خانه » مواد تزئینی » درصد ماده تاریک در کیهان ماده تاریک کیهان چیست؟ سمت تاریک ماده

درصد ماده تاریک در کیهان ماده تاریک کیهان چیست؟ سمت تاریک ماده

ما در آستانه کشفی هستیم که می تواند جوهر ایده های ما را در مورد جهان تغییر دهد. ما در مورد ماهیت ماده تاریک صحبت می کنیم. در سال‌های اخیر، نجوم گام‌های اساسی در اثبات رصدی ماده تاریک برداشته است و امروزه وجود چنین ماده‌ای در کیهان را می‌توان یک واقعیت کاملاً ثابت در نظر گرفت. ویژگی این وضعیت این است که ستاره شناسان ساختارهایی را مشاهده می کنند که از ماده ای ناشناخته برای فیزیکدانان تشکیل شده است. بنابراین مشکل شناسایی به وجود آمد طبیعت فیزیکیاین مسئله.

1. "چیزی برای من بیاور، نمی دانم چیست"

فیزیک ذرات مدرن هیچ ذره ای را نمی شناسد که دارای خواص ماده تاریک باشد. نیاز به یک پسوند به مدل استاندارد دارد. اما چگونه، در چه جهتی حرکت کنیم، به چه چیزی و کجا نگاه کنیم؟ کلمات داستان پریان معروف روسی در عنوان این بخش کاملاً منعکس کننده وضعیت فعلی است.

فیزیکدانان در جستجوی ذرات ناشناخته تنها با ایده های کلیدر مورد خواص ماده مشاهده شده این خواص چیست؟

تنها چیزی که می دانیم این است که ماده تاریک با ماده درخشان (باریون ها) به صورت گرانشی برهم کنش می کند و یک محیط سرد با چگالی کیهانی چندین برابر بیشتر از چگالی باریون ها است. با توجه به چنین خواص ساده ای، ماده تاریک به طور مستقیم بر توسعه پتانسیل گرانشی کیهان تأثیر می گذارد. کنتراست چگالی آن در طول زمان افزایش یافت و منجر به تشکیل سیستم‌های هاله‌ای ماده تاریک متصل به گرانش شد.

باید تاکید کرد که این فرآیند ناپایداری گرانشی تنها در صورت وجود آشفتگی های چگالی بذر می تواند در جهان فریدمن راه اندازی شود که وجود آن ربطی به ماده تاریک ندارد، بلکه ناشی از فیزیک انفجار بزرگ است. پس یکی دیگر بلند می شود مهمترین سوالدر مورد ظهور اختلالات بذری که از آن ساختار ماده تاریک ایجاد شده است.

ما کمی بعد به مسئله ایجاد اختلالات اولیه کیهانی خواهیم پرداخت. حالا بیایید به ماده تاریک برگردیم.

باریون ها در چاه های گرانشی با غلظت ماده تاریک دستگیر می شوند. بنابراین، اگرچه ذرات ماده تاریک با نور برهمکنش ندارند، اما در جایی که ماده تاریک وجود دارد، نور پیدا می شود. این ویژگی قابل توجه ناپایداری گرانشی امکان مطالعه مقدار، حالت و توزیع ماده تاریک را با استفاده از داده های رصدی از رادیو تا محدوده اشعه ایکس فراهم کرده است.

تایید مستقل نتیجه گیری ما در مورد خواص ماده تاریک و سایر پارامترهای کیهان با داده هایی در مورد ناهمسانگردی و قطبش تابش زمینه ریزموج کیهانی، فراوانی عناصر نور در جهان و توزیع خطوط جذب ماده ارائه شده است. در طیف کوازارهای دوردست. مدل‌سازی عددی نقش مهمی را ایفا می‌کند و جایگزین آزمایش در تحقیقات کیهان‌شناسی می‌شود. با ارزش ترین اطلاعات در مورد توزیع ماده تاریک در داده های رصدی متعددی در مورد عدسی گرانشی منابع دور توسط توده های ماده در نزدیکی وجود دارد.

برنج. 1. عکسی از آسمان در جهت خوشه کهکشانی 0024 + 1654 که با تلسکوپ هابل به دست آمده است.

شکل 1 بخشی از آسمان را در جهت یکی از این توده های جرم تیره نشان می دهد ($\sim 10^(14)M_(odot)$). ما خوشه ای از کهکشان ها را می بینیم که توسط میدان گرانشی این توده گرفته شده است، گاز پرتو ایکس داغ که در پایین چاه پتانسیل گرانشی قرار دارد و تصویری چندگانه از یکی از کهکشان های پس زمینه که در خط دید هاله تاریک قرار گرفته است. و توسط میدان گرانشی آن منحرف شده است.

جدول 1. پارامترهای کیهانی اصلی

جدول 1 میانگین مقادیر پارامترهای کیهان شناسی به دست آمده از مشاهدات نجومی را نشان می دهد (10 درصد دقت). بدیهی است که چگالی انرژی کل انواع ذرات در کیهان از 30 درصد چگالی بحرانی کل تجاوز نمی کند (سهم نوترینوها بیش از چند درصد نیست). 70 درصد باقیمانده به شکلی هستند که در ازدحام گرانشی ماده شرکت نکرده اند. فقط ثابت کیهانی یا تعمیم آن - یک رسانه با فشار منفی($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $)، به نام " انرژی تاریک". تعیین ماهیت دومی یک چشم انداز بلند مدت برای توسعه فیزیک است.

این گزارش به موضوعات کیهان‌شناسی فیزیکی اختصاص دارد که انتظار می‌رود در سال‌های آینده حل شود. اول از همه، این مربوط به تعیین شرایط اولیه برای تشکیل ساختارهای ماده تاریک و جستجو برای خود ذرات ناشناخته است.

2. کیهان اولیه و کیهان متأخر

ساختار مشاهده شده کیهان نتیجه عمل ترکیبی شرایط شروع و تکامل میدان آشفتگی چگالی است. داده های رصدی مدرن تعیین ویژگی های زمینه اختلالات چگالی را در دوره های مختلف توسعه آن ممکن کرده است. بنابراین، امکان تفکیک اطلاعات در مورد شرایط اولیه و شرایط توسعه وجود داشت که آغاز مطالعه مستقل فیزیک اولیه و اواخر جهان بود.

اصطلاح "جهان اولیه" در کیهان شناسی مدرن به معنای مرحله نهایی انبساط شتابان و به دنبال آن گذار به مرحله داغ تکامل است. ما پارامترهای بیگ بنگ را نمی دانیم، فقط محدودیت های بالایی وجود دارد (به بخش 3، روابط (12) مراجعه کنید). با این حال، یک نظریه به خوبی توسعه یافته در مورد ایجاد اختلالات کیهانی وجود دارد که بر اساس آن می توانیم طیف اختلالات اولیه در چگالی ماده و اولیه را محاسبه کنیم. امواج گرانشیبسته به مقادیر پارامترهای کیهانی.
دلایل عدم وجود یک مدل پذیرفته شده کلی از کیهان اولیه در پایداری پیش‌بینی‌های پارادایم تورمی بیگ بنگ - نزدیکی طیف‌های تولید شده به شکل تخت، کوچکی نسبی دامنه امواج گرانشی کیهانی، نهفته است. اقلیدسی سه بعدی جهان قابل مشاهدهو غیره، - که می تواند در کلاس وسیعی از پارامترهای مدل به دست آید. لحظه حقیقت برای ساخت مدلی از کیهان اولیه می تواند کشف امواج گرانشی کیهانی باشد که در صورت موفقیت آمیز بودن آزمایش فضایی بین المللی پلانک که قرار است در سال 2008 آغاز شود، امکان پذیر به نظر می رسد.

دانش ما از کیهان متاخر کاملاً متضاد است. ما یک مدل نسبتاً دقیق داریم - ما ترکیب ماده، قوانین توسعه ساختار، مقادیر پارامترهای کیهان شناختی را می دانیم (جدول 1 را ببینید)، اما در عین حال یک نظریه عمومی پذیرفته شده درباره منشاء نداریم. از اجزای ماده

خواص جهان مرئی که برای ما شناخته شده است به ما امکان می دهد هندسه آن را در چارچوب تئوری اغتشاش توصیف کنیم. پارامتر کوچک ($10^(-5)$) دامنه اختلالات کیهانی است.

به ترتیب صفر، جهان فریدمانی است و با یک تابع زمان توصیف می شود - ضریب مقیاس $a(t)$. دستور اول تا حدودی پیچیده تر است. آشفتگی های متریک مجموع سه حالت مستقل هستند - اسکالر $S(k)$، بردار $V(k)$ و تانسور $T(k)$، که هر کدام با ویژگی های خاص خود مشخص می شوند. تابع طیفیعدد موج $k$. حالت اسکالر آشفتگی های چگالی کیهانی را توصیف می کند، حالت برداری مسئول حرکات گردابی ماده است و حالت تانسور امواج گرانشی است. بنابراین، کل هندسه با استفاده از چهار تابع توصیف می‌شود: $a(t)، ~ S(k)، ~ V(k)$ و $T(k)$، که امروزه فقط دو تابع اول را می‌دانیم (در برخی حوزه‌ها). از تعریف).

