuno drugačija čestica tamne tvari nisu doveli do uspjeha. Testovi za proizvodnju neutralina napravljeni su u sudarima ultra-visokih energija na poznatom i različito ocjenjivanom Velikom hadronskom sudaraču. U budućnosti će se provoditi eksperimenti s još većim energijama sudara, ali to ne jamči da će barem neki modeli tamne tvari biti otkriveni.

Kao što Matthew McCullough (iz Centra za teorijsku fiziku na Massachusetts Institute of Technology) kaže: "Naš običan svijet je složen, nije izgrađen od čestica iste vrste, ali što ako je tamna tvar također složena?" Prema njegovoj teoriji, tamna materija bi hipotetski mogla djelovati sama sa sobom, ali u isto vrijeme ignorirati običnu materiju. Zato ne možemo primijetiti i nekako registrirati njegovu prisutnost.

(Karta kozmičke mikrovalne pozadine (CMB) koju je izradila Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

Naša galaksija Mliječni put sastoji se od ogromnog, sferičnog, rotirajućeg oblaka tamne tvari pomiješane s malom količinom normalne materije koja je komprimirana gravitacijom. To se događa brže između polova, ne toliko kao u području ekvatora. Kao rezultat toga, naša galaksija poprima izgled spljoštenog spiralnog diska zvijezda i uranja u sferoidni oblak tamne tvari.

Teorije o postojanju tamne tvari

Kako bi se objasnila priroda nedostajuće mase u svemiru, iznesene su različite teorije, na ovaj ili onaj način, koje govore o postojanju tamne tvari. Ovo su neki od njih:

• Gravitacijsko privlačenje obične detektabilne materije u svemiru ne može objasniti čudno kretanje zvijezda u galaksijama, gdje se u vanjskim područjima spiralnih galaksija zvijezde okreću tako brzo da bi jednostavno trebale odletjeti u međuzvjezdani prostor. Što ih koči ako se ne može snimiti?
• Postojeća tamna tvar premašuje uobičajenu materiju svemira za 5,5 puta, a samo njezina dodatna gravitacija može objasniti neuobičajena kretanja zvijezda u spiralnim galaksijama.
• Moguće čestice tamne tvari su WIMP, one su masivne čestice sa slabom interakcijom i superteški su supersimetrični partneri subatomskih čestica. U teoriji postoje preko tri prostorne dimenzije koje su nam nedostupne. Poteškoća je kako ih registrirati kada nam se dodatne dimenzije prema Kaluza-Kleinovoj teoriji pokažu nedostupnima.

Je li moguće otkriti tamnu tvar?

Ogromne količine čestica tamne tvari lete kroz Zemlju, no kako tamna tvar ne interagira, a ako i postoji, ona je izrazito slaba, praktički nula, s običnom materijom, onda u većini eksperimenata nisu dobiveni značajniji rezultati.

Ipak, pokušava se registrirati prisutnost tamne tvari u eksperimentima koji uključuju sudare različitih atomskih jezgri (silicija, ksenona, fluora, joda i drugih) u nadi da će se vidjeti utjecaj čestica tamne tvari.

U neutrinskom astronomskom opservatoriju na stanici Amundsen-Scott zanimljivog imena IceCube provode se istraživanja za detekciju visokoenergetskih neutrina rođenih izvan Sunčevog sustava.

Ovdje, na južnom polu, gdje je vanjska temperatura do -80 °C, na dubini od 2,4 km ispod leda, postavljena je elektronika visoke preciznosti koja omogućuje kontinuirano promatranje tajanstvenih procesa svemira koji se odvijaju izvan obične materije. . Zasad su to samo pokušaji da se približimo razotkrivanju najdubljih tajni svemira, ali već postoje neki uspjesi, poput povijesnog otkrića 28 neutrina.

Tako. Nevjerojatno je zanimljivo da se svemir, koji se sastoji od tamne tvari, nama nedostupne vidljivom proučavanju, može pokazati mnogo puta složenijim od strukture našeg svemira. Ili je možda Svemir tamne tvari znatno superiorniji od našeg i tamo se događaju sve važne stvari čije odjeke pokušavamo vidjeti u našoj običnoj materiji, ali to već prelazi u sferu znanstvene fantastike.

Uvod

Postoje jaki argumenti da velik dio materije u Svemiru ništa niti emitira niti apsorbira i stoga je nevidljiv. Prisutnost takve nevidljive materije može se prepoznati po gravitacijskoj interakciji s materijom koja zrači. Studije klastera galaksija i krivulja galaktičke rotacije pružaju dokaze o postojanju te takozvane tamne tvari. Dakle, po definiciji tamna tvar je tvar koja ne ulazi u interakciju s elektromagnetskim zračenjem, odnosno ne emitira ga niti apsorbira.
Prva detekcija nevidljive materije datira iz prošlog stoljeća. Godine 1844. Friedrich Bessel je u pismu Karlu Gaussu napisao da bi neobjašnjiva nepravilnost u kretanju Siriusa mogla biti rezultat njegove gravitacijske interakcije s nekim susjednim tijelom, a potonje bi u ovom slučaju trebalo imati prilično veliku masu. U vrijeme Bessela, takav tamni pratilac Siriusa bio je nevidljiv; optički je otkriven tek 1862. Ispostavilo se da je to bijeli patuljak, nazvan Sirius-B, dok se sam Sirius zvao Sirius-A.
Gustoća materije u Svemiru, ρ, može se procijeniti iz promatranja gibanja pojedinih galaksija. Obično se ρ daje u jedinicama takozvane kritične gustoće ρ c:

