สสารมืด. สสารมืดของจักรวาลคือ "การลดน้ำหนัก" นักฟิสิกส์ชาวรัสเซียกล่าว

มีบทบาทสำคัญในการพัฒนาจักรวาล อย่างไรก็ตาม ยังไม่ค่อยมีใครรู้จักเกี่ยวกับสารแปลก ๆ นี้ ศาสตราจารย์ Matthias Bartelmann จากสถาบัน Heidelberg Institute for Theoretical Astrophysics อธิบายว่าการวิจัยเรื่องสสารมืดเกิดขึ้นได้อย่างไร โดยตอบคำถามต่างๆ จากนักข่าว

และเกิดขึ้นได้อย่างไร?

ฉันไม่รู้! จนถึงตอนนี้ยังไม่มีใคร อาจประกอบด้วยอนุภาคมูลฐานหนัก แต่ไม่มีใครรู้ว่ามันเป็นอนุภาคจริงหรือไม่ ไม่ว่าในกรณีใดพวกเขาจะแตกต่างจากที่เราเคยรู้จักมาก่อนมาก

มันเหมือนกับการค้นพบสัตว์สายพันธุ์ใหม่ทั้งหมดหรือไม่?

ใช่ ถูกต้อง นั่นเป็นการเปรียบเทียบที่ดี

ใครเป็นผู้ค้นพบสสารมืดและเมื่อใด

ในปี 1933 ฟริตซ์ ซวิคกีพิจารณาการเคลื่อนที่ของดาราจักรในกระจุกดาราจักร ซึ่งขึ้นอยู่กับมวลรวมของกระจุกดาราจักร ผู้วิจัยสังเกตว่าดาราจักรที่คำนวณมวลแล้วเคลื่อนที่เร็วมาก นี่เป็นคำใบ้แรกของสสารมืด ไม่มีเรื่องใดที่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมดาวในดาราจักรจึงเกาะติดกัน: พวกมันต้องบินออกจากกันเนื่องจากมีความเร็วหมุนเวียนสูง

เลนส์โน้มถ่วง Photo: Wissensschreiber

มีหลักฐานอะไรอีกบ้าง?

หลักฐานที่ค่อนข้างดีคือผลกระทบของเลนส์โน้มถ่วง กาแลคซีที่อยู่ห่างไกลดูเหมือนจะบิดเบี้ยวสำหรับเรา เนื่องจากรังสีแสงเบี่ยงเบนจากสสารในทางของพวกมัน มันเหมือนกับการมองผ่านกระจกร่อง และผลกระทบจะแข็งแกร่งกว่าที่จะเกิดขึ้นหากมีเพียงสสารที่มองเห็นได้เท่านั้น

สสารมืดมีลักษณะอย่างไร?

ไม่สามารถมองเห็นได้ เนื่องจากไม่มีปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารมืดกับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งหมายความว่าไม่สะท้อนแสงและไม่ปล่อยรังสีใดๆ

แล้วคุณเรียนสสารมืดอย่างไร? เครื่องมือใดที่จำเป็นสำหรับการวิจัย?

เราไม่ได้ศึกษาสสารมืดโดยเฉพาะ แต่ศึกษาเฉพาะการปรากฎตัวของมันเท่านั้น เช่น ผลกระทบของเลนส์โน้มถ่วง ฉันเป็นนักทฤษฎี อันที่จริง ฉันแค่ต้องการคอมพิวเตอร์ ปากกา และกระดาษแผ่นหนึ่ง แต่ฉันยังใช้ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ในฮาวายและชิลีด้วย

เป็นไปได้ไหมที่จะพรรณนาสสารมืด?

ใช่ คุณสามารถสร้างแผนที่ของการกระจายได้ เช่นเดียวกับแนวเนินเขาที่แสดงรูปทรงของภูเขาบนแผนที่ทางภูมิศาสตร์ ที่นี่คุณสามารถเห็นได้จากความหนาแน่นของเส้นที่มีสสารมืดจำนวนมากโดยเฉพาะ

เธอปรากฏตัวเมื่อไหร่?

สสารมืดเกิดขึ้นโดยตรงที่บิ๊กแบง หรือ 10,000-100,000 ปีต่อมา แต่เรายังคงศึกษาเรื่องนี้

มีสสารมืดมากแค่ไหน?

ไม่มีใครสามารถพูดได้อย่างแน่นอน แต่จากการวิจัยเมื่อเร็วๆ นี้ เราเชื่อว่ามีสสารมืดในจักรวาลมากกว่าสสารที่มองเห็นได้ประมาณเจ็ดถึงแปดเท่า

การสร้างแบบจำลองคอมพิวเตอร์แสดงการกระจายของสสารมืดในรูปแบบของเว็บ และเราเห็นการสะสมของมันในบริเวณที่สว่างที่สุด
ภาพถ่าย: “Volker Springel”

มีความสัมพันธ์ระหว่างพลังงานมืดกับสสารมืดหรือไม่?

อาจจะไม่. พลังงานมืดช่วยรับประกันการขยายตัวของเอกภพอย่างรวดเร็ว ในขณะที่สสารมืดจับกาแล็กซีไว้ด้วยกัน

เธอมาจากไหน?

สสารมืดอาจเกิดขึ้นได้ทุกที่ เพียงแต่ไม่กระจายเท่าๆ กัน เช่นเดียวกับสสารที่มองเห็นได้ มันก่อตัวเป็นกระจุก

อะไรคือความสำคัญของสสารมืดสำหรับเราและโลกทัศน์ของเรา?

สำหรับชีวิตประจำวันก็ไม่เป็นไร แต่ในทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์มีความสำคัญมาก เนื่องจากมีบทบาทชี้ขาดในการพัฒนาจักรวาล

จักรวาลของเราทำมาจากอะไร? สสารที่มองเห็นได้ 4.9% สสารมืด 26.8% พลังงานมืด 68.3% ภาพ: Wissensschreiber

เธอจะนำอะไรมาในอนาคต?

คงไม่มีอะไรมากกว่านั้น ก่อนหน้านี้สำหรับการพัฒนาจักรวาลนั้นมีความสำคัญมาก ทุกวันนี้ มันยังคงเก็บกาแลคซีแต่ละแห่งไว้ด้วยกันเท่านั้น และในขณะที่เอกภพขยายตัวอย่างต่อเนื่อง โครงสร้างใหม่ของสสารมืดก็กลายเป็นเรื่องยากขึ้นเรื่อยๆ

เป็นไปได้ไหมในอนาคตที่จะถ่ายภาพสสารมืดโดยตรงโดยใช้เครื่องมือ?

ใช่มันเป็นไปได้ ตัวอย่างเช่น สามารถวัดการสั่นสะเทือนที่เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคสสารมืดชนกับอะตอมในผลึก สิ่งเดียวกันนี้เกิดขึ้นในเครื่องเร่งอนุภาค: หากอนุภาคมูลฐานดูเหมือนจะบินไปในทิศทางที่ไม่คาดคิดโดยไม่มีเหตุผล อนุภาคที่ไม่รู้จักอาจถูกตำหนิ นี่จะเป็นข้อพิสูจน์อีกประการหนึ่งของการมีอยู่ของสสารมืด ลองนึกภาพ: คุณกำลังยืนอยู่บนสนามฟุตบอลและมีลูกบอลอยู่ตรงหน้าคุณ จู่ๆเขาก็บินหนีไปโดยไม่ทราบสาเหตุ เขาต้องถูกล้มลงโดยสิ่งที่มองไม่เห็น

อะไรที่คุณสนใจมากที่สุดในงานของคุณ?

ฉันถูกดึงดูดโดยสมมติฐานที่ว่าสสารที่มองเห็นได้เป็นเพียงเศษเสี้ยวของทุกสิ่ง และเราไม่รู้ถึงส่วนที่เหลือ

ขอบคุณที่สละเวลา เราหวังว่าคุณจะได้เรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับสสารมืดในเร็วๆ นี้!

โครงสร้างทางทฤษฎีในฟิสิกส์ เรียกว่า Standard Model อธิบายปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคมูลฐานทั้งหมดที่นักวิทยาศาสตร์รู้จัก แต่นี่เป็นเพียง 5% ของสารที่มีอยู่ในจักรวาล ในขณะที่อีก 95% ที่เหลือนั้นไม่เป็นที่รู้จักอย่างสมบูรณ์ สสารมืดตามสมมุติฐานนี้คืออะไร และนักวิทยาศาสตร์พยายามตรวจหาสสารมืดอย่างไร Hayk Hakobyan นักศึกษาจากสถาบันฟิสิกส์และเทคโนโลยีแห่งมอสโก และพนักงานของภาควิชาฟิสิกส์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ พูดถึงเรื่องนี้ภายใต้กรอบของโครงการพิเศษ

แบบจำลองมาตรฐานของอนุภาคมูลฐาน ซึ่งได้รับการยืนยันในที่สุดหลังจากการค้นพบฮิกส์โบซอน อธิบายถึงปฏิกิริยาพื้นฐาน (ไฟฟ้าแรงและแรง) ของอนุภาคธรรมดาที่เรารู้จัก ได้แก่ เลปตอน ควาร์ก และตัวพาปฏิสัมพันธ์ (โบซอนและกลูออน) อย่างไรก็ตาม ปรากฎว่าทฤษฎีที่ซับซ้อนขนาดใหญ่ทั้งหมดนี้อธิบายเพียง 5-6% ของสสารทั้งหมด ในขณะที่ส่วนที่เหลือไม่เหมาะกับโมเดลนี้ การสังเกตจากช่วงแรกสุดของชีวิตในจักรวาลของเราแสดงให้เราเห็นว่าประมาณ 95% ของสสารที่อยู่รอบตัวเรานั้นมีลักษณะที่ไม่เป็นที่รู้จักโดยสิ้นเชิง กล่าวอีกนัยหนึ่ง เราเห็นการมีอยู่ของสสารที่ซ่อนอยู่นี้โดยอ้อมเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมัน แต่จนถึงขณะนี้ เราไม่สามารถจับมันได้โดยตรง ปรากฏการณ์มวลที่ซ่อนอยู่นี้มีชื่อรหัสว่า "สสารมืด"

วิทยาศาสตร์สมัยใหม่โดยเฉพาะจักรวาลวิทยาทำงานตามวิธีการนิรนัยของเชอร์ล็อค โฮล์มส์

ตอนนี้ผู้สมัครหลักจากกลุ่ม WISP คือ axion ซึ่งเกิดขึ้นในทฤษฎีปฏิสัมพันธ์ที่รุนแรงและมีมวลน้อยมาก อนุภาคดังกล่าวสามารถแปลงร่างเป็นคู่โฟตอน-โฟตอนในสนามแม่เหล็กสูง ซึ่งจะให้คำแนะนำว่าเราจะพยายามตรวจจับได้อย่างไร การทดลอง ADMX ใช้ห้องขนาดใหญ่ที่สร้างสนามแม่เหล็ก 80,000 เกาส์ (นั่นคือ 100,000 เท่าของสนามแม่เหล็กโลก) ในทางทฤษฎี สนามดังกล่าวควรกระตุ้นการสลายตัวของแกนให้เป็นคู่โฟตอน-โฟตอน ซึ่งเครื่องตรวจจับควรจับ แม้จะมีความพยายามหลายครั้ง แต่ก็ยังไม่พบ WIMPs, axions หรือ sterile neutrinos

ดังนั้น เราได้เดินทางผ่านสมมติฐานต่างๆ มากมายที่พยายามจะอธิบายการมีอยู่อย่างแปลกประหลาดของมวลความมืด และเมื่อเราปฏิเสธทุกสิ่งที่เป็นไปไม่ได้ด้วยความช่วยเหลือจากการสังเกต เราก็ได้มาถึงสมมติฐานที่เป็นไปได้หลายประการที่สามารถใช้ได้แล้ว

ผลลัพธ์ที่เป็นลบในวิทยาศาสตร์ก็เป็นผลเช่นกัน เนื่องจากมันจำกัดพารามิเตอร์ต่างๆ ของอนุภาค เช่น กำจัดช่วงของมวลที่เป็นไปได้ จากปีต่อปี การสังเกตและการทดลองใหม่ๆ เกี่ยวกับเครื่องเร่งอนุภาคมากขึ้นเรื่อยๆ ทำให้เกิดข้อจำกัดใหม่ๆ ที่เข้มงวดยิ่งขึ้นเกี่ยวกับมวลและพารามิเตอร์อื่นๆ ของอนุภาคสสารมืด ดังนั้น การทิ้งตัวเลือกที่เป็นไปไม่ได้ทั้งหมดออกไปและทำให้วงการค้นหาแคบลง ทุกวันเราก็ยิ่งเข้าใจมากขึ้นว่า 95% ของสสารในจักรวาลของเราประกอบด้วยอะไร

เราอยู่บนธรณีประตูของการค้นพบที่สามารถเปลี่ยนสาระสำคัญของความคิดของเราเกี่ยวกับโลก เรากำลังพูดถึงธรรมชาติของสสารมืด ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ดาราศาสตร์ได้ดำเนินการตามขั้นตอนสำคัญในการสังเกตสสารมืด และในปัจจุบัน การมีอยู่ของสสารดังกล่าวในจักรวาลถือได้ว่าเป็นข้อเท็จจริงที่เป็นที่ยอมรับอย่างมั่นคง ลักษณะเฉพาะของสถานการณ์คือนักดาราศาสตร์สังเกตโครงสร้างที่ประกอบด้วยสารที่นักฟิสิกส์ไม่รู้จัก ดังนั้นปัญหาในการระบุลักษณะทางกายภาพของเรื่องนี้จึงเกิดขึ้น

1. "เอาอะไรมาก็ไม่รู้"

ฟิสิกส์อนุภาคมูลฐานสมัยใหม่ไม่รู้จักอนุภาคที่มีคุณสมบัติของสสารมืด ต้องการส่วนขยายของรุ่นมาตรฐาน แต่จะเคลื่อนที่ไปในทิศทางใด อย่างไร และจะหาได้จากที่ไหน? คำพูดจากเทพนิยายรัสเซียที่รู้จักกันดีในหัวข้อนี้สะท้อนให้เห็นถึงสถานการณ์ปัจจุบันในวิธีที่ดีที่สุด

นักฟิสิกส์กำลังมองหาอนุภาคที่ไม่รู้จัก มีเพียงแนวคิดทั่วไปเกี่ยวกับคุณสมบัติของสสารที่สังเกตได้ คุณสมบัติเหล่านี้คืออะไร?

