Масса темной материи вселенной. Что такое темное вещество. Какая она - тёмная материя
Темная материя и темная энергия во Вселенной
В. А. Рубаков,
Институт ядерных исследований РАН, Москва, Россия
1. Введение
Естествознание сейчас находится в начале нового, необычайно интересного этапа своего развития. Он замечателен прежде всего тем, что наука о микромире - физика элементарных частиц - и наука о Вселенной - космология - становятся единой наукой о фундаментальных свойствах окружающего нас мира. Различными методами они отвечают на одни и те же вопросы: какой материей наполнена Вселенная сегодня? Какова была её эволюция в прошлом? Какие процессы, происходившие между элементарными частицами в ранней Вселенной, привели в конечном итоге к её современному состоянию? Если сравнительно недавно обсуждение такого рода вопросов останавливалось на уровне гипотез , то сегодня имеются многочисленные экспериментальные и наблюдательные данные, позволяющие получать количественные (!) ответы на эти вопросы. Это - еще одна особенность нынешнего этапа: космология за последние 10–15 лет стала точной наукой. Уже сегодня данные наблюдательной космологии имеют высокую точность; еще больше информации о современной и ранней Вселенной будет получено в ближайшие годы.
Полученные в последнее время космологические данные требуют кардинального дополнения современных представлений о структуре материи и о фундаментальных взаимодействиях элементарных частиц. Сегодня мы знаем всё или почти всё о тех «кирпичиках», из которых состоит обычное вещество - атомы, атомные ядра, входящие в состав ядер протоны и нейтроны, - и о том, как взаимодействуют между собой эти «кирпичики» на расстояниях вплоть до 1/1000 размера атомного ядра (рис. 1). Это знание получено в результате многолетних экспериментальных исследований, в основном на ускорителях, и теор етического осмысл ения этих экспериментов. Космологические же данные свидетельствуют о существовании новых типов частиц, ещё не открытых в земных условиях и составляющих «темную материю» во Вселенной. Скорее всего, речь идет о целом пласте новых явлений в физике микромира, и вполне возможно, что этот пласт явлений будет открыт в земных лабораториях в недалеком будущем.
|
Еще более удивительным результатом наблюдательной космологии стало указание на существование совершенно новой формы материи - «темной энерги и».
Каковы свойства темной материи и темной энерги и? Какие космологические данные свидетельствуют об их существовании? О чем оно говорит с точки зрения физики микромира? Каковы перспективы изучения темной материи и темной энерги и в земных условиях? Этим вопросам и посвящена предлагаемая Вашему вниманию лекция.
2. Расширяющаяся Вселенная
Имеется целый ряд фактов, говорящих о свойствах Вселенной сегодня и в относительно недалеком прошлом.
|
Вселенная в целом однородна : все области во Вселенной выглядят одинаково. Разумеется, это не относится к небольшим областям: есть области, где много звезд - это галактики; есть области, где много галактик, - это скопления галактик; есть и области, где галактик мало, - это гигантские пустоты. Но области размером 300 миллионов световых лет и больше выглядят все одинаково. Об этом однозначно свидетельствуют астрономические наблюдения, в результате которых составлена «карта» Вселенной до расстояний около 10 млрд световых лет от нас . Нужно сказать, что эта «карта» служит источником ценнейшей информации о современной Вселенной, поскольку она позволяет на количественном уровне определить, как именно распределено вещество во Вселенной.
На рис. 2 показан фрагмент этой карты , охватывающий относительно небольшой объем Вселенной. Видно, что во Вселенной имеются структуры довольно большого размера, но в целом галактики «разбросаны» в ней однородно.
Вселенная расширяется : галактики удаляются друг от друга. Пространство растягивается во все стороны, и чем дальше от нас находится та или иная галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Сегодня темп этого расширения невелик: все расстояния увеличатся вдвое примерно за 15 млрд лет, однако раньше темп расширения был гораздо больше. Плотность вещества во Вселенной убывает с течением времени, и в будущем Вселенная будет всё более и более разреженной. Наоборот, раньше Вселенная была гораздо более плотной, чем сейчас. О расширении Вселенной прямо свидетельствует «покраснение» света, испущенного удаленными галактиками или яркими звездами: из-за общего растяжения пространства длина волны света увеличивается за то время, пока он летит к нам. Именно это явление было установлено Э. Хабблом в 1927 году и послужило наблюдательным доказательством расширения Вселенной, предсказанного за три года до этого Александром Фридманом.
Замечательно, что современные наблюдательные данные позволяют измерить не только темп расширения Вселенной в настоящее время, но проследить за темпом её расширения в прошлом. О результатах этих измерений и вытекающих из них далеко идущих выводах мы еще будем говорить. Здесь же скажем о следующем: сам факт расширения Вселенной, вместе с теор ией гравитации - общей теор ией относительности - свидетельствует о том, что в прошлом Вселенная была чрезвычайно плотной и чрезвычайно быстро расширялась. Если проследить эволюцию Вселенной назад в прошлое, используя известные законы физики, то мы придем к выводу, что эта эволюция началась с момента Большого Взрыва; в этот момент вещество во Вселенной было настолько плотным, а гравитационное взаимодействие настолько сильным, что известные законы физики были неприменимы. С тех пор прошло 14 млрд лет, это - возраст современной Вселенной.
Вселенная «теплая»: в ней имеется электромагнитное излучение, характеризуемое температурой Т = 2,725 градусов Кельвина (реликтовые фотоны, сегодня представляющие собой радиоволны). Разумеется, эта температура сегодня невелика (ниже температуры жидкого гелия), однако это было далеко не так в прошлом. В процессе расширения Вселенная остывает, так что на ранних стадиях её эволюции температура, как и плотность вещества, была гораздо выше, чем сегодня. В прошлом Вселенная была горячей, плотной и быстро расширяющейся.
Фотоснимок, изображенный на рис. 3 , привел к нескольким важным и неожиданным выводам. Во-первых, он позволил установить, что наше трехмерное пространство с хорошей степенью точности евклидово: сумма углов треугольника в нем равна 180 градусов даже для треугольников со сторонами, длины которых сравнимы с размером видимой части Вселенной, т. е. сравнимы с 14 млрд световых лет. Вообще говоря, общая теор ия относительности допускает, что пространство может быть не евклидовым, а искривленным; наблюдательные же данные свидетельствуют, что это не так (по крайней мере для нашей области Вселенной). Способ измерения «суммы углов треугольника» на космологических масштабах расстояний состоит в следующем. Можно надежно вычислить характерный пространственный размер областей, где температура отличается от средней: на момент перехода плазма-газ этот размер определяется возрастом Вселенной, т. е. пропорционален 300 тыс. световых лет. Наблюдаемый угловой размер этих областей зависит от геометрии трехмерного пространства, что и дает возможность установить, что эта геометрия - евклидова.
В случае евклидовой геометрии трехмерного пространства общая теор ия относительности однозначно связывает темп расширения Вселенной с суммарной плотностью всех форм энерги и , так же как в ньютоновской теор ии тяготения скорость обращения Земли вокруг Солнца определяется массой Солнца. Измеренный темп расширения соответствует полной плотности энерги и в современной Вселенной
В терминах плотности массы (поскольку энерги я связана с массой соотношением Е = mс 2 ) это число составляет
Если бы энерги я во Вселенной целиком определялась энерги ей покоя обычного вещества, то в среднем во Вселенной было бы 5 протонов в кубическом метре. Мы увидим, однако, что обычного вещества во Вселенной гораздо меньше.
Во-вторых, из фотоснимка рис. 3 можно установить, какова была величина (амплитуда) неоднородностей температуры и плотности в ранней Вселенной - она составляла 10 –4 –10 –5 от средних значений. Именно из этих неоднородностей плотности возникли галактики и скопления галактик: области с более высокой плотностью притягивали к себе окружающее вещество за счет гравитационных сил, становились еще более плотными и в конечном итоге образовывали галактики.