U ovoj formuli, G je gravitacijska konstanta, H je Hubbleova konstanta, koja je poznata s malom točnošću (0,4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR – Hubbleova formula za brzinu širenja svemira,
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

Za ρ > ρ s Svemir je zatvoren, tj. Gravitacijska interakcija dovoljno je jaka da širenje Svemira ustupi mjesto kompresiji.
Dakle, kritična gustoća je dana sa:

ρ s = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

Kozmološka gustoća Ω = ρ/ρ s, određena na temelju dinamike galaktičkih jata i superjata, jednaka je 0,1< Ω < 0.3.
Iz promatranja prirode uklanjanja velikih područja svemira pomoću infracrvenog astronomskog satelita IRAS, otkriveno je da je 0,25< Ω < 2.
S druge strane, procjena gustoće bariona Ω b iz luminoziteta galaksija daje znatno manju vrijednost: Ω b< 0.02.
Ova se razlika obično uzima kao pokazatelj postojanja nevidljive materije.
U posljednje vrijeme velika se pažnja posvećuje problemu traženja tamne tvari. Ako uzmemo u obzir sve oblike barionske materije, poput međuplanetarne prašine, smeđih i bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih rupa, ispada da je za objašnjenje svih opaženih pojava potreban značajan udio nebarionske materije. Ova tvrdnja vrijedi i nakon uzimanja u obzir modernih podataka o tzv. MACHO objektima ( M.A. ssive C kompaktan H alo O objekti su masivni kompaktni galaktički objekti) otkriveni pomoću efekta gravitacijske leće.

. Dokazi za tamnu tvar

2.1. Krivulje galaktičke rotacije

U slučaju spiralnih galaksija, brzina rotacije pojedinih zvijezda oko središta galaksije određena je iz uvjeta stalnosti orbita. Izjednačavanje centrifugalnih i gravitacijskih sila:

za brzinu rotacije imamo:

gdje je M r cjelokupna masa materije unutar sfere radijusa r. U slučaju idealne sferne ili cilindrične simetrije, utjecaj mase koja se nalazi izvan ove sfere se međusobno kompenzira. U prvoj aproksimaciji, središnje područje galaksije može se smatrati sferičnim, tj.

gdje je ρ prosječna gustoća.
U unutarnjem dijelu galaksije očekuje se linearno povećanje brzine rotacije s povećanjem udaljenosti od središta. U vanjskom području galaksije masa M r je gotovo konstantna i ovisnost brzine o udaljenosti odgovara slučaju s točkastom masom u središtu galaksije:

Rotacijska brzina v(r) određena je, na primjer, mjerenjem Dopplerovog pomaka u spektru emisije He-II područja oko O zvijezda. Ponašanje eksperimentalno izmjerenih krivulja rotacije spiralnih galaksija ne odgovara smanjenju v(r) s povećanjem radijusa. Studija linije od 21 cm (prijelaz hiperfine strukture u atomu vodika) koju emitira međuzvjezdana tvar dovela je do sličnog rezultata. Konstantnost v(r) pri velikim vrijednostima radijusa znači da masa M r također raste s povećanjem radijusa: M r ~ r. To ukazuje na prisutnost nevidljive materije. Zvijezde se kreću brže nego što bi se očekivalo na temelju prividne količine materije.
Na temelju ovog opažanja pretpostavljeno je postojanje sferičnog haloa tamne tvari koji okružuje galaksiju i koji je odgovoran za neopadajuće ponašanje krivulja rotacije. Osim toga, sferni halo mogao bi pridonijeti stabilnosti oblika diska galaksija i potvrditi hipotezu o nastanku galaksija iz sferne protogalaksije. Izračuni modela provedeni za Mliječnu stazu, koji su mogli reproducirati krivulje rotacije uzimajući u obzir prisutnost aureole, pokazuju da značajan dio mase mora biti u ovoj aureoli. Dokaze u prilog postojanju sfernih aureola daju i globularni klasteri - sferni skupovi zvijezda, koji su najstariji objekti u galaksiji i koji su sferno raspoređeni.
Međutim, nedavna istraživanja prozirnosti galaksija dovela su u sumnju ovu sliku. Razmatrajući stupanj opskurnosti spiralnih galaksija kao funkciju kuta nagiba, možemo izvući zaključke o prozirnosti takvih objekata. Kada bi galaksija bila potpuno prozirna, tada njezin ukupni sjaj ne bi ovisio o kutu pod kojim se ta galaksija promatra, jer bi sve zvijezde bile jednako dobro vidljive (zanemarujući veličinu zvijezda). S druge strane, stalna površinska svjetlina znači da galaksija nije prozirna. U tom slučaju promatrač uvijek vidi samo vanjske zvijezde, tj. uvijek isti broj po jedinici površine, bez obzira na kut gledanja. Eksperimentalno je utvrđeno da svjetlina površine u prosjeku ostaje konstantna, što bi moglo ukazivati ​​na gotovo potpunu neprozirnost spiralnih galaksija. U ovom slučaju korištenje optičkih metoda za određivanje gustoće mase Svemira nije posve točno. Detaljnijom analizom rezultata mjerenja došlo se do zaključka da su molekularni oblaci upijajući materijal (promjer im je približno 50 ps, ​​a temperatura oko 20 K). Prema Wienovu zakonu o pomaku, takvi bi oblaci trebali emitirati u submilimetarskom području. Ovaj bi rezultat mogao dati objašnjenje za ponašanje rotacijskih krivulja bez pretpostavke o dodatnoj egzotičnoj tamnoj tvari.
Dokazi za postojanje tamne tvari također su pronađeni u eliptičnim galaksijama. Plinoviti haloi s temperaturama oko 10 7 K zabilježeni su njihovom apsorpcijom X-zraka. Brzine ovih molekula plina veće su od brzine širenja:

