Темна речовина. Що таке чорна матерія? Чи існує темна матерія? Гравітаційна постійна, що залежить від часу

Ми стоїмо на порозі відкриття, здатного змінити суть наших поглядів на Світ. Йдеться про природу темної матерії. В останні роки астрономія зробила найважливіші кроки у спостережному обґрунтуванні темної матерії, і сьогодні існування такої речовини у Всесвіті можна вважати твердо встановленим фактом. Особливість ситуації у тому, що астрономи спостерігають структури, які з невідомого фізикам речовини. Так постала проблема ідентифікації фізичної природи цієї матерії.

1. "Принеси те, не знаю що"

Сучасній фізиці елементарних частинок невідомі частки, що мають властивості темної речовини. Потрібне розширення стандартної моделі. Але як, у якому напрямку рухатись, що і де шукати? Слова з відомої російської казки, винесені в заголовок цього розділу, якнайкраще відображають поточну ситуацію.

Фізики шукають невідомі частки, маючи лише загальні уявлення про властивості спостережуваної матерії. Які ці властивості?

Ми знаємо лише те, що темна речовина взаємодіє зі гравітаційним чином, що світиться (баріонами) і є холодним середовищем з космологічною щільністю, що в кілька разів перевищує щільність баріонів. Внаслідок таких простих властивостей темна матерія прямо впливає розвиток гравітаційного потенціалу Всесвіту. Контраст її щільності посилювався з часом, призводячи до утворення гравітаційно-пов'язаних систем гало темного речовини.

Слід підкреслити, що цей процес гравітаційної нестійкості міг бути запущений у фридманівському Всесвіті лише за наявності затравних обурень щільності, саме існування яких не пов'язане з темною матерією, а зумовлене фізикою Великого вибуху. Тому постає інше найважливіше питання виникнення затравочных обурень, у тому числі розвинулася структура темної матерії.

Питання про генерацію початкових космологічних обурень ми розглянемо трохи згодом. А зараз повернемось до темної матерії.

У гравітаційні ями концентрацій чорної матерії захоплюються баріони. Тому, хоча частинки темної матерії і взаємодіють зі світлом, світло перебуває там, де є темне речовина. Ця чудова властивість гравітаційної нестійкості уможливила вивчення кількості, стану та розподілу темної матерії за спостережними даними від радіодіапазону до рентгенівського діапазону.

Незалежним підтвердженням наших висновків про властивості темної матерії та про інші параметри Всесвіту є дані про анізотропію та поляризацію реліктового випромінювання, про поширеність легких елементів у Всесвіті, про розподіл ліній поглинання речовини в спектрах далеких квазарів. Дедалі більшу роль відіграє чисельне моделювання, що замінило собою експеримент у космологічних дослідженнях. Найцінніша інформація про розподіл темної речовини міститься в численних спостережних даних про гравітаційне лінзування далеких джерел прилеглими згустками матерії.

Рис. 1. Фотографія неба у напрямку скупчення галактик 0024 + 1654, отримана на телескопі "Хаббл".

На малюнку 1 показаний ділянку піднебіння у бік однією з таких згустків темної маси ($\sim 10^(14)M_(odot)$). Ми бачимо скупчення галактик, захоплених гравітаційним полем цього згустку, гарячий рентгенівський газ, що лежить на дні ями гравітаційного потенціалу, і множинне зображення однієї з галактик фону, що виявилася на промені зору темного гало і спотвореною його гравітаційним полем.

Таблиця 1. Основні космологічні параметри

У таблиці 1 наведено середні значення космологічних параметрів, отримані з астрономічних спостережень (точність 10%). Вочевидь, сумарна щільність енергії всіх видів частинок у Всесвіті вбирається у 30 % повної критичної щільності (внесок нейтрино трохи більше кількох відсотків). Інші 70% перебувають у формі, яка не брала участі в гравітаційному нудьгу речовини. Такою властивістю має лише космологічна постійна або її узагальнення - середовище з негативним тиском ($|varepsilon + p|ll Varepsilon$), що отримала назву "темна енергія". Визначення природи останньої є перспективою розвитку фізики.

Ця доповідь присвячена питанням фізичної космології, вирішення яких очікується вже найближчими роками. Насамперед це стосується визначення початкових умов для утворення структур темної матерії та пошуку самих невідомих частинок.

2. Ранній Всесвіт і пізній Всесвіт

Спостережувана структура Всесвіту - результат спільної дії стартових умов та еволюції поля збурень щільності. Сучасні спостережні дані дозволили визначити характеристики поля обурень густини у різні епохи його розвитку. Тим самим вдалося розділити інформацію про початкові умови та про умови розвитку, що започаткувало незалежного дослідження фізики раннього і пізнього Всесвіту.

Під терміном "ранній Всесвіт" у сучасній космології мають на увазі заключну стадію прискореного розширення з наступним переходом до гарячої фази еволюції. Нам невідомі параметри Великого вибуху, є лише верхні обмеження (див. розділ 3, співвідношення (12)). Однак існує добре розроблена теорія генерації космологічних збурень, відповідно до якої ми можемо розрахувати спектри початкових збурень густини речовини та первинних гравітаційних хвиль залежно від значень космологічних параметрів.
Причини відсутності загальноприйнятої моделі раннього Всесвіту криються в стійкості передбачень інфляційної парадигми Великого вибуху - близькості спектрів, що генеруються, до плоского вигляду, відносної малості амплітуди космологічних гравітаційних хвиль, тривимірної евклідовості видимого Всесвіту та ін., - які можуть бути отримані. Моментом істини для побудови моделі раннього Всесвіту могло б стати відкриття космологічних гравітаційних хвиль, яке є можливим у разі успішного проведення міжнародного космічного експерименту "Planck", який має розпочатися у 2008 р.

Наші знання про пізній Всесвіт діаметрально протилежні. Ми маємо досить точну модель - знаємо склад матерії, закони розвитку структури, значення космологічних параметрів (див. табл. 1), але водночас немає загальноприйнятої теорії походження компонент матерії.