بیگ بنگ یک فرآیند فاجعه بار انبساط سریع بود که با یک میدان گرانشی شدید و به سرعت در حال تغییر بود. در طول انبساط کیهانی، آشفتگی های متریک به طور خود به خود به شیوه ای پارامتریک از نوسانات خلاء متولد شدند، درست همانطور که هر درجه آزادی بدون جرم تحت تأثیر یک میدان متناوب خارجی متولد می شود. تجزیه و تحلیل داده های رصدی یک مکانیسم کوانتومی گرانشی را برای تولد اختلالات دانه نشان می دهد. بنابراین، ساختار بزرگ مقیاس کیهان نمونه ای از راه حلی برای مشکل اندازه گیری در نظریه میدان کوانتومی است.

اجازه دهید به ویژگی های اصلی میدان های اختلال تولید شده توجه کنیم: آمار گاوسی (توزیع های تصادفی در فضا)، فاز زمانی انتخاب شده (شاخه "در حال رشد" اختلالات)، عدم وجود مقیاس متمایز در طیف گسترده ای از طول موج ها، غیر صفر دامنه امواج گرانشی دومی دارد حیاتیبرای ساختن مدلی از کیهان اولیه، از زمانی که، داشتن ساده ترین اتصالبا متریک پس زمینه، امواج گرانشی اطلاعات مستقیمی در مورد مقیاس انرژی بیگ بنگ دارند.

در نتیجه توسعه حالت اسکالر اختلالات، کهکشان ها و سایر اجرام نجومی شکل گرفتند. یک دستاورد مهم سالهای اخیر(آزمایش WMAP (کاوشگر ناهمسانگردی مایکروویو ویلکینسون)) به اصلاح قابل توجهی از دانش ما در مورد ناهمسانگردی و قطبش تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی تبدیل شد که مدت‌ها قبل از ظهور کهکشان‌ها در نتیجه تأثیر هر سه حالت اختلالات کیهانی پدید آمد. بر روی توزیع فوتون

تجزیه و تحلیل مشترک داده‌های رصدی در مورد توزیع کهکشان‌ها و ناهمسانگردی تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی امکان جداسازی شرایط شروع و تکامل را فراهم کرد. با استفاده از این شرط که مجموع $S+V+T\تقریباً 10^(-10)$ توسط ناهمسانگردی تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی ثابت شود، می‌توانیم حد بالایی در مجموع حالت‌های گردابی و تانسوری اختلالات به دست آوریم. کیهان (تشخیص آنها فقط با افزایش دقت مشاهده امکان پذیر است):
$$\frac(V+T)(S) اگر نابرابری (1) نقض شود، بزرگی اغتشاشات چگالی برای تشکیل ساختار مشاهده شده کافی نخواهد بود.

3. در ابتدا صدا وجود داشت ...

اثر ایجاد گرانشی کوانتومی میدان های بدون جرم به خوبی مورد مطالعه قرار گرفته است. این گونه است که ذرات ماده می توانند متولد شوند (برای مثال، نگاه کنید به) (اگرچه، به ویژه، فوتون های باقی مانده در نتیجه فروپاشی ماده اولیه در کیهان اولیه به وجود آمدند). به همین ترتیب، تولید امواج گرانشی و اختلالات چگالی رخ می دهد، زیرا این میدان ها نیز بدون جرم هستند و تولد آنها با شرط انرژی آستانه منعی ندارد. مشکل ایجاد اختلالات گردابی هنوز در انتظار محققان آن است.

تئوری حالت‌های $S$- و $T$- آشفتگی در جهان فریدمن به مسئله مکانیکی کوانتومی اسیلاتورهای مستقل $q_k(\eta)$ که در یک میدان پارامتری خارجی واقع شده‌اند ($\alpha(\eta) کاهش می‌یابد. $) در دنیای Minkowski با مختصات زمانی $\eta=\int dt/a$. عمل و لاگرانژی نوسانگرهای ابتدایی به فرکانس فضایی آنها $k \in (0, \infty)$ بستگی دارد:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
که در آن عدد اول نشان دهنده مشتق زمانی $\eta$ است، $\omega=\beta$ فرکانس نوسانگر، $\beta$ سرعت انتشار اختلالات در واحدهای سرعت نور در خلاء است (از این پس $c =\hbar =1$، نمایه $k$ از فیلد $q$ حذف شده است). در حالت $T$-$q = q_T$ جزء عرضی بدون ردیابی تانسور متریک است،
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8\pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
و در حالت $S$-$q = q_s$ یک برهم نهی خطی از پتانسیل گرانشی طولی (آشفتگی ضریب مقیاس) و پتانسیل 3 سرعتی محیط است که در پارامتر هابل ضرب می شود.
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2)،\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
نقطه به معنای مشتق با توجه به زمان $t$ است.

همانطور که از (3) مشاهده می شود، فیلد $q_T$ بنیادی است، زیرا حداقل با متریک پس زمینه مرتبط است و به خواص ماده بستگی ندارد (در نظریه عمومینسبیت، سرعت انتشار امواج گرانشی برابر با سرعت نور است). در مورد $q_S$، ارتباط آن با میدان خارجی (4) پیچیده‌تر است: هم مشتقات ضریب مقیاس و هم برخی از ویژگی‌های ماده (به عنوان مثال، سرعت انتشار اختلالات در محیط) را شامل می‌شود. ما چیزی در مورد ماده اولیه در کیهان اولیه نمی دانیم - فقط رویکردهای کلیبه این سوال
معمولاً یک محیط ایده آل با تانسور انرژی- تکانه بسته به چگالی انرژی $\epsilon$، فشار $p$ و 4-سرعت ماده $u^\mu$ در نظر گرفته می شود. برای حالت $S$، سرعت 4 بالقوه است و می تواند به عنوان گرادیان $\phi$ 4 اسکالر نشان داده شود:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w)،~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
که در آن $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ تابع عادی سازی است، کاما در زیرنویسبه معنای مشتق نسبت به مختصات است. سرعت صوت با استفاده از "معادله حالت" به عنوان ضریب تناسب بین اختلالات همراه در فشار و چگالی انرژی ماده مشخص می شود:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
که در آن $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot(X)$، $v\equiv\delta\phi /w$ پتانسیل 3 سرعتی محیط است.

که در نظم خطینظریه اغتشاش، مفهوم یک محیط ایده آل معادل مفهوم میدان است که بر اساس آن چگالی لاگرانژی، $L=L(w,\phi)$، به میدان مادی $\phi$ نسبت داده می شود. در رویکرد میدانی، سرعت انتشار تحریکات از معادله بدست می آید
$$\beta^(-2)=\frac(\جزئی\ln|\جزئی L/\جزئی w|)(\جزئی\ln|w|)،~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
که با رابطه (6) نیز مطابقت دارد. اکثر مدل‌های کیهان اولیه فرض می‌کنند که $\beta\sim 1$ است (به ویژه در مرحله تحت سلطه تابش $\beta=1/\sqrt(3)$).

تکامل نوسانگرهای ابتدایی با معادله کلاین-گوردون توصیف شده است
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
جایی که
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
راه حل معادله (8) دارای دو شاخه رفتار مجانبی است: آدیاباتیک ($\omega^2>U$)، زمانی که نوسانگر در حالت نوسان آزاد است و دامنه تحریک آن کاهش می یابد ($|q|\sim(\alpha \sqrt(\beta ))^(-1)$)، و پارامتریک ($\omega^2).

از نظر کمی، طیف اختلالات ایجاد شده به حالت اولیه نوسانگرها بستگی دارد:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
ضریب 2 در بیان حالت تانسور دو قطبش امواج گرانشی را در نظر می گیرد. حالت $\langle\rangle$ به عنوان حالت اصلی در نظر گرفته می شود، یعنی. مطابق با حداقل سطح تحریک اولیه نوسانگرها. این فرضیه اصلی نظریه بیگ بنگ است. در حضور یک ناحیه آدیاباتیک، حالت زمین (خلاء) نوسانگرهای اولیه منحصر به فرد است.
بنابراین، با فرض افزایش تابع U با زمان و $\beta\sim 1$، یک نتیجه کلی جهانی برای طیف $T(k)$ و $S(k)$ بدست می آوریم:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2)،\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
که $k=\sqrt(U)\تقریبا aH$، و $M_p\equiv G^(-1/2)$ جرم پلانک است. همانطور که از (11) مشاهده می شود، در تئوری، حالت $T$ به هیچ وجه با توجه به حالت $S$ مورد تبعیض قرار نمی گیرد. همه چیز در مورد بزرگی فاکتور $\gamma$ در عصر ایجاد اختلال است.
از واقعیت مشاهده شده کوچک بودن حالت $T$-در جهان ما (به بخش 2، رابطه (1) مراجعه کنید)، یک حد بالایی در مقیاس انرژی انفجار بزرگ و در پارامتر $\gamma$ در کیهان اولیه:
$$H آخرین شرط به این معنی است که بیگ بنگ ماهیت تورمی داشته است ($\gamma ما مهمترین اطلاعات فاز را داریم: میدان ها در یک فاز خاص متولد می شوند، فقط شاخه در حال رشد اختلالات به صورت پارامتریک تقویت می شود. اجازه دهید این را با استفاده از توضیح دهیم. مثال مسئله پراکندگی، با فرض اینکه $U = 0 $ در مراحل اولیه (آدیاباتیک) و نهایی (تحت تسلط تابش، $a\propto n$) تکامل است (شکل 2 را ببینید).