เรารู้เพียงว่าสสารมืดมีปฏิสัมพันธ์กับสสารเรืองแสง (แบริออน) ในลักษณะโน้มถ่วงและเป็นสื่อเย็นที่มีความหนาแน่นของจักรวาลวิทยาสูงกว่าของแบริออนหลายเท่า เนื่องจากคุณสมบัติง่ายๆ ดังกล่าว สสารมืดส่งผลโดยตรงต่อการพัฒนาศักยภาพความโน้มถ่วงของจักรวาล ความเปรียบต่างของความหนาแน่นเพิ่มขึ้นตามเวลา นำไปสู่การก่อตัวของระบบรัศมีสสารมืดที่มีแรงโน้มถ่วงจับ

ควรเน้นว่ากระบวนการของความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงนี้สามารถกระตุ้นได้ในจักรวาลฟรีดมันน์เฉพาะเมื่อมีความหนาแน่นของเมล็ดรบกวน ซึ่งการดำรงอยู่นั้นไม่เกี่ยวข้องกับสสารมืดแต่อย่างใด แต่เกิดจากฟิสิกส์ของบิกแบง . ดังนั้นคำถามสำคัญอีกประการหนึ่งจึงเกิดขึ้นเกี่ยวกับที่มาของการรบกวนของเมล็ดพืชซึ่งโครงสร้างของสสารมืดพัฒนาขึ้น

คำถามเกี่ยวกับการก่อกวนจักรวาลวิทยาเบื้องต้นจะได้รับการพิจารณาในภายหลัง ตอนนี้ขอกลับไปที่สสารมืด

Baryons ถูกขังอยู่ในหลุมโน้มถ่วงที่มีความเข้มข้นของสสารมืด ดังนั้นแม้ว่าอนุภาคสสารมืดจะไม่ทำปฏิกิริยากับแสง แต่ก็มีแสงในที่ที่มีสสารมืด คุณสมบัติที่โดดเด่นของความไม่คงตัวโน้มถ่วงนี้ทำให้สามารถศึกษาปริมาณ สถานะ และการกระจายของสสารมืดจากข้อมูลการสังเกตจากช่วงคลื่นวิทยุไปยังช่วงรังสีเอกซ์

การยืนยันโดยอิสระของข้อสรุปของเราเกี่ยวกับคุณสมบัติของสสารมืดและพารามิเตอร์อื่นๆ ของจักรวาลคือข้อมูลเกี่ยวกับแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก เกี่ยวกับความอุดมสมบูรณ์ของธาตุแสงในจักรวาล และการกระจายของการดูดกลืน เส้นของสสารในสเปกตรัมของควาซาร์ที่ห่างไกล การจำลองเชิงตัวเลขมีบทบาทสำคัญมากขึ้นเรื่อยๆ ซึ่งแทนที่การทดลองในการศึกษาจักรวาลวิทยา ข้อมูลที่มีค่าที่สุดเกี่ยวกับการกระจายตัวของสสารมืดมีอยู่ในข้อมูลเชิงสังเกตจำนวนมากเกี่ยวกับเลนส์โน้มถ่วงของแหล่งกำเนิดที่อยู่ห่างไกลจากกระจุกของสสารในบริเวณใกล้เคียง

ข้าว. 1. ภาพถ่ายท้องฟ้าในทิศทางของกระจุกดาราจักร 0024 + 1654 ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล

รูปที่ 1 แสดงส่วนของท้องฟ้าในทิศทางของกระจุกมวลมืดก้อนหนึ่ง ($\sim 10^(14)M_(odot)$) เราเห็นกระจุกกาแล็กซีที่ถูกจับโดยสนามโน้มถ่วงของกลุ่มนี้ ก๊าซเอ็กซ์เรย์ร้อนที่อยู่ใต้หลุมศักย์โน้มถ่วง และภาพซ้อนของหนึ่งในดาราจักรแบ็คกราวด์ที่ปรากฏบนแนวสายตาของความมืด รัศมีและบิดเบี้ยวด้วยสนามโน้มถ่วงของมัน

ตารางที่ 1. พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาหลัก

ตารางที่ 1 แสดงค่าเฉลี่ยของพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่ได้จากการสังเกตทางดาราศาสตร์ (ความแม่นยำ 10%) เห็นได้ชัดว่าความหนาแน่นพลังงานรวมของอนุภาคทุกประเภทในจักรวาลไม่เกิน 30% ของความหนาแน่นวิกฤตทั้งหมด (การมีส่วนร่วมของนิวตริโนไม่เกินสองสามเปอร์เซ็นต์) ส่วนที่เหลืออีก 70% อยู่ในรูปแบบที่ไม่มีส่วนร่วมในการสะสมแรงโน้มถ่วงของสสาร เฉพาะค่าคงที่จักรวาลหรือลักษณะทั่วไปของมันเท่านั้น ซึ่งเป็นตัวกลางที่มีแรงดันลบ ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $) ซึ่งเรียกว่า "พลังงานมืด" เท่านั้นที่มีคุณสมบัตินี้ การกำหนดลักษณะของหลังเป็นมุมมองระยะยาวสำหรับการพัฒนาฟิสิกส์

รายงานนี้กล่าวถึงประเด็นของจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ ซึ่งคาดว่าจะมีแนวทางแก้ไขในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า ประการแรก เรื่องนี้เกี่ยวข้องกับการกำหนดเงื่อนไขเริ่มต้นสำหรับการก่อตัวของโครงสร้างสสารมืดและการค้นหาอนุภาคที่ไม่รู้จักด้วยตัวมันเอง

2. จักรวาลต้นและปลายจักรวาล

โครงสร้างที่สังเกตได้ของจักรวาลเป็นผลมาจากการกระทำร่วมกันของสภาวะเริ่มต้นและวิวัฒนาการของสนามรบกวนความหนาแน่น ข้อมูลเชิงสังเกตสมัยใหม่ทำให้สามารถกำหนดลักษณะของสนามการรบกวนความหนาแน่นในยุคต่างๆ ของการพัฒนาได้ ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะแยกข้อมูลเกี่ยวกับเงื่อนไขเริ่มต้นและเงื่อนไขการพัฒนาซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของการศึกษาฟิสิกส์ของจักรวาลต้นและปลายอย่างอิสระ

คำว่า "เอกภพยุคแรก" ในจักรวาลวิทยาสมัยใหม่หมายถึงขั้นตอนสุดท้ายของการขยายตัวแบบเร่งตามด้วยการเปลี่ยนผ่านไปสู่ระยะร้อนของวิวัฒนาการ เราไม่ทราบพารามิเตอร์ของบิ๊กแบง มีเพียงขอบเขตบนเท่านั้น (ดูส่วนที่ 3 ความสัมพันธ์ (12)) อย่างไรก็ตาม มีทฤษฎีที่ได้รับการพัฒนามาอย่างดีเกี่ยวกับการสร้างการรบกวนของจักรวาล ซึ่งเราสามารถคำนวณสเปกตรัมของการรบกวนเริ่มต้นของความหนาแน่นของสสารและคลื่นความโน้มถ่วงขั้นต้นได้ ขึ้นอยู่กับค่าของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา
สาเหตุของการขาดแบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับโดยทั่วไปของเอกภพยุคแรกอยู่ในความเสถียรของการทำนายกระบวนทัศน์เงินเฟ้อของบิกแบง - ความใกล้ชิดของสเปกตรัมที่สร้างขึ้นกับรูปแบบแบน ความเล็กสัมพัทธ์ของแอมพลิจูดของคลื่นความโน้มถ่วงจักรวาล ธรรมชาติแบบยุคลิดสามมิติของจักรวาลที่มองเห็นได้ ฯลฯ - ซึ่งสามารถรับได้ในพารามิเตอร์แบบจำลองระดับต่างๆ ช่วงเวลาแห่งความจริงในการสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรกอาจเป็นการค้นพบคลื่นความโน้มถ่วงของจักรวาล ซึ่งดูเหมือนเป็นไปได้ในกรณีที่การทดลองอวกาศนานาชาติ "พลังค์" ประสบความสำเร็จ ซึ่งจะเริ่มในปี 2008

ความรู้ของเราเกี่ยวกับจักรวาลตอนปลายนั้นตรงกันข้าม เรามีแบบจำลองที่ค่อนข้างแม่นยำ - เรารู้องค์ประกอบของสสาร กฎของการพัฒนาโครงสร้าง ค่าพารามิเตอร์ของจักรวาลวิทยา (ดูตารางที่ 1) แต่ในขณะเดียวกัน เราไม่มีทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับต้นกำเนิดของ ส่วนประกอบของเรื่อง

คุณสมบัติที่รู้จักของจักรวาลที่มองเห็นได้ช่วยให้เราสามารถอธิบายเรขาคณิตของมันในแง่ของทฤษฎีการรบกวน พารามิเตอร์ขนาดเล็ก ($10^(-5)$) คือแอมพลิจูดของการรบกวนทางจักรวาลวิทยา

ในลำดับศูนย์ จักรวาลคือฟรีดมันเนียนและอธิบายโดยฟังก์ชันเวลาเดียว - ตัวคูณสเกล $a(t)$ คำสั่งแรกค่อนข้างซับซ้อนกว่า การรบกวนของเมตริกเป็นผลรวมของโหมดอิสระสามโหมด - สเกลาร์ $S(k)$, เวกเตอร์ $V(k)$ และเทนเซอร์ $T(k)$ ซึ่งแต่ละโหมดมีลักษณะเฉพาะด้วยฟังก์ชันสเปกตรัมของคลื่น หมายเลข $k$ โหมดสเกลาร์อธิบายการรบกวนความหนาแน่นของจักรวาล โหมดเวกเตอร์รับผิดชอบการเคลื่อนที่ของกระแสน้ำวนของสสาร และโหมดเทนเซอร์คือคลื่นโน้มถ่วง ดังนั้น เรขาคณิตทั้งหมดจึงถูกอธิบายโดยใช้ฟังก์ชันสี่อย่าง: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ และ $T(k)$ ซึ่งเรารู้จักเพียงสองตัวแรกเท่านั้นในปัจจุบัน (ใน บางโดเมนของคำจำกัดความ )

บิ๊กแบงเป็นกระบวนการหายนะของการขยายตัวอย่างรวดเร็วพร้อมด้วยสนามโน้มถ่วงที่รุนแรงและเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว ในระหว่างการขยายตัวของจักรวาลวิทยา การรบกวนของหน่วยเมตริกเกิดขึ้นเองตามธรรมชาติจากความผันผวนของสุญญากาศ เช่นเดียวกับองศาอิสระที่ไร้มวลใดๆ เกิดขึ้นภายใต้การกระทำของสนามตัวแปรภายนอก การวิเคราะห์ข้อมูลเชิงสังเกตบ่งชี้กลไกควอนตัมโน้มถ่วงสำหรับการสร้างสิ่งรบกวนเปล่า ดังนั้น โครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลจึงเป็นตัวอย่างของการแก้ปัญหาความสามารถในการวัดได้ในทฤษฎีสนามควอนตัม

ให้เราสังเกตคุณสมบัติหลักของเขตข้อมูลก่อกวนที่สร้างขึ้น: สถิติเกาส์เซียน (การแจกแจงแบบสุ่มในอวกาศ) ช่วงเวลาที่แตกต่าง (สาขาการก่อกวนที่ "เพิ่มขึ้น") การไม่มีมาตราส่วนที่แตกต่างในช่วงความยาวคลื่นที่กว้างและ แอมพลิจูดที่ไม่ใช่ศูนย์ของคลื่นความโน้มถ่วง หลังมีความสำคัญอย่างยิ่งในการสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรก เนื่องจากมีการเชื่อมต่อที่ง่ายที่สุดกับตัวชี้วัดพื้นหลัง คลื่นความโน้มถ่วงนำข้อมูลโดยตรงเกี่ยวกับมาตราส่วนพลังงานของบิ๊กแบง

อันเป็นผลมาจากการพัฒนาโหมดสเกลาร์ของการก่อกวน กาแลคซีและวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ ได้ก่อตัวขึ้น ความสำเร็จที่สำคัญในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา (การทดลอง WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) เป็นการขัดเกลาความรู้ของเราอย่างจริงจังเกี่ยวกับแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของ CMB ซึ่งเกิดขึ้นนานก่อนการปรากฏตัวของกาแลคซีอันเป็นผลมาจากผลกระทบต่อกาแล็กซี การกระจายโฟตอนของการรบกวนทางจักรวาลทั้งสามโหมด

การวิเคราะห์ร่วมกันของข้อมูลเชิงสังเกตเกี่ยวกับการกระจายตัวของดาราจักรและแอนไอโซโทรปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลทำให้สามารถแยกสภาวะเริ่มต้นและวิวัฒนาการออกได้ โดยใช้เงื่อนไขที่ว่าผลรวม $S+V+T\ประมาณ 10^(-10)$ ถูกกำหนดโดย CMB anisotropy เราสามารถรับขีดจำกัดบนของผลรวมของโหมดกระแสน้ำวนและโหมดเทนเซอร์ของการก่อกวนในจักรวาล (ของพวกเขา การตรวจจับทำได้เฉพาะเมื่อความแม่นยำของการสังเกตเพิ่มขึ้นเท่านั้น):
$$\frac(V+T)(S) หากละเมิดความไม่เท่าเทียมกัน (1) ขนาดของการรบกวนความหนาแน่นจะไม่เพียงพอต่อการสร้างโครงสร้างที่สังเกตได้

3.ช่วงต้นก็มีเสียง...