Відомі нам властивості видимого Всесвіту дозволяють описати її геометрію в рамках теорії збурень. Малим параметром ($10^(-5)$) є амплітуда космологічних збурень.

У нульовому порядку Всесвіт є фридманівським і описується єдиною функцією часу -масштабним фактором $a(t)$. Перший порядок влаштований дещо складніше. Обурення метрики є сумою трьох незалежних мод - скалярної $S(k)$, векторної $V(k)$ і тензорної $T(k)$, кожна з яких характеризується своєю спектральною функцією хвильового числа $k$. Скалярна мода описує космологічні обурення щільності, векторна мода відповідає за вихрові рухи речовини, а тензорна мода – це гравітаційні хвилі. Таким чином, вся геометрія описується за допомогою чотирьох функцій: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ і $Т(k)$, з яких сьогодні нам відомі лише перші дві (у деяких областях визначення ).

Великий вибух був катастрофічний процес швидкого розширення, супроводжуваний інтенсивним швидкозмінним гравітаційним полем. У ході космологічного розширення обурення метрики спонтанно народжувалися параметричним чином із вакуумних флуктуацій, як народжуються будь-які безмасові ступені свободи під дією зовнішнього змінного поля. Аналіз спостережних даних свідчить про квантово-гравітаційний механізм народження затравних збурень. Тим самим є великомасштабна структура Всесвіту є прикладом вирішення проблеми вимірності в квантовій теорії поля.

Зазначимо основні властивості народжених полів збурень: гауссова статистика (випадкові розподіли у просторі), виділена тимчасова фаза ("зростаюча" гілка збурень), відсутність виділеного масштабу в широкому діапазоні довжин хвиль, ненульова амплітуда гравітаційних хвиль. Останнє має вирішальне значення для побудови моделі раннього Всесвіту, оскільки, маючи найпростіший зв'язок із фоновою метрикою, гравітаційні хвилі несуть пряму інформацію про енергетичний масштаб Великого вибуху.

Внаслідок розвитку скалярної моди збурень утворилися галактики та інші астрономічні об'єкти. Важливим досягненням останніх років (експеримент WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) стали серйозні уточнення наших знань щодо анізотропії та поляризації реліктового випромінювання, які виникли задовго до появи галактик внаслідок дії на розподіл фотонів усіх трьох мод космологічних збурень.

Спільний аналіз спостережних даних про розподіл галактик та анізотропію реліктового випромінювання дозволив розділити стартові умови та еволюцію. Скориставшись умовою, що сума $S+V+T\approx 10^(-10)$ фіксована величиною анізотропії реліктового випромінювання, можна отримати верхнє обмеження на суму вихрової та тензорної мод збурень у Всесвіті (їх детектування можливе лише зі збільшенням точності спостережень):
$$\frac(V+T)(S) У разі, якби нерівність (1) була порушена, величина збурень щільності виявилася б недостатньою для утворення структури, що спостерігається.

3. Спочатку був звук...

Ефект квантово-гравітаційного народження безмасових полів добре вивчений. Так можуть народжуватися частинки речовини (див., наприклад, ) (хоча, зокрема, реліктові фотони виникли внаслідок розпаду протоматерії в ранньому Всесвіті). Так само відбувається генерація гравітаційних хвиль і збурень щільності , оскільки ці поля теж відносяться до безмасових та його народження не заборонено пороговим енергетичним умовою. Завдання про генерацію вихрових збурень ще чекає на своїх дослідників.

Теорія $S$- і $T$-мод обурень у фридманівському Всесвіті зводиться до квантово-механічного завдання про незалежні осцилятори $q_k(\eta)$, що знаходяться у зовнішньому параметричному полі ($\alpha(\eta)$) у світі Мінковського з часовою координатою $\eta=\int dt/a$. Дія та лагранжіан елементарних осциляторів залежать від їхньої просторової частоти $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac(\alpha^2)(2k^3)(q'^2-\omega^2q^2)~\;\; \;\;\;\;\;\;\; (2)$$
де штрих позначає похідну за часом $\eta$, $\omega=\beta$- частота осцилятора, $\beta$ - швидкість поширення збурень в одиницях швидкості світла у вакуумі (тут і далі $c=\hbar =1$, індекс $k$ біля поля $q$ опущений); у випадку $T$-моди $q = q_T$ є поперечно-безслідною компонентою метричного тензора,
$$\alpha^2_T=\frac(a^2)(8pi G)~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\ ; (3)$$
а у випадку $S$-моди $q = q_s$ - лінійна суперпозиція поздовжнього гравітаційного потенціалу (обурення масштабного фактора) та потенціалу 3-швидкості середовища, помноженого на параметр Хаббла ,
$$\alpha^2_S=\frac(a^2\gamma)(4\pi G\beta^2),\;\;\gamma=\frac(\dot(H))(H^2),\ ;\;H=\frac(\dot(a))(a),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (4)$$
точка означає похідну за часом $t$.

Як видно з (3), поле $q_T$ фундаментально, оскільки воно мінімальним чином пов'язане з фоновою метрикою і не залежить від властивостей матерії (загальною теорією відносності швидкість поширення гравітаційних хвиль дорівнює швидкості світла). Що стосується $q_S$, то його зв'язок із зовнішнім полем (4) більш складна: вона включає як похідні від масштабного фактора, так і деякі характеристики речовини (наприклад, швидкість поширення збурень в середовищі). Ми нічого не знаємо про протоматерію в ранньому Всесвіті - існують лише загальні підходи до цього питання.
Зазвичай розглядається ідеальне середовище з тензором енергії-імпульсу, що залежить від щільності енергії $epsilon$, тиску $p$ і 4-швидкості матерії $u^\mu$. Для $S$-моди 4-швидкість потенційна і представима у вигляді градієнта 4-скаляра $\phi$:
$$T_(\mu\nu)=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_(\mu\nu),\;\;u_\mu=\frac(\phi_(,\mu)) (w),~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
де $w^2=\phi_(,\mu)\phi_(,\nu) g^(\mu\nu)$ - нормувальна функція, кома в нижньому індексі означає похідну по координаті. Швидкість звуку задається за допомогою "рівняння стану" як коефіцієнт пропорційності між супутніми обуреннями тиску та щільністю енергії матерії:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
де $ \ delta X_c \ equiv \ delta X - v \ dot (X) $, $ v \ equiv \ delta \ phi / w $ - потенціал 3-швидкості середовища.