برنج. 2. تصویر حل معادله (8) در فرمول بندی مسئله پراکندگی

برای هر یک از مجانب فوق، راه حل کلی شکل دارد
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
که در آن عملگرهای $C_(1,2)$ دامنه‌های شاخه‌های "در حال رشد" و "سقوط" تکامل را مشخص می‌کنند. در حالت خلاء، فاز زمانی اولیه فیلد دلخواه است: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. با این حال، در نتیجه حل معادلات تکامل، معلوم می شود که در مرحله تحت تسلط تابش، تنها شاخه در حال رشد اختلالات صوتی سودآور باقی می ماند: $\langle|C_1^(((out))|\rangle\gg\langle |C_2^((خارج))|. زمانی که تابش از ماده در دوره نوترکیبی جدا می شود، طیف تابش با فاز $k=n\pi\sqrt(3)/\eta_(rec)$ مدوله می شود، که در آن $n$ یک عدد طبیعی است.

برنج. 3. تجلی مدولاسیون صدا در طیف ناهمسانگردی تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی. (طبق آزمایشات WMAP، ACBAR (گیرنده آرایه بولومتری کیهان شناسی قوسی)، بومرنگ (مشاهدات توپ از تابش میلی متری فرا کهکشانی و ژئوفیزیک)، CBI (تصویرساز پس زمینه کیهانی)، VSA (آرایه بسیار کوچک).)

این نوسانات صوتی هستند که در طیف ناهمسانگردی تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی مشاهده می‌شوند (شکل 3، پیک بزرگ مربوط به $n=1$) و آشفتگی‌های چگالی، که منشا کوانتومی گرانشی $S$ را تایید می‌کند. حالت در طیف اغتشاشات چگالی، مدولاسیون صدا توسط کسر کوچک باریون ها نسبت به چگالی کل ماده سرکوب می شود، که یافتن این کسر را مستقل از سایر آزمایشات کیهان شناسی ممکن می سازد. مقیاس نوسان خود به عنوان نمونه ای از یک خط کش استاندارد عمل می کند که توسط آن مهمترین پارامترهای جهان تعیین می شود. در این راستا، باید تاکید کرد که شدت مشکل انحطاط پارامترهای کیهانی در داده های رصدی، سال های طولانیکه مانع از ساخت یک مدل واقعی از کیهان شد، اکنون به لطف فراوانی آزمایش‌های رصدی مستقل و مکمل حذف شده است.

به طور خلاصه می توان گفت که مشکل شکل گیری آشفتگی های اولیه کیهانی و ساختار بزرگ مقیاس کیهان اصولاً امروزه حل شده است. نظریه منشا کوانتومی-گرانشی اختلالات در کیهان اولیه پس از کشف حالت $T$-که ممکن است در آینده نزدیک اتفاق بیفتد، تایید نهایی را دریافت خواهد کرد. بنابراین، ساده ترین مدل بیگ بنگ (تورم قانون قدرت در یک میدان اسکالر عظیم) دامنه حالت $T$ را تنها 5 برابر کوچکتر از دامنه حالت $S$ پیش بینی می کند. سازهای مدرنو فن آوری ها حل مشکل ثبت چنین سیگنال های کوچکی را بر اساس داده های مشاهده ای ناهمسانگردی و قطبش تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی ممکن می سازد.

4. سمت تاریک ماده

فرضیه های متعددی در مورد منشاء ماده وجود دارد، اما هنوز هیچ یک از آنها تأیید نشده است. نشانه‌های رصدی مستقیمی وجود دارد که راز ماده تاریک ارتباط نزدیکی با عدم تقارن باریونی جهان دارد. با این حال، امروزه هیچ نظریه پذیرفته شده ای در مورد منشاء عدم تقارن باریون و ماده تاریک وجود ندارد.

ماده تاریک در کجا قرار دارد؟

می دانیم که جزء نورانی ماده به شکل ستارگان جمع آوری شده در کهکشان هایی با جرم های مختلف و به شکل گاز پرتو ایکس در خوشه ها مشاهده می شود. با این حال بیشترماده معمولی (تا 90٪) به شکل گاز بین کهکشانی کمیاب با دمای چندین الکترون ولت و همچنین به شکل MACHO (ابژه هاله فشرده فشرده) - بقایای فشرده از تکامل ستارگان و کم نور یافت می شود. اجسام انبوه از آنجایی که این ساختارها معمولاً درخشندگی کمی دارند، به آنها "باریون های تاریک" می گویند.

برنج. 4. حد بالایی در کسری از جرم هاله کهکشان در MASNO طبق آزمایش EROS (از فرانسوی - Experience pour la Recherche d "Objets Sombres).

چندین گروه (MASNO، EROS و غیره) تعداد و توزیع اجرام تاریک فشرده در هاله کهکشان ما را بر اساس رویدادهای میکرولنزینگ مطالعه کرده اند. در نتیجه تجزیه و تحلیل مشترک، یک محدودیت مهم به دست آمد - بیش از 20٪ از کل جرم هاله در MACNO در محدوده مقادیر از جرم ماه تا جرم ستاره ها متمرکز نیست (شکل 4). ). بقیه ماده تاریک در هاله از ذرات ناشناخته تشکیل شده است.

ماده تاریک غیرباریونی کجا دیگری پنهان است؟

توسعه تکنولوژی پیشرفتهدر نجوم رصدی قرن بیستم، این امکان را فراهم کرد که پاسخ روشنی برای این سؤال به دست آوریم: ماده تاریک غیرباریونی در منظومه های متصل به گرانش (هاله ها) یافت می شود. ذرات ماده تاریک غیر نسبیتی هستند و برهمکنش ضعیفی دارند - فرآیندهای اتلاف آنها مانند باریون ها پیش نمی رود. باریون ها به طور تابشی سرد می شوند، مستقر می شوند و در مراکز هاله تجمع می یابند و به تعادل چرخشی می رسند. ماده تاریک در اطراف ماده مرئی کهکشان ها با مقیاس مشخصه حدود 200 kpc توزیع شده است. بنابراین، در گروه محلی، که شامل سحابی آندرومدا و راه شیری، بیش از نیمی از کل ماده تاریک در این دو کهکشان بزرگ متمرکز شده است. در مدل استاندارد فیزیک ذرات هیچ ذره ای با ویژگی های مورد نیاز وجود ندارد. یک پارامتر مهم که به دلیل اصل هم ارزی نمی توان از مشاهدات تعیین کرد جرم ذره است. در داخل پسوندهای احتمالیمدل استاندارد چندین ذره ماده تاریک نامزد دارد. موارد اصلی در جدول ذکر شده است. 2 به ترتیب افزایش جرم استراحت آنها.

جدول 2. نامزد ذرات ماده تاریک غیرباریونی

نامزد
گراویتون ها

نوترینوهای "استریل".
ماده آینه ای
ذرات عظیم
ذرات پرجرم	$10^(13)$ GeV
تک قطبی ها و عیوب	10 ^ (19) دلار GeV
سیاهچاله های اولیه	$(10^(-16)-10^(-17))M_(\odot)$

نسخه اصلی ذرات عظیم امروزی - فرضیه نترالینو - با حداقل ابرتقارن همراه است. این فرضیهمی‌توان در شتاب‌دهنده بزرگ هادرون در سرن، که قرار است در سال 2008 راه اندازی شود، آزمایش شود.

جستجو برای ذرات ماده تاریک در سراسر جهان در بسیاری از تاسیسات انجام می شود. جالب است بدانید که فرضیه نترالین را می‌توان به طور مستقل هم در آزمایش‌های زیرزمینی در مورد پراکندگی الاستیک و هم در داده‌های غیرمستقیم در مورد نابودی نترالینوها در کهکشان تأیید کرد. تاکنون فقط در یکی از آشکارسازهای زیرزمینی پروژه DAMA (ماده تاریک) پاسخ مثبت دریافت شده است، جایی که سیگنالی با منشا ناشناخته از نوع "تابستان-زمستان" برای چندین سال مشاهده شده است. با این حال، دامنه جرم ها و مقاطع مرتبط با این آزمایش هنوز در سایر تاسیسات تایید نشده است، که هم در قابلیت اطمینان و هم اهمیت نتیجه تردید ایجاد می کند.

