Temná hmota a temná energia. Temná hmota a temná energia vo vesmíre

Otázka vzniku vesmíru, jeho minulosti a budúcnosti znepokojuje ľudí od nepamäti. Po mnoho storočí vznikali a vyvracali teórie, ktoré ponúkajú obraz sveta na základe známych údajov. Zásadným šokom pre vedecký svet bola Einsteinova teória relativity. Obrovským spôsobom prispela aj k pochopeniu procesov, ktoré tvoria vesmír. Teória relativity sa však nemohla vyhlásiť za konečnú pravdu, ktorá si nevyžaduje žiadne dodatky. Zdokonaľujúce sa technológie umožnili astronómom robiť predtým nemysliteľné objavy, ktoré si vyžadovali nový teoretický základ alebo výrazné rozšírenie existujúcich ustanovení. Jedným z takýchto javov je temná hmota. Ale prvé veci.

Veci z minulých čias

Aby sme pochopili pojem „temná hmota“, vráťme sa na začiatok minulého storočia. V tom čase dominovala myšlienka vesmíru ako stacionárnej štruktúry. Medzitým všeobecná teória relativity (GR) predpokladala, že skôr či neskôr to povedie k „zlepeniu“ všetkých vesmírnych objektov do jednej gule, k takzvanému gravitačnému kolapsu. Medzi vesmírnymi objektmi nie sú žiadne odpudivé sily. Vzájomná príťažlivosť je kompenzovaná odstredivými silami, ktoré vytvárajú neustály pohyb hviezd, planét a iných telies. Tým je udržiavaná rovnováha systému.

Aby sa predišlo teoretickému kolapsu vesmíru, Einstein zaviedol hodnotu, ktorá privádza systém do potrebného stacionárneho stavu, no zároveň je v skutočnosti vynájdená bez zjavných dôvodov.

Rozširujúci sa vesmír

Výpočty a objavy Friedmana a Hubblea ukázali, že nebolo potrebné lámať harmonické rovnice všeobecnej teórie relativity pomocou novej konštanty. Je dokázané, a dnes je táto skutočnosť prakticky nepochybná, že Vesmír sa rozpína, kedysi mal počiatok a o stacionárnosti nemôže byť ani reči. Ďalší rozvoj kozmológie viedol k vzniku teórie veľkého tresku. Hlavným potvrdením nových predpokladov je pozorovaný nárast vzdialenosti medzi galaxiami s časom. Práve meranie rýchlosti vzájomného odstraňovania susedných vesmírnych systémov viedlo k vytvoreniu hypotézy, že existuje temná hmota a temná energia.

Údaje nie sú v súlade s teóriou

Fritz Zwicky v roku 1931 a potom Jan Oort v roku 1932 a v 60. rokoch boli zaneprázdnení výpočtom hmotnosti hmoty galaxií vo vzdialenej hviezdokope a jej pomeru k rýchlosti ich vzájomného odstránenia. Z času na čas vedci dospeli k rovnakým záverom: toto množstvo hmoty nestačí na to, aby gravitácia, ktorú vytvára, udržala pohromade galaxie pohybujúce sa takou vysokou rýchlosťou. Zwicky a Oort navrhli, že existuje skrytá hmota, temná hmota vesmíru, ktorá neumožňuje vesmírnym objektom rozptyľovať sa rôznymi smermi.

Vedecký svet však túto hypotézu uznal až v sedemdesiatych rokoch, po vyhlásení výsledkov práce Vera Rubin.

Zostrojila rotačné krivky, ktoré jasne demonštrujú závislosť rýchlosti pohybu hmoty galaxie od vzdialenosti, ktorá ju oddeľuje od stredu systému. Na rozdiel od teoretických predpokladov sa ukázalo, že rýchlosti hviezd pri ich vzďaľovaní od galaktického stredu neklesajú, ale zvyšujú. Takéto správanie svietidiel možno vysvetliť iba prítomnosťou halo v galaxii, ktorá je vyplnená temnou hmotou. Astronómia tak čelila úplne neprebádanej časti vesmíru.

Vlastnosti a zloženie

Tento sa nazýva tmavý, pretože ho nemožno vidieť žiadnymi existujúcimi prostriedkami. Jeho prítomnosť sa pozná podľa nepriameho znaku: temná hmota vytvára gravitačné pole, pričom nevyžaruje úplne elektromagnetické vlny.

Najdôležitejšou úlohou, ktorá pred vedcami vyvstala, bolo získať odpoveď na otázku, z čoho táto hmota pozostáva. Astrofyzici sa ho pokúsili „naplniť“ obvyklou baryónovou hmotou (baryónová hmota pozostáva z viac či menej prebádaných protónov, neutrónov a elektrónov). Tmavé halo galaxií zahŕňalo kompaktné, slabo vyžarujúce hviezdy a obrovské planéty v blízkosti Jupitera. Tieto predpoklady však neobstáli pri skúmaní. Baryónová hmota, známa a známa, preto nemôže hrať významnú úlohu v skrytej hmote galaxií.

Dnes sa fyzika zaoberá hľadaním neznámych komponentov. Praktický výskum vedcov vychádza z teórie supersymetrie mikrokozmu, podľa ktorej pre každú známu časticu existuje supersymetrický pár. To sú tie, ktoré tvoria temnú hmotu. Zatiaľ sa však nepodarilo získať dôkaz o existencii takýchto častíc, možno je to záležitosť blízkej budúcnosti.

temná energia

Objavom nového typu hmoty sa prekvapenia, ktoré Vesmír pre vedcov pripravil, neskončili. V roku 1998 mali astrofyzici ďalšiu šancu porovnať údaje teórií s faktami. Tento rok sa niesol v znamení výbuchu v galaxii ďaleko od nás.

Astronómovia k nej zmerali vzdialenosť a boli mimoriadne prekvapení získanými údajmi: hviezda vzplanula oveľa ďalej, ako by mala byť podľa existujúcej teórie. Ukázalo sa, že sa časom zvyšuje: teraz je oveľa vyššia ako pred 14 miliardami rokov, keď údajne nastal veľký tresk.