Поскольку начальные неоднородности плотности известны, процесс образования галактик можно рассчитать и результат сравнить с наблюдаемым распределением галактик во Вселенной. Этот расчет согласуется с наблюдениями, только если предположить, что помимо обычного вещества во Вселенной имеется другой тип вещества - темная материя , вклад которой в полную плотность энерги и сегодня составляет около 25%.
|
Другой этап эволюции Вселенной соответствует еще более ранним временам, от 1 до 200 секунд (!) с момента Большого Взрыва, когда температура Вселенной достигала миллиардов градусов. В это время во Вселенной происходили термоядерные реакции, аналогичные реакциям, протекающим в центре Солнца или в термоядерной бомбе. В результате этих реакций часть протонов связалась с нейтронами и образовала легкие ядра - ядра гелия, дейтерия и лития-7. Количество образовавшихся легких ядер можно рассчитать, при этом единственным неизвестным параметром является плотность числа протонов во Вселенной (последняя, разумеется, уменьшается за счет расширения Вселенной, но её значения в разные времена простым образом связаны между собой).
Сравнение этого расчета с наблюдаемым количеством легких элементов во Вселенной приведено на рис. 4 : линии представляют собой результаты теор етического расчета в зависимости от единственного параметра - плотности обычного вещества (барионов), а прямоугольники - наблюдательные данные. Замечательно, что имеется согласие для всех трех легких ядер (гелия-4, дейтерия и лития-7); согласие есть и с данными по реликтовому излучению (показаны вертикальной полосой на рис. 4, обозначенной СМВ - Cosmic Microwave Background). Это согласие свидетельствует о том, что общая теор ия относительности и известные законы ядерной физики правильно описывают Вселенную в возрасте 1–200 секунд, когда вещество в ней имело температуру миллиард градусов и выше. Для нас важно, что все эти данные приводят к выводу о том, что плотность массы обычного вещества в современной Вселенной составляет
т. е. обычное вещество вкладывает всего 5% в полную плотность энерги и во Вселенной.
4. Баланс энерги й в современной Вселенной
Итак, доля обычного вещества (протонов, атомных ядер, электронов) в суммарной энерги и в современной Вселенной составляет всего 5%. Помимо обычного вещества во Вселенной имеются и реликтовые нейтрино - около 300 нейтрино всех типов в кубическом сантиметре. Их вклад в полную энерги ю (массу) во Вселенной невелик, поскольку массы нейтрино малы, и составляет заведомо не более 3%. Оставшиеся 90–95% полной энерги и во Вселенной - «неизвестно что». Более того, это «неизвестно что» состоит из двух фракций - темной материи и темной энерги и, как изображено на рис. 5 .
|
При этом вещества в звездах ещё в 10 раз меньше; обычное вещество находится в основном в облаках газа.
5. Темная материя
Темная материя сродни обычному веществу в том смысл е, что она способна собираться в сгустки (размером, скажем, с галактику или скопление галактик) и участвует в гравитационных взаимодействиях так же, как обычное вещество. Скорее всего, она состоит из новых, не открытых еще в земных условиях частиц.
|
Помимо космологических данных, в пользу существования темной материи служат измерения гравитационного поля в скоплениях галактик и в галактиках. Имеется несколько способов измерения гравитационного поля в скоплениях галактик, один из которых - гравитационное линзирование, проиллюстрированное на рис. 6 .
Гравитационное поле скопления искривляет лучи света, испущенные галактикой, находящейся за скоплением, т. е. гравитационное поле действует как линза. При этом иногда появляются несколько образов этой удаленной галактики; на левой половине рис. 6 они имеют голубой цвет. Искривление света зависит от распределения массы в скоплении, независимо от того, какие частицы эту массу создают. Восстановленное таким образом распределение массы показано на правой половине рис. 6 голубым цветом; видно, что оно сильно отличается от распределения светящегося вещества. Измеренные подобным образом массы скоплений галактик согласуются с тем, что темная материя вкладывает около 25% в полную плотность энерги и во Вселенной. Напомним, что это же число получается из сравнения теор ии образования структур (галактик, скоплений) с наблюдениями.
|
Темная материя имеется и в галактиках. Это опять-таки следует из измерений гравитационного поля, теперь уже в галактиках и их окрестностях. Чем сильнее гравитационное поле, тем быстрее вращаются вокруг галактики звезды и облака газа, так что измерения скоростей вращения в зависимости от расстояния до центра галактики позволяют восстановить распределение массы в ней. Это проиллюстрировано на рис. 7 : по мере удаления от центра галактики скорости обращения не уменьшаются, что говорит о том, что в галактике, в том числе вдалеке от её светящейся части, имеется несветящаяся, темная материя. В нашей Галактике в окрестности Солнца масса темной материи примерно равна массе обычного вещества.
Что представляют из себя частицы темной материи? Ясно, что эти частицы не должны распадаться на другие, более легкие частицы, иначе бы они распались за время существования Вселенной. Сам этот факт свидетельствует о том, что в природе действует новый , не открытый пока закон сохранения , запрещающий этим частицам распадаться. Аналогия здесь с законом сохранения электрического заряда: электрон - это легчайшая частица с электрическим зарядом, и именно поэтому он не распадается на более легкие частицы (например, нейтрино и фотоны). Далее, частицы темной материи чрезвычайно слабо взаимодействуют с нашим веществом, иначе они были бы уже обнаружены в земных экспериментах. Дальше начинается область гипотез . Наиболее правдоподобной (но далеко не единственной!) представляется гипотез а о том, что частицы темной материи в 100–1000 раз тяжелее протона, и что их взаимодействие с обычным веществом по интенсивности сравнимо с взаимодействием нейтрино. Именно в рамках этой гипотез ы современная плотность темной материи находит простое объяснение: частицы темной материи интенсивно рождались и аннигилировали в очень ранней Вселенной при сверхвысоких температурах (порядка 10 15 градусов), и часть их дожила до наших дней. При указанных параметрах этих частиц их современное количество во Вселенной получается как раз такое, какое нужно.
Можно ли ожидать открытия частиц темной материи в недалеком будущем в земных условиях? Поскольку мы сегодня не знаем природу этих частиц, ответить на этот вопрос вполне однозначно нельзя. Тем не менее, перспектива представляется весьма оптимист ической.
Имеется несколько путей поиска частиц темной материи. Один из них связан с экспериментами на будущих ускорителях высокой энерги и - коллайдерах. Если частицы темной материи действительно тяжелее протона в 100–1000 раз, то они будут рождаться в столкновениях обычных частиц, разогнанных на коллайдерах до высоких энерги й (энерги й, достигнутых на существующих коллайдерах, для этого не хватает). Ближайшие перспективы здесь связаны со строящимся в международном центре ЦЕРН под Женевой Большим адронным коллайдером (LHC), на котором будут получены встречные пучки протонов с энерги ей 7x7 Тераэлектронвольт. Нужно сказать, что согласно популярным сегодня гипотез ам, частицы темной материи - это лишь один представитель нового семейства элементарных частиц, так что наряду с открытием частиц темной материи можно надеяться на обнаружение на ускорителях целого класса новых частиц и новых взаимодействий. Космология подсказывает, что известными сегодня «кирпичиками» мир элементарных частиц далеко не исчерпывается!
Другой путь состоит в регистрации частиц темной материи, которые летают вокруг нас. Их отнюдь не мало: при массе, равной 1000 масс протона, этих частиц здесь и сейчас должно быть 1000 штук в кубическом метре. Проблема в том, что они крайне слабо взаимодействуют с обычными частицами, вещество для них прозрачно. Тем не менее, частицы темной материи изредка сталкиваются с атомными ядрами, и эти столкновения можно надеяться зарегистрировать. Поиск в этом направлении
|
Наконец, еще один путь связан с регистрацией продуктов аннигиляции частиц темной материи между собой. Эти частицы должны скапливаться в центре Земли и в центре Солнца (вещество для них практически прозрачно, и они способны проваливаться внутрь Земли или Солнца). Там они аннигилируют друг с другом, и при этом образуются другие частицы, в том числе нейтрино. Эти нейтрино свободно проходят сквозь толщу Земли или Солнца, и могут быть зарегистрированы специальными установками - нейтринными телескопами. Один из таких нейтринных телескопов расположен в глубине озера Байкал (НТ-200 , рис. 8 ), другой (AMANDA) - глубоко во льду на Южном полюсе.
|
Как показано на рис. 9 , нейтрино, приходящее, например, из центра Солнца, может с малой вероятностью испытать взаимодействие в воде, в результате чего образуется заряженная частица (мюон), свет от которой и регистрируется. Поскольку взаимодействие нейтрино с веществом очень слабое, вероятность такого события мала, и требуются детект оры очень большого объема. Сейчас на Южном полюсе началось сооружение детект ора объемом 1 кубический километр.