یک ویژگی مهم نترالینوها امکان مشاهده غیرمستقیم آنها توسط شار نابودی در ناحیه گاما است. در فرآیند ازدحام سلسله مراتبی، چنین ذراتی می توانند هاله های کوچکی با اندازه مشخصه به ترتیب اندازه منظومه شمسی و جرمی به ترتیب جرم زمین تشکیل دهند که بقایای آنها تا به امروز باقی مانده است. . خود زمین احتمال زیادممکن است در داخل مینی هاله های مشابه قرار داشته باشد، جایی که چگالی ذرات چندین ده برابر افزایش می یابد. این امر احتمال تشخیص مستقیم و غیرمستقیم ماده تاریک را در کهکشان ما افزایش می دهد. وجود چنین روش‌های جستجوی متفاوتی الهام‌بخش خوش‌بینی است و به ما امکان می‌دهد تا به تعیین سریع ماهیت فیزیکی ماده تاریک امیدوار باشیم.

5. در آستانه فیزیک جدید

در زمان ما، تعیین مستقل خواص کیهان اولیه و کیهان متاخر با استفاده از داده های نجومی رصدی ممکن شده است. ما درک می کنیم که چگونه اختلالات اولیه چگالی کیهانی بوجود آمدند که ساختار جهان از آن تکامل یافت. ما ارزش های مهم ترین پارامترهای کیهانی را در مدل استاندارد کیهان که امروزه هیچ رقیب جدی ندارد، می دانیم. با این حال، سوالات اساسی در مورد منشا انفجار بزرگ و اجزای اصلی ماده حل نشده باقی مانده است.

تعیین رصدی حالت تانسور آشفتگی های کیهانی، کلید ساخت مدلی از کیهان اولیه است. در اینجا با پیش‌بینی واضح نظریه‌ای سروکار داریم که در مورد حالت $S$ به خوبی آزمایش شده است و امکان تأیید آزمایشی حالت $T$ در سال‌های آینده را دارد.

فیزیک نظری، با ارائه فهرست گسترده ای از جهت ها و روش های ممکن برای جستجوی ذرات ماده تاریک، خود را خسته کرده است. اکنون زمان آزمایش است. وضعیت فعلی یادآور اکتشافات بزرگ است - کشف کوارک ها، بوزون های W و Z، نوسانات نوترینو، ناهمسانگردی و قطبش تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی.

یک سوال مطرح می شود که البته از حوصله این گزارش مروری خارج است: چرا طبیعت تا این حد با ما سخاوتمند است و به ما اجازه می دهد اسرار آن را فاش کنیم؟

کتابشناسی - فهرست کتب

Grib A A, Mamaev S G, Mostepanenko V M اثرات کوانتومی در میدان های شدید خارجی (مسکو: Atomizdat, 1980)
Zeldovich Ya B, Starobinsky A A JETP 61 2161 (1971)
GrischukLPZHEGF67 825(1974)
Lukash V N JETP 79 1601 (1980)
Lukash V N, astro-ph/9910009
Strokov VN Astron. مجله 84,483 (2007)
Lukash VN UFN176 113 (2006)
Lukash V N، Mikheeva E V Int. J.Mod. فیزیک A 15 3783 (2000)

V.N. لوکاش، ای.وی. میخیوا

یک ساختار نظری در فیزیک به نام مدل استاندارد، برهمکنش‌های همه ذرات بنیادی شناخته شده برای علم را توصیف می‌کند. اما این تنها 5 درصد از ماده موجود در جهان است، 95 درصد باقیمانده ماهیت کاملاً ناشناخته ای دارد. این ماده تاریک فرضی چیست و دانشمندان چگونه سعی در کشف آن دارند؟ هایک هاکوبیان، دانشجوی MIPT و کارمند دپارتمان فیزیک و اخترفیزیک، در این مورد به عنوان بخشی از یک پروژه ویژه صحبت می کند.

مدل استاندارد ذرات بنیادی که سرانجام پس از کشف بوزون هیگز تایید شد، برهمکنش های بنیادی (الکترو ضعیف و قوی) ذرات معمولی را که می شناسیم: لپتون ها، کوارک ها و حامل های نیرو (بوزون ها و گلوئون ها) را توصیف می کند. با این حال، به نظر می رسد که این همه بزرگ است نظریه پیچیدهتنها حدود 5 تا 6 درصد از کل مواد را توصیف می کند، در حالی که بقیه در این مدل نمی گنجد. مشاهدات اولین لحظات کیهان ما به ما نشان می دهد که تقریباً 95٪ از ماده ای که ما را احاطه کرده است ماهیت کاملاً ناشناخته ای دارد. به عبارت دیگر، ما به‌طور غیرمستقیم شاهد حضور این ماده پنهان به دلیل تأثیر گرانشی آن هستیم، اما هنوز نتوانسته‌ایم مستقیماً آن را بگیریم. این پدیده جرم پنهان با اسم رمز "ماده تاریک" شناخته می شود.

علم مدرن به ویژه کیهان شناسی بر اساس روش قیاسی شرلوک هلمز کار می کند

اکنون کاندیدای اصلی از گروه WISP اکسیون است که در تئوری برهمکنش قوی پدید می‌آید و جرم بسیار کمی دارد. چنین ذره‌ای قادر است در میدان‌های مغناطیسی بالا به یک جفت فوتون- فوتون تبدیل شود، که نکاتی را در مورد چگونگی تلاش برای تشخیص آن می‌دهد. آزمایش ADMX از محفظه های بزرگی استفاده می کند که میدان مغناطیسی 80000 گاوس (که 100000 برابر میدان مغناطیسی زمین است) ایجاد می کند. در تئوری، چنین میدانی باید واپاشی یک آکسیون را به یک جفت فوتون-فوتون تحریک کند که آشکارسازها باید آن را بگیرند. علیرغم تلاش های متعدد، هنوز امکان شناسایی WIMP ها، آکسیون ها یا نوترینوهای استریل وجود ندارد.

بنابراین، ما در تعداد زیادی از فرضیه‌های مختلف به دنبال توضیح حضور عجیب توده پنهان سفر کرده‌ایم، و با رد کردن همه غیرممکن‌ها با کمک مشاهدات، به چندین فرضیه ممکن رسیده‌ایم که می‌توانیم با آنها کار کنیم.

یک نتیجه منفی در علم نیز نتیجه است، زیرا محدودیت هایی را در پارامترهای مختلف ذرات ایجاد می کند، به عنوان مثال، محدوده جرم های ممکن را حذف می کند. سال به سال، مشاهدات و آزمایش‌های جدید بیشتر و بیشتری در شتاب‌دهنده‌ها محدودیت‌های جدید و شدیدتری را در مورد جرم و سایر پارامترهای ذرات ماده تاریک ایجاد می‌کنند. بنابراین، با کنار گذاشتن همه گزینه‌های غیرممکن و محدود کردن دایره جستجوها، روز به روز به درک اینکه 95 درصد ماده در جهان ما از چه چیزی تشکیل شده است، نزدیک‌تر می‌شویم.

مشخص است که ماده تاریک با ماده "درخشنده" (باریونی) حداقل به شیوه ای گرانشی برهمکنش می کند و یک محیط با چگالی متوسط کیهانی چندین برابر بیشتر از چگالی باریون ها را نشان می دهد. دومی در حفره های گرانشی غلظت ماده تاریک اسیر می شود. بنابراین، اگرچه ذرات ماده تاریک با نور تعامل ندارند، نور از جایی که ماده تاریک است ساطع می شود. این ویژگی قابل توجه ناپایداری گرانشی امکان مطالعه مقدار، وضعیت و توزیع ماده تاریک را با استفاده از داده های رصدی از رادیو تا اشعه ایکس فراهم کرده است.

مطالعه مستقیم توزیع ماده تاریک در خوشه های کهکشانی پس از به دست آوردن تصاویر بسیار دقیق در دهه 1990 امکان پذیر شد. در این حالت، تصاویر کهکشان‌های دورتر که روی خوشه پخش می‌شوند، به‌دلیل تأثیر عدسی‌های گرانشی، اعوجاج یا حتی تقسیم می‌شوند. بر اساس ماهیت این اعوجاج، بازسازی توزیع و بزرگی جرم در درون خوشه، بدون توجه به مشاهدات کهکشان‌های خود خوشه ممکن می‌شود. بنابراین وجود جرم پنهان و ماده تاریک در خوشه های کهکشانی با روش مستقیم تایید می شود.