Ako viete, aby sa zrýchlil pohyb tela, potrebuje preniesť energiu. Sila, ktorá spôsobuje rýchlejšie rozpínanie vesmíru, sa stala známou ako temná energia. Toto nie je o nič menej tajomná časť vesmíru ako temná hmota. Je známe len to, že sa vyznačuje rovnomerným rozložením v celom vesmíre a jeho dopad je možné zaregistrovať len na obrovské kozmické vzdialenosti.

A opäť kozmologická konštanta

Temná energia otriasla teóriou veľkého tresku. Časť vedeckého sveta je skeptická k možnosti takejto látky a zrýchleniu expanzie, ktorú spôsobuje. Niektorí astrofyzici sa snažia oživiť zabudnutú Einsteinovu kozmologickú konštantu, ktorá opäť z kategórie veľkého vedeckého omylu môže ísť do množstva pracovných hypotéz. Jeho prítomnosť v rovniciach vytvára antigravitáciu, čo vedie k zrýchleniu expanzie. Niektoré dôsledky prítomnosti kozmologickej konštanty však nesúhlasia s pozorovanými údajmi.

Dnes sú temná hmota a temná energia, ktoré tvoria väčšinu hmoty vo vesmíre, pre vedcov záhadou. Na otázku o ich povahe neexistuje jediná odpoveď. Navyše to možno nie je posledné tajomstvo, ktoré nám vesmír ukrýva. Temná hmota a energia sa môžu stať prahom nových objavov, ktoré môžu zmeniť naše chápanie štruktúry vesmíru.

MOSKVA 12. decembra - RIA Novosti. Množstvo tmavej hmoty vo vesmíre sa znížilo asi o 2-5 %, čo môže vysvetľovať nezrovnalosti v hodnote niektorých dôležitých kozmologických parametrov v čase Veľkého tresku a dnes, uvádzajú ruskí kozmológovia v článku publikovanom v časopise Fyzický prehľad D.

"Predstavme si, že tmavá hmota pozostáva z niekoľkých zložiek, ako bežná hmota. A jedna zložka pozostáva z nestabilných častíc, ktorých životnosť je pomerne dlhá: v ére tvorby vodíka, státisíce rokov po Veľkom tresku, stále existujú vo vesmíre a dnes už zmizli po rozpade na neutrína alebo hypotetické relativistické častice. Potom bude množstvo temnej hmoty v minulosti a dnes iné, "povedal Dmitrij Gorbunov z Moskovského inštitútu fyziky a technológie. prostredníctvom tlačového oddelenia univerzity.

Temná hmota je hypotetická látka, ktorá sa prejavuje výlučne prostredníctvom gravitačnej interakcie s galaxiami, čo spôsobuje deformácie ich pohybu. Častice tmavej hmoty neinteragujú so žiadnymi druhmi elektromagnetického žiarenia, a preto ich nemožno zaznamenať počas priamych pozorovaní. Temná hmota tvorí asi 26 % hmoty vesmíru, zatiaľ čo „obyčajná“ hmota tvorí len asi 4,8 % hmotnosti – zvyšok má na svedomí rovnako záhadná tmavá energia.

Pozorovania distribúcie tmavej hmoty v najbližších a najvzdialenejších kútoch vesmíru, uskutočnené pomocou pozemných ďalekohľadov a sondy Planck, nedávno odhalili zvláštnu vec - ukázalo sa, že rýchlosť expanzie vesmíru a niektoré vlastnosti "echo" Veľkého tresku v dávnej minulosti a dnes výrazne odlišné. Napríklad dnes galaxie od seba odlietajú oveľa rýchlejšie, ako vyplýva z výsledkov analýzy žiarenia pozadia.

Gorbunov a jeho kolegovia na to našli možný dôvod.

Pred rokom jeden z autorov článku, akademik Igor Tkačev z Ústavu jadrovej fyziky Ruskej akadémie vied v Moskve, sformuloval teóriu takzvanej rozpadajúcej sa temnej hmoty (DDM), v ktorej na rozdiel od tzv. podľa všeobecne akceptovanej teórie „studenej tmavej hmoty“ (CDM), časť alebo všetky jej častice sú nestabilné. Tieto častice, ako navrhol Tkachev a jeho spoločníci, by sa mali rozkladať dosť zriedkavo, ale v značnom množstve, aby sa vytvorili odchýlky medzi mladým a moderným vesmírom.

Vo svojej novej práci sa Tkačev, Gorbunov a ich kolega Anton Chudaikin pokúsili vypočítať, koľko tmavej hmoty sa muselo rozpadnúť pomocou údajov zozbieraných Planckom a ďalšími observatóriami, ktoré študujú CMB a prvé galaxie vo vesmíre.

Ako ukázali ich výpočty, rozpad tmavej hmoty skutočne môže vysvetliť, prečo výsledky pozorovaní tejto látky pomocou Plancka nezodpovedajú údajom pozorovaní kôp galaxií, ktoré sú nám najbližšie.

Je zaujímavé, že si to vyžaduje rozpad relatívne malého množstva tmavej hmoty – od 2,5 do 5 % jej celkovej hmotnosti, ktorej množstvo je takmer nezávislé od toho, aké základné vlastnosti by mal mať vesmír. Teraz, ako vedci vysvetľujú, všetka táto hmota sa rozpadla a zvyšok temnej hmoty, stabilnej povahy, sa správa tak, ako to opisuje teória CDM. Na druhej strane je tiež možné, že sa bude ďalej rozpadať.

"To znamená, že v dnešnom vesmíre je o 5 % menej tmavej hmoty ako v ére tvorby prvých molekúl vodíka a hélia po zrode vesmíru. Nevieme teraz povedať, ako rýchlo sa táto nestabilná časť rozpadla, Je možné, že tmavá hmota sa ďalej rozkladá a teraz, hoci toto je ďalší oveľa zložitejší model,“ uzatvára Tkachev.

Stojíme na prahu objavu, ktorý môže zmeniť podstatu našich predstáv o svete. Hovoríme o podstate tmavej hmoty. V posledných rokoch astronómia urobila veľké kroky v observačnom zdôvodňovaní temnej hmoty a dnes možno existenciu takejto hmoty vo vesmíre považovať za pevne stanovenú skutočnosť. Zvláštnosťou situácie je, že astronómovia pozorujú štruktúry pozostávajúce z látky neznámej fyzikom. Vznikol tak problém s identifikáciou fyzikálnej podstaty tejto hmoty.