ผลของการผลิตควอนตัมโน้มถ่วงของสนามไร้มวลได้รับการศึกษาเป็นอย่างดี นี่คือวิธีที่อนุภาคของสสารสามารถถือกำเนิดขึ้นได้ (ดูตัวอย่าง ) (แม้ว่าโดยเฉพาะอย่างยิ่ง โฟตอนที่ระลึกก็เกิดขึ้นจากการสลายตัวของสสารต้นแบบในเอกภพยุคแรก) ในทำนองเดียวกัน คลื่นความโน้มถ่วงและการรบกวนความหนาแน่นจะถูกสร้างขึ้น เนื่องจากสนามเหล่านี้ไม่มีมวลเช่นกัน และการผลิตไม่ได้ถูกห้ามโดยสภาวะพลังงานธรณีประตู ปัญหาในการสร้างกระแสน้ำวนยังคงรอนักวิจัยอยู่

ทฤษฎีของโหมด $S$- และ $T$- ของการก่อกวนในจักรวาลฟรีดมันน์ถูกลดขนาดให้เป็นปัญหาเชิงควอนตัม-เครื่องกลของออสซิลเลเตอร์อิสระ $q_k(\eta)$ ที่อยู่ในฟิลด์พารามิเตอร์ภายนอก ($\alpha(\eta )$) ในโลก Minkowski ที่มีพิกัดเวลา $\eta=\int dt/a$ การกระทำและ Lagrangian ของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นขึ้นอยู่กับความถี่เชิงพื้นที่ $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
โดยที่ไพรม์หมายถึงอนุพันธ์ของเวลา $\eta$, $\omega=\beta$ คือความถี่ของออสซิลเลเตอร์ $\beta$ คือความเร็วการแพร่กระจายการรบกวนในหน่วยของความเร็วแสงในสุญญากาศ (ต่อไปนี้คือ $c=\ hbar =1$ ดัชนี $k$ ถูกละเว้นจากฟิลด์ $q$); ในกรณีของโหมด $T$- $q = q_T$ เป็นส่วนประกอบตามขวางของเมตริกซ์เทนเซอร์
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
และในกรณีของ $S$-mode $q = q_s$ - การทับซ้อนเชิงเส้นของศักย์โน้มถ่วงตามยาว (การรบกวนของตัวประกอบมาตราส่วน) และศักย์ไฟฟ้า 3 ความเร็วของตัวกลาง คูณด้วยพารามิเตอร์ฮับเบิล
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
จุดหมายถึงอนุพันธ์ของเวลา $t$

ดังที่เห็นได้จาก (3) สนาม $q_T$ เป็นพื้นฐาน เนื่องจากมีความเกี่ยวข้องน้อยที่สุดกับเมตริกพื้นหลังและไม่ขึ้นอยู่กับคุณสมบัติของสสาร (ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ความเร็วของการแพร่กระจายของคลื่นโน้มถ่วง เท่ากับความเร็วแสง) สำหรับ $q_S$ การเชื่อมต่อกับสนามภายนอก (4) นั้นซับซ้อนกว่า ซึ่งรวมถึงอนุพันธ์ของตัวคูณมาตราส่วนและลักษณะเฉพาะบางอย่างของสสาร (เช่น ความเร็วของการแพร่กระจายของสิ่งรบกวนในตัวกลาง) เราไม่รู้อะไรเลยเกี่ยวกับโปรโตแมทเทอร์ในเอกภพยุคแรก - มีเพียงแนวทางทั่วไปสำหรับปัญหานี้
โดยปกติ ตัวกลางในอุดมคติจะพิจารณาด้วยเทนเซอร์ของพลังงาน-โมเมนตัม ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพลังงาน $\epsilon$ ความดัน $p$ และความเร็ว 4 ของสสาร $u^\mu$ สำหรับโหมด $S$ ความเร็ว 4 ระดับมีศักยภาพและสามารถแสดงเป็นเกรเดียนต์ของ 4 สเกลาร์ $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
โดยที่ $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ เป็นฟังก์ชันการทำให้เป็นมาตรฐาน เครื่องหมายจุลภาคตัวห้อยหมายถึงอนุพันธ์ที่เกี่ยวข้องกับพิกัด ความเร็วของเสียงกำหนดโดยใช้ "สมการสถานะ" เป็นปัจจัยสัดส่วนระหว่างการรบกวนของความดันและความหนาแน่นของพลังงานของสสาร:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
โดยที่ $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$, $v\equiv\delta\phi /w$ คือศักย์ไฟฟ้า 3 ความเร็วของตัวกลาง

ในลำดับเชิงเส้นของทฤษฎีการก่อกวน แนวคิดของตัวกลางในอุดมคตินั้นเทียบเท่ากับแนวคิดภาคสนาม โดยที่สนามวัสดุ $\phi$ ถูกกำหนดเป็นความหนาแน่นของลากรองจ์ $L=L(w,\phi)$ ในการเข้าใกล้สนามจะพบความเร็วการแพร่กระจายของการกระตุ้นจากสมการ
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
ซึ่งสอดคล้องกับความสัมพันธ์ (6) โมเดลส่วนใหญ่ของเอกภพยุคแรกสันนิษฐานว่า $\beta\sim 1$ (โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ในระยะที่รังสีครอบงำ $\beta=1/\sqrt(3)$)

วิวัฒนาการของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นอธิบายโดยสมการไคลน์-กอร์ดอน
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
ที่ไหน
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
คำตอบของสมการ (8) มีพฤติกรรมเชิงเส้นกำกับสองกิ่ง: อะเดียแบติก ($\omega^2>U$) เมื่อออสซิลเลเตอร์อยู่ในโหมดการสั่นอิสระและแอมพลิจูดของการกระตุ้นจะลดลง ($|q|\sim(\alpha\ sqrt(\beta ))^(-1)$) และพารามิเตอร์ ($\omega^2

ในเชิงปริมาณ สเปกตรัมของสิ่งรบกวนที่เกิดขึ้นจะขึ้นอยู่กับสถานะเริ่มต้นของออสซิลเลเตอร์:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
ค่าสัมประสิทธิ์ 2 ในนิพจน์สำหรับโหมดเทนเซอร์คำนึงถึงโพลาไรซ์สองขั้วของคลื่นความโน้มถ่วง สถานะ $\langle\rangle$ ถือเป็นสถานะหลัก กล่าวคือ สอดคล้องกับระดับต่ำสุดของการกระตุ้นเริ่มต้นของออสซิลเลเตอร์ นี่คือสมมติฐานหลักของทฤษฎีบิ๊กแบง ในการปรากฏตัวของโซนอะเดียแบติก สถานะพื้นดิน (สูญญากาศ) ของออสซิลเลเตอร์เบื้องต้นเป็นเพียงสถานะเดียว
ดังนั้น สมมติว่าฟังก์ชัน U เพิ่มขึ้นตามเวลาและ $\beta\sim 1$ เราได้รับผลลัพธ์ทั่วไปทั่วไปสำหรับสเปกตรัม $T(k)$ และ $S(k)$:
$$T\ประมาณ\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\ประมาณ4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
โดยที่ $k=\sqrt(U)\ประมาณ aH$ และ $M_p\equiv G^(-1/2)$ คือมวลพลังค์ ดังที่เห็นได้จาก (11) ในทางทฤษฎี โหมด $T$ ไม่ได้ถูกเลือกปฏิบัติในทางที่เกี่ยวกับโหมด $S$ มันคือทั้งหมดที่เกี่ยวกับมูลค่าของปัจจัย $\gamma$ ในยุคแห่งการก่อกวน
จากข้อเท็จจริงที่สังเกตว่าโหมด $T$- มีขนาดเล็กในจักรวาลของเรา (ดูส่วนที่ 2 ความสัมพันธ์ (1)) เราได้รับขอบเขตบนในระดับพลังงานของบิกแบงและบนพารามิเตอร์ $\gamma$ ใน ต้นจักรวาล:
$$H เงื่อนไขสุดท้ายหมายความว่าบิกแบงมีลักษณะการพองตัว ($\gamma) $ ที่ระยะเริ่มต้น (อะเดียแบติก) และขั้นสุดท้าย (การครอบงำด้วยรังสี $a\propto n$) ของวิวัฒนาการ (ดูรูปที่ 2) .

ข้าว. 2. ภาพประกอบของการแก้สมการ (8) ในการกำหนดปัญหาการกระเจิง

สำหรับแต่ละ asymptotics ข้างต้น คำตอบทั่วไปคือ
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
โดยที่ตัวดำเนินการ $C_(1,2)$ กำหนดแอมพลิจูดของสาขาวิวัฒนาการที่ "กำลังเติบโต" และ "ล้มลง" ในสถานะสุญญากาศ เฟสของเวลาเริ่มต้นของสนามเป็นแบบอำเภอใจ: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$ อย่างไรก็ตาม จากการแก้สมการวิวัฒนาการ ปรากฎว่าในขั้นตอนที่มีการแผ่รังสีครอบงำ มีเพียงสาขาที่เพิ่มขึ้นของการรบกวนทางเสียงเท่านั้นที่จะได้รับ: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\ langle|C_2^((ออก))| \rangle$. เมื่อการแผ่รังสีออกจากสสารในยุคการรวมตัว สเปกตรัมการแผ่รังสีจะถูกมอดูเลตด้วยเฟส $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ โดยที่ $n$ เป็นจำนวนธรรมชาติ .

ข้าว. 3. การสำแดงของการปรับเสียงในสเปกตรัม anisotropy CMB (ตามการทดลองของ WMAP, ACBAR (เครื่องรับ Array Cosmology Bolometer ของ Arcminute), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation AND Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

เป็นการสั่นของเสียงที่สังเกตพบในสเปกตรัมของแอนไอโซโทรปีของ CMB (รูปที่ 3 จุดสูงสุดขนาดใหญ่สอดคล้องกับ $n = 1$) และการรบกวนของความหนาแน่น ซึ่งยืนยันจุดกำเนิดความโน้มถ่วงควอนตัมของโหมด $S$ ในสเปกตรัมของการรบกวนความหนาแน่น การปรับเสียงจะถูกระงับโดยปัจจัยความเล็กของเศษส่วนของแบริออนที่สัมพันธ์กับความหนาแน่นรวมของสสาร ซึ่งทำให้สามารถหาเศษส่วนนี้โดยไม่ขึ้นกับการทดสอบทางจักรวาลวิทยาอื่นๆ มาตราส่วนของการแกว่งเองทำหน้าที่เป็นตัวอย่างของไม้บรรทัดมาตรฐานซึ่งกำหนดพารามิเตอร์ที่สำคัญที่สุดของจักรวาล ในเรื่องนี้ควรเน้นว่าปัญหาเฉียบพลันของการเสื่อมสภาพของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาในข้อมูลเชิงสังเกตซึ่งเป็นเวลาหลายปีที่ขัดขวางการสร้างแบบจำลองที่แท้จริงของจักรวาลได้ถูกลบออกเนื่องจากการสังเกตที่เป็นอิสระและเสริมมากมาย การทดสอบ

สรุปแล้ว เราสามารถระบุได้ว่าปัญหาของการก่อตัวของการรบกวนทางจักรวาลวิทยาเบื้องต้นและโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลได้รับการแก้ไขแล้วในหลักการในปัจจุบัน ทฤษฎีกำเนิดความโน้มถ่วงควอนตัมของการก่อกวนในเอกภพยุคแรกจะได้รับการยืนยันในที่สุดหลังจากการค้นพบโหมด $T$ ซึ่งอาจจะเกิดขึ้นในอนาคตอันใกล้ ดังนั้น แบบจำลองบิกแบงที่ง่ายที่สุด (อัตราเงินเฟ้อของกฎกำลังในสนามสเกลาร์ขนาดใหญ่) คาดการณ์มูลค่าของแอมพลิจูดโหมด $T$ ที่น้อยกว่าแอมพลิจูดโหมด $S$ เพียง 5 เท่า เครื่องมือและเทคโนโลยีที่ทันสมัยทำให้สามารถแก้ปัญหาการลงทะเบียนสัญญาณขนาดเล็กดังกล่าวได้จากข้อมูลการสังเกตของแอนไอโซโทรปีและโพลาไรเซชันของ CMB

4. ด้านมืดของสสาร

มีสมมติฐานหลายประการเกี่ยวกับที่มาของสสาร แต่ยังไม่มีการยืนยัน มีข้อบ่งชี้จากการสังเกตโดยตรงว่าความลึกลับของสสารมืดนั้นสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับความไม่สมดุลของแบริออนของจักรวาล อย่างไรก็ตาม ไม่มีทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับต้นกำเนิดของแบริออนอสมมาตรและสสารมืดในปัจจุบัน

สสารมืดอยู่ที่ไหน?

เรารู้ว่าองค์ประกอบการส่องสว่างของสสารนั้นสังเกตได้ในรูปของดาวที่รวมตัวกันเป็นดาราจักรที่มีมวลต่างกัน และอยู่ในรูปของก๊าซเอ็กซ์เรย์ของกระจุกดาว อย่างไรก็ตาม สสารธรรมดาส่วนใหญ่ (มากถึง 90%) อยู่ในรูปของก๊าซระหว่างกาแล็กซี่ที่หายากซึ่งมีอุณหภูมิหลายโวลต์อิเล็กตรอน เช่นเดียวกับในรูปของ MACHO (Massive Compact Halo Object) - เศษเล็กเศษน้อยของวิวัฒนาการของ ดาวฤกษ์และวัตถุที่มีมวลต่ำ เนื่องจากโครงสร้างเหล่านี้มักจะมีความส่องสว่างต่ำ ชื่อ "แบริออนที่มืด" จึงติดอยู่กับโครงสร้างเหล่านี้

ข้าว. 4. ขีด จำกัด บนของเศษส่วนมวลของรัศมีกาแลคซีใน MACNO ตามการทดลอง EROS (จากภาษาฝรั่งเศส - ประสบการณ์สำหรับ la Recherche d "Objets Sombres)

หลายกลุ่ม (MACHO, EROS เป็นต้น) ได้ทำการศึกษาจำนวนและการกระจายของวัตถุมืดกะทัดรัดในรัศมีของกาแล็กซีของเราโดยอิงจากเหตุการณ์ไมโครเลนส์ จากการวิเคราะห์ร่วมกันทำให้เกิดข้อ จำกัด ที่สำคัญ - ไม่เกิน 20% ของมวลรวมของรัศมีกระจุกตัวอยู่ใน MACNO ในช่วงของค่าจากมวลของดวงจันทร์ถึงมวลของดาว ( มะเดื่อ 4). สสารมืดที่เหลือของรัศมีประกอบด้วยอนุภาคที่ไม่ทราบธรรมชาติ

สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออนซ่อนอยู่ที่ไหนอีก?