Имеются и другие подходы к поиску частиц темной материи, например, поиск продуктов их аннигиляции в центральной области нашей Галактики. Какой из всех этих путей первым приведет к успеху, покажет время, но в любом случае открытие этих новых частиц и изучение их свойств станет важнейшим научным достижением. Эти частицы расскажут нам о свойствах Вселенной через 10 –9 с (одна миллиардная секунды!) после Большого Взрыва, когда температура Вселенной составляла 10 15 градусов, и частицы темной материи интенсивно взаимодействовали с космической плазмой.
6. Темная энерги я
Темная энерги я - гораздо более странная субстанция, чем темная материя. Начать с того, что она не собирается в сгустки, а равномерно «разлита» во Вселенной. В галактиках и скоплениях галактик её столько же, сколько вне их. Самое необычное то, что темная энерги я в определенном смысл е испытывает антигравитацию . Мы уже говорили, что современными астрономическими методами можно не только измерить нынешний темп расширения Вселенной, но и определить, как он изменялся со временем. Так вот, астрономические наблюдения свидетельствуют о том, что сегодня (и в недалеком прошлом) Вселенная расширяется с ускорением: темп расширения растет со временем. В этом смысл е и можно говорить об антигравитации: обычное гравитационное притяжение замедляло бы разбегание галактик, а в нашей Вселенной, получается, всё наоборот.
Такая картина, вообще говоря, не противоречит общей теор ии относительности, однако для этого темная энерги я должна обладать специальным свойством - отрицательным давлением. Это резко отличает её от обычных форм материи. Не будет преувеличением сказать, что природа темной энерги и - это главная загадка фундаментальной физики XXI века .
Один из кандидатов на роль темной энерги и - вакуум. Плотность энерги ии вакуума не изменяется при расширении Вселенной, а это и означает отрицательное давление вакуума . Другой кандидат - новое сверхслабое поле, пронизывающее всю Вселенную; для него употребляют термин «квинтэссенция». Есть и другие кандидаты, но в любом случае темная энерги я представляет собой что-то совершенно необычное.
Другой путь объяснения ускоренного расширения Вселенной состоит в том, чтобы предположить, что сами законы гравитации видоизменяются на космологических расстояниях и космологических временах. Такая гипотез а далеко не безобидна: попытки обобщения общей теор ии относительности в этом направлении сталкиваются с серьезными трудностями.
По-видимому, если такое обобщение вообще возможно, то оно будет связано с представлением о существовании дополнительных размерностей пространства, помимо тех трех измерений, которые мы воспринимаем в повседневном опыте.
К сожалению, сейчас не видно путей прямого экспериментального исследования темной энерги и в земных условиях. Это, конечно, не означает, что в будущем не может появиться новых блестящих идей в этом направлении, но сегодня надежды на прояснение природы темной энерги и (или, более широко, причины ускоренного расширения Вселенной) связаны исключительно с астрономическими наблюдениями и с получением новых, более точных космологических данных. Нам предстоит узнать в деталях, как именно расширялась Вселенная на относительно позднем этапе её эволюции, и это, надо надеяться, позволит сделать выбор между различными гипотез ами.
Речь идет о наблюдениях сверхновых типа 1а.
Изменение энерги и при изменении объема определяется давлением, ΔЕ = -p ΔV . При расширении Вселенной энерги я вакуума растет вместе с объемом (плотность энерги и постоянна), что возможно, только если давление вакуума отрицательно. Отметим, что противоположные знаки давления и энерги и вакуума прямо следуют из Лоренц-инвариантности.
7. Заключение
Как часто бывает в науке, впечатляющие успехи физики частиц и космологии поставили неожиданные и фундаментальные вопросы. Мы сегодня не знаем, что представляет собой основная часть материи во Вселенной. Мы можем только догадываться, какие явления происходят на сверхмалых расстояниях, и какие процессы происходили во Вселенной на самых ранних этапах её эволюции. Замечательно, что на многие из этих вопросов ответы будут найдены в обозримом будущем - в течение 10–15 лет, а может быть, и раньше. Наше время - это время кардинального изменения взгляда на природу, и главные открытия здесь еще впереди.
ОБСУЖДЕНИЕ
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
|
||||||||
| Авторские права сайта Fornit | ||||||||
Все, что мы видим вокруг себя (звезды и галактики) это не более 4-5% от всей массы во Вселенной!
Согласно космологическим теориям современности, наша Вселенная состоит всего из 5% обычной, так называемой барионной материи, которая образует все наблюдаемые объекты; 25% темной материи, регистрируемой благодаря гравитации; и темной энергии, составляющей целых 70% от общего объема.
Термины темная энергия и темная материя не вполне удачны и представляют собой дословный, но не смысловой перевод с английского.
В физическом же смысле данные термины подразумевают, только то, что эти вещества не взаимодействуют с фотонами, и их с таким же успехом можно было бы назвать невидимой или прозрачной материей и энергией.
Многие современные ученные убеждены, что исследования направленные на изучение темной энергии и материи, вероятно, помогут получить ответ на глобальный вопрос: что же ожидает нашу Вселенную в будущем?
Сгустки размером с галактику
Темная материя представляет собой субстанцию, состоящую, скорее всего, из новых, еще неизвестных в земных условиях частиц и обладающую свойствами присущими самому обыкновенному веществу. Например, она способна также как обычные вещества собираться в сгустки и участвовать в гравитационных взаимодействиях. Вот только размеры этих так называемых сгустков могут превышать целую галактику или даже скопление галактик.
Подходы и методы исследования частиц темной материи
На данный момент ученые всего мира всячески пытаются обнаружить или получить искусственно в земных условиях частицы темной материи, посредством специально разработанного сверхтехнологичного оборудования и множества различных научно-исследовательских методов, но пока все труды не увенчиваются успехом.
Один из методов связан с проведением экспериментов на ускорителях высокой энергии, широко известных как коллайдеры. Ученые, считая, что частицы темной материи тяжелее протона в 100-1000 раз, предполагают, что они должны будут зарождаться при столкновении обычных частиц, разогнанных до высоких энергий посредством коллайдера. Суть другого метода заключается в регистрации частиц темной материи, находящихся повсюду вокруг нас. Основная сложность регистрации данных частиц состоит в том, что они проявляют очень слабое взаимодействие с обычными частицами, которые по своей сути для них являются как бы прозрачными. И все же частицы темной материи очень редко, но сталкиваются с ядрами атомов, и имеется определенная надежда рано или поздно все же зарегистрировать данное явление.
Существуют и другие подходы и методы исследования частиц темной материи, а какой из них первым приведет к успеху, покажет лишь время, но в любом случае открытие этих новых частиц станет важнейшим научным достижением.
Субстанция, обладающая антигравитацией
Темная энергия представляет собой еще более необычную субстанцию, чем та же темная материя. Она не обладает способностью собираться в сгустки, в результате чего равномерно распределена абсолютно по всей Вселенной. Но самым необычным ее свойством на данный момент является антигравитация.
Природа темной материи и черных дыр
Благодаря современным астрономическим методам имеется возможность определить темп расширения Вселенной в настоящее время и смоделировать процесс его изменения ранее во времени. В результате этого получена информация о том, что в данный момент, так же как и в недалеком прошлом, наша Вселенная расширяется, при этом темп этого процесса постоянно увеличивается. Именно поэтому и появилась гипотеза об антигравитации темной энергии, так как обычное гравитационное притяжение оказывало бы замедляющее воздействие на процесс «разбегания галактик», сдерживая скорость расширения Вселенной. Данное явление не противоречит общей теории относительности, но при этом темной энергии необходимо обладать отрицательным давлением – свойством, которым не обладает ни одно из известных на данный момент веществ.
Кандидаты на роль «Темной энергии»
Масса галактик в скоплении Абель 2744 составляет менее 5 процентов от всей его массы. Этот газ настолько горячий, что светит только в рентгеновском диапазоне (красный цвет на этом изображении). Распределение невидимой темной материи (составляющей около 75 процентов от массы этого кластера) окрашено в синий цвет.
Одним из предполагаемых кандидатов на роль темной энергии является вакуум, плотность энергии которого остается неизменной в процессе расширения Вселенной и подтверждает тем самым отрицательное давление вакуума. Другим предполагаемым кандидатом является «квинтэссенция» — неизведанное ранее сверхслабое поле, якобы проходящее через всю Вселенную. Также имеются и другие возможные кандидаты, но не один из них на данный момент так и не поспособствовал получению точного ответа на вопрос: что же такое темная энергия? Но уже сейчас понятно, что темная энергия представляет собой что-то совершенно сверхъестественное, оставаясь главной загадкой фундаментальной физики XXI века.