У лінійному порядку теорії збурень концепція ідеального середовища еквівалентна польової концепції, відповідно до якої матеріальному полю $ phi $ приписується лагранжева щільність, $ L = L (w, phi) $. У польовому підході швидкість поширення збуджень виходить із рівняння
$$\beta^(-2)=\frac(\partial\ln|\partial L/\partial w|)(\partial\ln|w|),~\;\;\;\;\;\; \;\;\; (7)$$
що також відповідає співвідношенню (6). У більшості моделей раннього Всесвіту передбачається, що $ beta sim 1 $ (зокрема на радіаційно-домінованій стадії $ beta = 1 / sqrt (3) $).

Еволюція елементарних осциляторів описується рівнянням Клейна-Гордона
$$\bar(q)''+(\omega^2-U) \bar(q)=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
де
$$\bar(q)\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac(\alpha "")(\alpha),~\;\;\;\;\;\;\;\; \; (9)$$
Рішення рівняння (8) має дві асимптотичні гілки поведінки: адіабатичну ($\omega^2>U$), коли осцилятор знаходиться в режимі вільних коливань і його амплітуда збудження згасає ($|q|\sim(\alpha\sqrt(\beta) ))^(-1)$), і параметричну ($\omega^2

Кількісно, ​​спектри народжених збурень залежать від початкового стану осциляторів:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
Коефіцієнт 2 у виразі для тензорної моди враховує дві поляризації гравітаційних хвиль. Стан $ langle rangle $ прийнято вважати основним, тобто. відповідним мінімальним рівнем початкового збудження осциляторів. У цьому полягає головна гіпотеза теорії Великого вибуху. За наявності адіабатичної зони основний (вакуумний) стан елементарних осциляторів є єдиним.
Таким чином, припускаючи, що функція U зростає з часом і $\beta\sim 1$, отримуємо універсальний загальний результат для спектрів $T(k)$ і $S(k)$:
$$T\approx\frac((1-\gamma/2)H^2)(M_P^2),\;\;\;\frac(T)(S)\approx4\gamma~\;\;\ ;\;\;\;\;\;\; (11)$$
де $ k = \ sqrt (U) \ approx aH $, а $ M_p \ equiv G ^ (-1/2) $ - планковська маса. Як очевидно з (11), теоретично мода $T$ не піддається дискримінації стосовно моді $S$. Вся справа у величині фактора $gamma$ в епоху генерації збурень.
З факту малості $T$-моди, що спостерігається в нашому Всесвіті (див. розділ 2, співвідношення (1)), отримуємо верхнє обмеження на енергетичний масштаб Великого вибуху і на параметр $\gamma$ в ранньому Всесвіті:
$$H Остання умова означає, що Великий вибух носив інфляційний характер ($\gamma Ми маємо найважливішу фазову інформацію: поля народжуються у певній фазі, параметрично посилюється тільки галузь збурень, що росте. Пояснимо це на прикладі завдання розсіювання, вважаючи, що $U = 0 $ на початковій (адіабатичній) та кінцевій (радіаційно-домінованій, $a\propto n$) стадіях еволюції (див. рис. 2).

Рис. 2. Ілюстрація рішення рівняння (8) у постановці задачі розсіювання

Для кожної з вищезгаданих асимптотик загальне рішення має вигляд
$$\bar(q)=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
де оператори $C_(1,2)$ задають амплітуди "зростаючої" і "падаючої" гілок еволюції. У вакуумному стані початкова тимчасова фаза поля довільна: $\langle|C_1^((in))|\rangle=\langle|C_2^((in))|\rangle$. Проте в результаті вирішення рівнянь еволюції виявляється, що на радіаційно-домінованій стадії у виграші залишається лише гілка звукових збурень, що росте: $\langle|C_1^((out))|\rangle\gg\langle|C_2^((out))| \rangle$. До моменту від'єднання випромінювання від речовини в епоху рекомбінації радіаційний спектр промодулирован з фазою $k=n\pi\sqrt(3)/eta_(rec)$, де $n$ - натуральне число.

Рис. 3. Прояв звукової модуляції у спектрі анізотропії реліктового випромінювання. (За даними експериментів WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).

Саме ці акустичні коливання спостерігаються у спектрах анізотропії реліктового випромінювання (рис. 3, великий пік відповідає $n = 1$) та обурень щільності, що підтверджує квантово-гравітаційне походження $S$-моди. У діапазоні збурень щільності звукова модуляція пригнічена чинником дещиці частки баріонів щодо повної щільності речовини, що дозволяє знайти цю частку незалежно від інших космологічних тестів. Сам масштаб осциляції служить прикладом стандартної лінійки, якою визначають найважливіші параметри Всесвіту. У зв'язку з цим слід наголосити, що гострота проблеми виродження космологічних параметрів у спостережних даних, що довгі роки перешкоджала побудові реальної моделі Всесвіту, сьогодні знята завдяки величезній кількості незалежних і доповнюючих один одного спостережних тестів.

Підсумовуючи, ми можемо констатувати, що проблема утворення початкових космологічних обурень та великомасштабної структури Всесвіту сьогодні в принципі вирішена. Остаточне підтвердження теорія квантово-гравітаційного походження обурень у ранньому Всесвіті отримає після виявлення $T$-моди, що може статися вже найближчим часом. Так, найпростіша модель Великого вибуху (статечна інфляція на масивному скалярному полі) передбачає значення амплітуди $T$-моди лише в 5 разів менше амплітуди $S$-моди. Сучасні інструменти і технології цілком дозволяють вирішити завдання реєстрації таких малих сигналів за даними спостережень анізотропії і поляризації реліктового випромінювання.