مطالعه ای که در سال 2012 در مورد حرکت بیش از 400 ستاره در فاصله 13000 سال نوری از خورشید منتشر شد، هیچ مدرکی از ماده تاریک در حجم زیاد فضای اطراف خورشید پیدا نکرد. طبق پیش‌بینی‌های نظری، مقدار متوسط ماده تاریک در مجاورت خورشید باید تقریباً 0.5 کیلوگرم حجم باشد. کره زمین. با این حال، اندازه گیری ها مقدار 0.00±0.06 کیلوگرم ماده تاریک در این حجم را نشان دادند. این بدان معناست که تلاش‌ها برای تشخیص ماده تاریک روی زمین، به عنوان مثال از طریق برهمکنش‌های نادر ذرات ماده تاریک با ماده «معمولی»، بعید است موفقیت‌آمیز باشد.

نامزدهای ماده تاریک

ماده تاریک باریونی

طبیعی ترین فرض به نظر می رسد که ماده تاریک از ماده باریونی معمولی تشکیل شده است که به دلایلی به صورت ضعیف برهمکنش الکترومغناطیسی دارد و بنابراین هنگام مطالعه، برای مثال، خطوط گسیل و جذب غیرقابل تشخیص است. ترکیب ماده تاریک ممکن است شامل بسیاری از مواردی باشد که قبلاً کشف شده اند اشیاء فضایی، مانند: هاله های کهکشانی تاریک، کوتوله های قهوه ای و سیارات عظیم، اجرام فشرده در مراحل پایانی تکامل: کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی، سیاه چاله ها. علاوه بر این، اجرام فرضی مانند ستاره‌های کوارکی، ستاره‌های Q و ستاره‌های پریون نیز ممکن است بخشی از ماده تاریک باریونی باشند.

مشکلات این رویکرد در کیهان شناسی بیگ بنگ آشکار می شود: اگر تمام ماده تاریک توسط باریون ها نشان داده شود، پس نسبت غلظت عناصر سبک پس از سنتز هسته اولیه، مشاهده شده در قدیمی ترین اجرام نجومی، باید متفاوت باشد، به شدت متفاوت از آنچه مشاهده می شود. . علاوه بر این، آزمایش‌ها برای جستجوی عدسی گرانشی نور ستارگان در کهکشان ما نشان می‌دهد که غلظت کافی از اجرام گرانشی بزرگ مانند سیارات یا سیاه‌چاله‌ها برای توضیح جرم هاله کهکشان ما و اجرام کوچک مشاهده نشده است. غلظت کافی باید نور ستاره را به شدت جذب کند.

ماده تاریک غیرباریونی

مدل های نظریفراهم کند انتخاب بزرگنامزدهای احتمالی برای نقش ماده نامرئی غیرباریونی بیایید برخی از آنها را فهرست کنیم.

نوترینوهای سبک

بر خلاف سایر کاندیدها، نوترینوها این چنین هستند یک مزیت آشکار: وجود آنها معلوم است. از آنجایی که تعداد نوترینوها در کیهان با تعداد فوتون ها قابل مقایسه است، بنابراین، حتی با داشتن جرم کوچک، نوترینوها ممکن است به خوبی دینامیک جهان را تعیین کنند. برای دستیابی به چگالی بحرانی کجاست، توده‌های نوترینویی مرتبه eV مورد نیاز است، جایی که نشان‌دهنده تعداد انواع نوترینوهای سبک است. آزمایش‌هایی که تا به امروز انجام شده‌اند، تخمین‌هایی از جرم نوترینوها را در مرتبه eV ارائه می‌کنند. بنابراین، نوترینوهای سبک عملاً به عنوان کاندیدایی برای کسر غالب ماده تاریک کنار گذاشته می شوند.

نوترینوهای سنگین

از داده‌های پهنای واپاشی بوزون Z چنین برمی‌آید که تعداد نسل‌های ذرات با برهمکنش ضعیف (شامل نوترینوها) برابر با 3 است. بنابراین، نوترینوهای سنگین (حداقل با جرم کمتر از 45 گیگا الکترون ولت) لزوماً چنین هستند. تماس گرفت. "استریل"، یعنی ذراتی که برهمکنش ضعیفی ندارند. مدل‌های نظری جرم را در طیف وسیعی از مقادیر (بسته به ماهیت آن نوترینو) پیش‌بینی می‌کنند. از پدیدارشناسی برای طیف جرمی تقریباً eV، نوترینوهای عقیم ممکن است بخش مهمی از ماده تاریک را تشکیل دهند.

ذرات فوق متقارن

بر اساس نظریه های ابر متقارن (SUSY)، حداقل یک ذره پایدار وجود دارد که نامزد جدیدی برای ماده تاریک است. فرض بر این است که این ذره (LSP) در برهمکنش های الکترومغناطیسی و قوی شرکت نمی کند. ذرات LSP می توانند فوتینو، گراویتینو، هیگزینو (به ترتیب فوق شرکای فوتون، گراویتون و بوزون هیگز) و همچنین اسنوترینو، شراب و زینو باشند. در اکثر تئوری ها، یک ذره LSP ترکیبی از ذرات SUSY فوق با جرمی در حد 10GeV است.

کیهان ها

کیهان‌ها برای حل مشکل نوترینوهای خورشیدی به فیزیک وارد شدند، که شامل تفاوت قابل توجهی در شار نوترینوی کشف‌شده روی زمین از مقدار پیش‌بینی‌شده است. مدل استانداردآفتاب. با این حال، این مشکل در چارچوب تئوری نوسانات نوترینو و اثر میخیف-اسمیرنوف-ولفنشتاین حل شده است، بنابراین ظاهراً کیهان ها از نامزدهای نقش ماده تاریک حذف شده اند.

عیوب توپولوژیکی فضا-زمان

بر اساس مفاهیم کیهان شناسی مدرن، انرژی خلاء توسط یک میدان اسکالر همگن و همسانگرد مشخص محلی تعیین می شود. این میدان برای توصیف به اصطلاح انتقال فاز خلاء در طول انبساط کیهان، که در طی آن یک نقض مداوم از تقارن رخ داده است، که منجر به جدایی فعل و انفعالات اساسی می شود، ضروری است. انتقال فاز جهشی در انرژی میدان خلاء است که به حالت پایه خود (حالتی با حداقل انرژی در دمای معین) تمایل دارد. مناطق مختلف فضا می توانند چنین انتقالی را به طور مستقل تجربه کنند، که منجر به تشکیل مناطقی با "هم ترازی" خاصی از میدان اسکالر می شود، که با گسترش، می تواند با یکدیگر تماس پیدا کند. در نقاط ملاقات مناطق با جهت گیری های مختلف، نقص های توپولوژیکی پایدار با پیکربندی های مختلف می تواند شکل بگیرد: ذرات نقطه مانند (به ویژه تک قطبی های مغناطیسی)، اجرام خطی کشیده (رشته های کیهانی)، غشاهای دو بعدی (دیوارهای دامنه)، سه- عیوب ابعادی (بافت). همه این اجسام، به عنوان یک قاعده، دارای جرم عظیم هستند و می توانند سهمی غالب در ماده تاریک داشته باشند. در حال حاضر (2012) چنین اجسامی در کیهان کشف نشده اند.

طبقه بندی ماده تاریک

بسته به سرعت ذراتی که احتمالا ماده تاریک را تشکیل می دهند، می توان آن را به چند کلاس تقسیم کرد.

ماده تاریک داغ

متشکل از ذراتی که با سرعت نزدیک به نور حرکت می کنند - احتمالاً نوترینوها. این ذرات دارای جرم بسیار کوچکی هستند، اما هنوز صفر نیستند، و با توجه به تعداد زیادی نوترینو در جهان (300 ذره در هر 1 سانتی‌متر مربع)، جرم عظیمی به دست می‌آید. در برخی مدل ها، نوترینوها 10 درصد ماده تاریک را تشکیل می دهند.

این ماده به دلیل سرعت بسیار زیادش نمی تواند ساختارهای پایداری تشکیل دهد، اما می تواند بر ماده معمولی و دیگر انواع ماده تاریک تأثیر بگذارد.

ماده تاریک گرم

ماده ای که با سرعت نسبیتی حرکت می کند، اما کمتر از ماده تاریک داغ است، "گرم" نامیده می شود. سرعت ذرات آن می تواند از 0.1c تا 0.95c متغیر باشد. برخی از داده ها، به ویژه، نوسانات دما در پس زمینه تشعشعات مایکروویو، دلیلی برای این باور بیاورید که چنین شکلی از ماده می تواند وجود داشته باشد.

هنوز هیچ نامزدی برای نقش اجزای ماده تاریک گرم وجود ندارد، اما ممکن است نوترینوهای عقیم، که باید کندتر از سه طعم معمول نوترینوها حرکت کنند، یکی از آنها باشد.

ماده تاریک سرد

ماده تاریکی که با سرعت های کلاسیک حرکت می کند "سرد" نامیده می شود. این نوع ماده بیشترین علاقه را دارد، زیرا برخلاف ماده تاریک گرم و داغ، ماده سرد می‌تواند تشکیلات پایدار و حتی کهکشان‌های تاریک کامل را تشکیل دهد.