Термин «темная материя» (или скрытая масса) используется в разных областях науки: в космологии, астрономии, физике. Речь идет о гипотетическом предмете – такой форме содержимого пространства и времени, которая напрямую взаимодействует с электромагнитным излучением и не пропускает его через себя.
Темная материя – что это?
С незапамятных времен людей волновал вопрос происхождения Вселенной и процессы, ее формирующие. В век технологий были сделаны важные открытия, и теоретическая база существенно расширена. В 1922 году британский физик Джеймс Джинс и голландский астроном Якобус Каптейн обнаружили, что большая часть галактического вещества не видима. Тогда впервые был назван термин темная материя – это такое вещество, которое нельзя увидеть ни одним из известных человечеству способов. Присутствие загадочной субстанции выдают косвенные признаки – гравитационное поле, тяжесть.
Темная материя в астрономии и космологии
Предположив, что все предметы и части во Вселенной притягиваются друг к другу, астрономы смогли найти массу видимого космоса. Но было обнаружено несоответствие в весе реальном и предсказанном. И ученые выяснили, что существует невидимая масса, на долю которой положено до 95% всей неизведанной сущности во Вселенной. Темная материя в космосе обладает следующими признаками:
- подвержена воздействию гравитации;
- влияет на другие космические объекты,
- слабо взаимодействует с реальным миром.
Темная материя - философия
Отдельное место занимает темная материя в философии. Данная наука занимается исследованием мироустройства, основ бытия, системы видимых и невидимых миров. За первооснову было взято некое вещество, определяемое пространством, временем, окружающими факторами. Обнаруженная многим позже таинственная темная материя космоса изменила понимание мира, его устройства и эволюции. В философском смысле неизвестная субстанция, как сгусток энергии пространства и времени, присутствует в каждом из нас, поэтому люди смертны, ведь состоят из времени, которое имеет конец.
Для чего нужна темная материя?
Лишь малая часть космических объектов (планеты, звезды и пр.) – видимое вещество. По меркам различных ученых темная энергия и темная материя занимают практически все пространство в Космосе. На долю первой приходится 21-24%, энергия же занимает 72%. Каждое вещество неясной физической природы имеет свои функции:
- Черная энергия, не поглощающая и не испускающая свет, отталкивает объекты, заставляя Вселенную расширяться.
- На основе скрытой массы строятся галактики, ее сила притягивает предметы в космическом пространстве, удерживает их на своих местах. То есть она замедляет расширение Вселенной.
Из чего состоит темная материя?
Темная материя в Солнечной системе – это то, что нельзя потрогать, рассмотреть и изучить досконально. Поэтому выдвигается несколько гипотез относительно ее природы и состава:
- Неизвестные науке частицы, участвующие в гравитации, являются составляющей данной субстанции. Обнаружить их в телескоп невозможно.
- Феномен являет собой скопление маленьких черных дыр (размером не больше Луны).
Можно различить два вида скрытой массы в зависимости от скорости составляющих ее частиц, плотности их скопления.
- Горячая. Ее недостаточно для формирования галактик.
- Холодная. Состоит из медленных, массивных сгустков. Этими составляющими могут быть известные науке аксионы и бозоны.
Существует ли темная материя?
Все попытки измерить объекты неизученной физической природы не принесли успехов. В 2012 году было исследовано движение 400 звезд вокруг Солнца, но присутствие скрытого вещества в больших объемах не было доказано. Даже если темная материя не существует в реальности, она имеет место быть в теории. С ее помощью объясняется нахождение объектов Вселенной на своих местах. Некоторые ученые находят доказательства существования скрытой космической массы. Ее присутствие во Вселенной объясняет тот факт, что скопления галактик не разлетаются в разные стороны и держатся вместе.
Темная материя – интересные факты
Природа скрытой массы остается загадкой, но она продолжает интересовать ученые умы всего мира. Регулярно проводятся эксперименты, с помощью которых пытаются исследовать саму субстанцию и ее побочные эффекты. И факты о ней продолжают множиться. Например:
- Нашумевший Большой адронный коллайдер, являющийся самым мощным в мире ускорителем частиц, работает на повышенной мощности, чтобы выявить существование невидимого вещества в Космосе. Мировая общественность с интересом ждет результатов.
- Японские ученые создают первую в мире карту скрытой массы в пространстве. Закончить ее планируется к 2019 году.
- Недавно физик-теоретик Лиза Рэндалл выдвинула предположение, что темная материя и динозавры связаны. Эта субстанция направила на Землю комету, которая уничтожила жизнь на планете.
Составляющие нашей галактики и всей Вселенной – это светлая и темная материя, то есть видимые и не видимые объекты. Если с изучением первых современная техника справляется, методы постоянно совершенствуются, то скрытые субстанции исследовать весьма проблематично. Человечество еще не пришло к пониманию этого феномена. Невидимая, неосязаемая, но вездесущая темная материя была и остается одной из главных загадок Вселенной.
Теоретическая конструкция в физике, называемая Стандартной моделью, описывает взаимодействия всех известных науке элементарных частиц. Но это всего 5% существующего во Вселенной вещества, остальные же 95% имеют совершенно неизвестную природу. Что представляет из себя эта гипотетическая темная материя и как ученые пытаются ее обнаружить? Об этом в рамках спецпроекта рассказывает Айк Акопян, студент МФТИ и сотрудник кафедры физики и астрофизики.
Стандартная модель элементарных частиц, окончательно подтвержденная после обнаружения бозона Хиггса, описывает фундаментальные взаимодействия (электрослабое и сильное) известных нам обычных частиц: лептонов, кварков и переносчиков взаимодействия (бозонов и глюонов). Однако оказывается, что вся эта огромная сложная теория описывает лишь около 5–6% всей материи, тогда как остальная часть в эту модель никак не вписывается. Наблюдения самых ранних моментов жизни нашей Вселенной показывают нам, что примерно 95% материи, которая окружает нас, имеет совершенно неизвестную природу. Иными словами, мы косвенно видим присутствие этой скрытой материи из-за ее гравитационного влияния, однако напрямую поймать ее пока не удавалось. Это явление скрытой массы получило кодовое название «темная материя».
Современная наука, особенно космология, работает по дедуктивному методу Шерлока Холмса
Сейчас основным кандидатом из группы WISP является аксион, возникающий в теории сильного взаимодействия и имеющий очень малую массу. Такая частица способна в больших магнитных полях превращаться в фотон-фотонную пару, что дает намеки на то, как можно попробовать ее обнаружить. В эксперименте ADMX используют большие камеры, где создается магнитное поле в 80000 гаусс (это в 100000 раз больше магнитного поля Земли). Такое поле в теории должно стимулировать распад аксиона на фотон-фотонную пару, которую и должны поймать детекторы. Несмотря на многочисленные попытки, пока обнаружить WIMP, аксионы или стерильные нейтрино не удалось.
Таким образом, мы пропутешествовали через огромное количество различных гипотез, стремящихся объяснить странное наличие скрытой массы, и, откинув с помощью наблюдений все невозможное, пришли к нескольким возможным гипотезам, с которыми уже можно работать.
Отрицательный результат в науке - это тоже результат, так как он дает ограничение на различные параметры частиц, например отсеивает диапазон возможных масс. Из года в год все новые и новые наблюдения и эксперименты в ускорителях дают новые, более строгие ограничения на массу и другие параметры частиц темной материи. Таким образом, выкидывая все невозможные варианты и сужая круг поисков, мы день ото дня становимся все ближе к понимаю, из чего же все-таки состоит 95% материи в нашей Вселенной.
Введение
Имеются веские аргументы в пользу
того, что значительная часть вещества во Вселенной ничего не излучает
и не поглощает и поэтому невидима. О наличии такой
невидимой материи можно узнать по ее гравитационному взаимодействию с излучающей
материей. Исследование скоплений галактик и галактических ротационных кривых
свидетельствует о существовании этой так называемой темной материи. Итак, по
определению темная материя − это материя, которая не взаимодействует с
электромагнитным излучением, то есть не испускает его и не поглощает.