1. "Prines niečo, neviem čo"

Moderná fyzika elementárnych častíc nepozná častice, ktoré majú vlastnosti tmavej hmoty. Vyžaduje rozšírenie štandardného modelu. Ale ako, akým smerom sa pohnúť, čo a kde hľadať? Slová zo známej ruskej rozprávky, uvedené v názve tejto časti, najlepšie vystihujú súčasnú situáciu.

Fyzici hľadajú neznáme častice, pričom majú len všeobecné predstavy o vlastnostiach pozorovanej hmoty. Aké sú tieto vlastnosti?

Vieme len, že temná hmota interaguje so svetelnou hmotou (baryónmi) gravitačne a je to chladné médium s kozmologickou hustotou niekoľkonásobne vyššou ako má baryón. Vďaka takýmto jednoduchým vlastnostiam temná hmota priamo ovplyvňuje vývoj gravitačného potenciálu vesmíru. Kontrast jeho hustoty sa časom zvyšoval, čo viedlo k vytvoreniu gravitačne viazaných systémov halo tmavej hmoty.

Je potrebné zdôrazniť, že tento proces gravitačnej nestability by sa mohol spustiť vo Friedmannovom vesmíre iba v prítomnosti porúch hustoty semien, ktorých samotná existencia nijako nesúvisí s temnou hmotou, ale je spôsobená fyzikou Veľkého tresku. . Preto vyvstáva ďalšia dôležitá otázka o pôvode porúch semien, z ktorých sa vyvinula štruktúra tmavej hmoty.

Otázkou generovania počiatočných kozmologických porúch sa budeme zaoberať o niečo neskôr. Teraz sa vráťme k temnej hmote.

Baryóny sú uväznené v gravitačných studniach koncentrácií temnej hmoty. Preto, hoci častice tmavej hmoty neinteragujú so svetlom, tam, kde je tmavá hmota, je svetlo. Táto pozoruhodná vlastnosť gravitačnej nestability umožnila študovať množstvo, stav a distribúciu tmavej hmoty z pozorovacích údajov z rádiového dosahu až po röntgenový rozsah.

Nezávislým potvrdením našich záverov o vlastnostiach tmavej hmoty a o ďalších parametroch vesmíru sú údaje o anizotropii a polarizácii žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia, o množstve svetelných prvkov vo vesmíre a o rozložení absorpcie. čiary hmoty v spektrách vzdialených kvazarov. Čoraz dôležitejšiu úlohu zohráva numerická simulácia, ktorá nahradila experiment v kozmologických štúdiách. Najcennejšie informácie o rozložení tmavej hmoty sú obsiahnuté v početných pozorovacích údajoch o gravitačnom šošovkovaní vzdialených zdrojov blízkymi zhlukmi hmoty.

Ryža. 1. Fotografia oblohy v smere kopy galaxií 0024 + 1654 urobená Hubblovým teleskopom.

Obrázok 1 ukazuje rez oblohou v smere jedného z týchto zhlukov tmavej hmoty ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Vidíme zhluk galaxií zachytený gravitačným poľom tohto zhluku, horúci röntgenový plyn spočívajúci na dne studne gravitačného potenciálu a viacnásobný obraz jednej z galaxií v pozadí, ktorá sa objavila v zornom poli tmy. halo a bol skreslený jeho gravitačným poľom.

Tabuľka 1. Hlavné kozmologické parametre

V tabuľke 1 sú uvedené priemerné hodnoty kozmologických parametrov získané z astronomických pozorovaní (presnosť 10 %). Je zrejmé, že celková hustota energie všetkých typov častíc vo vesmíre nepresahuje 30% celkovej kritickej hustoty (príspevok neutrín nie je väčší ako niekoľko percent). Zvyšných 70 % je vo forme, ktorá sa nepodieľala na gravitačnom hromadení hmoty. Túto vlastnosť má len kozmologická konštanta alebo jej zovšeobecnenie, médium s podtlakom ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), ktoré sa nazýva „temná energia“. Určenie povahy toho druhého je dlhodobá perspektíva rozvoja fyziky.

Táto správa je venovaná problematike fyzikálnej kozmológie, ktorej riešenie sa očakáva v najbližších rokoch. V prvom rade ide o určenie počiatočných podmienok pre vznik štruktúr temnej hmoty a hľadanie samotných neznámych častíc.

2. Raný a neskorý vesmír

Pozorovaná štruktúra Vesmíru je výsledkom spoločného pôsobenia východiskových podmienok a vývoja hustotného poruchového poľa. Moderné pozorovacie údaje umožnili určiť charakteristiky hustotného poruchového poľa v rôznych epochách jeho vývoja. Tak bolo možné oddeliť informácie o počiatočných podmienkach a podmienkach vývoja, čo znamenalo začiatok samostatného štúdia fyziky raného a neskorého vesmíru.

Pojem „ranný vesmír“ v modernej kozmológii znamená konečnú fázu zrýchlenej expanzie, po ktorej nasleduje prechod do horúcej fázy evolúcie. Parametre Veľkého tresku nepoznáme, existujú len horné hranice (pozri časť 3, vzťahy (12)). Existuje však dobre rozvinutá teória generovania kozmologických porúch, podľa ktorej môžeme vypočítať spektrá počiatočných porúch hustoty hmoty a primárnych gravitačných vĺn v závislosti od hodnôt kozmologických parametrov.
Dôvody nedostatku všeobecne akceptovaného modelu raného vesmíru spočívajú v stabilite predpovedí inflačnej paradigmy Veľkého tresku - blízkosť generovaných spektier k plochej forme, relatívna malá amplitúda kozmologických gravitačných vĺn, trojrozmerná euklidovská povaha viditeľného Vesmíru atď. – ktorú možno získať v širokej triede parametrov modelu. Momentom pravdy pre zostavenie modelu raného vesmíru by mohol byť objav kozmologických gravitačných vĺn, čo sa zdá byť možné v prípade úspešného medzinárodného vesmírneho experimentu „Planck“, ktorý by sa mal začať v roku 2008.