تاکنون ذرات مناسب برای نقش اجزای ماده تاریک سرد کشف نشده است. نامزدهای نقش ماده تاریک سرد، ذرات عظیمی هستند که برهمکنش ضعیفی دارند - WIMP ها، مانند اکسیون ها و شرکای فرمیونی فوق متقارن بوزون های نور - فوتینوها، گراویتینوها و غیره.

ماده تاریک مخلوط

در فرهنگ عامه

در سری Mass Effect، ماده تاریک و انرژی تاریک به شکل "عنصر صفر" برای حرکت در سرعت های فوق العاده ضروری هستند. برخی از افراد، بیوتیک ها، با استفاده از انرژی تاریک، می توانند میدان های اثر جرم را کنترل کنند.
در مجموعه انیمیشن Futurama از ماده تاریک به عنوان سوخت فضاپیمای Planet Express استفاده می شود. ماده به صورت مدفوع به وجود می آید نژاد بیگانه"Zubastilons" و چگالی بسیار بالا است.

همچنین ببینید

یادداشت

ادبیات

وب سایت کیهان شناسی مدرن، که همچنین حاوی مجموعه ای از مواد در مورد ماده تاریک است.
G.W.Klapdor-Kleingrothaus، A.Staudtفیزیک غیر شتاب دهنده ذرات بنیادی. M.: Nauka، Fizmatlit، 1997.

پیوندها

اس ام بیلنکی، توده های نوترینو، اختلاط و نوسانات، UFN 173 1171-1186 (2003)
V. N. Lukash، E. V. Mikheeva، ماده تاریک: از شرایط اولیه تا شکل گیری ساختار کیهان، UFN 177 1023-1028 (2007)
DI. کازاکوف "ماده تاریک"، از یک سری سخنرانی در پروژه PostScience (ویدئو)
آناتولی چرپاشچوک. "اشکال جدید ماده در کیهان، قسمت 1" - جرم تاریک و انرژی تاریک، از مجموعه سخنرانی "ACADEMIA" (ویدئو)

بنیاد ویکی مدیا 2010.

ببینید «ماده تاریک» در فرهنگ‌های دیگر چیست:

ماده تاریک- (TM) ماده غیرمعمول جهان ما، که شامل (نگاه کنید)، یعنی از پروتون، نوترون، مزون، و غیره نیست، و با قوی‌ترین اثر گرانشی بر روی اجرام کیهانی با طبیعت باریونی معمولی (ستاره‌ها، کهکشان‌ها، سیاه… …

Dark Matter The Outer Limits: Dark Matters ژانر علمی تخیلی ... ویکی پدیا

این اصطلاح معانی دیگری دارد، ستاره تاریک را ببینید. ستاره تاریک یک نوع ستاره پیش‌بینی تئوری است که می‌توانست در اوایل شکل‌گیری کیهان وجود داشته باشد، حتی قبل از... ... ویکی‌پدیا

موضوع- واقعیت عینی که خارج و مستقل از آگاهی انسان وجود دارد و توسط آن منعکس می شود (مثلاً م. زنده و غیر زنده). وحدت جهان در مادیت آن است. در فیزیک M. همه انواع وجود (نگاه کنید به)، که می تواند در مختلف... ... دایره المعارف بزرگ پلی تکنیک

معرفی

دلایل محکمی وجود دارد مبنی بر اینکه بسیاری از مواد موجود در جهان نه چیزی را ساطع می کنند و نه جذب می کنند و بنابراین نامرئی هستند. وجود چنین ماده نامرئی را می توان از طریق برهمکنش گرانشی آن با ماده تابشی تشخیص داد. مطالعات خوشه های کهکشانی و منحنی های چرخش کهکشانی شواهدی از وجود این به اصطلاح ماده تاریک ارائه می دهد. بنابراین، طبق تعریف، ماده تاریک ماده ای است که با آن تعامل ندارد تابش الکترومغناطیسییعنی آن را ساطع و جذب نمی کند.
اولین کشف ماده نامرئی به قرن گذشته باز می گردد. در سال 1844، فردریش بسل در نامه ای به کارل گاوس نوشت که بی نظمی غیرقابل توضیح در حرکت سیریوس می تواند نتیجه او باشد. برهم کنش گرانشیبا برخی از بدن همسایه، و دومی در این مورد باید جرم به اندازه کافی بزرگ داشته باشد. در زمان بسل، چنین همراه تاریک سیریوس، تنها در سال 1862 از نظر نوری کشف شد کوتوله سفید، Sirius-B نامیده می شود، در حالی که Sirius خود Sirius-A نامیده می شود.
چگالی ماده در کیهان، ρ، را می توان از مشاهدات حرکت تک تک کهکشان ها تخمین زد. معمولا ρ در واحدهای به اصطلاح چگالی بحرانی ρc داده می شود:

در این فرمول، G ثابت گرانشی، H ثابت هابل است که با دقت پایین (0.4) شناخته شده است.< H < 1), к тому же, вероятно, зависит от времени:

V = HR - فرمول هابل برای نرخ انبساط کیهان،
H = 100 h km∙s -1 ∙Mpc -1 .

برای ρ > ρ σ جهان بسته است، یعنی. برهم کنش گرانشی آنقدر قوی است که انبساط کیهان جای خود را به فشردگی بدهد.
بنابراین، چگالی بحرانی توسط:

ρ σ = 2∙1 –29 h 2 g∙cm -3 .

چگالی کیهانی Ω = ρ/ρ σ که بر اساس دینامیک خوشه‌های کهکشانی و ابرخوشه‌ها تعیین می‌شود، برابر با 1/0 است.< Ω < 0.3.
از مشاهده ماهیت حذف مناطق بزرگ مقیاس از کیهان با استفاده از ماهواره نجومی مادون قرمز IRAS، مشخص شد که 0.25< Ω < 2.
از سوی دیگر، تخمین چگالی باریون Ω b از درخشندگی کهکشان ها مقدار قابل توجهی کوچک تری به دست می دهد: Ω b< 0.02.
این اختلاف معمولاً به عنوان نشانه ای از وجود ماده نامرئی در نظر گرفته می شود.
اخیراً مسئله جستجوی ماده تاریک مورد توجه بسیاری قرار گرفته است. اگر همه اشکال ماده باریونی، مانند غبار بین سیاره‌ای، کوتوله‌های قهوه‌ای و سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها را در نظر بگیریم، مشخص می‌شود که برای توضیح همه پدیده‌های مشاهده‌شده به نسبت قابل‌توجهی از ماده غیرباریونی نیاز است. این بیانیه حتی پس از در نظر گرفتن داده های مدرن در مورد اشیاء به اصطلاح MACHO معتبر است ( M.A. ssive سیفشرده - جمع و جور اچالو Oاشیاء اجرام کهکشانی فشرده و عظیمی هستند که با استفاده از اثر عدسی گرانشی کشف شده‌اند.

. شواهدی برای ماده تاریک

2.1. منحنی های چرخش کهکشانی

چه زمانی کهکشان های مارپیچیسرعت چرخش ستارگان منفرد به دور مرکز کهکشان از شرایط ثابت بودن مدارها تعیین می شود. معادل سازی نیروهای گریز از مرکز و گرانش:

برای سرعت چرخش داریم:

که در آن M r کل جرم ماده در داخل کره ای به شعاع r است. در مورد تقارن کروی یا استوانه ای ایده آل، تأثیر جرم واقع در خارج از این کره متقابلاً جبران می شود. با تقریب اول، ناحیه مرکزی کهکشان را می توان کروی در نظر گرفت، یعنی.