Первое детектирование невидимой
материи датируется прошлым столетием. В 1844 г. Фридрих Бессель в письме к Карлу
Гауссу писал, что необъясненная неравномерность в движении Сириуса может быть
результатом его гравитационного взаимодействия с некоторым соседним телом,
причем последнее в этом случае должно иметь достаточно большую массу. Во времена
Бесселя такой темный компаньон Сириуса был невидимым, его оптически обнаружили
лишь в 1862 г. Им оказался белый карлик, получивший название Сириус-Б, в то
время как сам Сириус был назван Сириус-А.
Плотность вещества во Вселенной ρ можно оценить из
наблюдений движения отдельных галактик. Обычно ρ приводится в единицах так
называемой критической плотности ρ с:
В этой формуле G − гравитационная постоянная, H − постоянная Хаббла, которая известна с небольшой точностью (0.4 < H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:
V = HR − формула Хаббла для скорости
расширения Вселенной,
H = 100 h км∙c -1 ∙Мпс -1 .
При ρ > ρ с Вселенная замкнута, т.е. гравитационное
взаимодействие достаточно сильно для того, чтобы расширение Вселенной сменилось
сжатием.
Таким образом, критическая плотность дается выражением:
ρ с = 2∙1 –29 h 2 г∙см -3 .
Космологическая плотность Ω = ρ/ρ с, определенная на основе динамики
галактических кластеров и суперкластеров, равна 0.1 < Ω < 0.3.
Из наблюдения характера удаления крупномасштабных областей Вселенной с
помощью инфракрасного астрономического спутника IRAS получено, что 0.25 < Ω < 2.
С другой стороны, оценка барионной плотности Ω b по светимости галактик
дает значительно меньшую величину: Ω b < 0.02.
Это рассогласование обычно рассматривается как указание на существование
невидимой материи.
С недавних пор проблеме поиска темной материи стали уделять очень большое
внимание. Если принять во внимание все формы барионной материи, такие, как
межпланетная пыль, коричневые и белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры,
то оказывается, что для объяснения всех наблюдаемых явлений необходима
значительная доля небарионной материи. Это утверждение остается в силе даже
после учета современных данных о так называемых MACHO-объектах (MA
ssive
C
ompact H
alo O
bjects − массивные компактные галактические объекты), обнаруженных с
помощью эффекта гравитационных линз.
. Свидетельства существования темной материи
2.1 . Галактические ротационные кривые
В случае спиральных галактик скорость вращения отдельных звезд вокруг центра галактики определяется из условия постоянства орбит. Приравнивая центробежную и гравитационную силы:
для скорости вращения имеем:
где M r − вся масса материи внутри сферы радиуса r. В случае идеальной сферической или цилиндрической симметрии влияние массы, расположенной вне этой сферы, взаимно компенсируется. В первом приближении центральную область галактики можно считать сферической, т. е.
где
ρ − средняя плотность.
Во внутренней части галактики ожидается линейный рост скорости вращения с
увеличением расстояния от центра. Во внешней области галактики масса M r
практически постоянна и зависимость скорости от расстояния отвечает случаю с
точечной массой в центре галактики:
Ротационная скорость v(r) определяется, например, путем
измерения допплеровского сдвига в спектре излучения Hе-II областей вокруг
O-звезд. Поведение экспериментально измеренных ротационных кривых спиральных
галактик не соответствует уменьшению v(r) с ростом радиуса.
Исследование 21-см линии (переход сверхтонкой структуры в атоме водорода),
излучаемой межзвездным веществом, привело к аналогичному результату. Постоянство
v(r) при больших значениях радиуса означает, что масса M r также увеличивается с ростом радиуса: M r ~ r. Это
указывает на присутствие невидимой материи. Звезды движутся быстрее, чем можно
было ожидать на основе видимого количества материи.
На основе этого наблюдения было постулировано существование сферического гало
темной материи, окружающего галактику и ответственного за неубывающее поведение
ротационных кривых. Кроме того, сферическое гало могло бы способствовать
стабильности формы диска галактик и подтверждать гипотезу об образовании
галактик из сферической протогалактики. Модельные вычисления, выполненные для
Млечного Пути, с помощью которых удалось воспроизвести ротационные кривые,
приняв во внимание наличие гало, указывают на то, что значительная часть массы
должна находиться в этом гало. Свидетельства в пользу существования сферических
гало дают также глобулярные кластеры − сферические скопления звезд, которые
представляют собой наиболее древние объекты в галактике и которые распределены
сферически.
Однако недавнее исследование прозрачности галактик бросило тень сомнения на
эту картину. Путем рассмотрения степени затемненности спиральных галактик как
функции угла наклонения можно сделать заключение о прозрачности таких объектов.
Если бы галактика была совершенно прозрачна, то полная ее светимость не зависела
бы от угла, под которым эта галактика наблюдается, так как все звезды были бы
видимы одинаково хорошо (в пренебрежении размерами звезд). С другой стороны,
постоянная поверхностная яркость означает, что галактика не прозрачна. В этом
случае наблюдатель видит всегда только внешние звезды, т.е. всегда одно и то же
их число на единицу поверхности независимо от угла зрения. Экспериментально было
установлено, что поверхностная яркость остается в среднем постоянной, что могло
бы свидетельствовать о практически полной непрозрачности спиральных галактик. В
таком случае использование оптических методов для определения массовой плотности
Вселенной не совсем точно. Более тщательный анализ результатов измерений привел
к заключению о молекулярных облаках как абсорбирующем материале (их диаметр
примерно 50 пс и температура около 20 К). Согласно закону смещения Вина, такие
облака должны излучать в субмиллиметровой области. Этот результат мог бы дать
объяснение поведения ротационных кривых без предположения о дополнительной
экзотической темной материи.
Свидетельства в пользу существования темной материи были найдены и в
эллиптических галактиках. Газообразные гало с температурами около 10 7 К
были зарегистрированы по их поглощению рентгеновских лучей. Скорости этих
газовых молекул больше, чем скорость расширения:
v r = (2GM/r) 1/2 ,
если предполагать, что их массы соответствуют светимости. Для эллиптических галактик отношение массы к светимости примерно на два порядка больше, чем у Солнца, которое является характерным примером средней звезды. Такое большое значение обычно связывают с существованием темной материи.
2.2. Динамика скоплений галактик
Динамика скоплений галактик свидетельствует в пользу существования темной
материи. Когда движение системы, потенциальная энергия которой является
однородной функцией координат, происходит в ограниченной пространственной
области, то усредненные по времени значения кинетической и потенциальной энергии
связаны друг с другом теоремой о вириале. Она может быть использована для оценки
плотности вещества в скоплениях большого числа галактик.
Если потенциальная энергия U − однородная функция радиус-векторовr
i степени
k, то U и кинетическая энергия T
связаны
как 2T
= kU
. Так как
T
+
U
=
Е
= Е, то отсюда следует, что
U = 2Е/(k + 2), T = kE/(k + 2),
где E − полная энергия. Для гравитационного взаимодействия (U ~ 1/r) k = -1, поэтому 2T = -U . Средняя кинетическая энергия скопления N галактик дается выражением:
T
= N
Эти N галактик могут попарно взаимодействовать друг с другом. Поэтому имеется N(N–1)/2 независимых пар галактик, полная средняя потенциальная энергия которых имеет вид
U = GN(N − 1)m 2 /2r.
При Nm
= M и (N − 1) ≈ N для динамической массы получается
M ≈ 2
Измерения среднего расстояния
Этот аргумент тоже имеет свои слабые места. Вириальное уравнение справедливо
только при усреднении по длительному временному периоду, когда замкнутые системы
находятся в состоянии равновесия. Однако измерения галактических скоплений
представляют собой нечто наподобие мгновенных фотоснимков. Более того, скопления
галактик не являются замкнутыми системами, они связаны друг с другом. И наконец,
не ясно, достигли они состояния равновесия или нет.
2.3. Космологические свидетельства
Выше было дано определение критической плотности ρ с. Формально его можно получить на основе ньютоновской динамики путем вычисления критической скорости расширения сферической галактики:
Соотношение для ρ с следует из выражения для Е, если
принять, что H = r"/r = v/r.
Описание динамики Вселенной основывается на полевых уравнениях Эйнштейна (Общая
Теория Относительности − ОТО). Они несколько упрощаются в предположении об
однородности и изотропности пространства. В метрике Робертсона-Уолкера
инфинитезимальный линейный элемент дается выражением:
где r, θ, φ − сферические координаты точки. Степени
свободы этой метрики включены в параметр k и масштабный множитель R.