Naše poznatky o neskorom vesmíre sú diametrálne odlišné. Máme pomerne presný model – poznáme zloženie hmoty, zákonitosti vývoja štruktúry, hodnoty kozmologických parametrov (pozri tabuľku 1), no zároveň nemáme všeobecne uznávanú teóriu pôvodu zložky hmoty.

Známe vlastnosti viditeľného vesmíru nám umožňujú opísať jeho geometriu z hľadiska teórie porúch. Malý parameter ($10^(-5)$) je amplitúda kozmologických porúch.

V poradí nula je vesmír Friedmannov a je opísaný jedinou funkciou času – mierkovým faktorom $a(t)$. Prvá objednávka je o niečo zložitejšia. Poruchy metriky sú súčtom troch nezávislých módov – skalárneho $S(k)$, vektora $V(k)$ a tenzora $T(k)$, pričom každý z nich je charakterizovaný vlastnou spektrálnou funkciou vlny. číslo $k$. Skalárny režim opisuje poruchy kozmologickej hustoty, vektorový režim je zodpovedný za vírivé pohyby hmoty a režim tenzora sú gravitačné vlny. Celá geometria je teda opísaná pomocou štyroch funkcií: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ a $T(k)$, z ktorých sú nám dnes známe len prvé dve (v r. niektoré domény definície).

Veľký tresk bol katastrofický proces rýchlej expanzie sprevádzaný intenzívnym, rýchlo sa meniacim gravitačným poľom. V priebehu kozmologickej expanzie sa metrické poruchy spontánne zrodili parametricky z fluktuácií vákua, rovnako ako sa rodia akékoľvek bezhmotné stupne voľnosti pôsobením vonkajšieho premenného poľa. Analýza pozorovacích údajov naznačuje kvantovo-gravitačný mechanizmus na generovanie holých porúch. Veľkorozmerná štruktúra vesmíru je teda príkladom riešenia problému merateľnosti v kvantovej teórii poľa.

Všimnime si hlavné vlastnosti generovaných poruchových polí: Gaussova štatistika (náhodné rozloženie v priestore), odlišná časová fáza ("rastúca" vetva porúch), absencia rozlišovacej škály v širokom rozsahu vlnových dĺžok a nenulová amplitúda gravitačných vĺn. Ten má rozhodujúci význam pre zostavenie modelu raného vesmíru, pretože gravitačné vlny majú najjednoduchšie spojenie s metrikou pozadia a nesú priame informácie o energetickej škále Veľkého tresku.

V dôsledku vývoja skalárneho módu porúch vznikli galaxie a iné astronomické objekty. Dôležitým úspechom posledných rokov (experiment WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) bolo vážne spresnenie našich poznatkov o anizotropii a polarizácii CMB, ktoré vznikli dávno pred objavením sa galaxií v dôsledku dopadu na rozloženie fotónov všetkých troch módov kozmologických porúch.

Spoločná analýza pozorovacích údajov o rozložení galaxií a anizotropii žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia umožnila oddeliť počiatočné podmienky a vývoj. Použitím podmienky, že súčet $S+V+T\cca 10^(-10)$ je fixovaný anizotropiou CMB, môžeme získať hornú hranicu súčtu vírových a tenzorových módov porúch vo vesmíre (ich detekcia je možná len so zvýšením presnosti pozorovaní):
$$\frac(V+T)(S) Ak by bola porušená nerovnosť (1), veľkosť porúch hustoty by bola nedostatočná na vytvorenie pozorovanej štruktúry.

3. Na začiatku bol zvuk...

Účinok kvantovo-gravitačnej produkcie bezhmotných polí bol dobre študovaný. Takto sa môžu zrodiť častice hmoty (pozri napr. ) (hoci najmä reliktné fotóny vznikli v dôsledku rozpadu protohmoty v ranom Vesmíre). Rovnakým spôsobom sa generujú gravitačné vlny a poruchy hustoty, pretože tieto polia sú tiež nehmotné a ich produkcia nie je zakázaná podmienkou prahovej energie. Problém generovania vírových porúch na svojich výskumníkov stále čaká.

Teória $S$- a $T$-modov porúch vo Friedmannovom vesmíre je redukovaná na kvantovo-mechanický problém nezávislých oscilátorov $q_k(\eta)$ umiestnených vo vonkajšom parametrickom poli ($\alpha(\eta) )$) vo svete Minkowského s časovou súradnicou $\eta=\int dt/a$. Činnosť a Lagrangián elementárnych oscilátorov závisí od ich priestorovej frekvencie $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2) $$
kde prvočíslo označuje časovú deriváciu $\eta$, $\omega=\beta$ je frekvencia oscilátora, $\beta$ je rýchlosť šírenia poruchy v jednotkách rýchlosti svetla vo vákuu (ďalej $c=\ hbar =1$, index $k$ je vynechaný z poľa $q$); v prípade $T$-módu je $q = q_T$ priečny bezstopový komponent metrického tenzora,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3) $$
a v prípade $S$-módu $q = q_s$ - lineárna superpozícia pozdĺžneho gravitačného potenciálu (narušenie mierkového faktora) a 3-rýchlostného potenciálu média, vynásobeného Hubbleovým parametrom ,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\bodka(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4) $$
bodka znamená časovú deriváciu $t$.

Ako vidno z (3), pole $q_T$ je fundamentálne, pretože minimálne súvisí s metrikou pozadia a nezávisí od vlastností hmoty (vo všeobecnej teórii relativity rýchlosť šírenia gravitačných vĺn sa rovná rýchlosti svetla). Pokiaľ ide o $q_S$, jeho spojenie s vonkajším poľom (4) je komplikovanejšie: zahŕňa tak derivácie mierkového faktora, ako aj niektoré charakteristiky látky (napríklad rýchlosť šírenia porúch v médiu). O protohmote v ranom vesmíre nevieme nič – existujú len všeobecné prístupy k tejto problematike.
Zvyčajne sa za ideálne médium uvažuje s tenzorom hybnosti energie v závislosti od hustoty energie $\epsilon$, tlaku $p$ a 4-rýchlosti hmoty $u^\mu$. Pre režim $S$ je 4-rýchlosť potenciálna a môže byť reprezentovaná ako gradient 4-skalárneho $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5) $$
kde $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ je normalizačná funkcia, čiarka dolného indexu znamená deriváciu vzhľadom na súradnicu. Rýchlosť zvuku je daná pomocou „stavovej rovnice“ ako faktor úmernosti medzi sprievodnými poruchami tlaku a hustoty energie hmoty:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6) $$
kde $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ je 3-rýchlostný potenciál média.