که ρ چگالی متوسط است.
در بخش داخلی کهکشان، با افزایش فاصله از مرکز، افزایش خطی در نرخ چرخش انتظار می‌رود. که در منطقه بیرونیجرم کهکشان M r تقریباً ثابت است و وابستگی سرعت به مسافت مطابق با حالت یک جرم نقطه ای در مرکز کهکشان است:

سرعت چرخشی v(r) تعیین می‌شود، برای مثال، با اندازه‌گیری تغییر داپلر در طیف گسیلی مناطق He-II اطراف ستاره‌های O. رفتار منحنی‌های چرخش اندازه‌گیری‌شده تجربی کهکشان‌های مارپیچی با کاهش v(r) با افزایش شعاع مطابقت ندارد. مطالعه خط 21 سانتی متری (گذر ساختار فوق ظریف در اتم هیدروژن) منتشر شده از ماده بین ستاره ای به نتیجه مشابهی منجر شد. ثبات v(r) در مقادیر بزرگ شعاع به این معنی است که جرم Mr نیز با افزایش شعاع افزایش می یابد: Mr ~ r. این نشان دهنده وجود ماده نامرئی است. ستارگان بر اساس مقدار ظاهری ماده سریعتر از آنچه انتظار می رود حرکت می کنند.
بر اساس این مشاهدات، وجود یک هاله ماده تاریک کروی که کهکشان را احاطه کرده و مسئول رفتار غیرکاهشی منحنی‌های چرخش است، فرض شد. علاوه بر این، یک هاله کروی می تواند به پایداری شکل قرص کهکشان ها کمک کند و فرضیه تشکیل کهکشان ها از یک پیش کهکشان کروی را تایید کند. محاسبات مدل انجام شده برای کهکشان راه شیری که قادر به بازتولید منحنی های چرخش با در نظر گرفتن وجود هاله بود، نشان می دهد که بخش قابل توجهی از جرم باید در این هاله باشد. شواهدی به نفع وجود هاله های کروی نیز توسط خوشه های کروی ارائه می شود - خوشه های کروی ستارگان، که قدیمی ترین اجرام در کهکشان هستند و به صورت کروی توزیع شده اند.
با این حال، تحقیقات اخیر در مورد شفافیت کهکشان ها این تصویر را مورد تردید قرار داده است. با در نظر گرفتن درجه تیرگی کهکشان های مارپیچی به عنوان تابعی از زاویه میل، می توان در مورد شفافیت چنین اجرامی نتیجه گیری کرد. اگر کهکشان کاملاً شفاف بود، آنگاه درخشندگی کلی آن به زاویه ای که این کهکشان در آن مشاهده می شود بستگی نداشت، زیرا همه ستارگان به یک اندازه به خوبی قابل مشاهده خواهند بود (بدون توجه به اندازه ستارگان). از سوی دیگر، روشنایی سطح ثابت به این معنی است که کهکشان شفاف نیست. در این حالت، ناظر همیشه فقط ستاره های بیرونی را می بیند، یعنی. همیشه در هر واحد سطح، بدون توجه به زاویه دید، عدد یکسان است. به طور تجربی ثابت شد که روشنایی سطح به طور متوسط ثابت می ماند، که می تواند نشان دهنده کدورت تقریباً کامل کهکشان های مارپیچی باشد. در این مورد، استفاده از روش های نوری برای تعیین چگالی جرم کیهان کاملاً دقیق نیست. بیشتر تجزیه و تحلیل کاملنتایج اندازه گیری ها به این نتیجه رسید که ابرهای مولکولی به عنوان یک ماده جاذب (قطر آنها تقریبا 50 ps و دما حدود 20 کلوین است). طبق قانون جابجایی وین، چنین ابرهایی باید در ناحیه زیر میلی متری ساطع شوند. این نتیجه می تواند توضیحی برای رفتار منحنی های چرخش بدون فرض ماده تاریک عجیب و غریب اضافی ارائه دهد.
شواهدی دال بر وجود ماده تاریک در کهکشان های بیضوی نیز یافت شده است. هاله های گازی با دمای حدود 107 کلوین با جذب آنها ثبت شد اشعه ایکس. سرعت این مولکول های گاز بیشتر از سرعت انبساط است:

v r = (2GM/r) 1/2،

با فرض اینکه جرم آنها با درخشندگی آنها مطابقت دارد. برای کهکشان های بیضوی، نسبت جرم به درخشندگی تقریباً دو مرتبه بزرگتر از خورشید است که نمونه ای معمولی از یک ستاره متوسط است. چنین مقدار زیادی معمولاً با وجود ماده تاریک مرتبط است.

2.2. دینامیک خوشه های کهکشانی

دینامیک خوشه های کهکشانی شواهدی را برای وجود ماده تاریک ارائه می دهد. هنگامی که حرکت سیستم انرژی پتانسیلکه یک تابع همگن از مختصات است در یک منطقه فضایی محدود رخ می دهد، سپس مقادیر میانگین زمانی انرژی جنبشی و پتانسیل توسط قضیه ویروسی با یکدیگر مرتبط می شوند. می توان از آن برای تخمین چگالی ماده در خوشه ها استفاده کرد تعداد زیادیکهکشان ها
اگر انرژی پتانسیل U تابع همگن بردارهای شعاع باشد r i درجه k، سپس U و انرژی جنبشی T به صورت 2T = kU مرتبط هستند. از آنجایی که T + U = E = E، نتیجه می شود که

U = 2E/(k + 2)، T = kE/(k + 2)،

که در آن E کل انرژی است. برای برهمکنش گرانشی (U ~ 1/r) k = -1، بنابراین 2T = -U. میانگین انرژی جنبشی یک خوشه از کهکشان های N به صورت زیر بدست می آید:

T=N /2.

این کهکشان های N می توانند به صورت جفت با یکدیگر تعامل داشته باشند. بنابراین، N(N-1)/2 جفت کهکشان مستقل وجود دارد که مجموع انرژی پتانسیل میانگین کل آنها شکل

U = GN(N - 1)m2/2r.

با Nm = M و (N - 1) ≈ N برای جرم دینامیکی M ≈ 2 می شود /G.
اندازه گیری فاصله متوسط و سرعت متوسط مقدار جرم دینامیکی را ارائه دهید که تقریباً دو مرتبه بزرگتر از جرم بدست آمده از تجزیه و تحلیل درخشندگی کهکشان ها است. این حقیقترا می توان به عنوان شواهد دیگری به نفع وجود ماده تاریک تفسیر کرد.
این استدلال نیز خود را دارد نقاط ضعیف. معادله ویروسی تنها زمانی معتبر است که در یک دوره زمانی طولانی میانگین گیری شود، زمانی که سیستم های بسته در حالت تعادل هستند. با این حال، اندازه گیری خوشه های کهکشانی چیزی شبیه به عکس های فوری است. علاوه بر این، خوشه های کهکشانی اینطور نیستند سیستم های بسته، به یکدیگر متصل هستند. بالاخره مشخص نیست که به حالت تعادل رسیده اند یا خیر.

2.3. شواهد کیهان شناسی

تعریف چگالی بحرانی ρc در بالا ارائه شد. به طور رسمی، می توان آن را بر اساس دینامیک نیوتنی با محاسبه نرخ انبساط بحرانی یک کهکشان کروی به دست آورد:

رابطه ρc از عبارت E حاصل می شود، اگر فرض کنیم که H = r"/r = ‎v/r.
توصیف دینامیک جهان بر اساس معادلات میدانی اینشتین (نظریه نسبیت عام - GTR) است. آنها با فرض همگنی و همسانگردی فضا تا حدودی ساده می شوند. در متریک رابرتسون-واکر، بی نهایت کوچک است عنصر خطیبا عبارت داده می شود:

که در آن r، θ، φ - مختصات کروینکته ها. درجات آزادی این متریک در پارامتر k و ضریب مقیاس R گنجانده شده است. مقدار k فقط مقادیر گسسته را می گیرد (اگر هندسه فراکتال در نظر گرفته نشود) و به زمان بستگی ندارد. مقدار k مشخصه مدل جهان است (k = -1 - متریک هذلولی (جهان باز)، k = 0 - متریک اقلیدسی (جهان تخت)، k = +1 - متریک کروی (جهان بسته)).
دینامیک جهان به طور کامل توسط تابع مقیاس R(t) مشخص می شود (فاصله بین دو نقطه همسایه در فضا با مختصات r، θ، φ با زمان به صورت R(t) تغییر می کند). در مورد متریک کروی، R(t) نشان دهنده شعاع کیهان است. این تابع مقیاس معادلات اینشتین-فریدمن-لمتر را برآورده می کند:

که در آن p(t) فشار کل است و Λ ثابت کیهانی است که در چارچوب نظریه های میدان کوانتومی مدرن، به عنوان چگالی انرژی خلاء تفسیر می شود. اجازه دهید فرض کنیم که Λ = 0، همانطور که اغلب برای توضیح واقعیت های تجربی بدون معرفی ماده تاریک انجام می شود. ضریب R 0 "/R 0 ثابت هابل H 0 را تعیین می کند، جایی که شاخص "0" مقادیر مدرن کمیت های مربوطه را نشان می دهد. از فرمول های فوق چنین است که برای پارامتر انحنای k = 0، بحرانی مدرن چگالی کیهان با عبارتی به دست می آید که مقدار آن مرز بین جهان باز و بسته را نشان می دهد (این مقدار سناریویی را که در آن جهان برای همیشه در حال انبساط است از سناریویی که در آن جهان انتظار فروپاشی در پایان انبساط موقت را دارد جدا می کند. فاز):

پارامتر چگالی اغلب استفاده می شود

که در آن q 0 پارامتر ترمز است: q(t) = –R(t)R""(t)/(R"(t)) 2. بنابراین، سه حالت ممکن است:
Ω 0 < 1 − открытая Вселенная,
Ω 0 = 1 - جهان تخت،
Ω 0 > 1 - جهان بسته.
اندازه گیری پارامتر چگالی تخمینی به دست داد: Ω 0 ≈ 0.2، که بر اساس آن می توان طبیعت باز جهان را انتظار داشت. با این حال، سازگاری تعدادی از مفاهیم نظری با باز بودن کیهان دشوار است، به عنوان مثال، مسئله به اصطلاح «صافی» و پیدایش کهکشان ها.