Величина k принимает только дискретные значения (если не брать в
рассмотрение фрактальную геометрию) и не зависит от времени. Значение k
представляет собой характеристику модели Вселенной (k = -1 − гиперболическая метрика
(открытая Вселенная), k = 0 −
евклидова метрика (плоская Вселенная), k = +1 − сферическая метрика (замкнутая
Вселенная)).
Динамика Вселенной полностью задается масштабной функцией R(t)
(расстояние между двумя соседними точками пространства с координатами r, θ, φ меняется со временем как R(t)).
В случае сферической метрики R(t) представляет собой радиус
Вселенной. Эта масштабная функция удовлетворяет уравнениям
Эйнштейна-Фридмана-Леметра:
где p(t) − полное давление, а Λ − космологическая постоянная, которая в рамках современных квантово-полевых теорий интерпретируется как плотность энергии вакуума. Далее предположим, что Λ = 0, как это часто делается для объяснения опытных фактов без введения темной материи. Коэффициент R 0 "/R 0 определяет постоянную Хаббла H 0 , где индексом "0" отмечены современные значения соответствующих величин. Из вышеприведенных формул следует, что для параметра кривизны k = 0 современная критическая плотность Вселенной дается выражением, чья величина представляет собой границу между открытой и замкнутой Вселенной (это значение как бы отделяет сценарий, в котором Вселенная вечно расширяется, от того сценария, когда Вселенную ожидает коллапс в конце фазы временного расширения):
Часто используется параметр плотности
где q 0 −
параметр торможения: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2 . Тем самым возможны
три случая:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 − плоская Вселенная,
Ω 0 > 1 − замкнутая Вселенная.
Измерения параметра плотности дали оценку: Ω 0 ≈ 0.2, на основании которой
следовало ожидать открытый характер Вселенной. Однако ряд теоретических
представлений трудно согласовать с открытостью Вселенной, например, так
называемую проблему "плоскостности" и генезис галактик.
Проблема плоскостности
Как видно, плотность Вселенной очень близка к критической. Из уравнений Эйнштейна-Фридмана-Леметра следует (при Λ = 0), что
Поскольку плотность ρ(t) пропорциональна 1/R(t) 3 , то с помощью выражения для Ω 0 (k не равно 0) имеем:
Таким образом, значение Ω ≈ 1 очень нестабильно. Любое отклонение от
совершенно плоского случая сильно увеличивается по мере расширения Вселенной.
Это означает, что во время первоначального ядерного синтеза Вселенная должна
была быть значительно более плоской, чем теперь.
Одно из возможных решений этой проблемы дается в инфляционных моделях.
Предполагается, что расширение ранней Вселенной (в интервале между 10 -34 с
и 10 -31 с после Большого Взрыва)
происходило экспоненциально в фазе инфляции. В этих моделях параметр плотности
обычно не зависит от времени (Ω = 1).
Однако имеются теоретические указания на то, что значение параметра плотности в
интервале 0.01< Ω 0 < 2 также согласуется с
моделью инфляции.
Генезис галактик
Для генезиса галактик необходимы неоднородности плотности. Галактики должны были возникать в таких пространственных областях, где плотности были больше, чем вокруг, так что в результате гравитационного взаимодействия эти области успевали кластеризоваться быстрее, чем наступало их разрежение за счет всеобщего расширения.Однако такого типа аккумулирование материи могло начаться только после формирования атомов из ядер и электронов, т.е. примерно через 150 000 лет после Большого Взрыва при температурах около 3000 К (так как на ранних этапах вещество и излучение находились в состоянии динамического равновесия: любой образующийся сгусток материи тут же разрушался под воздействием излучения и в то же время излучение не могло вырваться за пределы материи). Заметные флуктуации плотности обычной материи в то время были исключены вплоть до очень низкого уровня изотропностью фонового излучения. После стадии формирования нейтральных атомов излучение перестает находиться в состоянии термического равновесия с материей, тем самым возникающие после этого флуктуации плотности материи не находят более своего отражения в характере излучения.
Но если провести вычисления эволюции во времени процесса сжатия материи, который как раз тогда и начался, то оказывается, что прошедшего с тех пор времени недостаточно для того, чтобы могли успеть образоваться такие крупные структуры, как галактики или их скопления. По-видимому, необходимо потребовать существования массивных частиц, вышедших из состояния термического равновесия на более ранней стадии, так чтобы эти частицы имели возможность проявить себя как некоторые зародыши для конденсации вокруг них обычной материи. Такими кандидатами могут быть так называемые WIMP-частицы. При этом необходимо учитывать требование изотропности фонового космического излучения. Небольшая анизотропия (10 -4) в реликтовом излучении (температура около 2.7 К) была обнаружена лишь недавно с помощью спутника COBE.
III . Кандидаты на роль темной материи
3.1 . Барионная темная материя
Наиболее очевидным кандидатом на роль темной материи может быть обычная барионная материя, которая не излучает и имеет соответствующую распространенность. Одну из возможностей мог бы реализовать межзвездный или межгалактический газ. Однако в этом случае должны возникать характерные линии излучения или поглощения, которые не обнаружены.Другим кандидатом могут быть коричневые карлики - космические тела с массами значительно меньше, чем масса Солнца (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.
Очень компактные объекты, находящиеся на конечных стадиях развития звезд (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), также могли бы входить в состав темной материи. Поскольку в течение своего времени жизни практически каждая звезда достигает одной из этих трех конечных стадий, то значительная часть массы более ранних и более тяжелых звезд должна присутствовать в неизлучающей форме в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. Часть этого вещества возвращается в межзвездное пространство путем вспышек сверхновых или другими путями и принимает участие в образовании новых звезд. При этом не следует принимать во внимание звезды с массами M < 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
Верхние границы на возможную плотность барионной материи во Вселенной можно получить из данных о первоначальном ядерном синтезе, который начался примерно через 3 минуты после Большого Взрыва. Особенно важны измерения современной распространенности дейтерия −
(D/H) 0 ≈ 10 -5 , так как во время первоначального ядерного синтеза шло образование главным образом именно дейтерия. Хотя дейтерий также появился позднее в качестве промежуточного продукта реакций слияния ядер, тем не менее полное количество дейтерия за счет этого сильно не возросло. Анализ процессов, происходящих на стадии раннего ядерного синтеза, дает верхнюю границу − 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.
С другой стороны, сейчас совершенно ясно, что барионная материя сама по себе не в состоянии удовлетворить требованию Ω = 1, которое следует из инфляционных моделей. Кроме того, остается неразрешенной проблема образования галактик. Все это приводит к необходимости существования небарионной темной материи, особенно в том случае, когда требуется удовлетворение условия Ω = 1 при нулевой космологической постоянной.
3.2. Небарионная темная материя
Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных кандидатов на роль небарионной темной материи, в том числе: легкие и тяжелые нейтрино, суперсимметричные частицы SUSY-моделей, аксионы, космионы, магнитные монополи, частицы Хиггса − они сведены в таблице. Также в таблице присутствуют теории, объясняющие опытные данные без введения темной материи (зависящая от времени гравитационная постоянная в неньютоновой гравитации и космологическая постоянная). Обозначения: DM − темная материя, GUT − теория Великого Объединения, SUSY − суперсимметричные теории, SUGRA − супергравитация, QCD − квантовая хромодинамика, QED − квантовая электродинамика, ОТО − общая теория относительности. Понятие WIMP (слабовзаимодействующие массивные частицы) используется для обозначения частиц с массой больше нескольких ГэВ/c 2 , которые принимают участие только в слабом взаимодействии. С учетом новых измерений реликтового излучения со спутника COBE и красного смещения с помощью спутника IRAS недавно было заново проведено исследование распределения галактик на больших расстояниях и образования структур большого масштаба в нашей галактике. На основе анализа различных моделей формирования структур было сделано заключение, что возможна только одна удовлетворительная модель Вселенной с Ω = 1, в которой темная материя имеет смешанный характер: 70% существует в форме холодной темной материи и 30% в форме горячей темной материи, причем последняя состоит из двух безмассовых нейтрино и одного нейтрино с массой 7.2 ± 2 эВ. Это означает возрождение ранее отброшенной модели смешанной темной материи.Легкие нейтрино
В отличие от всех остальных кандидатов на роль темной материи, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Примерно известна их распространенность во Вселенной. Для того, чтобы нейтрино могли быть кандидатами на роль темной материи, они, несомненно, должны обладать массой. Для достижения критической плотности Вселенной массы нейтрино должны лежать в области нескольких ГэВ/c 2 или в области от 10 до 100 эВ/c 2 .В качестве таких кандидатов возможны и тяжелые нейтрино, так как космологически значимое произведение m ν exp(-m ν /kT f) становится малым и для больших масс. Здесь T f − температура, при которой тяжелые нейтрино перестают находиться в состоянии термического равновесия. Этот больцмановский множитель дает распространенность нейтрино с массой m ν по отношению к распространенности безмассовых нейтрино.