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

pod pretpostavkom da njihove mase odgovaraju njihovom sjaju. Za eliptične galaksije, omjer mase i luminoznosti je oko dva reda veličine veći nego kod Sunca, što je tipičan primjer prosječne zvijezde. Tako velika vrijednost obično se povezuje s postojanjem tamne tvari.

2.2. Dinamika klastera galaksija

Dinamika klastera galaksija pruža dokaze za postojanje tamne tvari. Kada se gibanje sustava, čija je potencijalna energija homogena funkcija koordinata, događa u ograničenom prostornom području, tada su vremenski prosječne vrijednosti kinetičke i potencijalne energije međusobno povezane virijalnim teoremom. Može se koristiti za procjenu gustoće materije u klasterima velikog broja galaksija.
Ako je potencijalna energija U homogena funkcija radijus vektora r i stupnja k, tada se U i kinetička energija T odnose kao 2T = kU. Kako je T + U = E = E, slijedi da je

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

gdje je E ukupna energija. Za gravitacijsku interakciju (U ~ 1/r) k = -1, pa je 2T = -U. Prosječna kinetička energija jata od N galaksija dana je sa:

T=N /2.

Ovih N galaksija mogu djelovati jedna s drugom u parovima. Dakle, postoji N(N–1)/2 neovisna para galaksija čija ukupna prosječna potencijalna energija ima oblik

U = GN(N − 1)m 2 /2r.

S Nm = M i (N − 1) ≈ N za dinamičku masu ispada M ≈ 2 /G.
Mjerenja prosječne udaljenosti i prosječna brzina daju vrijednost dinamičke mase koja je približno dva reda veličine veća od mase dobivene analizom sjaja galaksija. Ova se činjenica može protumačiti kao dodatni dokaz u prilog postojanja tamne tvari.
Ovaj argument također ima svoje slabosti. Virijalna jednadžba vrijedi samo pri usrednjavanju kroz dugo vremensko razdoblje, kada su zatvoreni sustavi u stanju ravnoteže. Međutim, mjerenja klastera galaksija su nešto poput snimaka. Štoviše, klasteri galaksija nisu zatvoreni sustavi; oni su međusobno povezani. Konačno, nije jasno jesu li dosegli stanje ravnoteže ili ne.

2.3. Kozmološki dokazi

Gore je dana definicija kritične gustoće ρ c. Formalno, može se dobiti na temelju Newtonove dinamike izračunavanjem kritične brzine širenja sferne galaksije:

Odnos za ρ c slijedi iz izraza za E, ako pretpostavimo da je H = r"/r = ​​​​v/r.
Opis dinamike Svemira temelji se na Einsteinovim jednadžbama polja (Opća teorija relativnosti - OTR). Donekle su pojednostavljeni pod pretpostavkom homogenosti i izotropnosti prostora. U Robertson-Walkerovoj metrici, infinitezimalni linearni element je dan sa:

gdje su r, θ, φ sferne koordinate točke. Stupnjevi slobode ove metrike uključeni su u parametar k i faktor razmjera R. Vrijednost k uzima samo diskretne vrijednosti (ako se ne uzme u obzir fraktalna geometrija) i ne ovisi o vremenu. Vrijednost k je karakteristika modela Svemira (k = -1 - hiperbolična metrika (otvoreni svemir), k = 0 - euklidska metrika (ravni svemir), k = +1 - sferna metrika (zatvoreni svemir)).
Dinamika Svemira u potpunosti je specificirana funkcijom mjerila R(t) (udaljenost između dvije susjedne točke u prostoru s koordinatama r, θ, φ mijenja se s vremenom kao R(t)). U slučaju sferne metrike, R(t) predstavlja radijus Svemira. Ova funkcija mjerila zadovoljava Einstein-Friedmann-Lemaitreove jednadžbe:

gdje je p(t) ukupni tlak, a Λ kozmološka konstanta, koja se u okviru modernih kvantnih teorija polja tumači kao gustoća energije vakuuma. Nadalje pretpostavimo da je Λ = 0, kao što se često radi da bi se objasnile eksperimentalne činjenice bez uvođenja tamne tvari. Koeficijent R 0 "/R 0 određuje Hubbleovu konstantu H 0, gdje indeks "0" označava moderne vrijednosti odgovarajućih veličina. Iz gornjih formula slijedi da je za parametar zakrivljenosti k = 0, moderna kritična gustoća svemira dana je izrazom čija vrijednost predstavlja granicu između otvorenog i zatvorenog svemira (ova vrijednost odvaja scenarij u kojem se svemir vječno širi od scenarija u kojem svemir očekuje kolaps na kraju privremenog širenja faza):