مشکل صافی

همانطور که می بینید، چگالی کیهان بسیار نزدیک به بحرانی است. از معادلات انیشتین-فریدمن-لماتر چنین می شود (در Λ = 0) که

از آنجایی که چگالی ρ(t) متناسب با 1/R(t) 3 است، پس با استفاده از عبارت Ω 0 (k برابر با 0 نیست) داریم:

بنابراین، مقدار Ω ≈ 1 بسیار ناپایدار است. هر گونه انحراف از حالت کاملاً مسطح با انبساط جهان به شدت افزایش می یابد. این بدان معنی است که در طول همجوشی هسته ای اولیه، جهان باید به طور قابل توجهی مسطح تر از آنچه اکنون است باشد.
یکی از راه حل های امکان پذیراین مشکل در مدل های تورم مطرح می شود. فرض بر این است که انبساط کیهان اولیه (در بازه زمانی بین 34-10 ثانیه و 31-10 ثانیه پس از انفجار بزرگ) به صورت تصاعدی در مرحله تورم رخ داده است. در این مدل ها، پارامتر چگالی معمولاً مستقل از زمان است (Ω = 1). با این حال، نشانه های نظری وجود دارد که مقدار پارامتر چگالی در محدوده 0.01 است.< Ω 0 < 2 также согласуется с моделью инфляции.

پیدایش کهکشان ها

ناهمگنی های چگالی برای پیدایش کهکشان ها ضروری است. کهکشان ها باید در چنین مناطق فضایی به وجود می آمدند که در آن تراکم بیشتر از اطراف آنها بود، به طوری که در نتیجه برهم کنش گرانشی، این مناطق موفق شدند به دلیل انبساط عمومی سریعتر از آنچه که نادر بودن آنها رخ می دهد، خوشه شوند.
با این حال، این نوع تجمع ماده تنها پس از تشکیل اتم ها از هسته ها و الکترون ها، یعنی. تقریباً 150000 سال پس از انفجار بزرگ در دمای حدود 3000 کلوین (از آنجایی که در مراحل اولیه ماده و تشعشع در حالت تعادل دینامیکی قرار داشتند: هر توده ای از ماده به دست آمده بلافاصله تحت تأثیر تابش از بین می رود و در عین حال تابش می تواند از مرزهای ماده فرار نکند). نوسانات قابل توجه در چگالی ماده معمولی در آن زمان تا سطوح بسیار پایین توسط ایزوتروپی حذف شد. تابش پس زمینه. پس از مرحله تشکیل اتم های خنثی، تابش در حالت تعادل حرارتی با ماده متوقف می شود، بنابراین نوسانات بعدی در چگالی ماده دیگر در ماهیت تابش منعکس نمی شود.
اما اگر تکامل فرآیند فشرده سازی ماده را در طول زمان محاسبه کنیم، مشخص می شود که زمان سپری شده از آن زمان برای تشکیل ساختارهای بزرگی مانند کهکشان ها یا خوشه های آنها کافی نیست. ظاهراً لازم است وجود ذرات عظیمی که از حالت تعادل حرارتی رها شده اند در مراحل اولیه لازم باشد تا این ذرات این فرصت را داشته باشند که خود را به صورت دانه هایی برای تراکم ماده معمولی در اطراف خود نشان دهند. چنین نامزدهایی می توانند به اصطلاح ذرات WIMP باشند. در این مورد، لازم است این الزام را در نظر بگیریم که تابش کیهانی پس‌زمینه همسانگرد است. یک ناهمسانگردی کوچک (4-10) در تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی (دمای حدود 2.7 کلوین) اخیراً با استفاده از ماهواره COBE کشف شد.

III. نامزدهای ماده تاریک

3.1. ماده تاریک باریونی

واضح ترین کاندید برای ماده تاریک، ماده باریونی معمولی است که ساطع نمی کند و دارای فراوانی متناظر است. یکی از احتمالات می تواند توسط گاز بین ستاره ای یا بین کهکشانی محقق شود. با این حال، در این مورد، خطوط انتشار یا جذب مشخصه باید ظاهر شوند که شناسایی نمی شوند.
نامزد دیگر می تواند کوتوله های قهوه ای باشد - اجرام کیهانی با جرم بسیار کمتر از جرم خورشید (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 اجرام آسمانیدر فاصله چند سال نوری، تخمین تعداد چنین اجسامی به ویژه دشوار است.
اجرام بسیار فشرده در مراحل پایانی رشد ستاره ای (کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها) نیز می توانند بخشی از ماده تاریک باشند. از آنجایی که در طول عمر خود تقریباً هر ستاره به یکی از این سه می رسد مراحل پایانی، سپس بخش قابل توجهی از جرم قبلی و بیشتر ستاره های سنگینباید به شکل غیر تابشی به عنوان کوتوله های سفید وجود داشته باشد، ستاره های نوترونییا سیاهچاله ها بخشی از این ماده از طریق انفجارهای ابرنواختری یا راه های دیگر به فضای بین ستاره ای باز می گردد و در شکل گیری ستارگان جدید شرکت می کند. در این مورد، ستارگان با جرم M را نباید در نظر گرفت< 0.9M солнца, так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли конечных стадий в своем развитии.
مرزهای بالای چگالی احتمالی ماده باریونی در کیهان را می توان از داده های مربوط به همجوشی هسته ای اولیه که تقریباً 3 دقیقه پس از انفجار بزرگ آغاز شد به دست آورد. اندازه گیری فراوانی فعلی دوتریوم بسیار مهم است -
(D/H) 0 ≈ 10 -5، زیرا در طول همجوشی هسته ای اولیه عمدتاً دوتریوم بود که تشکیل شد. اگرچه دوتریوم نیز بعداً به عنوان یک محصول میانی از واکنش های همجوشی هسته ای ظاهر شد، مقدار کل دوتریوم به دلیل این امر افزایش قابل توجهی نداشت. تجزیه و تحلیل فرآیندهایی که در مرحله همجوشی هسته‌ای اولیه اتفاق می‌افتند، حد بالایی را نشان می‌دهد - 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.
از سوی دیگر، اکنون کاملاً واضح است که ماده باریونی به خودی خود قادر به برآوردن نیاز Ω = 1 نیست که از مدل‌های تورمی ناشی می‌شود. علاوه بر این، مشکل تشکیل کهکشان ها حل نشده باقی مانده است. همه اینها منجر به نیاز به وجود ماده تاریک غیرباریونی می شود، به ویژه در مواردی که شرط Ω = 1 در ثابت کیهانی صفر مورد نیاز است.

3.2. ماده تاریک غیرباریونی

مدل‌های نظری انتخاب زیادی از نامزدهای احتمالی برای نقش ماده تاریک غیرباریونی را ارائه می‌دهند، از جمله: نوترینوهای سبک و سنگین، ذرات فوق متقارن مدل‌های SUSY، اکسیون‌ها، کیهان‌ها، تک قطبی‌های مغناطیسی، ذرات هیگز - آنها در جدول خلاصه شده‌اند. این جدول همچنین حاوی نظریه هایی است که داده های تجربی را بدون معرفی ماده تاریک توضیح می دهد (ثابت گرانشی وابسته به زمان در گرانش غیر نیوتنی و ثابت کیهانی). نام‌گذاری‌ها: DM - ماده تاریک، GUT - نظریه یکپارچه بزرگ، SUSY - نظریه‌های فوق متقارن، SUGRA - ابرگرانش، QCD - کرومودینامیک کوانتومی، QED - الکترودینامیک کوانتومی، GTR - نسبیت عام. مفهوم WIMP (ذرات عظیم با برهمکنش ضعیف) برای نشان دادن ذراتی با جرم بیشتر از چند GeV/c 2 استفاده می شود که فقط در تعامل ضعیف. با در نظر گرفتن اندازه‌گیری‌های جدید تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی از ماهواره COBE و انتقال به سرخ از ماهواره IRAS، توزیع کهکشان‌ها در فواصل زیاد و تشکیل ساختارهای مقیاس بزرگ در کهکشان ما اخیراً دوباره مورد بررسی قرار گرفته‌اند. بر اساس تجزیه و تحلیل مدل‌های مختلف شکل‌گیری ساختار، به این نتیجه رسیدیم که تنها یک مدل رضایت‌بخش از کیهان با Ω = 1 امکان‌پذیر است که در آن ماده تاریک ماهیت مختلط دارد: 70٪ به شکل ماده تاریک سرد وجود دارد و 30٪ به شکل ماده تاریک داغ است که دومی شامل دو نوترینو بدون جرم و یک نوترینو با جرم 2±7.2 eV است. این به معنای احیای مدل ماده تاریک مختلط قبلی است.