Для каждого типа нейтрино во Вселенной нейтринная плотность связана с фотонной плотностью соотношением n ν = (3/11)n γ . Строго говоря, это выражение справедливо только для легких майорановских нейтрино (для дираковских нейтрино при определенных обстоятельствах необходимо ввести еще один статистический множитель, равный двум). Плотность фотонов может быть определена на основе фонового реликтового 3 К излучения и достигает n γ ≈ 400 см -3 .
| Частица | Масса | Теория | Проявление |
|---|---|---|---|
| G(R) | - | Неньютонова гравитация | Прозрачная DM на больших масштабах |
| Λ (косм. постоянная) | - | ОТО | Ω=1 без DM |
| Аксион, майорон, голдстоун. бозон | 10 -5 эВ | QCD; нарушение сим. Печеи-Куина | Холодная DM |
| Обычное нейтрино | 10-100 эВ | GUT | Горячая DM |
| Легкое хиггсино, фотино, гравитино, аксино, снейтрино | 10-100 эВ | SUSY/DM | |
| Парафотон | 20-400 эВ | Модифиц. QED | Горячая, теплая DM |
| Правые нейтрино | 500 эВ | Суперслабое взаимодействие | Теплая DM |
| Гравитино и т.д. | 500 эВ | SUSY/SUGRA | Теплая DM |
| Фотино, гравитино, аксион, зеркал. частицы, нейтрино Симпсона | кэВ | SUSY/SUGRA | Теплая/холодная DM |
| Фотино, снейтрино, хиггсино, глюино, тяжелое нейтрино | МэВ | SUSY/SUGRA | Холодная DM |
| Теневая материя | МэВ | SUSY/SUGRA | Горячая/холодная (как барионы) DM |
| Преон | 20-200 ТэВ | Составные модели | Холодная DM |
| Монополи | 10 16 ГэВ | GUT | Холодная DM |
| Пиргон, максимон, полюс Перри, newtorite, Шварцшильд | 10 19 ГэВ | Теории высших размерностей | Холодная DM |
| Суперструны | 10 19 ГэВ | SUSY/SUGRA | Холодная DM |
| Кварковые "самородки" | 10 15 г | QCD, GUT | Холодная DM |
| Косм. струны, доменные стенки | (10 8 -10 10)M солнца | GUT | Формирование галактик, могут не давать большого вклада в |
| Космион | 4-11 ГэВ | Проблема нейтрино | Формирование потока нейтрино на Солнце |
| Черные дыры | 10 15 -10 30 г | ОТО | Холодная DM |
Primak J.R., Seckel D., Sadoulet B., 1988, Ann. Rev. Nucl. Part.Sci., 38, 751 Оказывается, что массовая плотность нейтрино получается близкой к критической, если выполняется условие
где g ν − статистический фактор, учитывающий число
различных состояний спиральности для каждого типа нейтрино. Для майорановских
нейтрино этот множитель равен 2. Для дираковских нейтрино он должен быть равен
4. Однако обычно считается, что правые компоненты покинули состояние
термического равновесия значительно раньше, поэтому можно также считать, что g ν
= 2 и для дираковского
случая.
Поскольку нейтринная плотность имеет тот же порядок величины, что и плотность
фотонов, то существует примерно в 10 9 раз больше нейтрино, чем
барионов, таким образом, даже малая масса нейтрино могла бы определять динамику
Вселенной. Для достижения Ω = ρ ν /ρ с = 1 необходимы
нейтринные массы m ν c 2 ≈ 15–65
эВ/N ν , где N ν − число типов легких
нейтрино. Экспериментальные верхние границы для масс трех известных типов
нейтрино таковы: m(ν е) < 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
Во Вселенной, где доминируют нейтрино, необходимая степень сжатия могла установиться на относительно поздней стадии, первые структуры соответствовали бы суперскоплениям галактик. Таким образом, скопления галактик и галактики могли бы развиваться путем фрагментации этих первичных структур (top-down модель). Однако при таком подходе возникают проблемы при рассмотрении образования очень малых структур, таких как карликовые галактики. Для объяснения образования довольно массивных сжатий также требуется принять во внимание принцип Паули для фермионов.
Тяжелые нейтрино
Согласно данным LEP и SLAC, относящимся к прецизионному измерению ширины распада Z 0 - бозона, существует только три типа легких нейтрино и исключается существование тяжелых нейтрино вплоть до значений масс 45 ГэВ/c 2 .Когда нейтрино с такими большими массами покинули состояние термического равновесия, они уже имели нерелятивистские скорости, поэтому их называют частицами холодной темной материи. Присутствие тяжелых нейтрино могло привести к раннему гравитационному сжатию материи. В этом случае сначала образовались бы более мелкие структуры. Скопления и суперскопления галактик сформировались бы позднее путем аккумулирования отдельных групп галактик (bottom-up модель).
Аксионы
Аксионы − это гипотетические частицы, которые возникают в связи с проблемой CP-нарушения в сильном взаимодействии (θ-проблема). Существование такой псевдоскалярной частицы обусловлено нарушением киральной симметрии Печеи-Куина. Масса аксиона дается выражением
Взаимодействие с фермионами и калибровочными бозонами описывается соответственно следующими константами связи:
Постоянная распада аксиона f a определяется вакуумным средним поля Хиггса. Так как f a − свободная константа, которая может принимать любые значения между электрослабым и планковским масштабами, то возможные значения масс аксиона варьируются на 18 порядков. Различаются DFSZ‑аксионы, непосредственно взаимодействующие с электронами, и так называемые адронные аксионы, которые взаимодействуют с электронами только в первом порядке теории возмущений. Обычно считается, что аксионы составляют холодную темную материю. Для того, чтобы их плотность не превышала критическую, необходимо иметь f a < 10 12 ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f a ≈ 250 ГэВ уже исключен экспериментально, другие варианты с меньшими массами и, соответственно, большими параметрами связи также значительно ограничены разнообразными данными, в первую очередь астрофизическими.
Суперсимметричные частицы
Большинство суперсимметричных теорий содержит одну стабильную частицу, которая является новым кандидатом на роль темной материи. Существование стабильной суперсимметричной частицы следует из сохранения мультипликативного квантового числа − так называемой R-четности, которое принимает значение +1 для обычных частиц, и –1 для их суперпартнеров. Это есть закон сохранения R-четности . Согласно этому закону сохранения SUSY‑частицы могут образовываться только парами. SUSY-частицы могут распадаться только на нечетное число SUSY-частиц. Следовательно, легчайшая суперсимметричная частица должна быть стабильной.Имеется возможность нарушить закон сохранения R-четности. Квантовое число R связано с барионным числом B и лептонным числом L соотношением R = (–1) 3B+L+2S , где S-спин частицы. Другими словами, нарушение B и/или L может приводить к несохранению R-четности. Однако существуют очень жесткие границы для возможности нарушения R-четности.
Предполагается, что легчайшая суперсимметричная частица (LSP) не принимает участия ни в электромагнитном, но в сильном взаимодействии. В противном случае она соединялась бы с обычной материей и проявлялась бы в настоящее время в качестве необычной тяжелой частицы. Тогда распространенность такой LSP, нормированная на распространенность протона, получилась бы равной 10 -10 для сильного взаимодействия, и 10 -6 для электромагнитного. Эти значения противоречат экспериментальным верхним границам: 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.