4. Темна сторона матерії

Є кілька гіпотез про походження матерії, але жодна з них поки що не підтверджена. Існують прямі спостережні вказівки, які свідчать, що загадка темної матерії тісно пов'язана з баріонною асиметрією Всесвіту. Проте загальноприйнятої теорії походження баріонної асиметрії та темної матерії сьогодні немає.

Де знаходиться темна матерія?

Ми знаємо, що компонента речовини, що світиться, спостерігається у вигляді зірок, зібраних у галактики різних мас, і у формі рентгенівського газу скупчень. Однак більшість звичайної речовини (до 90%) знаходиться у вигляді розрідженого міжгалактичного газу з температурою кілька електронвольт, а також у формі МАСНО (Massive Compact Halo Object) - компактних залишків еволюції зірок та об'єктів з малою масою. Оскільки ці структури зазвичай мають низьку світність, за ними закріпилася назва "темні баріони".

Рис. 4. Верхнє обмеження частку маси гало Галактики в МАСНО за даними експерименту EROS (від франц. - Experience pour la Recherche d'Objets Sombres).

Дослідженням кількості та розподілу компактних темних об'єктів у гало нашої Галактики за подіями мікролінзування займалося кілька груп (МАСНО, EROS та ін.). В результаті спільного аналізу було отримано важливе обмеження – не більше 20% усієї маси гало зосереджено у МАСНО в діапазоні значень від маси місяця до мас зірок (рис. 4). Решту темної матерії гало становлять частки невідомої природи.

Де ще захована небаріонна темна матерія?

Розвиток високих технологій у спостережній астрономії XX століття дозволив отримати ясну відповідь на це питання: небаріонна темна матерія знаходиться у гравітаційно-пов'язаних системах (гало). Частинки темної матерії є нерелятивістськими та слабовзаємодіючими – їх дисипативні процеси йдуть не так, як у баріонів. Баріони ж радіаційно остигають, осідають і накопичуються в центрах гало, досягаючи обертальної рівноваги. Темна речовина залишається розподіленою навколо видимої речовини галактик з характерним масштабом близько 200 кпк. Так, у Місцевій Групі, до якої належать Туманність Андромеди та Чумацький Шлях, більше половини всієї темної матерії зосереджено у цих двох великих галактиках. Частинок, що мають необхідні властивості, в Стандартній моделі фізики елементарних частинок немає. Важливий параметр, який не можна визначити зі спостережень через Принцип еквівалентності, - це маса частинки. У рамках можливих розширень стандартної моделі є кілька кандидатів у частинки темної матерії. Основні їх перераховані в табл. 2 у порядку зростання їхньої маси спокою.

Таблиця 2. Кандидати у частинки небаріонної темної матерії

Головна на сьогодні версія масивних частинок – гіпотеза нейтраліно – пов'язана з мінімальною суперсиметрією. Ця гіпотеза може бути перевірена на Великому адронному прискорювачі в ЦЕРНі, запуск якого намічається в 2008 р. Очікувана маса таких частинок $100 ГеВ, а їх щільність у нашій Галактиці - одна частка в обсязі чайної склянки.

Пошук частинок темної матерії ведеться в усьому світі на багатьох установках. Цікаво відзначити, що нейтралінна гіпотеза допускає незалежну перевірку як у підземних експериментах з пружного розсіювання, так і за непрямими даними анігіляції нейтраліно в Галактиці. Досі отримано позитивний відгук лише в одному із підземних детекторів проекту DAMA (DArk MAtter), де вже протягом кількох років спостерігається сигнал невідомого походження типу "літо-зима". Проте інтервал мас і перерізів, що з цим експериментом, доки підтверджується інших установках, що ставить під сумнів як достовірність, і значимість результату.

Важливою властивістю нейтраліно є можливість їхнього непрямого спостереження за анігіляційним потоком у гамма-області. У процесі ієрархічного нудьгування такі частинки могли утворювати міні-гало з характерним розміром порядку розміру Сонячної системи та масою порядку маси Землі, залишки яких дожили донині. Сама Земля з великою ймовірністю може перебувати всередині подібних мінігалів, де щільність частинок зростає в кілька десятків разів. Тим самим підвищується ймовірність як прямого, і непрямого детектування темного речовини нашій Галактиці. Існування таких різних методів пошуку вселяє оптимізм і дозволяє сподіватися на швидке визначення фізичної природи темної матерії.

5. На порозі нової фізики

У наш час стало можливим незалежне визначення властивостей раннього Всесвіту та пізнього Всесвіту за спостережними астрономічними даними. Ми розуміємо, як виникли початкові космологічні обурення густини, з яких розвинулася структура Всесвіту. Ми знаємо значення найважливіших космологічних параметрів, що лежать в основі Стандартної моделі Всесвіту, яка сьогодні не має серйозних конкурентів. Однак залишаються нерозкритими фундаментальні питання походження Великого вибуху та основних компонентів матерії.

Наглядове визначення тензорної моди космологічних обурень є ключем до побудови моделі раннього Всесвіту. Тут ми маємо справу з чітким прогнозом теорії, добре перевіреної у випадку $S$-моди і володіючої можливістю експериментальної перевірки $T$-моди в найближчі роки.

Теоретична фізика, надавши широкий перелік можливих напрямів та методів пошуку частинок темної матерії, вичерпала себе. Тепер справа за експериментом. Ситуація, що склалася на сьогодні, нагадує ту, яка передувала великим відкриттям - виявлення кварків, W- і Z-бозонів, осциляції нейтрино, анізотропії та поляризації реліктового випромінювання.

Виникає одне питання, яке, щоправда, виходить за межі цієї оглядової доповіді: чому Природа така щедра до нас і дозволяє відкривати свої секрети?