Često se koristi parametar gustoće

gdje je q 0 parametar kočenja: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. Dakle, moguća su tri slučaja:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 – ravan svemir,
Ω 0 > 1 – zatvoreni svemir.
Mjerenja parametra gustoće dala su procjenu: Ω 0 ≈ 0,2, na temelju koje se može očekivati ​​otvorena priroda Svemira. Međutim, niz teorijskih koncepata teško je uskladiti s otvorenošću Svemira, primjerice problem tzv. “plošnosti” i postanak galaksija.

Problem ravnosti

Kao što vidite, gustoća Svemira je vrlo blizu kritične. Iz Einstein-Friedmann-Lemaitreovih jednadžbi slijedi (pri Λ = 0) da

Budući da je gustoća ρ(t) proporcionalna 1/R(t) 3, tada korištenjem izraza za Ω 0 (k nije jednako 0) imamo:

Stoga je vrijednost Ω ≈ 1 vrlo nestabilna. Svako odstupanje od savršeno ravnog slučaja uvelike se povećava kako se Svemir širi. To znači da je tijekom izvorne nuklearne fuzije Svemir morao biti znatno ravniji nego što je sada.
Jedno od mogućih rješenja ovog problema daju modeli inflacije. Pretpostavlja se da se širenje ranog Svemira (u intervalu između 10 -34 s i 10 -31 s nakon Velikog praska) dogodilo eksponencijalno u fazi inflacije. U tim je modelima parametar gustoće obično neovisan o vremenu (Ω = 1). Međutim, postoje teoretske indikacije da vrijednost parametra gustoće u rasponu od 0,01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

Postanak galaksija

Za nastanak galaksija nužne su nehomogenosti gustoće. Galaksije su morale nastati u takvim prostornim područjima gdje su gustoće bile veće nego oko njih, tako da su se kao rezultat gravitacijske interakcije ta područja uspjela grupirati brže nego što je došlo do njihovog razrjeđivanja zbog općeg širenja.
Međutim, ova vrsta nakupljanja materije mogla je započeti tek nakon formiranja atoma iz jezgri i elektrona, tj. približno 150 000 godina nakon Velikog praska na temperaturama od oko 3000 K (budući da su u ranim fazama materija i zračenje bili u stanju dinamičke ravnoteže: svaka rezultirajuća nakupina materije odmah je uništena pod utjecajem zračenja, a zračenje je u isto vrijeme moglo ne pobjeći izvan granica materije). Primjetne fluktuacije u gustoći obične materije u to vrijeme bile su isključene do vrlo niskih razina izotropijom pozadinskog zračenja. Nakon faze formiranja neutralnih atoma, zračenje prestaje biti u stanju toplinske ravnoteže s materijom, tako da se naknadne fluktuacije u gustoći materije više ne odražavaju na prirodu zračenja.
Ali ako izračunamo evoluciju procesa sažimanja materije, koji je upravo tada započeo, kroz vrijeme, pokazuje se da vrijeme koje je prošlo od tada nije dovoljno da se formiraju tako velike strukture kao što su galaksije ili njihovi klasteri. Očigledno, potrebno je zahtijevati postojanje masivnih čestica oslobođenih iz stanja toplinske ravnoteže u ranijoj fazi, tako da te čestice imaju priliku manifestirati se kao neka sjemena za kondenzaciju obične materije oko njih. Takvi kandidati mogu biti takozvane WIMP čestice. U ovom slučaju potrebno je uzeti u obzir zahtjev da je pozadinsko kozmičko zračenje izotropno. Mala anizotropija (10 -4) u kozmičkom mikrovalnom pozadinskom zračenju (temperatura oko 2,7 K) otkrivena je tek nedavno pomoću satelita COBE.