V teórii lineárneho rádu porúch je koncept ideálneho prostredia ekvivalentný konceptu poľa, podľa ktorého má materiálne pole $\phi$ priradenú Lagrangovu hustotu $L=L(w,\phi)$. V terénnom prístupe sa rýchlosť šírenia excitácií zistí z rovnice
$$\beta^(-2)=\frac(\čiastočné\ln|\čiastočné L/\čiastočné w|)(\čiastočné\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7) $$
čomu zodpovedá aj vzťah (6). Väčšina modelov raného vesmíru predpokladá, že $\beta\sim 1$ (najmä v štádiu s prevahou žiarenia $\beta=1/\sqrt(3)$).

Vývoj elementárnych oscilátorov je opísaný Klein-Gordonovou rovnicou
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8) $$
kde
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9) $$
Riešenie rovnice (8) má dve asymptotické vetvy správania: adiabatické ($\omega^2>U$), keď je oscilátor v režime voľnej oscilácie a jeho amplitúda budenia klesá ($|q|\sim(\alpha\ sqrt(\beta ))^(-1)$) a parametrické ($\omega^2

Kvantitatívne spektrá generovaných porúch závisia od počiatočného stavu oscilátorov:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10) $$
koeficient 2 vo výraze pre tenzorový režim zohľadňuje dve polarizácie gravitačných vĺn. Za hlavný stav sa považuje stav $\langle\rangle$, t.j. zodpovedajúce minimálnej úrovni počiatočného budenia oscilátorov. Toto je hlavná hypotéza teórie veľkého tresku. V prítomnosti adiabatickej zóny je základný (vákuový) stav elementárnych oscilátorov jediný.
Za predpokladu, že funkcia U rastie s časom a $\beta\sim 1$, dostaneme univerzálny všeobecný výsledok pre spektrá $T(k)$ a $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11) $$
kde $k=\sqrt(U)\približne aH$ a $M_p\equiv G^(-1/2)$ je Planckova hmotnosť. Ako je možné vidieť z (11), teoreticky režim $T$ nie je žiadnym spôsobom diskriminovaný vzhľadom na režim $S$. Všetko je to o hodnote faktora $\gama$ v epoche generovania porúch.
Z pozorovanej skutočnosti, že $T$-mód je v našom vesmíre malý (pozri časť 2, vzťah (1)), získame hornú hranicu energetickej stupnice Veľkého tresku a parametra $\gamma$ v skorý vesmír:
$$H Posledná podmienka znamená, že Veľký tresk mal inflačný charakter ($\gama) $ v počiatočnom (adiabatickom) a konečnom (radiácia ovládanom, $a\propto n$) štádiu evolúcie (pozri obr. 2) .

Ryža. 2. Ilustrácia riešenia rovnice (8) pri formulácii rozptylovej úlohy

Pre každú z vyššie uvedených asymptotík je všeobecným riešením
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13) $$
kde operátory $C_(1,2)$ definujú amplitúdy „rastúcich“ a „klesajúcich“ vetiev evolúcie. Vo vákuovom stave je počiatočná časová fáza poľa ľubovoľná: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Ako výsledok riešenia evolučných rovníc sa však ukazuje, že v štádiu, v ktorom dominuje žiarenie, zostáva získať iba rastúcu vetvu zvukových porúch: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((out))| \rangle$. V čase, keď sa žiarenie v epoche rekombinácie oddelí od hmoty, je spektrum žiarenia modulované fázou $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$, kde $n$ je prirodzené číslo .

Ryža. 3. Prejav modulácie zvuku v spektre anizotropie CMB. (Podľa experimentov WMAP ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Práve tieto akustické oscilácie sú pozorované v CMB spektrách anizotropie (obr. 3, veľký vrchol zodpovedá $n = 1$) a hustotných poruchách, čo potvrdzuje kvantový gravitačný pôvod $S$ módu. V spektre hustotných porúch je modulácia zvuku potlačená faktorom malosti frakcie baryónov voči celkovej hustote hmoty, čo umožňuje nájsť túto frakciu nezávisle od iných kozmologických testov. Samotná mierka kmitania slúži ako príklad štandardného pravítka, podľa ktorého sa určujú najdôležitejšie parametre Vesmíru. V tejto súvislosti je potrebné zdôrazniť, že akútny problém degenerácie kozmologických parametrov v pozorovacích údajoch, ktorý dlhé roky bránil konštrukcii skutočného modelu vesmíru, bol teraz odstránený z dôvodu množstva nezávislých a doplnkových pozorovacích testy.

Ak to zhrnieme, môžeme konštatovať, že problém vzniku počiatočných kozmologických porúch a veľkorozmernej štruktúry vesmíru je dnes v zásade vyriešený. Teória kvantovo-gravitačného pôvodu porúch v ranom vesmíre bude definitívne potvrdená po objave $T$-módu, ku ktorému môže dôjsť v blízkej budúcnosti. Najjednoduchší model veľkého tresku (inflácia mocenského zákona na masívnom skalárnom poli) teda predpovedá hodnotu amplitúdy $T$-módu iba 5-krát menšiu ako $S$-módovú amplitúdu. Moderné nástroje a technológie umožňujú vyriešiť problém registrácie takýchto malých signálov z údajov pozorovaní anizotropie a polarizácie CMB.

4. Temná stránka hmoty

Existuje viacero hypotéz o pôvode hmoty, no žiadna z nich zatiaľ nebola potvrdená. Existujú priame pozorovacie náznaky, že záhada temnej hmoty úzko súvisí s baryónovou asymetriou vesmíru. V súčasnosti však neexistuje všeobecne uznávaná teória pôvodu baryónovej asymetrie a tmavej hmoty.