Список літератури

1. Гриб А А, Мамаєв С Р, Мостепаненко В М Квантові ефекти в інтенсивних зовнішніх полях (М.: Атоміздат, 1980)
2. Зельдович Я Б, Старобинський А А ЖЕТФ 61 2161 (1971)
3. ГрищукЛПЖЕГФ67 825(1974)
4. Лукаш В Н ЖЕТФ 79 1601 (1980)
5. Lukash V N, astro-ph/9910009
6. Строків В Н Астрон. журн. 84 483 (2007)
7. Лукаш В Н УФН176 113 (2006)
8. Lukash V N, Мікхеєва E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

В.М. Лукаш, Є.В. Міхєєва

Першим ученим, хто теоретично обґрунтував та розрахував можливість існування прихованої невідомої матерії, був швейцарський астроном болгарського походження Фріц Цвіккі. Використовуючи доплерівські методи, вчений вирахував швидкості восьми галактик, розташованих у сузір'ї Вероніки. У науковій літературі іноді зустрічається інша романтична назва - Волосся Вероніки.

Темна матерія та темна енергія

Історія відкриття невідомої маси

Логіка розрахунків Цвіккі полягала у наступному. Поле тяжіння має утримувати галактики всередині їхнього скупчення. Виходячи з цього положення обчислюється необхідна маса. Галактики випромінюють світло, отже можна розрахувати ще одне значення галактичної маси. Ці дві величини мали збігтися, але цього не сталося. Значення дуже розходилися. Потрібно було значно більше значення маси для того, щоб гравітаційне поле не давало можливості галактикам розлетітися.

Саме цій частині Цвіккі, що її бракує, дав назву «темна матерія».

Як показали розрахунки вченого, звичайної речовини у сузір'ї набагато менше, ніж темної матерії. Цвіккі опублікував свої результати у не дуже відомому журналі Helvetica Phisica Acta .

Проте наступні 40 років астрофізики намагалися не помічати такого тривожного та визначного результату.

У 1970 році Віра Рубін і У.К.Форд вперше вивчають обертальні рухи загадкової туманності Андромеди. Трохи пізніше було вивчено рух понад 60 галактик. Дослідження показали, що швидкість обертання галактик набагато більша за ту швидкість, яку забезпечує їх видима маса, що спостерігається. Отриманий комплекс незаперечних спостеріганих фактів є доказом існування прихованої невідомої матерії.

Темна матерія. Анатолій Володимирович

Загальні уявлення про невідомі частки невідомої матерії

У своїх дослідженнях фізики іноді використовують важкодоступні звичайних людей методи ідентифікації непізнаних об'єктів Всесвіту. Вони оконтурюють невідомі явища твердо встановленими та експериментально перевіреними моделями і починають потихеньку «притискати» норовливе явище, терпляче чекаючи від нього необхідної інформації.

Проте темна матерія виявляє справжню гравітаційну мужність до наукової цікавості фізиків.

Прихована матерія нудьгує так само, як і звичайна речовина, утворюючи галактики та їх скупчення. У цьому, мабуть, полягає єдина схожість добре відомої видимої речовини і невідомої маси, частка якої становить 25% в енергетичному «банку» Всесвіту.

Цей невідомий акціонер нашого Всесвіту має прості властивості. Досить холодна прихована речовина охоче взаємодіє з її видимим сусідом (зокрема, з баріонами) виключно гравітаційною мовою. Слід зазначити, що космічна щільність баріонів у кілька разів менша за щільність прихованої матерії. Така перевага в густині дозволяє їй фактично «керувати» гравітаційним потенціалом Всесвіту.

Вчені припускають, що речовинний склад матерії- Це нові невідомі частки. Але виявити їх поки що не вдається. Відомо лише те, що вони не розпадаються на ще дрібніші елементи Природи. Інакше в часовому життєвому інтервалі Всесвіту вони вже пройшли б процес розпаду. Отже, цей факт красномовно говорить на користь того, що має бути новий закон збереження, що забороняє розпад частинок. Однак його ще не відкрито.

Далі речовина темної матерії «не любить» взаємодіяти з відомими частинками. Через це склад прихованої маси неможливо визначити земними експериментами. Природа часток залишається невідомою.

Frequency Keepers - Неоднорідний Всесвіт

Які є шляхи пошуку частинок темної речовини?

Перелічимо кілька шляхів.

1. Є припущення , Що протони легше невідомих частинок на 2-3 порядки. У такому разі вони можуть народжуватися у зіткненнях із видимими частинками, якщо їх розігнати до дуже високих енергій у колайдері.
2. Склалося враження , Що невідомі частинки знаходяться десь там, у далеких галактиках. Немає не тільки там, а й поряд із нами. Передбачається, що в одному кубічному метрі їхня кількість може досягати 1000 штук. Однак вони воліють уникати зіткнень із атомними ядрами відомої речовини. Хоча такі випадки трапляються, і вчені сподіваються їх зареєструвати.
3. Невідомі частки прихованої маси анігілюють між собою. Оскільки звичайна речовина для них є абсолютно прозорою, вони можуть провалюватися і . Одним із продуктів процесу анігіляції є нейтрино, яке має здатність безперешкодно проникати крізь усю товщу Сонця та Землі. Реєстрація таких нейтрино, можливо, дасть про невідомі частки.

Яка природа прихованої маси?

Вчені намітили три напрями у дослідженні природи темної речовини.

1. Баріонна темна матерія.

За такого припущення всі частинки добре відомі. Але їхнє випромінювання поводиться так, що його неможливо виявити.

• звичайна речовина, сильно розсіяна у просторі між галактиками;
• потужні астрофізичні галооб'єкти (MACHO).

Дані об'єкти, оточуючи галактики, мають порівняно невеликі розміри. Мають дуже слабке випромінювання. Ці властивості не дозволяють їх виявити.

До складу тіл можуть входити такі об'єкти:

• коричневі карлики;
• білі карлики;
• чорні діри;
• нейтронні зірки.

Пошук вищезгаданих об'єктів здійснюється за допомогою гравітаційних лінз.

1. Небаріонна темна матерія.

Склад речовини невідомий. Можливі два варіанти:

• холодна маса, яка могла б включати фотино, аксіони та кваркові грудки;
• гаряча маса (нейтрино).

1. Новий погляд на тяжіння.

Правдивість теорії

Ймовірно, що міжгалактичні відстані змусять подивитися на витриману часом теорію тяжіння під новим кутом галактичного зору.

Відкриття властивостей таємної матерії ще попереду. Чи дано це знати людині і що вона робитиме з таким багатством – лише майбутнє відповісти на ці запитання.