III. Kandidati za tamnu tvar

3.1. Barionska tamna tvar

Najočitiji kandidat za tamnu tvar bila bi obična barionska tvar, koja ne emitira i ima odgovarajuće obilje. Jedna mogućnost mogla bi se ostvariti međuzvjezdanim ili međugalaktičkim plinom. Međutim, u ovom slučaju trebale bi se pojaviti karakteristične linije emisije ili apsorpcije koje nisu detektirane.
Drugi kandidat mogli bi biti smeđi patuljci - kozmička tijela čija je masa znatno manja od mase Sunca (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.
Vrlo kompaktni objekti u završnim fazama razvoja zvijezda (bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe) također bi mogli biti dio tamne tvari. Budući da praktički svaka zvijezda dosegne jednu od ove tri konačne faze tijekom svog života, značajan dio mase ranijih i težih zvijezda mora biti prisutan u obliku koji ne zrači kao bijeli patuljci, neutronske zvijezde ili crne rupe. Dio te materije vraća se u međuzvjezdani prostor eksplozijama supernova ili na druge načine i sudjeluje u formiranju novih zvijezda. U ovom slučaju ne treba uzeti u obzir zvijezde mase M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Gornje granice moguće gustoće barionske materije u svemiru mogu se dobiti iz podataka o početnoj nuklearnoj fuziji, koja je započela otprilike 3 minute nakon Velikog praska. Posebno su važna mjerenja trenutne zastupljenosti deuterija −
(D/H) 0 ≈ 10 -5, budući da je tijekom početne nuklearne fuzije uglavnom nastao deuterij. Iako se kasnije pojavio i deuterij kao međuprodukt reakcija nuklearne fuzije, ukupna količina deuterija zbog toga nije značajno porasla. Analiza procesa koji se odvijaju u fazi rane nuklearne fuzije daje gornju granicu − 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.
S druge strane, sada je potpuno jasno da barionska materija sama po sebi nije u stanju zadovoljiti zahtjev Ω = 1, koji proizlazi iz inflacijskih modela. Osim toga, problem formiranja galaksija ostaje neriješen. Sve to dovodi do potrebe za postojanjem nebarionske tamne tvari, posebice u slučaju kada se zahtijeva uvjet Ω = 1 pri nultoj kozmološkoj konstanti.

3.2. Nebarionska tamna tvar

Teorijski modeli daju veliki izbor mogućih kandidata za ulogu nebarionske tamne tvari, uključujući: lake i teške neutrine, supersimetrične čestice SUSY modela, aksione, kozmione, magnetske monopole, Higgsove čestice – sažeti su u tablici. Tablica također sadrži teorije koje objašnjavaju eksperimentalne podatke bez uvođenja tamne tvari (vremenski ovisna gravitacijska konstanta u ne-Newtonskoj gravitaciji i kozmološka konstanta). Oznake: DM - tamna tvar, GUT - Grand Unified Theory, SUSY - supersimetrične teorije, SUGRA - supergravitacija, QCD - kvantna kromodinamika, QED - kvantna elektrodinamika, GTR - opća relativnost. Koncept WIMP (weakly interacting massive particles) koristi se za označavanje čestica s masom većom od nekoliko GeV/c 2 koje sudjeluju samo u slabim interakcijama. Uzimajući u obzir nova mjerenja kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja sa satelita COBE i crvenog pomaka sa satelita IRAS, raspodjela galaksija na velikim udaljenostima i formiranje struktura velikih razmjera u našoj galaksiji nedavno su ponovno ispitani. Na temelju analize različitih modela formiranja strukture, zaključeno je da je moguć samo jedan zadovoljavajući model Svemira s Ω = 1, u kojem je tamna tvar mješovite prirode: 70% postoji u obliku hladne tamne tvari i 30% u obliku vruće tamne tvari, pri čemu se potonja sastoji od dva neutrina bez mase i jednog neutrina mase 7,2 ± 2 eV. To znači oživljavanje prethodno odbačenog modela miješane tamne tvari.

Lagani neutrini

Za razliku od svih drugih kandidata za tamnu tvar, neutrini imaju jasnu prednost jer se zna da postoje. Njihova rasprostranjenost u svemiru je približno poznata. Kako bi neutrini bili kandidati za tamnu tvar, oni svakako moraju imati masu. Da bi se postigla kritična gustoća svemira, mase neutrina moraju ležati u području od nekoliko GeV/c 2 ili u području od 10 do 100 eV/c 2 .
Teški neutrini također su mogući kao takvi kandidati, budući da kozmološki značajan proizvod m ν exp(-m ν /kT f) postaje malen čak i za velike mase. Ovdje je Tf temperatura pri kojoj teški neutrini prestaju biti u stanju toplinske ravnoteže. Ovaj Boltzmannov faktor daje brojnost neutrina s masom m ν u odnosu na brojnost neutrina bez mase.
Za svaku vrstu neutrina u svemiru, gustoća neutrina povezana je s gustoćom fotona relacijom n ν = (3/11)n γ. Strogo govoreći, ovaj izraz vrijedi samo za lake Majorana neutrine (za Diracove neutrine, pod određenim okolnostima, potrebno je uvesti još jedan statistički faktor jednak dva). Gustoća fotona može se odrediti na temelju pozadinskog kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja 3 K i doseže n γ ≈ 400 cm -3 .