Kde sa nachádza temná hmota?

Vieme, že svetelnú zložku hmoty možno pozorovať vo forme hviezd zhromaždených do galaxií rôznych hmotností a vo forme röntgenového plynu zhlukov. Väčšina bežnej hmoty (až 90 %) je však vo forme riedeného medzigalaktického plynu s teplotou niekoľkých elektrónvoltov, ako aj vo forme MACHO (Massive Compact Halo Object) – kompaktných pozostatkov evolúcie tzv. hviezdy a objekty s nízkou hmotnosťou. Keďže tieto štruktúry majú zvyčajne nízku svietivosť, prichytil sa im názov „tmavé baryóny“.

Ryža. 4. Horná hranica hmotnostného zlomku galaktického halo v MACNO podľa experimentu EROS (z francúzštiny - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

Niekoľko skupín (MACHO, EROS, atď.) študovalo počet a rozloženie kompaktných tmavých objektov v halo našej Galaxie na základe mikrošošoviek. V dôsledku spoločnej analýzy sa získalo dôležité obmedzenie - nie viac ako 20% celkovej hmotnosti halo sa koncentruje v MACNO v rozsahu hodnôt od hmotnosti mesiaca po hmotnosti hviezd ( Obr. 4). Zvyšok tmavej hmoty halo tvoria častice neznámej povahy.

Kde inde sa skrýva nebaryonická temná hmota?

Rozvoj špičkových technológií v pozorovacej astronómii 20. storočia umožnil získať na túto otázku jasnú odpoveď: nebaryonická tmavá hmota sa nachádza v gravitačne viazaných systémoch (halo). Častice temnej hmoty sú nerelativistické a slabo interagujúce – ich disipatívne procesy nie sú rovnaké ako u baryónov. Baryóny sa naopak ochladzujú žiarením, usadzujú sa a hromadia sa v centrách halo, čím dosahujú rotačnú rovnováhu. Temná hmota zostáva rozložená okolo viditeľnej hmoty galaxií s charakteristickou mierkou asi 200 kpc. V Miestnej skupine, ktorá zahŕňa hmlovinu Andromeda a Mliečnu dráhu, je teda viac ako polovica všetkej temnej hmoty sústredená v týchto dvoch veľkých galaxiách. V štandardnom modeli fyziky elementárnych častíc nie sú žiadne častice s požadovanými vlastnosťami. Dôležitým parametrom, ktorý nie je možné určiť z pozorovaní kvôli princípu ekvivalencie, je hmotnosť častice. V rámci možných rozšírení Štandardného modelu existuje viacero kandidátov na častice tmavej hmoty. Hlavné sú uvedené v tabuľke. 2 vo vzostupnom poradí ich pokojovej hmotnosti.

Tabuľka 2. Kandidáti na nebaryonové častice tmavej hmoty

Dnešná hlavná verzia masívnych častíc – hypotéza neutralino – je spojená s minimálnou supersymetriou. Túto hypotézu možno otestovať na veľkom hadrónovom urýchľovači v CERN-e, ktorého spustenie je naplánované na rok 2008. Očakávaná hmotnosť takýchto častíc je $\sim$ 100 GeV a ich hustota v našej galaxii je jedna častica o objeme čajový pohár.

Hľadanie častíc temnej hmoty sa vykonáva po celom svete na mnohých zariadeniach. Je zaujímavé poznamenať, že neutrálnu hypotézu možno nezávisle overiť tak v podzemných experimentoch na elastickom rozptyle, ako aj na nepriamych údajoch o neutralínovej anihilácii v Galaxii. Pozitívnu odozvu má zatiaľ len jeden z podzemných detektorov projektu DAMA (DArk MAtter), kde je už niekoľko rokov pozorovaný signál neznámeho pôvodu typu „leto-zima“. Rozsah hmotností a prierezov spojených s týmto experimentom však ešte nebol potvrdený na iných zariadeniach, čo spochybňuje spoľahlivosť aj význam výsledku.

Dôležitou vlastnosťou neutralinov je možnosť ich nepriameho pozorovania z anihilačného toku v oblasti gama. V procese hierarchického zhlukovania by takéto častice mohli vytvoriť mini-halo s charakteristickou veľkosťou rádovo veľkosti Slnečnej sústavy a hmotnosťou rádu hmotnosti Zeme, ktorej zvyšky prežili až do tejto doby. deň. Samotná Zem sa s vysokou pravdepodobnosťou môže nachádzať vo vnútri takýchto minihalónov, kde sa hustota častíc zvyšuje niekoľko desiatokkrát. To zvyšuje pravdepodobnosť priamej aj nepriamej detekcie temnej hmoty v našej Galaxii. Existencia takýchto rôznych metód vyhľadávania vzbudzuje optimizmus a umožňuje nám dúfať v skoré určenie fyzickej podstaty temnej hmoty.

5. Na prahu novej fyziky

V našej dobe je možné nezávisle určiť vlastnosti skorého a neskorého vesmíru z pozorovacích astronomických údajov. Chápeme, ako vznikli počiatočné poruchy kozmologickej hustoty, z ktorých sa vyvinula štruktúra vesmíru. Poznáme hodnoty najdôležitejších kozmologických parametrov, ktoré sú základom štandardného modelu vesmíru, ktorý dnes nemá vážnych konkurentov. Základné otázky pôvodu Veľkého tresku a hlavných zložiek hmoty však zostávajú nevyriešené.

Pozorovacie určenie tenzorového módu kozmologických porúch je kľúčom k zostaveniu modelu raného vesmíru. Tu máme do činenia s jasnou predikciou teórie, ktorá bola dobre otestovaná v prípade režimu $S$ a má možnosť experimentálneho overenia režimu $T$ v najbližších rokoch.

Teoretická fyzika, ktorá poskytla rozsiahly zoznam možných smerov a metód na hľadanie častíc temnej hmoty, sa vyčerpala. Teraz je to na experimente. Súčasná situácia pripomína tú, ktorá predchádzala veľkým objavom – objavom kvarkov, W- a Z- bozónov, neutrínových oscilácií, anizotropie a polarizácie kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia.