การพัฒนาเทคโนโลยีชั้นสูงในดาราศาสตร์เชิงสังเกตของศตวรรษที่ 20 ทำให้ได้คำตอบที่ชัดเจนสำหรับคำถามนี้: พบสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออนในระบบที่มีแรงโน้มถ่วง (ฮาลอส) อนุภาคสสารมืดนั้นไม่มีความสัมพันธ์และมีปฏิสัมพันธ์กันเล็กน้อย - กระบวนการกระจายตัวของพวกมันไม่เหมือนกับอนุภาคของแบริออน ในทางกลับกัน Baryons เย็นลงโดยการแผ่รังสี ปักหลักและสะสมในใจกลางของรัศมี ไปถึงสมดุลของการหมุน สสารมืดยังคงกระจายอยู่รอบๆ สสารที่มองเห็นได้ของดาราจักรด้วยขนาดลักษณะเฉพาะประมาณ 200 kpc ดังนั้น ในกลุ่มท้องถิ่น ซึ่งรวมถึงแอนโดรเมดาเนบิวลาและทางช้างเผือก สสารมืดมากกว่าครึ่งจึงกระจุกตัวอยู่ในกาแลคซีขนาดใหญ่ทั้งสองนี้ ไม่มีอนุภาคที่มีคุณสมบัติตามที่กำหนดในแบบจำลองมาตรฐานของฟิสิกส์อนุภาคมูลฐาน พารามิเตอร์สำคัญที่ไม่สามารถหาได้จากการสังเกตด้วยหลักการสมมูลคือมวลของอนุภาค ภายในกรอบของการขยายที่เป็นไปได้ของแบบจำลองมาตรฐาน มีหลายตัวเลือกสำหรับอนุภาคสสารมืด รายการหลักแสดงอยู่ในตาราง 2 ตามลำดับจากน้อยไปมากของมวลที่เหลือ

ตารางที่ 2 ผู้สมัครสำหรับอนุภาคสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน

ผู้สมัคร
กราวิตอน
นิวตริโน "ปลอดเชื้อ"
สารกระจก
อนุภาคขนาดใหญ่
อนุภาคมหาศาล	$10^(13)$ GeV
โมโนโพลและข้อบกพร่อง	$10^(19)$ GeV
หลุมดำปฐมภูมิ	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

รุ่นหลักของอนุภาคขนาดใหญ่ในปัจจุบัน - สมมติฐานที่เป็นกลาง - มีความเกี่ยวข้องกับสมมาตรยิ่งยวดน้อยที่สุด สมมติฐานนี้สามารถทดสอบได้ที่ Large Hadron Accelerator ที่ CERN ซึ่งมีกำหนดจะเปิดตัวในปี 2008 มวลที่คาดไว้ของอนุภาคดังกล่าวคือ $\sim$ 100 GeV และความหนาแน่นของพวกมันในกาแลคซีของเราเป็นหนึ่งในอนุภาคในปริมาตรของ แก้วชา

การค้นหาอนุภาคสสารมืดดำเนินการทั่วโลกในสถานที่ปฏิบัติงานหลายแห่ง เป็นที่น่าสนใจที่จะสังเกตว่าสมมติฐานที่เป็นกลางสามารถตรวจสอบได้โดยอิสระทั้งในการทดลองใต้ดินเกี่ยวกับการกระเจิงแบบยืดหยุ่นและโดยข้อมูลทางอ้อมเกี่ยวกับการทำลายล้างที่เป็นกลางในกาแลคซี จนถึงปัจจุบัน เครื่องตรวจจับใต้ดินของโครงการ DAMA (DArk MAtter) ได้รับการตอบรับในเชิงบวกเพียงเครื่องเดียว ซึ่งมีสัญญาณที่ไม่ทราบที่มาของประเภท "ฤดูร้อน-ฤดูหนาว" เป็นเวลาหลายปี อย่างไรก็ตาม ช่วงของมวลและส่วนตัดขวางที่เกี่ยวข้องกับการทดลองนี้ยังไม่ได้รับการยืนยันในสถานที่อื่น ๆ ซึ่งทำให้เกิดคำถามทั้งความน่าเชื่อถือและความสำคัญของผลลัพธ์

คุณสมบัติที่สำคัญของ neutralinos คือความเป็นไปได้ของการสังเกตทางอ้อมจากฟลักซ์การทำลายล้างในบริเวณแกมมา ในกระบวนการของการเบียดเสียดตามลำดับชั้น อนุภาคดังกล่าวสามารถก่อตัวเป็นรัศมีขนาดเล็กที่มีขนาดเฉพาะของลำดับขนาดของระบบสุริยะและมวลของมวลของโลกซึ่งเศษที่เหลือรอดมาได้ วัน. โลกที่มีความเป็นไปได้สูงสามารถอยู่ภายใน minihalos ซึ่งความหนาแน่นของอนุภาคเพิ่มขึ้นหลายสิบเท่า สิ่งนี้เพิ่มความน่าจะเป็นของการตรวจจับสสารมืดทั้งทางตรงและทางอ้อมในดาราจักรของเรา การมีอยู่ของวิธีการค้นหาที่แตกต่างกันดังกล่าวเป็นแรงบันดาลใจให้เกิดการมองโลกในแง่ดีและทำให้เราหวังว่าจะสามารถกำหนดลักษณะทางกายภาพของสสารมืดได้ก่อนกำหนด

5. บนธรณีประตูของฟิสิกส์ใหม่

ในสมัยของเรา เป็นไปได้ที่จะกำหนดคุณสมบัติของเอกภพยุคแรกและจักรวาลตอนปลายอย่างอิสระจากข้อมูลทางดาราศาสตร์เชิงสังเกต เราเข้าใจว่าการก่อกวนความหนาแน่นของจักรวาลวิทยาเริ่มต้นเกิดขึ้นจากโครงสร้างของจักรวาลได้อย่างไร เราทราบค่าของพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาที่สำคัญที่สุดซึ่งอยู่ภายใต้แบบจำลองมาตรฐานของจักรวาล ซึ่งปัจจุบันไม่มีคู่แข่งที่ร้ายแรง อย่างไรก็ตาม คำถามพื้นฐานเกี่ยวกับที่มาของบิกแบงและองค์ประกอบหลักของสสารยังไม่ได้รับการแก้ไข

การกำหนดเชิงสังเกตของโหมดเทนเซอร์ของการรบกวนทางจักรวาลวิทยาเป็นกุญแจสำคัญในการสร้างแบบจำลองของเอกภพยุคแรก เรากำลังเผชิญกับการทำนายที่ชัดเจนของทฤษฎีที่ได้รับการทดสอบอย่างดีในกรณีของโหมด $S$ และมีความเป็นไปได้ของการตรวจสอบทดลองของโหมด $T$ ในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า

ฟิสิกส์เชิงทฤษฎีได้จัดเตรียมรายการทิศทางและวิธีการที่เป็นไปได้มากมายสำหรับการค้นหาอนุภาคสสารมืดได้หมดลงแล้ว ตอนนี้ก็ขึ้นอยู่กับการทดลอง สถานการณ์ปัจจุบันชวนให้นึกถึงเหตุการณ์ที่เกิดขึ้นก่อนการค้นพบครั้งใหญ่ - การค้นพบควาร์ก W- และ Z-bosons การสั่นของนิวตริโน แอนไอโซโทรปี และโพลาไรเซชันของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังในจักรวาล

มีคำถามหนึ่งเกิดขึ้น ซึ่งอยู่นอกเหนือขอบเขตของรายงานภาพรวมนี้: เหตุใดธรรมชาติจึงเอื้อเฟื้อเผื่อแผ่กับเราและยอมให้เราเปิดเผยความลับของมัน

บรรณานุกรม

1. Grib AA, Mamaev S G, Mostepanenko V M เอฟเฟกต์ควอนตัมในพื้นที่ภายนอกที่รุนแรง (มอสโก: Atomizdat, 1980)
2. Zel'dovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
3. GrischukLPZHEGF67 825(1974)
4. Lukash VN JETP 79 1601 (1980)
5. ลูกาช VN, astro-ph/9910009
6. สโตรคอฟ VN แอสตรอน นิตยสาร 84 483 (2007)
7. ลูกาช VN UFN176 113 (2006)
8. Lukash V N, Mikheeva E V Int. เจ. มด. สรีรวิทยา เอ 15 3783 (2000)

ว.น. ลูกาช, E.V. มิคีฟ

จักรวาลประกอบด้วยสสารธรรมดาเพียง 4.9% - สสารแบริออนซึ่งโลกของเราประกอบด้วย ส่วนใหญ่ 74% ของจักรวาลทั้งหมดเป็นพลังงานมืดลึกลับ และ 26.8% ของมวลในจักรวาลกำลังท้าทายกฎทางกายภาพ ยากต่อการตรวจจับอนุภาคที่เรียกว่าสสารมืด

แนวคิดเรื่องสสารมืดที่แปลกประหลาดและแปลกประหลาดนี้ถูกเสนอขึ้นเพื่อพยายามอธิบายปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่ไม่สามารถอธิบายได้ เกี่ยวกับการมีอยู่ของพลังงานอันทรงพลังบางอย่าง หนาแน่นและมวลมหาศาล - มากกว่าเรื่องธรรมดาของสสารที่ประกอบขึ้นเป็นโลกของเราถึงห้าเท่า นักวิทยาศาสตร์เริ่มพูดคุยกันหลังจากค้นพบปรากฏการณ์ที่ยากจะเข้าใจในแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์และการก่อตัวของ จักรวาล.

แนวคิดเรื่องสสารมืดมาจากไหน?

ดังนั้น ดวงดาวในดาราจักรชนิดก้นหอยแบบเดียวกับเราจึงมีความเร็วรอบค่อนข้างสูง และตามกฎทุกประการ ด้วยการเคลื่อนที่ที่รวดเร็วเช่นนี้ พวกมันควรบินออกไปสู่อวกาศระหว่างกาแล็กซีอย่างส้มจากตะกร้าที่พลิกคว่ำ แต่ก็ไม่เป็นเช่นนั้น พวกมันถูกยึดโดยแรงโน้มถ่วงที่แข็งแกร่งซึ่งไม่ได้ลงทะเบียนหรือถูกจับโดยวิธีการใด ๆ ของเรา

นักวิทยาศาสตร์ได้รับการยืนยันที่น่าสนใจอีกอย่างหนึ่งเกี่ยวกับการมีอยู่ของสสารมืดบางชนิดจากการศึกษาพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาล พวกเขาแสดงให้เห็นว่าหลังจากบิ๊กแบง สสารถูกกระจายอย่างสม่ำเสมอในอวกาศในขั้นต้น แต่ในบางแห่งมีความหนาแน่นสูงกว่าค่าเฉลี่ยเล็กน้อย พื้นที่เหล่านี้มีแรงโน้มถ่วงที่แรงกว่าบริเวณรอบๆ และในขณะเดียวกันก็ดึงดูดสสารมาที่ตัวเอง พวกมันก็ยิ่งหนาแน่นและใหญ่ขึ้น กระบวนการทั้งหมดนี้ต้องช้าเกินไปที่จะก่อตัวเป็นกาแลคซีขนาดใหญ่ รวมถึงทางช้างเผือกของเราด้วย ในเวลาเพียง 13.8 พันล้านปี (ซึ่งเป็นอายุของจักรวาล)

ดังนั้นจึงยังคงต้องสันนิษฐานว่าการมีอยู่ของสสารมืดในปริมาณที่เพียงพอพร้อมกับแรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้น ซึ่งเร่งกระบวนการนี้อย่างมีนัยสำคัญ จะเร่งอัตราการพัฒนาดาราจักรให้เร็วขึ้น

สสารมืดคืออะไร?

แนวคิดหลักประการหนึ่งคือสสารสีดำประกอบด้วยอนุภาคย่อยของอะตอมที่ยังไม่ถูกค้นพบ อนุภาคเหล่านี้คืออะไรและใครอ้างบทบาทนี้มีผู้สมัครหลายคน

สันนิษฐานว่าอนุภาคมูลฐานพื้นฐานจากตระกูลเฟอร์มิออนมีพันธมิตรที่สมมาตรยิ่งยวดจากตระกูลอื่น - โบซอน อนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิสัมพันธ์อย่างอ่อนๆ เช่นนี้เรียกว่า WIMP (หรือเรียกง่ายๆ ว่า WIMP) superpartner ที่เบาที่สุดและมีเสถียรภาพในเวลาเดียวกันคือ Neutralino นี่คือสิ่งที่เป็นไปได้มากที่สุดสำหรับบทบาทของสสารมืด

ในขณะนี้ ความพยายามที่จะได้รับนิวตรอนติโน หรืออย่างน้อยก็อนุภาคสสารมืดที่คล้ายคลึงกันหรือต่างกันโดยสิ้นเชิงก็ไม่ประสบผลสำเร็จ การทดลอง Neutralino ดำเนินการในการชนกันของพลังงานสูงพิเศษที่ Large Hadron Collider ที่มีชื่อเสียงและได้รับการยกย่องอย่างกว้างขวาง ในอนาคต การทดลองจะดำเนินการด้วยพลังงานการชนที่สูงขึ้นไปอีก แต่ถึงแม้จะไม่รับประกันว่าอย่างน้อยที่สุดบางแบบจำลองของสสารมืดจะถูกค้นพบ

ตามที่ Matthew McCullough (จาก Center for Theoretical Physics ที่ Massachusetts Institute of Technology) กล่าวว่า - "โลกธรรมดาของเรานั้นซับซ้อน มันไม่ได้ถูกสร้างขึ้นจากอนุภาคประเภทเดียวกัน แต่ถ้าสสารมืดก็ซับซ้อนด้วยล่ะ" ตามทฤษฎีของเขา ในเชิงสมมุติฐาน สสารมืดสามารถโต้ตอบกับตัวเองได้ แต่ในขณะเดียวกันก็เพิกเฉยต่อสสารธรรมดา นั่นคือเหตุผลที่เราไม่สามารถสังเกตเห็นและลงทะเบียนการปรากฏตัวของมัน

(แผนที่พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) โดย Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP))

กาแล็กซีทางช้างเผือกของเราประกอบด้วยเมฆสสารมืดทรงกลมมหึมาหมุนรอบตัว ผสมกับสสารธรรมดาจำนวนเล็กน้อยที่ยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วง มันเกิดขึ้นเร็วกว่าระหว่างขั้ว ไม่เหมือนในภูมิภาคเส้นศูนย์สูตร ด้วยเหตุนี้ ดาราจักรของเราจึงเกิดเป็นจานก้นหอยของดาวฤกษ์ที่แบนราบและพุ่งเข้าไปในกลุ่มเมฆทรงกลมของสสารมืด

ทฤษฎีการมีอยู่ของสสารมืด

เพื่ออธิบายธรรมชาติของมวลที่หายไปในจักรวาล ทฤษฎีต่าง ๆ ได้ถูกหยิบยกขึ้นมา ไม่ทางใดก็ทางหนึ่ง พูดถึงการมีอยู่ของสสารมืด นี่คือบางส่วนของพวกเขา:

• แรงดึงดูดจากแรงโน้มถ่วงของสสารที่ตรวจพบได้ทั่วไปในจักรวาลไม่สามารถอธิบายการเคลื่อนที่แบบแปลกๆ ของดาวในดาราจักร ซึ่งในบริเวณรอบนอกของดาราจักรกังหัน ดวงดาวจะหมุนเร็วมากจนควรบินออกไปในอวกาศระหว่างดวงดาว อะไรจะรั้งพวกเขาไว้ถ้าไม่สามารถแก้ไขได้
• สสารมืดที่มีอยู่มีมากกว่าสสารธรรมดาของจักรวาลถึง 5.5 เท่า และมีเพียงแรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นเท่านั้นที่สามารถอธิบายการเคลื่อนที่ของดาวในดาราจักรชนิดก้นหอยที่ไม่เคยมีมาก่อนได้
• อนุภาคสสารมืดที่เป็นไปได้ WIMPs (WIMPs) พวกมันมีปฏิสัมพันธ์กับอนุภาคขนาดใหญ่อย่างอ่อน ในขณะที่อนุภาคที่สมมาตรยิ่งยวดยิ่งยวดของอนุภาคย่อยของอะตอม ตามทฤษฎีแล้ว มีมิติเชิงพื้นที่มากกว่าสามมิติที่ไม่สามารถเข้าถึงได้สำหรับเรา ปัญหาอยู่ที่การลงทะเบียนเมื่อมิติเพิ่มเติมตามทฤษฎี Kaluza-Klein ไม่สามารถเข้าถึงได้สำหรับเรา

สามารถตรวจจับสสารมืดได้หรือไม่?