Čestica	Težina	Teorija	Manifestacija
GR)	-	Ne-Newtonova gravitacija	Prozirni DM u mjerilu
Λ (prostorna konstanta)	-	GTO	Ω=1 bez DM
Axion, majoran, goldstone. bozon	10 -5 eV	QCD; kršenje sim. Pechei-Quina	Hladno DM
Obični neutrino	10-100 eV	CRIJEVO	Vrući DM
Svjetlo higgsino, photino, gravitino, axino, sneutrino	10-100 eV	SUSY/DM
Parafoton	20-400 eV	Modifikator QED	Vruće, toplo DM
Desni neutrini	500 eV	Superslaba interakcija	Topli DM
Gravitino itd.	500 eV	SUSY/SUGRA	Topli DM
Photino, gravitino, aksion, ogledala. čestice, Simpsonov neutrino	keV	SUSY/SUGRA	Toplo/hladno DM
Fotino, sneutrino, higgsino, gluino, teški neutrino	MeV	SUSY/SUGRA	Hladno DM
Sjenčana materija	MeV	SUSY/SUGRA	Toplo hladno (poput bariona) DM
Preon	20-200 TeV	Kompozitni modeli	Hladno DM
Monopol	10 16 GeV	CRIJEVO	Hladno DM
Pirgon, maksimon, pol Perry, newtorit, Schwarzschild	10 19 GeV	Teorije viših dimenzija	Hladno DM
Superstrune	10 19 GeV	SUSY/SUGRA	Hladno DM
Quark "nuggets"	10 15 g	QCD, GUT	Hladno DM
Prostor žice, domenski zidovi	(10 8 -10 10)M sunce	CRIJEVO	Formiranje galaksija možda neće mnogo pridonijeti
Cosmion	4-11 GeV	Problem neutrina	Formiranje toka neutrina na Suncu
Crne rupe	10 15 -10 30 g	GTO	Hladno DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. vlč. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Ispada da je gustoća mase neutrina blizu kritične ako je ispunjen uvjet

gdje je g ν statistički faktor koji uzima u obzir broj različitih stanja heliciteta za svaki tip neutrina. Za Majoranine neutrine taj je faktor jednak 2. Za Diracove neutrine trebao bi biti jednak 4. Međutim, obično se pretpostavlja da su desnokretne komponente napustile stanje toplinske ravnoteže puno ranije, pa također možemo pretpostaviti da je g ν = 2 za slučaj Dirac.
Budući da je gustoća neutrina istog reda veličine kao i gustoća fotona, postoji oko 10 9 puta više neutrina nego bariona, pa čak i mala masa neutrina može odrediti dinamiku Svemira. Da bi se postiglo Ω = ρ ν /ρ s = 1, potrebne su mase neutrina m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν, gdje je N ν broj tipova lakih neutrina. Eksperimentalne gornje granice za mase tri poznata tipa neutrina su: 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

U svemiru kojim dominiraju neutrini, traženi stupanj kompresije mogao bi se uspostaviti u relativno kasnoj fazi, prve bi strukture odgovarale superklasterima galaksija. Stoga bi se skupovi galaksija i galaksije mogli razviti kroz fragmentaciju tih primarnih struktura (model odozgo prema dolje). Međutim, ovaj se pristup suočava s problemima kada se razmatra formiranje vrlo malih struktura kao što su patuljaste galaksije. Da bi se objasnio nastanak dosta masivnih kompresija, također treba uzeti u obzir Paulijev princip za fermione.

Teški neutrini

Prema LEP i SLAC podacima koji se odnose na precizno mjerenje širine raspada Z 0 bozona, postoje samo tri vrste lakih neutrina i postojanje teških neutrina do vrijednosti mase od 45 GeV/c 2 je isključeno.
Kada su neutrini tako velikih masa izašli iz stanja toplinske ravnoteže, već su imali nerelativističke brzine, zbog čega se nazivaju hladnim česticama tamne tvari. Prisutnost teških neutrina mogla bi dovesti do rane gravitacijske kompresije materije. U tom slučaju prvo bi se formirale manje strukture. Jata i superjata galaksija nastala bi kasnije nakupljanjem pojedinih skupina galaksija (model odozdo prema gore).

Aksioni

Aksioni su hipotetske čestice koje nastaju u vezi s problemom kršenja CP u jakoj interakciji (θ problem). Postojanje takve pseudoskalarne čestice posljedica je narušavanja Pechey-Quinove kiralne simetrije. Masa aksiona dana je izrazom

Interakcija s fermionima i baždarnim bozonima opisana je sljedećim konstantama sprezanja:

Konstanta raspada aksiona f a je određen vakuumskim prosjekom Higgsovog polja. Jer f a je slobodna konstanta koja može uzeti bilo koju vrijednost između elektroslabe i Planckove ljestvice, tada moguće vrijednosti aksionskih masa variraju za 18 redova veličine. Razlikuju se DFSZ aksioni, koji izravno stupaju u interakciju s elektronima, i takozvani hadronski aksioni, koji stupaju u interakciju s elektronima samo u prvom redu teorije poremećaja. Smatra se da aksioni čine hladnu tamnu tvar. Kako njihova gustoća ne bi prešla kritičnu vrijednost, potrebno je imati f a< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 GeV već je eksperimentalno isključeno; druge opcije s nižim masama i, sukladno tome, većim parametrima sprezanja također su značajno ograničene različitim podacima, prvenstveno astrofizičkim.