Теоретична конструкція у фізиці, звана Стандартною моделлю, описує взаємодії всіх відомих науці елементарних частинок. Але це всього 5% існуючої у Всесвіті речовини, решта ж 95% мають зовсім невідому природу. Що є ця гіпотетична темна матерія і як вчені намагаються її виявити? Про це в рамках спецпроекту розповідає Айк Акопян, студент МФТІ та співробітник кафедри фізики та астрофізики.

Стандартна модель елементарних частинок, остаточно підтверджена після виявлення бозона Хіггса, описує фундаментальні взаємодії (електрослабке та сильне) відомих нам звичайних частинок: лептонів, кварків та переносників взаємодії (бозонів та глюонів). Однак виявляється, що вся ця величезна складна теорія визначає лише близько 5-6% всієї матерії, тоді як решта цієї моделі ніяк не вписується. Спостереження ранніх моментів життя нашого Всесвіту показують нам, що приблизно 95% матерії, що оточує нас, має зовсім невідому природу. Іншими словами, ми опосередковано бачимо присутність цієї прихованої матерії через її гравітаційний вплив, проте прямо зловити її поки що не вдавалося. Це прихованої маси отримало кодову назву «темна матерія».

Сучасна наука, особливо космологія, працює за дедуктивним методом Шерлока Холмса

Зараз основним кандидатом із групи WISP є аксіон, що виникає в теорії сильної взаємодії і має дуже малу масу. Така частка здатна у великих магнітних полях перетворюватися на фотон-фотонну пару, що дає натяки на те, як можна спробувати її виявити. В експерименті ADMX використовують великі камери, де створюється магнітне поле в 80 000 гаус (це в 100 000 разів більше магнітного поля Землі). Таке поле теоретично має стимулювати розпад аксіону на фотон-фотонну пару, що й повинні зловити детектори. Незважаючи на численні спроби поки виявити WIMP, аксіони або стерильні нейтрино не вдалося.

Таким чином, ми подорожували через величезну кількість різних гіпотез, які прагнуть пояснити дивну наявність прихованої маси, і, відкинувши за допомогою спостережень все неможливе, дійшли кількох можливих гіпотез, з якими можна працювати.

Негативний результат у науці - це теж результат, тому що він дає обмеження на різні параметри частинок, наприклад, відсіює діапазон можливих мас. З року в рік нові і нові спостереження та експерименти в прискорювачах дають нові, суворіші обмеження на масу та інші параметри частинок темної матерії. Таким чином, викидаючи всі неможливі варіанти і звужуючи коло пошуків, ми з кожним днем ​​стаємо все ближче до розумію, з чого все-таки складається 95% матерії в нашому Всесвіті.

Відомо, що темна речовина взаємодіє зі «світиться» (баріонним), принаймні, гравітаційним чином і є середовищем із середньою космологічною щільністю, яка в кілька разів перевищує щільність баріонів. Останні захоплюються в гравітаційні ями концентрацій темної матерії. Тому, хоча частинки темної матерії і взаємодіють зі світлом, світло випромінюється звідти, де є темне речовина. Ця чудова властивість гравітаційної нестійкості уможливила вивчення кількості, стану та розподілу темної матерії за спостережними даними від радіодіапазону до рентгенівського випромінювання.

Безпосереднє вивчення розподілу темної матерії в скупченнях галактик стало можливим після отримання високодеталізованих зображень у 1990-х роках. При цьому зображення більш віддалених галактик, що проектуються на скупчення, виявляються спотвореними або розщеплюються через ефект гравітаційного лінзування. За характером цих спотворень стає можливим відновити розподіл і величину маси всередині скупчення незалежно від спостережень галактик скупчення. Таким чином, прямим методом підтверджується наявність прихованої маси та темної матерії у галактичних скупченнях.

Опубліковане в 2012 році дослідження руху понад 400 зірок, розташованих на відстані до 13 000 світлових років від Сонця, не знайшло свідчень присутності темної матерії у великому обсязі простору навколо Сонця. Згідно з прогнозами теорій, середня кількість темної матерії на околиці Сонця мала становити приблизно 0,5 кг в обсязі земної кулі. Однак виміри дали значення 0,00±0,06 кг темної матерії у цьому обсязі. Це означає, що спроби зареєструвати темну матерію на Землі, наприклад, при рідкісних взаємодіях частинок темної матерії зі «звичайною» матерією, навряд чи можуть бути успішними.

Кандидати на роль темної матерії

Баріонна темна матерія

Найбільш природним видається припущення, що темна матерія складається зі звичайної, баріонної речовини, з якихось причин слабо взаємодіє електромагнітним чином і тому невиявленого при дослідженні, наприклад, ліній випромінювання та поглинання. До складу темної речовини можуть входити багато вже виявлених космічних об'єктів, як то: темні галактичні гало, коричневі карлики і масивні планети, компактні об'єкти на кінцевих стадіях еволюції: білі карлики, нейтронні зірки, чорні дірки. Крім того, такі гіпотетичні об'єкти, як кваркові зірки, Q-зірки і преонние зірки також можуть бути частиною темної барійної матерії.

Проблеми такого підходу виявляються в космології Великого вибуху: якщо вся темна матерія представлена ​​баріонами, то співвідношення концентрацій легких елементів після первинного нуклеосинтезу, що спостерігається в найстаріших астрономічних об'єктах, має бути іншим, що різко відрізняється від спостережуваного. Крім того, експерименти з пошуку гравітаційного лінзування світла зірок нашої Галактики показують, що достатньої концентрації великих об'єктів, що гравітують, типу планет або чорних дірок для пояснення маси гало нашої Галактики не спостерігається, а дрібні об'єкти достатньої концентрації повинні занадто сильно поглинати світло зірок .

Небаріонна темна матерія

Теоретичні моделі надають великий вибір потенційних кандидатів роль небарионной невидимої матерії. Перелічимо деякі з них.