Vynára sa jedna otázka, ktorá však presahuje rámec tejto prehľadovej správy: prečo je príroda k nám taká štedrá a dovoľuje nám odhaľovať jej tajomstvá?

Bibliografia

1. Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M Kvantové efekty v intenzívnych vonkajších poliach (Moskva: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825 (1974)
4. Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
5. Lukáš VN, astro-ph/9910009
6. Strokov VN Astron. časopis 84 483 (2007)
7. Lukash VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

V.N. Lukash, E.V. Mikheev

Dodnes nebola vyriešená záhada, odkiaľ sa temná hmota vzala. Existujú teórie, ktoré naznačujú, že sa skladá z medzihviezdneho plynu s nízkou teplotou. V tomto prípade látka nemôže poskytnúť žiadne žiarenie. Existujú však teórie, ktoré proti tejto myšlienke stoja. Hovorí sa, že plyn je schopný sa zahriať, čo vedie k tomu, že sa stávajú obyčajnými "baryónovými" látkami. V prospech tejto teórie hovorí fakt, že hmotnosť plynu v studenom stave nedokáže odstrániť deficit, ktorý v tomto prípade nastáva.

V teóriách o temnej hmote je toľko otázok, že stojí za to pochopiť to trochu podrobnejšie.

Čo je temná hmota?

Otázka, čo je temná hmota, sa objavila asi pred 80 rokmi. Už začiatkom 20. stor. V tom čase prišiel švajčiarsky astronóm F. Zwicky s myšlienkou, že hmotnosť všetkých galaxií v skutočnosti je väčšia ako hmotnosť všetkých tých objektov, ktoré je možné vidieť pomocou ich vlastných plynov cez ďalekohľad. Všetky početné indície naznačovali, že vo vesmíre je niečo neznáme, čo má pôsobivú hmotnosť. Bolo rozhodnuté dať tejto nevysvetliteľnej látke názov „temná hmota“.

Táto neviditeľná látka zaberá najmenej štvrtinu celého vesmíru. Zvláštnosťou tejto látky je, že jej častice neinteragujú dobre medzi sebou a s inými bežnými látkami. Táto interakcia je taká slabá, že ju vedci nedokážu ani zaregistrovať. V skutočnosti existujú len známky vplyvu častíc.

Štúdiu tejto problematiky vedú najväčšie mozgy po celom svete, takže aj najväčší skeptici sveta veria, že bude možné zachytiť častice hmoty. Najžiadanejším cieľom je urobiť to v laboratórnom prostredí. Práce prebiehajú v baniach vo veľkých hĺbkach, také podmienky na experimenty sú potrebné, aby sa vylúčilo rušenie časticami lúčov z vesmíru.

Je pravdepodobné, že veľa nových informácií sa získa vďaka moderným urýchľovačom, najmä pomocou Veľkého hadrónového urýchľovača.

Častice tmavej hmoty majú jednu zvláštnu vlastnosť – vzájomnú anihiláciu. V dôsledku takýchto procesov sa objavuje gama žiarenie, antičastice a častice (napríklad elektrón a pozitrón). Preto sa astrofyzici snažia nájsť stopy gama žiarenia či antičastíc. Na to sa používajú rôzne pozemné a vesmírne inštalácie.

Dôkazy o existencii temnej hmoty

Úplne prvé pochybnosti o správnosti výpočtov hmotnosti vesmíru, ako už bolo spomenuté, zdieľal astronóm zo Švajčiarska F. Zwicky. Na začiatok sa rozhodol zmerať rýchlosť galaxií zo zhluku Coma, ktoré sa pohybujú okolo stredu. A výsledok jeho práce ho trochu zmiatol, pretože rýchlosť pohybu týchto galaxií sa ukázala byť vyššia, ako očakával. Navyše túto hodnotu vopred vypočítal. Ale výsledky sa nezhodovali.

Záver bol zrejmý: skutočná hmotnosť zhluku bola oveľa väčšia ako zdanlivá. Dalo by sa to vysvetliť tak, že väčšinu hmoty, ktorá sa v tejto časti vesmíru nachádza, nie je možné vidieť, a tiež nie je možné ju pozorovať. Táto látka prejavuje svoju vlastnosť iba vo forme hmoty.

Množstvo gravitačných experimentov potvrdilo prítomnosť neviditeľnej hmoty v kopách galaxií. V teórii relativity existuje určitá interpretácia tohto javu. Ak sa ním budete riadiť, tak každá hmota je schopná deformovať priestor, navyše ako šošovka ohýba priamy prúd svetelných lúčov. Kopa galaxií spôsobuje skreslenie, jeho vplyv je taký silný, že sa stáva viditeľným. Najviac skreslený pohľad na galaxiu, ktorá sa nachádza priamo za kopou. Toto skreslenie sa používa na výpočet toho, ako je hmota rozdelená v tomto zhluku. Takto sa meria skutočná hmotnosť. Vždy sa ukáže, že je niekoľkonásobne väčšia ako hmotnosť viditeľnej hmoty.

Štyri desaťročia po práci priekopníka v tejto oblasti F. Zwickyho sa tejto problematiky ujal americký astronóm V. Rubin. Skúmala rýchlosť, akou sa látka, ktorá sa nachádza na okrajoch galaxií, otáča okolo stredu galaxie. Ak dodržiavate Keplerove zákony týkajúce sa zákonov gravitácie, potom existuje určitý vzťah medzi rýchlosťou rotácie galaxií a vzdialenosťou od stredu.

Ale v skutočnosti merania ukázali, že rýchlosť otáčania sa s rastúcou vzdialenosťou od stredu nemenila. Takéto údaje by sa dali vysvetliť iba jedným spôsobom - hmota galaxie má rovnakú hustotu v strede aj pozdĺž okrajov. Viditeľná hmota však mala oveľa väčšiu hustotu v strede a bola charakterizovaná riedením na okrajoch a nedostatok hustoty sa dal vysvetliť iba prítomnosťou nejakej látky, ktorá nie je viditeľná okom.

Na vysvetlenie tohto javu je potrebné, aby tejto veľmi neviditeľnej látky v galaxiách bolo takmer 10-krát viac ako látky, ktorú môžeme vidieť. Práve táto neznáma látka dostala názov „temná hmota“ alebo „temná hmota“. K dnešnému dňu zostáva tento jav pre astrofyzikov najzaujímavejšou záhadou.