Supersimetrične čestice

Većina supersimetričnih teorija sadrži jednu stabilnu česticu, koja je novi kandidat za tamnu tvar. Postojanje stabilne supersimetrične čestice slijedi iz očuvanja multiplikativnog kvantnog broja, takozvanog R-pariteta, koji ima vrijednost +1 za obične čestice i –1 za njihove superpartnere. Tamo je R-paritetni zakon očuvanja. Prema ovom zakonu održanja, SUSY čestice mogu nastati samo u parovima. SUSY čestice se mogu raspasti samo na neparan broj SUSY čestica. Stoga najlakša supersimetrična čestica mora biti stabilna.
Moguće je prekršiti zakon očuvanja R-pariteta. Kvantni broj R povezan je s barionskim brojem B i leptonskim brojem L relacijom R = (–1) 3B+L+2S, gdje je S spin čestice. Drugim riječima, kršenje B i/ili L može dovesti do kvara R-pariteta. Međutim, postoje vrlo stroga ograničenja mogućnosti kršenja R-pariteta.
Pretpostavlja se da najlakša supersimetrična čestica (LSP) ne sudjeluje ni u elektromagnetskoj ni u jakoj interakciji. Inače bi se spojio s običnom materijom i trenutačno izgledao kao neobična teška čestica. Tada bi brojnost takvog LSP-a, normalizirana na brojnost protona, bila jednaka 10 -10 za jaku interakciju, odnosno 10 -6 za elektromagnetsku. Ove vrijednosti nisu u skladu s eksperimentalnim gornjim granicama: 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.
Među mogućim kandidatima za ulogu neutralne najlakše supersimetrične čestice su photino (S = 1/2) i zino (S = 1/2), koji se obično nazivaju gaijino, kao i higgsino (S = 1/2), sneutrino (S = 0) i gravitino (S = 3/2). U većini teorija, LSP čestica je linearna kombinacija gore navedenih SUSY čestica sa spinom 1/2. Masa ovog takozvanog neutralina bi najvjerojatnije trebala biti veća od 10 GeV/c 2 . Razmatranje SUSY čestica kao tamne tvari je od posebnog interesa, budući da su se pojavile u potpuno drugačijem kontekstu i nisu bile posebno uvedene kako bi se riješio problem (nebarionske) tamne tvari. Cosmions Cosmions su izvorno uvedeni kako bi riješili problem solarnih neutrina. Zbog velike brzine te čestice gotovo nesmetano prolaze kroz površinu zvijezde. U središnjem području zvijezde sudaraju se s jezgrama. Ako je gubitak energije dovoljno velik, onda oni ne mogu ponovno napustiti ovu zvijezdu i s vremenom se nakupljaju u njoj. Unutar Sunca, zarobljeni kozmioni utječu na prirodu prijenosa energije i time doprinose hlađenju središnjeg područja Sunca. To bi rezultiralo manjom vjerojatnošću proizvodnje neutrina od 8 V i objasnilo bi zašto je tok neutrina izmjeren na Zemlji manji od očekivanog. Da bi se riješio ovaj problem neutrina, masa kozmiona mora biti u rasponu od 4 do 11 GeV/c 2, a presjek interakcije kozmiona s materijom mora imati vrijednost od 10 -36 cm 2. Međutim, čini se da eksperimentalni podaci isključuju takvo rješenje problema solarnih neutrina.

Topološki defekti prostor-vremena

Osim gore navedenih čestica, tamnoj tvari mogu pridonijeti i topološki defekti. Pretpostavlja se da je u ranom Svemiru na t ≈ 10 –36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈10 28 K došlo do kršenja GUT simetrije, što je dovelo do razdvajanja interakcija opisanih skupinama SU(3) i SU(2)×U (1). Higgsovo polje dimenzije 24 postiglo je određeno poravnanje, a orijentacija faznih kutova spontanog narušavanja simetrije ostala je proizvoljna. Kao posljedica ovog faznog prijelaza trebala bi se formirati prostorna područja različitih orijentacija. Ta su se područja s vremenom povećavala i na kraju došla u dodir jedno s drugim.
Prema suvremenim shvaćanjima, topološki stabilne defektne točke nastale su na graničnim plohama gdje su se susrela područja različite orijentacije. Mogli bi imati dimenzije od nula do tri i sastojati se od vakuuma neprekinute simetrije. Nakon narušavanja simetrije, ovaj početni vakuum ima vrlo visoku energiju i gustoću materije.
Najvažniji su točkasti nedostaci. Moraju nositi izolirani magnetski naboj, tj. biti magnetski monopoli. Njihova masa je povezana s temperaturom faznog prijelaza i iznosi oko 10 16 GeV/c 2. Do sada, unatoč intenzivnim pretragama, nije zabilježeno postojanje takvih objekata.
Slično magnetskim monopolima, linearni defekti - kozmičke strune - također mogu nastati. Ovi končasti objekti imaju karakterističnu linearnu gustoću mase reda veličine 10 22 g∙cm –1 i mogu biti zatvoreni ili otvoreni. Zbog gravitacijskog privlačenja mogle su poslužiti kao klice za kondenzaciju materije, uslijed čega su nastale galaksije.
Velike mase bi omogućile otkrivanje takvih struna kroz učinak gravitacijskih leća. Konci bi savijali okolni prostor na način da bi se stvorila dvostruka slika objekata iza njih. Svjetlost iz vrlo udaljenih galaksija mogla bi se odbiti ovom žicom prema zakonima opće teorije gravitacije. Promatrač na Zemlji vidio bi dvije susjedne zrcalne slike galaksija identičnog spektralnog sastava. Ovaj učinak gravitacijske leće već je otkriven za udaljene kvazare, gdje je galaksija smještena između kvazara i Zemlje služila kao gravitacijska leća.
Također se raspravlja o mogućnosti supravodljivog stanja u kozmičkim strunama. Električni nabijene čestice kao što su elektroni u simetričnom vakuumu strune bile bi bez mase jer svoju masu stječu samo probijanjem simetrije kroz Higgsov mehanizam. Stoga se ovdje mogu stvoriti parovi čestica-antičestica koji se kreću brzinom svjetlosti uz vrlo mali utrošak energije. Rezultat je supravodljiva struja. Supravodljive strune mogle bi postati pobuđene interakcijom s nabijenim česticama, a ta bi se pobuda uklonila emitiranjem radiovalova.
Defekti viših dimenzija također se razmatraju, uključujući dvodimenzionalne "domene zidove" i, posebno, trodimenzionalne defekte ili "teksture". Drugi egzotični kandidati