อนุภาคสสารมืดจำนวนมากบินผ่านโลก แต่เนื่องจากสสารมืดไม่มีปฏิสัมพันธ์ และหากมีปฏิสัมพันธ์ที่อ่อนแออย่างยิ่ง แทบไม่มีปฏิสัมพันธ์กับสสารธรรมดาเลย การทดลองส่วนใหญ่จึงไม่ได้ผลลัพธ์ที่มีนัยสำคัญ

อย่างไรก็ตาม ความพยายามที่จะลงทะเบียนการปรากฏตัวของสสารมืดกำลังถูกทดลองในการทดลองเกี่ยวกับการชนกันของนิวเคลียสของอะตอมต่างๆ (ซิลิกอน ซีนอน ฟลูออรีน ไอโอดีน และอื่นๆ) ด้วยความหวังว่าจะได้เห็นการกลับมาของอนุภาคสสารมืด

ในหอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์นิวตริโนที่สถานีอามุนด์เซน-สก็อตต์ซึ่งมีชื่อที่น่าสนใจว่า IceCube กำลังดำเนินการวิจัยเพื่อตรวจหานิวตริโนพลังงานสูงที่เกิดนอกระบบสุริยะ

ที่นี่ที่ขั้วโลกใต้ซึ่งมีอุณหภูมิลงน้ำอยู่ที่ -80 °C มีการติดตั้งอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ที่มีความแม่นยำสูงที่ความลึก 2.4 กม. ใต้น้ำแข็ง ให้กระบวนการตรวจสอบกระบวนการลึกลับของจักรวาลที่เกิดขึ้นต่อไปอย่างต่อเนื่อง ขอบเขตของเรื่องธรรมดา จนถึงตอนนี้ นี่เป็นเพียงความพยายามที่จะเข้าใกล้การคาดเดาความลับที่ลึกที่สุดของจักรวาล แต่ก็มีความสำเร็จอยู่บ้างแล้ว เช่น การค้นพบประวัติศาสตร์ของ 28 นิวตริโน

ดังนั้น. เป็นเรื่องที่น่าสนใจอย่างยิ่งที่จักรวาลซึ่งประกอบด้วยสสารมืดซึ่งเรามองไม่เห็นการศึกษาอาจกลายเป็นเรื่องที่ซับซ้อนกว่าโครงสร้างของจักรวาลของเราหลายเท่า หรือบางทีจักรวาลของสสารมืดอาจเหนือกว่าของเรามาก และนั่นคือสิ่งที่สำคัญทั้งหมดเกิดขึ้น เสียงสะท้อนที่เราพยายามจะมองเห็นในเรื่องธรรมดาของเรา แต่สิ่งนี้กำลังเคลื่อนเข้าสู่ขอบเขตของนิยายวิทยาศาสตร์แล้ว

บทนำ

มีข้อโต้แย้งที่หนักแน่นสนับสนุนความจริงที่ว่าส่วนสำคัญของสสารในจักรวาลไม่ปล่อยหรือดูดซับสิ่งใดและดังนั้นจึงมองไม่เห็น การมีอยู่ของสสารที่มองไม่เห็นดังกล่าวสามารถรับรู้ได้โดยปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงกับสสารที่แผ่รังสี การศึกษากระจุกดาราจักรและเส้นโค้งการหมุนของดาราจักรเป็นเครื่องยืนยันถึงการมีอยู่ของสสารมืดที่เรียกว่าสสารมืดนี้ ดังนั้น ตามคำนิยาม สสารมืดจึงเป็นสิ่งที่ไม่มีปฏิกิริยากับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า กล่าวคือ สสารมืดไม่ปล่อยหรือดูดซับไว้
การตรวจจับสสารที่มองไม่เห็นครั้งแรกเกิดขึ้นตั้งแต่ศตวรรษที่ผ่านมา ในปี ค.ศ. 1844 ฟรีดริช เบสเซลในจดหมายถึงคาร์ล เกาส์ เขียนว่าการเคลื่อนไหวผิดปกติที่ไม่สามารถอธิบายได้ของซิเรียสอาจเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงกับวัตถุใกล้เคียง และในกรณีนี้ควรมีมวลมากพอ ในช่วงเวลาของ Bessel สหายที่มืดมิดของ Sirius นั้นมองไม่เห็น มันถูกค้นพบในปี 1862 เท่านั้น มันกลายเป็นดาวแคระขาวที่เรียกว่า Sirius-B ในขณะที่ Sirius เองถูกเรียกว่า Sirius-A
ความหนาแน่นของสสารในจักรวาล ρ สามารถประมาณได้จากการสังเกตการเคลื่อนที่ของดาราจักรแต่ละแห่ง โดยปกติ ρ จะได้รับในหน่วยที่เรียกว่า ความหนาแน่นวิกฤต ρ โดย:

ในสูตรนี้ G คือค่าคงตัวโน้มถ่วง H คือค่าคงที่ฮับเบิล ซึ่งทราบค่าความแม่นยําเล็กน้อย (0.4< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR เป็นสูตรของฮับเบิลสำหรับอัตราการขยายตัวของจักรวาล
H = 100 h km∙s -1 ∙Mps -1 .

สำหรับ ρ > ρ s จักรวาลถูกปิด นั่นคือ แรงโน้มถ่วงมีความแข็งแรงเพียงพอสำหรับการขยายตัวของจักรวาลที่จะถูกแทนที่ด้วยการหดตัว
ดังนั้นความหนาแน่นวิกฤตจึงถูกกำหนดโดย:

ρ s \u003d 2 ∙ 1 -29 h 2 g ∙ cm -3

ความหนาแน่นของเอกภพ Ω = ρ/ρ s พิจารณาจากพลวัตของกระจุกดาราจักรและกระจุกดาราจักรขนาดใหญ่คือ 0.1< Ω < 0.3.
จากการสังเกตธรรมชาติของการกำจัดพื้นที่ขนาดใหญ่ของจักรวาลด้วยความช่วยเหลือของ IRAS ดาวเทียมดาราศาสตร์อินฟราเรด ได้ 0.25< Ω < 2.
ในทางกลับกัน การประมาณความหนาแน่นของแบริออน Ω b จากความส่องสว่างของดาราจักรให้ค่าที่น้อยกว่ามาก: Ω b< 0.02.
ความไม่ตรงกันนี้มักถูกมองว่าเป็นตัวบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของสสารที่มองไม่เห็น
เมื่อเร็ว ๆ นี้ได้รับความสนใจอย่างมากกับปัญหาการค้นหาสสารมืด เมื่อพิจารณาสสารแบริออนทุกรูปแบบ เช่น ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ ดาวแคระน้ำตาลและขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ ปรากฎว่าจำเป็นต้องใช้สสารที่ไม่ใช่แบริออนในสัดส่วนที่มีนัยสำคัญในการอธิบายปรากฏการณ์ที่สังเกตได้ทั้งหมด คำสั่งนี้ยังคงใช้ได้แม้หลังจากพิจารณาข้อมูลสมัยใหม่เกี่ยวกับวัตถุที่เรียกว่า MACHO ( MA ssive คกะทัดรัด ชมสวัสดี อู๋วัตถุเป็นวัตถุทางช้างเผือกขนาดมหึมา) ที่ตรวจพบโดยใช้เลนส์โน้มถ่วง

. หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืด

2.1. เส้นโค้งการหมุนทางช้างเผือก

ในกรณีของดาราจักรชนิดก้นหอย ความเร็วของการหมุนของดาวฤกษ์แต่ละดวงรอบศูนย์กลางดาราจักรนั้นพิจารณาจากสภาวะคงตัวของวงโคจร แรงเหวี่ยงและแรงโน้มถ่วงที่เท่ากัน:

สำหรับความเร็วในการหมุนเรามี:

โดยที่ M r คือมวลทั้งหมดของสสารภายในทรงกลมรัศมี r ในกรณีสมมาตรทรงกลมหรือทรงกระบอกในอุดมคติ อิทธิพลของมวลที่อยู่นอกทรงกลมนี้จะได้รับการชดเชยร่วมกัน ในการประมาณค่าแรก พื้นที่ส่วนกลางของดาราจักรถือได้ว่าเป็นทรงกลม กล่าวคือ

โดยที่ ρ คือความหนาแน่นเฉลี่ย
ในส่วนด้านในของดาราจักร คาดว่าอัตราการหมุนเชิงเส้นจะเพิ่มขึ้นตามระยะห่างจากศูนย์กลางที่เพิ่มขึ้น ในบริเวณรอบนอกของดาราจักร มวล M r นั้นคงที่ในทางปฏิบัติ และการพึ่งพาระยะทางของความเร็วนั้นสอดคล้องกับกรณีที่มีมวลจุดที่ใจกลางดาราจักร:

ความเร็วในการหมุน v(r) ถูกกำหนด ตัวอย่างเช่น โดยการวัดการเปลี่ยนแปลงดอปเปลอร์ในสเปกตรัมการแผ่รังสีของบริเวณ He-II รอบดาว O พฤติกรรมของเส้นโค้งการหมุนที่วัดโดยการทดลองของดาราจักรชนิดก้นหอยไม่สอดคล้องกับการลดลงของ v(r) เมื่อรัศมีเพิ่มขึ้น การศึกษาเส้น 21 ซม. (การเปลี่ยนแปลงของโครงสร้างไฮเปอร์ไฟน์ในอะตอมไฮโดรเจน) ที่ปล่อยออกมาจากสสารในอวกาศทำให้เกิดผลลัพธ์ที่คล้ายคลึงกัน ความคงตัวของ v(r) ที่ค่ารัศมีมากหมายความว่ามวล M r ก็เพิ่มขึ้นตามรัศมีที่เพิ่มขึ้นเช่นกัน: M r ~ r สิ่งนี้บ่งบอกถึงการมีอยู่ของสสารที่มองไม่เห็น ดวงดาวเคลื่อนที่เร็วกว่าที่คุณคาดคิดโดยพิจารณาจากปริมาณสสารที่ชัดเจน
จากการสังเกตนี้ การมีอยู่ของสสารมืดทรงกลมที่ล้อมรอบดาราจักรและรับผิดชอบต่อพฤติกรรมที่ไม่ลดลงของเส้นโค้งการหมุนนั้นถูกตั้งสมมติฐานไว้ นอกจากนี้ รัศมีทรงกลมอาจส่งผลต่อความเสถียรของรูปร่างจานดิสก์ของดาราจักรและยืนยันสมมติฐานของการก่อตัวของดาราจักรจากโปรโตกาแล็กซีทรงกลม การคำนวณแบบจำลองดำเนินการสำหรับทางช้างเผือก ซึ่งสามารถสร้างเส้นโค้งการหมุนซ้ำได้ โดยคำนึงถึงการมีอยู่ของรัศมี บ่งชี้ว่าส่วนสำคัญของมวลควรอยู่ในรัศมีนี้ หลักฐานที่สนับสนุนการมีอยู่ของรัศมีทรงกลมนั้นมาจากกระจุกดาวทรงกลม - กระจุกดาวทรงกลมซึ่งเป็นวัตถุที่เก่าแก่ที่สุดในดาราจักรและกระจายเป็นทรงกลม
อย่างไรก็ตาม การศึกษาเมื่อเร็ว ๆ นี้เกี่ยวกับความโปร่งใสของกาแลคซีทำให้เกิดความสงสัยในภาพนี้ เมื่อพิจารณาถึงระดับการบังของดาราจักรชนิดก้นหอยเป็นฟังก์ชันของมุมเอียง เราสามารถสรุปได้ว่าวัตถุดังกล่าวมีความโปร่งใส หากดาราจักรนั้นโปร่งใสอย่างสมบูรณ์ ความส่องสว่างทั้งหมดของมันจะไม่ขึ้นอยู่กับมุมที่ดาราจักรนี้ถูกสังเกต เนื่องจากดาวทุกดวงจะมองเห็นได้ดีเท่าๆ กัน (โดยละเลยขนาดของดาว) ในทางกลับกัน ความสว่างของพื้นผิวคงที่หมายความว่ากาแล็กซีไม่โปร่งใส ในกรณีนี้ ผู้สังเกตจะมองเห็นเฉพาะดาวฤกษ์รอบนอกเท่านั้น กล่าวคือ เท่ากันเสมอต่อพื้นผิวของหน่วย โดยไม่คำนึงถึงมุมมองภาพ จากการทดลองพบว่าความสว่างของพื้นผิวโดยเฉลี่ยคงที่ ซึ่งอาจบ่งชี้ถึงความทึบเกือบสมบูรณ์ของดาราจักรชนิดก้นหอย ในกรณีนี้ การใช้วิธีการทางแสงเพื่อกำหนดความหนาแน่นมวลของจักรวาลนั้นไม่ถูกต้องทั้งหมด การวิเคราะห์ผลการวัดอย่างละเอียดยิ่งขึ้นนำไปสู่ข้อสรุปเกี่ยวกับเมฆโมเลกุลในฐานะวัสดุดูดซับ (เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 50 ps และอุณหภูมิประมาณ 20 K) ตามกฎการกระจัดของ Wien เมฆดังกล่าวควรแผ่กระจายไปทั่วบริเวณ submillimeter ผลลัพธ์นี้สามารถให้คำอธิบายเกี่ยวกับพฤติกรรมของเส้นโค้งการหมุนโดยไม่ต้องมีสสารมืดที่แปลกใหม่เพิ่มเติม
หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืดยังพบในดาราจักรวงรีอีกด้วย ตรวจพบก๊าซฮาโลที่มีอุณหภูมิประมาณ 10 7 K จากการดูดกลืนรังสีเอกซ์ ความเร็วของโมเลกุลก๊าซเหล่านี้มากกว่าอัตราการขยายตัว:

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

สมมติว่ามวลของมันสอดคล้องกับความส่องสว่าง สำหรับดาราจักรวงรี อัตราส่วนของมวลต่อความส่องสว่างจะอยู่ที่ประมาณสองลำดับของขนาดที่ใหญ่กว่าดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นตัวอย่างทั่วไปของดาวฤกษ์เฉลี่ย ค่าขนาดใหญ่ดังกล่าวมักเกี่ยวข้องกับการมีอยู่ของสสารมืด

2.2. พลวัตของกระจุกดาราจักร

พลวัตของกระจุกดาราจักรเป็นพยานถึงการมีอยู่ของสสารมืด เมื่อการเคลื่อนที่ของระบบที่มีพลังงานศักย์เป็นฟังก์ชันที่เป็นเนื้อเดียวกันของพิกัดเกิดขึ้นในพื้นที่จำกัด ค่าเฉลี่ยเวลาของพลังงานจลน์และพลังงานศักย์จะสัมพันธ์กันโดยทฤษฎีบทไวรัส สามารถใช้ประเมินความหนาแน่นของสสารในกลุ่มดาราจักรจำนวนมากได้
ถ้าพลังงานศักย์ U เป็นฟังก์ชันเอกพันธ์ของเวกเตอร์รัศมี rผม ของดีกรี k แล้ว U และพลังงานจลน์ T สัมพันธ์กันเป็น 2T = kU เนื่องจาก T + U = E = E จึงเป็นไปตามนั้น

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

โดยที่ E คือพลังงานทั้งหมด สำหรับปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วง (U ~ 1/r) k = -1 ดังนั้น 2T = -U . พลังงานจลน์เฉลี่ยของกระจุกดาราจักร N หาได้จาก:

T=N /2.