Existuje ďalší argument v prospech dôkazov o existencii temnej hmoty. Vyplýva to z výpočtov, ktoré popisujú proces vzniku galaxií. Predpokladá sa, že to začalo asi 300 000 rokov po veľkom tresku. Výsledky výpočtov ukazujú, že príťažlivosť medzi úlomkami hmoty, ktorá sa objavila počas výbuchu, nemohla kompenzovať kinetickú energiu z expanzie. To znamená, že hmota nemohla byť sústredená v galaxiách, ale dnes to môžeme vidieť.

Tento nevysvetliteľný fakt sa nazýva paradox galaxie, bol citovaný ako argument, ktorý ničí teóriu veľkého tresku. Ale dá sa na to pozrieť aj z druhej strany. Častice najbežnejšej hmoty by sa totiž dali zmiešať s časticami tmavej hmoty. Potom sa výpočty stanú správnymi, ale ako vznikli galaxie, v ktorých sa nahromadilo veľa tmavej hmoty a častice bežnej hmoty sa k nim už pripojili vďaka gravitácii. Veď obyčajná hmota tvorí malý zlomok celej hmoty vesmíru.

Viditeľná hmota má relatívne nízku hustotu v porovnaní s tmavou hmotou, pretože je 20-krát hustejšia. Preto tých 95% hmoty vesmíru, ktoré podľa výpočtov vedcov chýbajú, je temná hmota.

To však viedlo k záveru, že celý viditeľný svet, ktorý bol skúmaný hore-dole, je taký známy a zrozumiteľný, iba malým prírastkom toho, z čoho skutočne pozostáva.

Všetky galaxie, planéty a hviezdy sú len malým kúskom toho, o čom nemáme ani potuchy. Toto je vystavené a to skutočné je pred nami skryté.

Pojem „temná hmota“ (alebo skrytá hmota) sa používa v rôznych oblastiach vedy: v kozmológii, astronómii, fyzike. Hovoríme o hypotetickom objekte – forme obsahu priestoru a času, ktorý priamo interaguje s elektromagnetickým žiarením a neprechádza ním cez seba.

Temná hmota - čo to je?

Od nepamäti sa ľudia zaoberali pôvodom vesmíru a procesmi, ktoré ho tvoria. V dobe techniky sa uskutočnili dôležité objavy a výrazne sa rozšírila teoretická základňa. V roku 1922 britský fyzik James Jeans a holandský astronóm Jacobus Kaptein zistili, že veľká časť galaktickej hmoty nie je viditeľná. Potom bol prvýkrát pomenovaný termín temná hmota - ide o látku, ktorú nemožno vidieť žiadnou z metód známych ľudstvu. Prítomnosť tajomnej látky je daná nepriamymi znakmi - gravitačné pole, gravitácia.

Temná hmota v astronómii a kozmológii

Za predpokladu, že všetky objekty a časti vo vesmíre sa navzájom priťahujú, astronómovia dokázali nájsť množstvo viditeľného priestoru. V skutočnej a predpokladanej hmotnosti sa však zistil nesúlad. A vedci zistili, že existuje neviditeľná hmota, ktorá tvorí až 95 % všetkých neznámych esencií vo vesmíre. Tmavá hmota vo vesmíre má tieto vlastnosti:

• ovplyvnený gravitáciou
• ovplyvňuje iné vesmírne objekty,
• malá interakcia s reálnym svetom.

Temná hmota - filozofia

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

Na čo slúži temná hmota?

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

1. Čierna energia, ktorá neabsorbuje ani nevyžaruje svetlo, odpudzuje predmety, čo spôsobuje rozpínanie vesmíru.
2. Galaxie sú postavené na základe skrytej hmoty, jej sila priťahuje objekty vo vesmíre, drží ich na ich miestach. To znamená, že spomaľuje rozpínanie vesmíru.

Z čoho sa skladá temná hmota?

Temná hmota v slnečnej sústave je niečo, čoho sa nemožno dotknúť, preskúmať a dôkladne študovať. Preto existuje niekoľko hypotéz týkajúcich sa jeho povahy a zloženia:

1. Zložkou tejto látky sú pre vedu neznáme častice, ktoré sa podieľajú na gravitácii. Nie je možné ich odhaliť ďalekohľadom.
2. Tento jav je zhluk malých čiernych dier (nie väčších ako Mesiac).

Je možné rozlíšiť dva typy skrytej hmoty v závislosti od rýchlosti častíc, z ktorých sa skladá, a hustoty ich akumulácie.

1. Horúce. Na vznik galaxií to nestačí.
2. Chladný. Pozostáva z pomalých, masívnych zrazenín. Tieto zložky môžu byť známe vedeckým axiónom a bozónom.

Existuje temná hmota?

Všetky pokusy o meranie predmetov nepreskúmanej fyzickej povahy neboli úspešné. V roku 2012 sa skúmal pohyb 400 hviezd okolo Slnka, no prítomnosť tmavej hmoty vo veľkých objemoch sa nedokázala. Aj keď temná hmota v skutočnosti neexistuje, teoreticky existuje. S jeho pomocou sa vysvetľuje umiestnenie objektov vesmíru na ich miestach. Niektorí vedci nachádzajú dôkazy o existencii skrytej kozmickej hmoty. Jeho prítomnosť vo vesmíre vysvetľuje skutočnosť, že zhluky galaxií sa nerozptyľujú rôznymi smermi a držia sa spolu.

Temná hmota – zaujímavé fakty

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

1. Uznávaný Large Hadron Collider, najvýkonnejší urýchľovač častíc na svete, beží na vysoký výkon, aby odhalil existenciu neviditeľnej hmoty vo vesmíre. Svetové spoločenstvo so záujmom čaká na výsledky.
2. Japonskí vedci vytvorili prvú skrytú mapu hmoty na svete vo vesmíre. Dokončenie je plánované do roku 2019.
3. Nedávno teoretická fyzička Lisa Randall naznačila, že temná hmota a dinosaury spolu súvisia. Táto látka poslala na Zem kométu, ktorá zničila život na planéte.

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