1. Tvar sjene. Pretpostavljajući da su strune jednodimenzionalni prošireni objekti, teorije superstruna pokušavaju replicirati uspjeh supersimetričnih modela u uklanjanju divergencije također u gravitaciji i prodrijeti u energetska područja izvan Planckove mase. S matematičkog gledišta, teorije superstruna bez anomalija mogu se dobiti samo za SO(32) i E 8 *E 8" mjerne skupine. Potonja se dijeli na dva sektora, od kojih jedan opisuje običnu materiju, dok drugi odgovara zasjeniti materiju (E 8"). Ova dva sektora mogu međusobno djelovati samo gravitacijski.
2. "Quark Nuggets" predloženi su 1984. To su stabilni makroskopski objekti kvarkovske materije, koji se sastoje od u-, d- i s-kvarkova. Gustoće ovih objekata leže u području nuklearne gustoće od 10 15 g/cm 3, a mase se mogu kretati od nekoliko GeV/c 2 do masa neutronskih zvijezda. Nastaju tijekom hipotetske QCD fazne tranzicije, ali se općenito smatraju vrlo malo vjerojatnim.

3.3. Modificirane teorije (kozmološka konstanta, MOND teorija, vremenski ovisna gravitacijska konstanta)

U početku je kozmološku konstantu Λ uveo Einstein u jednadžbe polja opće relativnosti kako bi osigurao, prema tadašnjim stajalištima, stacionarnost Svemira. Međutim, nakon što je Hubble krajem 20-ih godina našeg stoljeća otkrio širenje Svemira, pokazalo se da to nije bilo potrebno. Stoga su počeli vjerovati da je Λ = 0. Međutim, u okviru suvremenih teorija polja ova se kozmološka konstanta tumači kao gustoća energije vakuuma ρ v . Sljedeća jednadžba vrijedi:

Slučaj Λ = 0 odgovara pretpostavci da vakuum ne pridonosi gustoći energije. Ova slika odgovara idejama klasične fizike. U teoriji kvantnog polja, vakuum sadrži različita kvantna polja koja su u stanju s najnižom energijom, koja nije nužno nula.
Uzimajući u obzir kozmološku konstantu različitu od nule, koristeći relacije

dobivamo nižu kritičnu gustoću i višu vrijednost parametra gustoće od očekivane prema gore navedenim formulama. Astronomska promatranja temeljena na broju galaksija daju gornju granicu za modernu kozmološku konstantu
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

gdje se za H 0,max koristi vrijednost od 100 km∙s –1 ∙Mpc –1. Dok se kozmološka konstanta različita od nule pokazala neophodnom za tumačenje rane faze evolucije, neki su znanstvenici zaključili da bi Λ različita od nule mogla igrati ulogu u kasnijim fazama svemira.
Kozmološka konstanta

može dovesti do vrijednosti Ω(Λ = 0), iako je zapravo Ω(Λ ≠ 0). Parametar Ω(Λ = 0) definiran iz ρ 0 dao bi Ω = 1, kao što se zahtijeva u inflacijskim modelima, pod uvjetom da je kozmološka konstanta

Koristeći numeričke vrijednosti H 0 = 75 ± 25 km∙s −1 ∙Mpc −1 i Ω 0,obs = 0,2 ± 0,1 dovodi do
Λ= (1,6 ± 1,1)∙10 −56 cm −2. Gustoća energije vakuuma koja odgovara ovoj vrijednosti mogla bi razriješiti kontradikciju između opažene vrijednosti parametra gustoće i vrijednosti Ω = 1 koju zahtijevaju moderne teorije.
Osim uvođenja kozmološke konstante različite od nule, postoje i drugi modeli koji uklanjaju barem neke od problema bez uključivanja hipoteze o tamnoj tvari.

MOND teorija (Modificirana Newtonova dinamika)

Ova teorija pretpostavlja da se zakon gravitacije razlikuje od uobičajenog Newtonovog oblika i da je sljedeći:

U tom će slučaju privlačna sila biti veća i mora se kompenzirati bržim periodičkim gibanjem, što može objasniti ravno ponašanje rotacijskih krivulja.

Vremenski ovisna gravitacijska konstanta

Ovisnost gravitacijske konstante G(t) o vremenu mogla bi biti od velike važnosti za proces nastanka galaksija. Međutim, do sada precizna mjerenja nisu dala nikakve naznake vremenske varijacije G.

Književnost

1. G.V. Clapdohr-Kleingrothaus, A. Staudt "Fizika čestica bez akceleratora."
2. C. Naranyan. "Opća astrofizika i kozmologija".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.