ดาราจักร N เหล่านี้สามารถโต้ตอบกันเป็นคู่ได้ ดังนั้นจึงมีดาราจักรอิสระจำนวน N(N–1)/2 คู่ ซึ่งพลังงานศักย์เฉลี่ยทั้งหมดมีรูปแบบ

U = GN(N − 1)ม. 2 /2r.

สำหรับ Nm = M และ (N − 1) ≈ N สำหรับมวลไดนามิก เราจะได้ M ≈ 2 / ก.
การวัดระยะทางเฉลี่ย และความเร็วเฉลี่ย ให้ค่าของมวลไดนามิกซึ่งมีขนาดประมาณสองลำดับที่สูงกว่ามวลที่ได้จากการวิเคราะห์ความส่องสว่างของดาราจักร ข้อเท็จจริงนี้สามารถตีความได้ว่าเป็นหลักฐานอีกประการหนึ่งที่สนับสนุนการมีอยู่ของสสารมืด
อาร์กิวเมนต์นี้ยังมีจุดอ่อนของมัน สมการไวเรียลจะใช้ได้ก็ต่อเมื่อมีการหาค่าเฉลี่ยในระยะเวลานาน เมื่อระบบปิดอยู่ในสภาวะสมดุล อย่างไรก็ตาม การวัดกระจุกดาราจักรเป็นเหมือนภาพสแนปชอต นอกจากนี้ กระจุกดาราจักรไม่ใช่ระบบปิด แต่เชื่อมต่อถึงกัน ในที่สุดก็ไม่ชัดเจนว่าพวกเขาได้เข้าสู่สภาวะสมดุลหรือไม่

2.3. หลักฐานทางจักรวาลวิทยา

คำจำกัดความของความหนาแน่นวิกฤต ρ s ได้รับข้างต้น อย่างเป็นทางการ สามารถรับได้บนพื้นฐานของพลวัตของนิวตันโดยการคำนวณความเร็วการขยายตัววิกฤตของดาราจักรทรงกลม:

ความสัมพันธ์ของ ρ c ต่อจากนิพจน์สำหรับ E หากเราคิดว่า H = r"/r = ​​​​v/r
คำอธิบายของพลวัตของจักรวาลขึ้นอยู่กับสมการภาคสนามของไอน์สไตน์ (ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป - ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป) พวกมันค่อนข้างง่ายภายใต้สมมติฐานของความเป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปีของอวกาศ ในเมตริกของ Robertson-Walker องค์ประกอบเส้นเล็กถูกกำหนดโดย:

โดยที่ r, θ, φ คือพิกัดทรงกลมของจุด องศาอิสระของเมตริกนี้รวมอยู่ในพารามิเตอร์ k และตัวประกอบมาตราส่วน R ค่าของ k ใช้เฉพาะค่าที่ไม่ต่อเนื่องเท่านั้น (หากไม่คำนึงถึงเรขาคณิตเศษส่วน) และไม่ขึ้นอยู่กับเวลา ค่า k เป็นลักษณะของแบบจำลองของจักรวาล (k = -1 - ไฮเพอร์โบลิกเมตริก (จักรวาลเปิด), k = 0 - เมตริกแบบยุคลิด (จักรวาลแบน), k = +1 - เมตริกทรงกลม (จักรวาลปิด))
พลวัตของจักรวาลถูกกำหนดอย่างสมบูรณ์โดยฟังก์ชันการปรับขนาด R(t) (ระยะห่างระหว่างจุดที่อยู่ใกล้เคียงสองจุดที่มีพิกัด r, θ, φ เปลี่ยนแปลงตามเวลาเป็น R(t)) ในกรณีของเมตริกทรงกลม R(t) คือรัศมีของจักรวาล ฟังก์ชันมาตราส่วนนี้เป็นไปตามสมการของ Einstein-Friedmann-Lemaitre:

โดยที่ p(t) คือความดันรวมและ Λ คือค่าคงที่จักรวาลวิทยา ซึ่งตีความในกรอบของทฤษฎีสนามควอนตัมสมัยใหม่ว่าเป็นความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศ เรายังสันนิษฐานอีกว่า Λ = 0 ซึ่งมักจะทำกันเพื่ออธิบายข้อเท็จจริงจากการทดลองโดยไม่ต้องแนะนำสสารมืด สัมประสิทธิ์ R 0 "/R 0 กำหนดค่าคงที่ฮับเบิล H 0 โดยที่ดัชนี "0" ทำเครื่องหมายค่าที่ทันสมัยของปริมาณที่สอดคล้องกัน ตามสูตรข้างต้นสำหรับพารามิเตอร์ความโค้ง k = 0 ค่าวิกฤตที่ทันสมัย ความหนาแน่นของจักรวาลถูกกำหนดโดยนิพจน์ที่มีค่าแสดงถึงขอบเขตระหว่างและจักรวาลปิด (ค่านี้ตามที่เป็นอยู่แยกสถานการณ์ที่จักรวาลขยายตัวตลอดไปจากสถานการณ์ที่คาดว่าจักรวาลจะยุบในตอนท้าย ของเฟสการขยายชั่วคราว):

พารามิเตอร์ความหนาแน่นที่ใช้บ่อย

โดยที่ q 0 คือพารามิเตอร์การเบรก: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2 ดังนั้น เป็นไปได้สามกรณี:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − จักรวาลแบน
Ω 0 > 1 - จักรวาลปิด
การวัดค่าพารามิเตอร์ความหนาแน่นให้ค่าประมาณ: Ω 0 ≈ 0.2 บนพื้นฐานของการคาดหมายลักษณะเปิดของจักรวาล อย่างไรก็ตาม แนวความคิดทางทฤษฎีจำนวนหนึ่งนั้นยากต่อการกระทบยอดกับความเปิดกว้างของจักรวาล ตัวอย่างเช่น ปัญหาที่เรียกว่า "ความแบนราบ" และการกำเนิดของดาราจักร

ปัญหาความแบน

ดังจะเห็นได้ว่าความหนาแน่นของจักรวาลนั้นใกล้วิกฤตมาก จากสมการไอน์สไตน์-ฟรีดมันน์-เลอไมเตร (สำหรับ Λ = 0) นั้น

เนื่องจากความหนาแน่น ρ(t) เป็นสัดส่วนกับ 1/R(t) 3 จากนั้นใช้นิพจน์สำหรับ Ω 0 (k ไม่เท่ากับ 0) เรามี:

ดังนั้นค่าของ Ω ≈ 1 จึงไม่เสถียรมาก ความเบี่ยงเบนใด ๆ จากเคสแบนราบอย่างสมบูรณ์จะเพิ่มขึ้นอย่างมากเมื่อเอกภพขยายตัว ซึ่งหมายความว่าในช่วงเวลาของการเกิดนิวเคลียร์ฟิวชันดั้งเดิม จักรวาลจะต้องราบเรียบกว่าที่เป็นอยู่ในขณะนี้
วิธีแก้ปัญหาหนึ่งที่เป็นไปได้สำหรับปัญหานี้อยู่ในแบบจำลองเงินเฟ้อ สันนิษฐานว่าการขยายตัวของเอกภพยุคแรก (ระหว่าง 10 -34 วินาทีและ 10 -31 วินาทีหลังบิ๊กแบง) เกิดขึ้นอย่างทวีคูณในระยะเงินเฟ้อ ในแบบจำลองเหล่านี้ พารามิเตอร์ความหนาแน่นมักจะไม่ขึ้นอยู่กับเวลา (Ω = 1) อย่างไรก็ตาม มีข้อบ่งชี้ทางทฤษฎีว่าค่าของพารามิเตอร์ความหนาแน่นในช่วง 0.01< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

กำเนิดดาราจักร

สำหรับการกำเนิดของดาราจักรนั้นจำเป็นต้องมีความหนาแน่นที่ไม่เท่ากัน ดาราจักรควรเกิดขึ้นในบริเวณอวกาศดังกล่าวซึ่งมีความหนาแน่นมากกว่ารอบข้าง เพื่อที่ว่าอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วง บริเวณเหล่านี้มีเวลารวมกลุ่มเร็วกว่าการเกิดหายากอันเนื่องมาจากการขยายตัวโดยทั่วไป
อย่างไรก็ตาม การสะสมของสสารประเภทนี้สามารถเริ่มต้นได้หลังจากการก่อตัวของอะตอมจากนิวเคลียสและอิเล็กตรอนเท่านั้น กล่าวคือ ประมาณ 150,000 ปีหลังจากบิ๊กแบงที่อุณหภูมิประมาณ 3,000 K (เพราะในระยะแรกสสารและการแผ่รังสีอยู่ในสภาวะสมดุลไดนามิก: ก้อนที่เกิดขึ้นจะถูกทำลายทันทีภายใต้อิทธิพลของรังสีและในขณะเดียวกันการแผ่รังสี หนีไม่พ้นเรื่อง ) ความผันผวนที่เห็นได้ชัดเจนในความหนาแน่นของสสารธรรมดาในขณะนั้นถูกตัดออกให้อยู่ในระดับที่ต่ำมากโดยไอโซโทรปีของรังสีพื้นหลัง หลังจากขั้นตอนของการก่อตัวของอะตอมที่เป็นกลาง การแผ่รังสีจะหยุดอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อนกับสสาร ดังนั้นความผันผวนของความหนาแน่นของสสารที่เกิดขึ้นหลังจากนั้นจะไม่พบการสะท้อนกลับในธรรมชาติของการแผ่รังสีอีกต่อไป
แต่ถ้าเราคำนวณวิวัฒนาการในช่วงเวลาของกระบวนการบีบอัดสสาร ซึ่งเพิ่งเริ่มต้น ปรากฎว่าเวลาที่ผ่านไปตั้งแต่นั้นมาไม่เพียงพอสำหรับโครงสร้างขนาดใหญ่เช่นกาแล็กซีหรือกระจุกของพวกมันที่จะมีเวลาก่อตัว เห็นได้ชัดว่าจำเป็นต้องดำรงอยู่ของอนุภาคขนาดใหญ่ที่ทิ้งสภาวะสมดุลทางความร้อนไว้ในระยะก่อนหน้า เพื่อที่อนุภาคเหล่านี้จะมีโอกาสแสดงตัวเองเป็นนิวเคลียสสำหรับการควบแน่นของสสารธรรมดาที่อยู่รอบตัวพวกมัน ผู้สมัครดังกล่าวสามารถเป็นสิ่งที่เรียกว่าอนุภาค WIMP ในกรณีนี้ จำเป็นต้องคำนึงถึงข้อกำหนดว่ารังสีคอสมิกในพื้นหลังเป็นแบบไอโซโทรปิก แอนไอโซโทรปีขนาดเล็ก (10 -4) ใน CMB (อุณหภูมิประมาณ 2.7 K) ถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ด้วยความช่วยเหลือของดาวเทียม COBE

สาม. ผู้สมัครสสารมืด

3.1. สสารมืดแบริออน

ผู้สมัครที่ชัดเจนที่สุดสำหรับบทบาทของสสารมืดอาจเป็นสสารแบริออนธรรมดาซึ่งไม่แผ่รังสีและมีความอุดมสมบูรณ์ที่สอดคล้องกัน ความเป็นไปได้ประการหนึ่งเกิดขึ้นได้จากก๊าซระหว่างดวงดาวหรืออวกาศ อย่างไรก็ตาม ในกรณีนี้ ควรมีการแสดงลักษณะการปล่อยหรือการดูดกลืนเส้น ซึ่งตรวจไม่พบ
ผู้สมัครอีกคนหนึ่งอาจเป็นดาวแคระน้ำตาล - วัตถุจักรวาลที่มีมวลน้อยกว่ามวลของดวงอาทิตย์มาก (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.
วัตถุที่มีขนาดกะทัดรัดมากในขั้นตอนสุดท้ายของการพัฒนาดาว (ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ) อาจเป็นส่วนหนึ่งของสสารมืดได้เช่นกัน เนื่องจากดาวฤกษ์แทบทุกดวงมาถึงหนึ่งในสามขั้นตอนสุดท้ายในช่วงอายุของมัน มวลของดาวก่อนหน้าและดาวที่หนักกว่านั้นส่วนใหญ่จะต้องอยู่ในรูปแบบที่ไม่ผ่านการแผ่รังสี เช่น ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ เรื่องนี้บางส่วนกลับสู่อวกาศระหว่างดวงดาวผ่านมหานวดาราหรือด้วยวิธีอื่นๆ และมีส่วนร่วมในการก่อตัวของดาวดวงใหม่ ในกรณีนี้ ไม่ควรนับดาวที่มีมวล M< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
ขอบเขตบนของความหนาแน่นที่เป็นไปได้ของสสารแบริออนในจักรวาลนั้นสามารถหาได้จากข้อมูลเกี่ยวกับนิวเคลียร์ฟิวชั่นเริ่มต้น ซึ่งเริ่มขึ้นหลังจากบิกแบงประมาณ 3 นาที สิ่งที่สำคัญเป็นพิเศษคือการวัดปริมาณดิวเทอเรียมที่มีอยู่ในปัจจุบัน −
(D/H) 0 ≈ 10 -5 เนื่องจากในระหว่างการหลอมรวมของนิวเคลียสครั้งแรก ส่วนใหญ่ประกอบด้วยดิวเทอเรียมที่ก่อตัวขึ้น แม้ว่าดิวเทอเรียมจะปรากฏในภายหลังว่าเป็นผลิตภัณฑ์ขั้นกลางของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน อย่างไรก็ตาม ปริมาณดิวเทอเรียมทั้งหมดไม่ได้เพิ่มขึ้นมากนักด้วยเหตุนี้ การวิเคราะห์กระบวนการที่เกิดขึ้นในระยะแรกของนิวเคลียร์ฟิวชันทำให้เกิดขอบเขตบน − 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.
ในทางกลับกัน เป็นที่ชัดเจนว่าสสารแบริออนโดยตัวมันเองไม่สามารถตอบสนองความต้องการ Ω = 1 ซึ่งตามมาจากแบบจำลองเงินเฟ้อ นอกจากนี้ ปัญหาการก่อตัวของดาราจักรยังไม่ได้รับการแก้ไข ทั้งหมดนี้นำไปสู่ความต้องการการมีอยู่ของสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อเงื่อนไข Ω = 1 จำเป็นต้องได้รับการตอบสนองที่ค่าคงที่จักรวาลวิทยาเป็นศูนย์