Легкі нейтрино

На відміну від інших кандидатів, нейтрино мають явну перевагу: відомо, що вони існують. Оскільки число нейтрино у Всесвіті можна порівняти з числом фотонів, то, володіючи навіть малою масою, нейтрино цілком можуть визначати динаміку Всесвіту. Для досягнення де - так звана критична щільність необхідні нейтринні маси порядку еВ, де позначає число типів легких нейтрино. Експерименти, що проводяться на сьогоднішній день, дають оцінку мас нейтрино порядку еВ. Таким чином, легкі нейтрино практично виключаються як кандидат на домінуючу фракцію темної матерії.

Важкі нейтрино

З даних про ширину розпаду Z-бозону випливає, що число поколінь частинок, що слабо взаємодіють (у тому числі нейтрино) дорівнює 3. Таким чином, важкі нейтрино (принаймні, з масою менше 45 ГеВ) з необхідністю є т.з. "стерильними", тобто не взаємодіють слабким чином частинками. Теоретичні моделі пророкують масу в дуже широкому діапазоні значень (залежно від природи цього нейтрино). З феноменології слід діапазон мас приблизно еВ, таким чином, стерильні нейтрино цілком можуть становити істотну частину темної матерії.

Суперсиметричні частки

У рамках суперсиметричних (SUSY) теорій існує щонайменше одна стабільна частка, яка є новим кандидатом на роль темної матерії. Передбачається, що ця частка (LSP) не бере участі в електромагнітній та сильній взаємодії. Як LSP-частинки можуть виступати фотино, гравітіно, хіггсіно (суперпартнери фотона, гравітону і бозона Хіггса відповідно), а також снейтрино, вино, і зино. У більшості теорій LSP-частка є комбінацією перерахованих вище SUSY-часток з масою порядку 10 ГеВ.

Косміони

Косміони були введені у фізику для вирішення проблеми сонячних нейтрино, що полягає у суттєвій відмінності потоку нейтрино, що детектуються на Землі, від значення, що передбачається стандартною моделлю Сонця. Однак ця проблема знайшла вирішення в рамках теорії нейтринних осциляцій та ефекту Міхєєва – Смирнова – Вольфенштейна, так що косміони, мабуть, виключаються з претендентів на роль темної матерії.

Топологічні дефекти простору-часу

Відповідно до сучасних космологічним уявленням енергія вакууму визначається якимось локально однорідним та ізотропним скалярним полем. Це поле необхідно для опису про фазових переходів вакууму при розширенні Всесвіту, під час яких відбувалося послідовне порушення симетрії, що призводить до роз'єднання фундаментальних взаємодій. Фазовий перехід - це стрибок енергії вакуумного поля, що прагне свого основного стану (станом з мінімальною енергією при даній температурі). Різні області простору могли відчувати такий перехід незалежно, внаслідок чого утворювалися області з певною «вишикуваністю» скалярного поля, які, розширюючись, могли увійти до контакту один з одним. У точках зустрічі областей з різною орієнтацією могли утворитися стабільні топологічні дефекти різної конфігурації: точково-подібні частинки (зокрема, магнітні монополі), протяжні лінійні об'єкти (космічні струни), двовимірні мембрани (доменні стінки), тривимірні дефекти. Всі ці об'єкти мають, як правило, колосальну масу і могли б давати домінуючий внесок у темну матерію. На даний момент (2012 рік) подібних об'єктів у Всесвіті не виявлено.

Класифікація темної матерії

Залежно від швидкостей частинок, у тому числі, імовірно, складається темна матерія, її можна розділити кілька класів.

Гаряча темна матерія

Складається з частинок, що рухаються зі швидкістю, близькою до світлової – ймовірно, з нейтрино. Ці частинки мають дуже маленьку масу, але все ж таки не нульову, і враховуючи величезну кількість нейтрино у Всесвіті (300 частинок на 1 см³), це дає величезну масу. У деяких моделях на нейтрино припадає 10% темної матерії.

Ця матерія через свою величезну швидкість не може утворювати стабільні структури, але може впливати на звичайну речовину та інші види темної матерії.

Тепла темна матерія

Матерію, що рухається з релятивістськими швидкостями, але нижче, ніж у гарячої темної матерії, називають теплою. Швидкості її частинок можуть лежати не більше від 0,1c до 0,95c. Деякі дані, зокрема температурні коливання фонового мікрохвильового випромінювання, дають підстави вважати, що така форма матерії може існувати.

Поки немає жодних кандидатів на роль складових теплої темної матерії, але можливо, стерильні нейтрино, які повинні рухатися повільніше за звичайні три аромати нейтрино, можуть стати одним з них.

Холодна темна матерія

Темну матерію, яка рухається при класичних швидкостях, називають холодною. Цей вид матерії становить найбільший інтерес, оскільки, на відміну теплої і гарячої темної матерії, холодна може утворювати стабільні формування, і навіть цілі темні галактики.

Поки що частинки, що підходять на роль складових частин холодної темної матерії, не виявлено. Як кандидати на роль холодної темної матерії виступають слабко взаємодіючі масивні частинки - вімпи, такі як аксіони і суперсиметричні партнери-ферміони легких бозонів - фотіно, гравітіно та інші.

Змішана темна матерія

У масовій культурі

• У серії ігор Mass Effect темна матерія та темна енергія у формі так званого «Нульового елемента» необхідні для руху з надсвітловими швидкостями. Деякі люди, біотики, використовуючи темну енергію можуть контролювати поля ефекту маси.
• У мультсеріалі «Футурама» темна матерія використовується як паливо для космічного корабля компанії «Міжпланетний експрес». З'являється матерія світ як випорожнень інопланетної раси «зубастильйонці» і за щільністю вкрай велика.

Див. також

Примітки

Література

• Сайт Modern Cosmology, що містить у тому числі добірку матеріалів з темної матерії.
• Г.В.Клапдор-Клайнгротхаус, А.ШтаудтНеприскорювальна фізика елементарних частинок. М.: Наука, Фізматліт, 1997.