Среди возможных кандидатов на роль нейтральной легчайшей суперсимметричной частицы имеются фотино (S = 1/2) и зино (S = 1/2), которые обычно называют гейджино, а также хиггсино (S = 1/2), снейтрино (S = 0) и гравитино (S = 3/2). В большинстве теорий LSP-частица представляет собой линейную комбинацию упомянутых выше SUSY-частиц со спином 1/2. Масса этого так называемого нейтралино, скорее всего, должна быть больше 10 ГэВ/c 2 . Рассмотрение SUSY-частиц в качестве темной материи представляет особый интерес, так как они появились совершенно в другом контексте и не были специально введены для разрешения проблемы (небарионной) темной материи. Космионы Космионы первоначально были введены для решения проблемы солнечных нейтрино. Благодаря своей большой скорости эти частицы проходят через поверхность звезды практически беспрепятственно. В центральной области звезды они сталкиваются с ядрами. Если потеря энергии достаточно велика, то они не могут опять покинуть эту звезду и накапливаются в ней с течением времени. Внутри Солнца захваченные космионы влияют на характер передачи энергии и тем самым дают вклад в охлаждение центральной области Солнца. Это привело бы к меньшей вероятности образования нейтрино от 8 В и объяснило бы, почему поток нейтрино, измеряемый на Земле, оказывается меньше, чем ожидаемый. Для разрешения этой нейтринной проблемы масса космиона должна лежать в интервале от 4 до 11 ГэВ/c 2 и сечение реакции взаимодействия космионов с материей должно иметь значение 10 -36 см 2 . Однако экспериментальные данные, по-видимому, исключают такое решение проблемы солнечных нейтрино.
Топологические дефекты пространства-времени
Кроме вышеуказанных частиц, топологические дефекты также могут вносить свой вклад в темную материю. Предполагается, что в ранней Вселенной при t ≈ 10 –36 c, E ≈ 10 15 ГэВ, Т ≈10 28 К произошло нарушение GUT‑симметрии, которое привело к разъединению взаимодействий, описываемых группами SU(3) и SU(2)×U(1). Хиггсовское поле размерностью 24 приобрело определенную выстроенность, причем ориентация фазовых углов спонтанного нарушения симметрии осталась произвольной. Как следствие этого фазового перехода должны были образоваться пространственные области с различной ориентацией. Эти области со временем увеличивались и в конце концов вошли в соприкосновение друг с другом.Согласно современным представлениям топологически стабильные точки дефектов образовались на граничных поверхностях, где произошла встреча областей с различной ориентацией. Они могли иметь размерность от нуля до трех и состоять из вакуума ненарушенной симметрии. После нарушения симметрии этот первоначальный вакуум имеет очень большую энергию и плотность вещества.
Наиболее важными являются точечноподобные дефекты. Они должны нести изолированный магнитный заряд, т.е. быть магнитными монополями. Их масса связана с температурой фазового перехода и составляет около 10 16 ГэВ/c 2 . До сих пор, несмотря на интенсивные поиски, существование таких объектов не зарегистрировано.
Аналогично магнитным монополям могут образовываться и линейные дефекты − космические струны. Эти нитеобразные объекты обладают характерной линейной массовой плотностью порядка 10 22 г∙см –1 и могут быть как замкнутыми, так и незамкнутыми. За счет гравитационного притяжения они могли служить зародышами для конденсации вещества, в результате которой образовались галактики.
Большие значения масс позволили бы детектировать такие струны посредством эффекта гравитационных линз. Струны искривляли бы окружающее пространство таким образом, что создавалось бы двойное изображение находящихся за ними объектов. Свет от очень далеких галактик мог бы отклоняться этой струной согласно законам общей теории гравитации. Наблюдатель на Земле увидел бы два смежных зеркальных изображения галактик с идентичным спектральным составом. Этот эффект гравитационных линз уже был обнаружен для удаленных квазаров, когда галактика, находящаяся между квазаром и Землей, служила в качестве гравитационной линзы.
Обсуждается также возможность наличия сверхпроводящего состояния в космических струнах. Электрически заряженные частицы, такие, как электроны, в симметричном вакууме струны были бы безмассовыми, потому что они приобретают свои массы только в результате нарушения симметрии благодаря механизму Хиггса. Таким образом, пары частица-античастица, двигающиеся со скоростью света, могут создаваться здесь при очень малых затратах энергии. В результате возникает сверхпроводящий ток. Сверхпроводящие струны могли бы переходить в возбужденное состояние посредством взаимодействия с заряженными частицами, снятие этого возбуждения осуществлялось бы путем испускания радиоволн.
Рассматриваются также дефекты более высокой размерности, включая двухмерные "доменные стенки" и, в частности, трехмерные дефекты или "текстуры". Другие экзотические кандидаты
- Теневая материя. В предположении, что струны - это одномерные протяженные объекты, в суперструнных теориях предпринимаются попытки повторить успех суперсимметричных моделей в устранении расходимостей также в гравитации и проникнуть в энергетические области за массой Планка. С математической точки зрения свободные от аномалий суперструнные теории могут быть получены только для калибровочных групп SO(32) и E 8 *E 8" . Последняя расщепляется на два сектора, один из которых описывает обычную материю, тогда как другой соответствует теневой материи (E 8"). Эти два сектора могут взаимодействовать друг с другом только гравитационно.
- "Кварковые самородки" были предложены в 1984 г. Это стабильные макроскопические объекты из кварковой материи, состоящие из u-, d- и s‑кварков. Плотности этих объектов лежат в области ядерной плотности 10 15 г/см 3 , а массы могут составлять от нескольких ГэВ/c 2 до значений масс нейтронных звезд. Они образуются при гипотетическом фазовом QCD-переходе, однако обычно считаются очень маловероятными.
3.3 . Модифицированные теории (космологическая постоянная, MOND‑теория, зависящая от времени гравитационная постоянная)
Первоначально космологическая постоянная Λ была введена Эйнштейном в полевые уравнения ОТО для обеспечения, согласно воззрениям того времени, стационарности Вселенной. Однако после открытия Хабблом в конце 20-х годов нашего столетия расширения Вселенной она оказалась излишней. Посему стали считать, что Λ = 0. Однако в рамках современных теорий поля эта космологическая постоянная интерпретируется как плотность энергии вакуума ρ v . Имеет место следующее уравнение:Случай Λ = 0 отвечает предположению, что вакуум не дает вклада в плотность
энергии. Эта картина отвечает идеям классической физики. В квантовой же теории
поля вакуум содержит различные квантовые поля, находящиеся в состоянии с
наименьшей энергией, которая вовсе не обязательно равна нулю.
Принимая во внимание ненулевую космологическую постоянную, с помощью соотношений
получаем меньшую
критическую плотность и большее значение параметра плотности, чем ожидалось
согласно формулам, приведенным выше. Астрономические наблюдения, основанные на
подсчетах числа галактик, для современной космологической постоянной дают
верхнюю границу
Λ < 3·10 -56 см –2 .
Поскольку критическая плотность ρ с0 не может быть отрицательной, легко оценить
верхнюю границу
где для H 0,max использовано
значение 100 км∙с –1 ∙Мпс –1 . В то время как ненулевая
космологическая постоянная оказалась необходимой для интерпретации ранней фазы
эволюции, некоторые ученые пришли к выводу, что Λ, не равная 0, могла бы играть
роль и на последующих стадиях развития Вселенной.
Космологическая постоянная величины
могла бы приводить к значению Ω(Λ = 0), хотя на самом деле Ω(Λ ≠ 0). Параметр Ω(Λ = 0), определенный из ρ 0 , обеспечивал бы Ω = 1, как это требуется в инфляционных моделях, при условии, что космологическая постоянная равна
Использование численных значений H 0 = 75 ± 25
км∙с −1 ∙Мпс −1 и
Ω 0,obs = 0.2 ± 0.1
приводит к
Λ= (1.6 ± 1.1)∙10 −56 см −2 .
Плотность энергии вакуума, соответствующая этому значению, могла бы разрешить
противоречие между наблюдаемым значением параметра плотности и требуемым
современными теориями значением Ω = 1.
Помимо введения ненулевой космологической постоянной, имеются другие модели,
которые снимают, по крайней мере, часть проблем без привлечения гипотезы темной
материи.
Теория MOND (МОдифицированная Ньютоновская Динамика)
В этой теории предполагается, что закон гравитации отличается от обычной ньютоновской формы и выглядит следующим образом:
В этом случае сила притяжения будет больше и должна быть компенсирована более быстрым периодическим движением, которое в состоянии объяснить плоское поведение ротационных кривых.
Гравитационная постоянная, зависящая от времени
Зависимость от времени гравитационной постоянной G(t) могла иметь большое значение для процесса формирования галактик. Однако до сих пор прецизионные измерения не дали никаких указаний на временную вариацию G.Литература
- Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт."Неускорительная физика элементарных частиц".
- C. Нараньян. "Общая астрофизика и космология".
- Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.
Ударение в английском языке
10 слов с ударением на 1 слог
Закон Ома для замкнутой цепи и неоднородного участка цепи