3.2. สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน

แบบจำลองเชิงทฤษฎีมีตัวเลือกมากมายสำหรับบทบาทของสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน ซึ่งรวมถึง: นิวตริโนที่เบาและหนัก อนุภาคสมมาตรยิ่งยวดของแบบจำลอง SUSY แอกเซียน จักรวาล โมโนโพลแม่เหล็ก อนุภาคฮิกส์ ซึ่งสรุปไว้ในตารางแล้ว ตารางยังมีทฤษฎีที่อธิบายข้อมูลการทดลองโดยไม่ได้แนะนำสสารมืด (ค่าคงที่ความโน้มถ่วงที่ขึ้นกับเวลาในแรงโน้มถ่วงที่ไม่ใช่นิวตันและค่าคงที่จักรวาลวิทยา) การกำหนด: DM - สสารมืด, GUT - ทฤษฎีการรวมครั้งใหญ่, SUSY - ทฤษฎีสมมาตรยิ่งยวด, SUGRA - แรงโน้มถ่วงยิ่งยวด, QCD - โครโมไดนามิกของควอนตัม, QED - อิเล็กโทรไดนามิกควอนตัม, GR - ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป คำว่า WIMP (อนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิสัมพันธ์น้อย) ใช้เพื่อแสดงถึงอนุภาคที่มีมวลมากกว่า GeV/c 2 สองสามตัวที่มีส่วนร่วมเฉพาะในการโต้ตอบที่อ่อนแอเท่านั้น เมื่อพิจารณาใหม่ของการแผ่รังสีพื้นหลังคอสมิกจากดาวเทียม COBE และการเรดชิฟต์โดยใช้ดาวเทียม IRAS การศึกษาการกระจายตัวของดาราจักรในระยะทางไกลและการก่อตัวของโครงสร้างขนาดใหญ่ในดาราจักรของเราเพิ่งถูกดำเนินการใหม่ จากการวิเคราะห์แบบจำลองต่างๆ ของการสร้างโครงสร้าง สรุปได้ว่ามีเพียงแบบจำลองที่น่าพอใจของจักรวาลที่มี Ω = 1 เท่านั้น ซึ่งสสารมืดมีลักษณะผสม: 70% มีอยู่ในรูปของสสารมืดเย็นและ 30 % ในรูปของสสารมืดร้อน ประกอบด้วยนิวตริโนไร้มวลสองตัวและนิวตริโนหนึ่งนิวตริโนที่มีมวล 7.2 ± 2 eV นี่หมายถึงการฟื้นคืนชีพของแบบจำลองสสารมืดผสมที่ทิ้งไปก่อนหน้านี้

นิวตริโนเบา

นิวตริโนมีข้อได้เปรียบที่ชัดเจนซึ่งต่างจากผู้สมัครคนอื่นๆ ทั้งหมดสำหรับบทบาทของสสารมืด เนื่องจากเป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่ามีอยู่ ความชุกของพวกเขาในจักรวาลเป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้ว เพื่อให้นิวตริโนเป็นผู้สมัครรับบทบาทของสสารมืด พวกมันต้องมีมวลอย่างไม่ต้องสงสัย ในการเข้าถึงความหนาแน่นวิกฤตของจักรวาล มวลนิวทริโนต้องอยู่ในขอบเขตของ GeV/c 2 หลายตัว หรือในพื้นที่ตั้งแต่ 10 ถึง 100 eV/c 2
นิวตริโนหนักก็มีความเป็นไปได้เช่นกัน เนื่องจากผลิตภัณฑ์ที่มีนัยสำคัญทางจักรวาลวิทยา m ν exp(-m ν /kT f) จะกลายเป็นขนาดเล็กแม้สำหรับมวลขนาดใหญ่ โดยที่ T f คืออุณหภูมิที่นิวตริโนหนักหยุดอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อน ปัจจัยของโบลต์ซมันน์นี้ทำให้นิวตริโนจำนวนมากมีมวล m ν เทียบกับจำนวนนิวตริโนไร้มวล
สำหรับนิวตริโนแต่ละประเภทในจักรวาล ความหนาแน่นของนิวตริโนสัมพันธ์กับความหนาแน่นของโฟตอนโดยความสัมพันธ์ n ν = (3/11)n γ . พูดอย่างเคร่งครัด นิพจน์นี้ใช้ได้เฉพาะกับนิวตริโน Majorana แบบเบาเท่านั้น (สำหรับ Dirac neutrinos ในบางกรณี มีความจำเป็นต้องเพิ่มปัจจัยทางสถิติอีกหนึ่งตัวให้เท่ากับสอง) ความหนาแน่นของโฟตอนสามารถกำหนดได้บนพื้นฐานของการแผ่รังสีพื้นหลัง 3 K และถึง n γ ≈ 400 ซม. -3 .

อนุภาค	น้ำหนัก	ทฤษฎี	การสำแดง
จี(อาร์)	-	แรงโน้มถ่วงที่ไม่ใช่นิวตัน	DM โปร่งใสในขนาดใหญ่
Λ (ค่าคงที่ช่องว่าง)	-	ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป	Ω=1 ไม่มี DM
Axion, มาจอแรม, โกลด์สโตน โบซอน	10 -5 eV	ควบคุมคุณภาพ; การละเมิดซิม Pechei-Quina	เย็น DM
นิวตริโนปกติ	10-100 eV	GUT	ร้อน DM
ไลท์ฮิกซิโน, โฟติโน, กราวิติโน, แอกซิโน, สนิวทริโน	10-100 eV	ซูซี่/DM
พาราโฟตอน	20-400 eV	ดัดแปลง QED	ร้อน อบอุ่น DM
นิวตริโนขวา	500 eV	ปฏิสัมพันธ์ที่อ่อนแอ	อบอุ่น DM
กราวิติโน เป็นต้น	500 eV	ซูซี่/ชูกรา	อบอุ่น DM
Fotino, Gravitino, axion, กระจกเงา อนุภาคซิมป์สันนิวทริโน	keV	ซูซี่/ชูกรา	อุ่น/เย็น DM
โฟติโน, สนิวตริโน, ฮิกซิโน, กลูอิโน, นิวตริโนหนัก	MeV	ซูซี่/ชูกรา	เย็น DM
เรื่องเงา	MeV	ซูซี่/ชูกรา	ร้อนหนาว (เป็นแบริออน) DM
พรีออน	20-200 TeV	โมเดลคอมโพสิต	เย็น DM
ผูกขาด	10 16 GeV	GUT	เย็น DM
Pyrgon, maximon, เสาของ Perry, newtorite, Schwarzschild	10 19 GeV	ทฤษฎีมิติที่สูงขึ้น	เย็น DM
ซุปเปอร์สตริง	10 19 GeV	ซูซี่/ชูกรา	เย็น DM
ควาร์ก "นักเก็ต"	10 15 กรัม	QCD, GUT	เย็น DM
จักรวาล สตริง ผนังโดเมน	(10 8 -10 10)M อาทิตย์	GUT	การก่อตัวของดาราจักรอาจไม่ได้ช่วยอะไรมาก
จักรวาล	4-11 GeV	ปัญหานิวตริโน	การก่อตัวของกระแสนิวตริโนบนดวงอาทิตย์
หลุมดำ	10 15 -10 30 กรัม	ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป	เย็น DM

Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, แอน. รายได้ นิวเคลียส ภาควิชาวิทย์ 38, 751 ปรากฎว่าความหนาแน่นของมวลนิวตริโนนั้นใกล้วิกฤตถ้าเกิดสภาวะ

โดยที่ g ν เป็นปัจจัยทางสถิติที่คำนึงถึงจำนวนของสถานะเฮลิซิตี้ที่แตกต่างกันสำหรับนิวตริโนแต่ละประเภท สำหรับ Majorana neutrinos ปัจจัยนี้เท่ากับ 2 สำหรับ Dirac neutrinos ควรเท่ากับ 4 อย่างไรก็ตาม โดยปกติแล้วจะถือว่าส่วนประกอบทางขวามือออกจากสภาวะสมดุลทางความร้อนเร็วกว่ามาก ดังนั้นเราจึงสามารถสันนิษฐานได้ว่า g ν = 2 สำหรับกรณี Dirac เช่นกัน
เนื่องจากความหนาแน่นของนิวตริโนมีขนาดเท่ากันกับความหนาแน่นของโฟตอน มีนิวตริโนมากกว่าแบริออนประมาณ 10 9 เท่า ดังนั้นแม้แต่นิวตริโนมวลน้อยก็สามารถกำหนดไดนามิกของจักรวาลได้ เพื่อให้ได้ Ω = ρ ν /ρ с = 1 ต้องใช้มวลนิวทริโน m ν c 2 ≈ 15–65 eV/N ν โดยที่ N ν คือจำนวนชนิดของนิวตริโนแสง ขอบเขตบนของการทดลองสำหรับมวลของนิวตริโนที่รู้จักทั้งสามประเภทคือ: 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

ในเอกภพที่มีนิวตริโนครอบงำ ระดับการบีบอัดที่ต้องการสามารถกำหนดได้ในระยะที่ค่อนข้างช้า โครงสร้างแรกจะสอดคล้องกับกระจุกดาราจักรยิ่งยวด ดังนั้น กระจุกดาราจักรและดาราจักรจึงสามารถวิวัฒนาการได้โดยการแยกส่วนโครงสร้างหลักเหล่านี้ (แบบจำลองจากบนลงล่าง) อย่างไรก็ตาม วิธีการนี้ทำให้เกิดปัญหาเมื่อพิจารณาถึงการก่อตัวของโครงสร้างขนาดเล็กมาก เช่น ดาราจักรแคระ เพื่ออธิบายการก่อตัวของการหดตัวที่ค่อนข้างใหญ่ จำเป็นต้องคำนึงถึงหลักการของ Pauli สำหรับ fermions ด้วย

นิวตริโนหนัก

ตามข้อมูล LEP และ SLAC ที่เกี่ยวข้องกับการวัดที่แม่นยำของความกว้างของการสลายตัวของ Z 0 - โบซอน มีนิวตริโนแสงเพียงสามประเภทเท่านั้น และไม่รวมการมีอยู่ของนิวตริโนหนักที่มีมวลถึง 45 GeV/c 2
เมื่อนิวตริโนที่มีมวลจำนวนมากออกจากสภาวะสมดุลทางความร้อน พวกมันมีความเร็วที่ไม่สัมพันธ์กันอยู่แล้ว นั่นคือสาเหตุที่พวกมันถูกเรียกว่าอนุภาคของสสารมืดเย็น การปรากฏตัวของนิวตริโนหนักสามารถนำไปสู่การหดตัวของแรงโน้มถ่วงในช่วงต้นของสสาร ในกรณีนี้ โครงสร้างที่เล็กกว่าจะก่อตัวขึ้นก่อน กระจุกดาราจักรและกระจุกดาราจักรยิ่งยวดจะก่อตัวขึ้นในภายหลังโดยการสะสมกลุ่มดาราจักรแยกจากกัน (แบบจำลองจากล่างขึ้นบน)

axions

Axions เป็นอนุภาคสมมุติฐานที่เกิดขึ้นจากปัญหาการละเมิด CP ในการโต้ตอบที่รุนแรง (ปัญหา θ) การมีอยู่ของอนุภาคเทียมดังกล่าวเกิดจากการละเมิดความสมมาตรของ Pechei-Kuin chiral มวลของแกนถูกกำหนดโดย

อันตรกิริยากับเฟอร์มิออนและเกจโบซอนถูกอธิบายโดยค่าคงที่ของคัปปลิ้ง ตามลำดับ:

ค่าคงที่การสลายตัวของแกน ฉ a ถูกกำหนดโดยค่าความคาดหวังสุญญากาศของสนามฮิกส์ เพราะ ฉ a เป็นค่าคงที่อิสระที่สามารถรับค่าใด ๆ ระหว่างเครื่องชั่งอิเล็กโทรวีกและพลังค์ จากนั้นค่าที่เป็นไปได้ของมวลแกนจะแปรผันตามขนาด 18 คำสั่ง ความแตกต่างเกิดขึ้นระหว่าง DFSZ axions ซึ่งมีปฏิสัมพันธ์โดยตรงกับอิเล็กตรอน และที่เรียกว่า Hadronic axion ซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับอิเล็กตรอนในลำดับแรกของทฤษฎีการรบกวนเท่านั้น เป็นที่เชื่อกันโดยทั่วไปว่า axions ประกอบขึ้นเป็นสสารมืดเย็น เพื่อให้ความหนาแน่นไม่เกินวิกฤตจำเป็นต้องมี ฉเอ< 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с ฉ≈ 250 GeV ถูกตัดออกจากการทดลองแล้ว ตัวแปรอื่นๆ ที่มีมวลน้อยกว่า และด้วยเหตุนี้ พารามิเตอร์การมีเพศสัมพันธ์ที่มีขนาดใหญ่จึงถูกจำกัดด้วยข้อมูลต่างๆ

อนุภาคสมมาตรยิ่งยวด

ทฤษฎีสมมาตรยิ่งยวดส่วนใหญ่มีอนุภาคเสถียรเพียงตัวเดียว ซึ่งเป็นตัวเลือกใหม่สำหรับสสารมืด การมีอยู่ของอนุภาคสมมาตรยิ่งยวดที่เสถียรนั้นเกิดขึ้นจากการอนุรักษ์จำนวนควอนตัมแบบทวีคูณ ซึ่งเรียกว่า R-parity ซึ่งใช้ค่า +1 สำหรับอนุภาคธรรมดา และ -1 สำหรับซุปเปอร์พาร์ทเนอร์ของพวกมัน มันคือ กฎหมายอนุรักษ์ R-parity. ตามกฎหมายการอนุรักษ์นี้ อนุภาค SUSY สามารถก่อตัวเป็นคู่เท่านั้น อนุภาค SUSY สามารถสลายตัวเป็นอนุภาค SUSY จำนวนคี่เท่านั้น ดังนั้นอนุภาคที่สมมาตรยิ่งยวดที่เบาที่สุดจึงต้องมีความเสถียร
เป็นไปได้ที่จะละเมิดกฎหมายการอนุรักษ์ R-parity หมายเลขควอนตัม R เกี่ยวข้องกับแบริออนหมายเลข B และหมายเลขเลปตัน L โดยความสัมพันธ์ R = (–1) 3B+L+2S โดยที่ S คือการหมุนของอนุภาค กล่าวอีกนัยหนึ่ง การละเมิด B และ/หรือ L อาจส่งผลให้เกิด R-parity nonconservation อย่างไรก็ตาม มีข้อจำกัดที่เข้มงวดมากเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของการละเมิด R-parity
สันนิษฐานว่าอนุภาคที่สมมาตรยิ่งยวดที่เบาที่สุด (LSP) ไม่ได้มีส่วนร่วมในคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า แต่อยู่ในปฏิกิริยาที่รุนแรง มิฉะนั้นจะรวมเข้ากับเรื่องธรรมดาและปรากฏเป็นอนุภาคหนักผิดปกติในปัจจุบัน จากนั้นความอุดมสมบูรณ์ของ LSP ดังกล่าว ซึ่งถูกทำให้เป็นมาตรฐานสำหรับความอุดมสมบูรณ์ของโปรตอน จะเท่ากับ 10 -10 สำหรับอันตรกิริยาที่รุนแรง และ 10 -6 สำหรับอันตรกิริยาแบบแม่เหล็กไฟฟ้า ค่าเหล่านี้ขัดแย้งกับขอบเขตบนของการทดลอง: 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.
ในบรรดาตัวเลือกที่เป็นไปได้สำหรับบทบาทของอนุภาคที่มีสมมาตรยิ่งยวดที่เป็นกลางที่เบาที่สุดคือ photino (S = 1/2) และ zino (S = 1/2) ซึ่งมักจะเรียกว่า geijino เช่นเดียวกับ higgsino (S = 1/2) สนิวตริโน (S = 0) และกราวิติโน (S = 3/2) ในทฤษฎีส่วนใหญ่ อนุภาค LSP เป็นการผสมผสานเชิงเส้นของอนุภาคสปิน 1/2 SUSY ที่กล่าวถึงข้างต้น มวลของสิ่งที่เรียกว่า neutralino นี้น่าจะมากกว่า 10 GeV/c 2 การพิจารณาอนุภาค SUSY ว่าเป็นสสารมืดนั้นมีความน่าสนใจเป็นพิเศษ เนื่องจากพวกมันปรากฏในบริบทที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง และไม่ได้ถูกนำมาใช้เพื่อแก้ปัญหาของสสารมืด (ไม่ใช่แบริออน) โดยเฉพาะ จักรวาล เดิมที Cosmions ถูกนำมาใช้เพื่อแก้ปัญหาของนิวตริโนสุริยะ เนื่องจากความเร็วสูง อนุภาคเหล่านี้จึงทะลุผ่านพื้นผิวของดาวฤกษ์แทบไม่มีอุปสรรค ในบริเวณภาคกลางของดาวฤกษ์ พวกมันชนกับนิวเคลียส หากการสูญเสียพลังงานมากพอ พวกมันจะไม่สามารถทิ้งดาวดวงนี้ไว้อีกและสะสมในดาวดวงนี้เมื่อเวลาผ่านไป ภายในดวงอาทิตย์ จักรวาลที่ติดอยู่ส่งผลกระทบต่อธรรมชาติของการถ่ายเทพลังงาน และส่งผลให้บริเวณภาคกลางของดวงอาทิตย์เย็นลง สิ่งนี้จะนำไปสู่ความน่าจะเป็นที่ลดลงในการผลิตนิวทริโนจาก 8 โวลต์ และจะอธิบายได้ว่าทำไมฟลักซ์ของนิวตริโนที่วัดได้บนโลกจึงน้อยกว่าที่คาดไว้ ในการแก้ไขปัญหานิวทริโนนี้ มวลจักรวาลต้องอยู่ในช่วงตั้งแต่ 4 ถึง 11 GeV/c 2 และปฏิกิริยาตัดขวางสำหรับปฏิกิริยาระหว่างจักรวาลกับสสารต้องมีค่า 10 -36 ซม. 2 อย่างไรก็ตาม ข้อมูลการทดลองดูเหมือนจะแยกแยะวิธีการแก้ปัญหาของนิวตริโนแสงอาทิตย์ออก

ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยีของกาลอวกาศ

นอกจากอนุภาคข้างต้นแล้ว ข้อบกพร่องเชิงทอพอโลยียังสามารถนำไปสู่สสารมืดได้อีกด้วย สันนิษฐานว่าในจักรวาลต้นที่ t ≈ 10–36 s, E ≈ 10 15 GeV, T ≈ 10 28 K, เกิดการแตกหักของสมมาตร GUT ซึ่งนำไปสู่การแยกปฏิสัมพันธ์ที่อธิบายโดย SU (3) และ SU (2)×U กลุ่ม (หนึ่ง). สนามฮิกส์ 24 มิติได้รับการจัดตำแหน่งที่แน่นอน และการวางแนวของมุมเฟสของการแตกหักแบบสมมาตรที่เกิดขึ้นเองยังคงเป็นไปตามอำเภอใจ จากผลของการเปลี่ยนเฟสนี้ พื้นที่เชิงพื้นที่ที่มีทิศทางต่างกันควรก่อตัวขึ้น พื้นที่เหล่านี้ขยายตัวเมื่อเวลาผ่านไปและในที่สุดก็ติดต่อกัน
ตามแนวคิดสมัยใหม่ จุดบกพร่องทางทอพอโลยีที่เกิดขึ้นบนพื้นผิวขอบเขต ซึ่งภูมิภาคที่มีทิศทางต่างกันมาบรรจบกัน พวกมันสามารถมีขนาดตั้งแต่ศูนย์ถึงสามและประกอบด้วยสุญญากาศของความสมมาตรที่ไม่ขาดตอน หลังจากทำลายสมมาตร สุญญากาศเริ่มต้นนี้มีพลังงานและความหนาแน่นของสสารสูงมาก
ที่สำคัญที่สุดคือข้อบกพร่องเหมือนจุด พวกเขาต้องมีประจุแม่เหล็กที่แยกได้นั่นคือ เป็นแม่เหล็กโมโนโพล มวลของพวกมันสัมพันธ์กับอุณหภูมิการเปลี่ยนเฟสและมีค่าประมาณ 10 16 GeV/c 2 จนถึงตอนนี้ แม้จะมีการค้นหาอย่างเข้มข้น แต่การมีอยู่ของวัตถุดังกล่าวยังไม่ได้รับการลงทะเบียน
ในทำนองเดียวกันกับโมโนโพลแม่เหล็ก ข้อบกพร่องเชิงเส้น สตริงจักรวาล ยังสามารถเกิดขึ้นได้ วัตถุที่เป็นเส้นใยเหล่านี้มีความหนาแน่นมวลเชิงเส้นที่มีลักษณะเฉพาะของลำดับที่ 10 22 g⋅cm-1 และสามารถปิดหรือเปิดก็ได้ เนื่องจากแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วง พวกมันจึงสามารถทำหน้าที่เป็นเมล็ดสำหรับการควบแน่นของสสาร ซึ่งเป็นผลมาจากกาแล็กซีที่ก่อตัวขึ้น
มวลที่มากขึ้นจะทำให้สามารถตรวจจับสายดังกล่าวได้ผ่านผลกระทบของเลนส์โน้มถ่วง สตริงจะโค้งงอพื้นที่โดยรอบในลักษณะที่จะสร้างภาพคู่ของวัตถุที่อยู่ข้างหลังพวกเขา แสงจากกาแลคซีไกลโพ้นสามารถหักเหได้ด้วยสตริงนี้ตามกฎของทฤษฎีแรงโน้มถ่วงทั่วไป ผู้สังเกตการณ์บนโลกจะเห็นภาพสะท้อนของกาแลคซีสองแห่งที่อยู่ติดกันซึ่งมีองค์ประกอบสเปกตรัมเหมือนกัน ผลกระทบของเลนส์โน้มถ่วงนี้ได้ถูกค้นพบแล้วสำหรับควาซาร์ที่อยู่ห่างไกล เมื่อกาแลคซีระหว่างควาซาร์กับโลกทำหน้าที่เป็นเลนส์โน้มถ่วง
ยังกล่าวถึงความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของสถานะตัวนำยิ่งยวดในสตริงของจักรวาลอีกด้วย อนุภาคที่มีประจุไฟฟ้า เช่น อิเลคตรอนในสายสุญญากาศแบบสมมาตรจะไม่มีมวล เนื่องจากอนุภาคเหล่านี้ได้มาซึ่งมวลอันเนื่องมาจากการแตกหักของสมมาตรอันเนื่องมาจากกลไกของฮิกส์เท่านั้น ดังนั้น คู่อนุภาคกับปฏิปักษ์ที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วแสงจึงถูกสร้างขึ้นที่นี่โดยใช้พลังงานเพียงเล็กน้อย ผลที่ได้คือกระแสตัวนำยิ่งยวด สตริงตัวนำยิ่งยวดสามารถผ่านเข้าสู่สถานะตื่นเต้นผ่านการโต้ตอบกับอนุภาคที่มีประจุ การกำจัดการกระตุ้นนี้จะดำเนินการโดยการปล่อยคลื่นวิทยุ
ข้อบกพร่องมิติที่สูงกว่ายังได้รับการพิจารณา ซึ่งรวมถึง "ผนังโดเมน" สองมิติ และโดยเฉพาะอย่างยิ่ง ข้อบกพร่องสามมิติหรือ "พื้นผิว" ผู้สมัครที่แปลกใหม่อื่น ๆ

1. เรื่องเงา.ภายใต้สมมติฐานที่ว่าสตริงเป็นวัตถุขยายหนึ่งมิติ มีความพยายามเกิดขึ้นในทฤษฎีซูเปอร์สตริงเพื่อจำลองความสำเร็จของแบบจำลองสมมาตรยิ่งยวดในการกำจัดความแตกต่างในแรงโน้มถ่วงและเพื่อเจาะเข้าไปในบริเวณพลังงานที่อยู่เหนือมวลพลังค์ จากมุมมองทางคณิตศาสตร์ ทฤษฎี superstring ที่ปราศจากความผิดปกติสามารถรับได้เฉพาะกลุ่มเกจ SO(32) และ E 8 *E 8" เท่านั้น ส่วนหลังแบ่งออกเป็นสองส่วน ซึ่งส่วนหนึ่งอธิบายเรื่องธรรมดา ในขณะที่อีกส่วนหนึ่งสอดคล้องกับ เรื่องเงา (E 8 ") ทั้งสองส่วนนี้สามารถโต้ตอบกันด้วยแรงโน้มถ่วงเท่านั้น
2. “นักเก็ตควาร์ก”ถูกเสนอในปี พ.ศ. 2527 วัตถุเหล่านี้เป็นวัตถุขนาดใหญ่ที่มีความเสถียรของสสารควาร์ก ซึ่งประกอบด้วย u-, d- และ s-quark ความหนาแน่นของวัตถุเหล่านี้อยู่ในบริเวณความหนาแน่นของนิวเคลียร์ที่ 10 15 g/cm 3 และมวลของวัตถุเหล่านี้สามารถอยู่ในช่วงตั้งแต่ GeV/c 2 ไปจนถึงมวลดาวนิวตรอน พวกมันก่อตัวขึ้นระหว่างการเปลี่ยนเฟสโดยสมมุติฐานของ QCD แต่โดยทั่วไปถือว่าไม่น่าเป็นไปได้มาก

3.3. ทฤษฎีดัดแปลง (ค่าคงที่จักรวาล, ทฤษฎี MOND, ค่าคงที่ความโน้มถ่วงขึ้นอยู่กับเวลา)

ในขั้นต้น ไอน์สไตน์นำค่าคงที่ของจักรวาลวิทยา Λ มาใช้ในสมการภาคสนามของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เพื่อให้แน่ใจว่ามีความคงที่ของจักรวาลตามทัศนะของเวลานั้น อย่างไรก็ตาม หลังจากการค้นพบโดยฮับเบิลในช่วงปลายทศวรรษที่ 20 ของศตวรรษแห่งการขยายตัวของจักรวาล มันกลับกลายเป็นว่าซ้ำซาก ดังนั้นพวกเขาจึงเริ่มสันนิษฐานว่า Λ = 0 อย่างไรก็ตาม ในกรอบของทฤษฎีสนามสมัยใหม่ ค่าคงที่ของจักรวาลวิทยานี้ถูกตีความว่าเป็นความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศ ρ v . สมการต่อไปนี้ถือ:

กรณี Λ = 0 สอดคล้องกับสมมติฐานที่ว่าสุญญากาศไม่มีส่วนทำให้ความหนาแน่นของพลังงาน ภาพนี้สอดคล้องกับแนวคิดของฟิสิกส์คลาสสิก ในทฤษฎีสนามควอนตัม สุญญากาศประกอบด้วยสนามควอนตัมต่างๆ ที่อยู่ในสถานะที่มีพลังงานต่ำที่สุด ซึ่งไม่จำเป็นต้องเท่ากับศูนย์
โดยคำนึงถึงค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่ไม่ใช่ศูนย์โดยใช้ความสัมพันธ์

เราได้รับความหนาแน่นวิกฤตที่ต่ำกว่าและค่าพารามิเตอร์ความหนาแน่นที่มากกว่าที่คาดไว้ตามสูตรข้างต้น การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ตามจำนวนดาราจักรให้ขอบเขตบนของค่าคงที่จักรวาลวิทยาในปัจจุบัน
Λ < 3·10 -56 см –2 . Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

โดยที่ H 0,max จะใช้ค่า 100 km∙s –1 ∙Mps –1 ในขณะที่ค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่ไม่เป็นศูนย์ได้พิสูจน์แล้วว่าจำเป็นสำหรับการตีความระยะเริ่มต้นของวิวัฒนาการ นักวิทยาศาสตร์บางคนสรุปว่า Λ ไม่เท่ากับ 0 ก็มีบทบาทในระยะหลังของการวิวัฒนาการของจักรวาลเช่นกัน
ค่าคงที่จักรวาล

สามารถนำไปสู่ค่า Ω(Λ = 0) แม้ว่าในความเป็นจริง Ω(Λ ≠ 0) พารามิเตอร์ Ω(Λ = 0) ที่กำหนดจาก ρ 0 จะให้ Ω = 1 ตามที่กำหนดในแบบจำลองเงินเฟ้อ โดยมีเงื่อนไขว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาเท่ากับ

การใช้ค่าตัวเลข H 0 = 75 ± 25 km s -1 ∙ Mps -1 และ Ω 0,obs = 0.2 ± 0.1 นำไปสู่
Λ= (1.6 ± 1.1)∙10 −56 ซม. −2 . ความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศที่สอดคล้องกับค่านี้สามารถแก้ไขข้อขัดแย้งระหว่างค่าที่สังเกตได้ของพารามิเตอร์ความหนาแน่นและค่า Ω = 1 ที่กำหนดโดยทฤษฎีสมัยใหม่
นอกเหนือจากการแนะนำค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่ไม่ใช่ศูนย์แล้ว ยังมีแบบจำลองอื่นๆ ที่ขจัดปัญหาบางอย่างอย่างน้อยโดยไม่เกี่ยวข้องกับสมมติฐานสสารมืด

ทฤษฎี MOND (Modified Newtonian Dynamics)

ทฤษฎีนี้อนุมานว่ากฎแห่งแรงโน้มถ่วงแตกต่างจากรูปแบบนิวตันปกติและเป็นดังนี้:

ในกรณีนี้ แรงดึงดูดจะมีมากกว่าและต้องชดเชยด้วยการเคลื่อนที่แบบคาบเร็วขึ้น ซึ่งสามารถอธิบายพฤติกรรมแบนราบของเส้นโค้งการหมุนได้

ค่าคงตัวความโน้มถ่วงขึ้นอยู่กับเวลา

การพึ่งพาเวลาของค่าคงตัวโน้มถ่วง G(t) อาจมีความสำคัญอย่างยิ่งต่อกระบวนการก่อตัวดาราจักร อย่างไรก็ตาม จนถึงตอนนี้ การวัดที่แม่นยำยังไม่ได้บ่งชี้ถึงความแปรผันชั่วคราวของ G

วรรณกรรม

1. จีวี Clapdor-Kleingrothaus, A. Staudt "ฟิสิกส์ที่ไม่ใช่ตัวเร่งของอนุภาคมูลฐาน"
2. ค. นารายณ์. "ฟิสิกส์ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยาทั่วไป".
3. Bottino A. et al., 1994, Astropart.ฟิสิกส์, 2, 67, 77.