Посилання

• С. М. Біленький, Маси, змішування та осциляції нейтрино, УФН 173 1171-1186 (2003)
• В. Н. Лукаш, Є. В. Міхєєва, Темна матерія: від початкових умов до утворення структури Всесвіту, УФН 177 1023-1028 (2007)
• Д.І. Козаків "Темна матерія", з циклу лекцій у проекті «ПостНаука» (відео)
• Анатолій Черепащук. "Нові форми матерії у Всесвіті, ч. 1" - Темна маса та темна енергія, з циклу лекцій «ACADEMIA» (відео)

Wikimedia Foundation. 2010 .

Дивитись що таке "Темна матерія" в інших словниках:

ТЕМНА МАТЕРІЯ- (ТМ) незвичайна матерія нашого Всесвіту, що складається не з (див.), тобто не з протонів, нейтронів, мезонів та ін. … …

Темна матерія The Outer Limits: Dark Matters Жанр фантастика … Вікіпедія

Цей термін має й інші значення, див. Темна зірка. Темна зірка (англ. Dark star) це теоретично передбачуваний тип зірок, які могли існувати на ранньому етапі формування Всесвіту, ще до того, як могли ... Вікіпедія

МАТЕРІЯ- об'єктивна реальність, що існує поза і незалежно від людської свідомості і відображена ним (напр., жива і нежива М.). Єдність світу у його матеріальності. У фізиці М. всі види існування (див.), яке може перебувати у різних… Велика політехнічна енциклопедія

Відіграє вирішальну роль у розвитку Всесвіту. Однак поки що мало що відомо про цю дивну субстанцію. Професор Маттіас Бартельманн (Matthias Bartelmann) – Гейдельберзький інститут теоретичної астрофізики – пояснює, як проводилися дослідження темної матерії, відповідаючи на низку питань журналістів.

і як вона виникає?

Я поняття не маю! Поки що ніким. Ймовірно, вона складається із важких елементарних частинок. Але ніхто не знає, чи це справді частинки. У будь-якому випадку вони дуже відрізняються від усього, що ми до цього знали.

Схоже на відкриття нового виду тварин?

Так, саме так, це гарне порівняння.

Хто відкрив темну матерію і коли?

У 1933 році Фріц Цвіккі (Fritz Zwicky) розглядав рух галактик у галактичних кластерах, який залежить від загальної маси скупчення. Дослідник зауважив, що галактики, враховуючи їхню обчислену масу, рухаються дуже швидко. То був перший натяк на темну матерію. Ніякої відомої матерії не можна було пояснити, чому зірки в галактиках тримаються разом: вони мають через свою високу швидкість обігу розлітатися.

Гравітаційна лінза Фото: Wissensschreiber

А які є ще докази?

Досить добрим доказом є ефект гравітаційної лінзи. Далекі галактики здаються нам спотвореними, оскільки світлові промені відхиляються своєму шляху від матерії. Це нагадує погляд через рифлене скло. І ефект сильніший, ніж він був би, якби існувала лише видима матерія.

Як виглядає темна матерія?

Її не можна побачити, оскільки відсутня взаємодія темної матерії та електромагнітного випромінювання. Це означає, що вона не відображає світло і не випромінює жодного випромінювання.

А як ви тоді вивчаєте чорну матерію? Які прилади потрібні для дослідження?

Ми вивчаємо не саме чорну матерію, а лише її прояви, наприклад, ефект гравітаційної лінзи. Я теоретик. Власне кажучи, мені просто потрібний мій комп'ютер, ручка та аркуш паперу. Але я використовую дані великих телескопів на Гаваях і в Чилі.

Чи можна зобразити темну матерію?

Так, можна створити своєрідну карту її розподілу. Так само, як лінії височин показують на географічній карті контури гори, тут можна побачити по щільності ліній, де особливо багато темної матерії.

Коли вона з'явилась?

Темна матерія виникла або безпосередньо при Великому вибуху, або через 10000-100000 років. Але це ми ще вивчаємо.

Яка кількість темної матерії існує?

Цього ніхто не може точно сказати. Але, виходячи з останніх досліджень, ми вважаємо, що темної матерії приблизно сім-вісім разів більше у Всесвіті, ніж видимої.

Комп'ютерне моделювання показує поширення темної матерії у вигляді павутини, причому її скупчення ми бачимо на найяскравіших ділянках
Фото: Volker Springel

Чи є залежність між темною енергією та темною матерією?

Напевно ні. Темна енергія забезпечує прискорене розширення Всесвіту, тоді як темна матерія разом утримує галактики.

Звідки вона взялася?

Темна матерія, ймовірно, всюди, тільки вона поширена не рівномірно - так само, як видима матерія, вона утворює згустки.

Яке значення темної матерії для нас та нашого світогляду?

Для повсякденного життя вона не має значення. Але в астрофізиці дуже важлива, тому що грає вирішальну роль у розвитку Всесвіту.

З чого складається наш Всесвіт? 4,9% - видима матерія, 26,8% - темна матерія, 68,3% - - темна енергія Фото: Wissensschreiber

Що вона викличе у майбутньому?

Мабуть, нічого. Раніше для розвитку Всесвіту він був дуже важливим. Сьогодні вона лише, як і раніше, утримує разом окремі галактики. Оскільки Всесвіт продовжує розширюватися, то новим структурам з темної матерії з'являтися стає все важче.

Чи можливо в майбутньому безпосередньо відображати темну матерію за допомогою приладів?

Так це можливо. Наприклад, можна вимірювати коливання, що виникають, коли частинки темної матерії стикаються в кристалі з атомами. Аналогічно відбувається і в прискорювачі частинок: якщо елементарні частинки, здавалося б, так летять у несподіваному напрямку, то виною всьому може бути невідома частка. Тоді це було б ще одним доказом існування темної матерії. Уявіть собі: ви стоїте на футбольному полі та перед вами м'яч. Він раптом летить без жодної видимої причини. Його мало збити щось невидиме.

А що вас у вашій роботі найбільше цікавить?

Мене приваблює припущення, згідно з яким видима матерія є лише малою часткою всього, а ми не маємо жодного уявлення про залишок.

Дякую, що Ви знайшли час. Ми сподіваємося, що Ви невдовзі дізнаєтеся ще більше про темну матерію!