Главная / Утепление / Тёмная материя — что это? Темная материя и темная энергия.

Тёмная материя — что это? Темная материя и темная энергия.

Статьях цикла мы рассмотрели устройство видимой Вселенной. Поговорили о ее структуре и частицах, которые формируют эту структуру. О нуклонах, играющих главную роль, поскольку именно из них состоит всё видимое вещество. О фотонах, электронах, нейтрино, а также о второстепенных актерах, занятых во вселенском спектакле, что разворачивается 14 миллиардов лет, прошедших с момента Большого взрыва. Казалось бы, рассказывать больше не о чем. Но это не так. Дело в том, что видимое нами вещество — лишь малая часть того, из чего состоит наш мир. Все остальное — нечто, о чем мы почти ничего не знаем. Это загадочное «нечто» получило название темной материи.

Если бы тени предметов зависели не от величины сих последних,
а имели бы свой произвольный рост, то, может быть,
вскоре не осталось бы на всем земном шаре ни одного светлого места.

Козьма Прутков

Что будет с нашим миром?

После открытия в 1929 году Эдвардом Хабблом красного смещения в спектрах удаленных галактик стало ясно, что Вселенная расширяется. Одним из вопросов, возникших в этой связи, был следующий: как долго будет продолжаться расширение и чем оно закончится? Силы гравитационного притяжения, действующие между отдельными частями Вселенной, стремятся затормозить разбегание этих частей. К чему торможение приведет — зависит от суммарной массы Вселенной. Если она достаточно велика, силы тяготения постепенно остановят расширение и оно сменится сжатием. В результате Вселенная в конце концов опять «схлопнется» в точку, из которой когда-то начала расширяться. Если же масса меньше некоторой критической массы, то расширение будет продолжаться вечно. Обычно принято говорить не о массе, а о плотности, которая связана с массой простым соотношением, известным из школьного курса: плотность есть масса, деленная на объем.

Расчетное значение критической средней плотности Вселенной примерно 10 -29 граммов на кубический сантиметр, что соответствует в среднем пяти нуклонам на кубический метр. Следует подчеркнуть, что речь идет именно о средней плотности. Характерная концентрация нуклонов в воде, земле и в нас с вами составляет около 10 30 на кубический метр. Однако в пустоте, разделяющей скопления галактик и занимающей львиную долю объема Вселенной, плотность на десятки порядков ниже. Значение концентрации нуклонов, усредненное по всему объему Вселенной, десятки и сотни раз измеряли, тщательно подсчитывая разными методами количества звезд и газопылевых облаков. Результаты таких измерений несколько различаются, но качественный вывод неизменен: значение плотности Вселенной едва дотягивает до нескольких процентов от критической.

Поэтому вплоть до 70-х годов XX столетия общепринятым был прогноз о вечном расширении нашего мира, которое неизбежно должно привести к так называемой тепловой смерти. Тепловая смерть — это такое состояние системы, когда вещество в ней распределено равномерно и разные ее части имеют одну и ту же температуру. Как следствие, невозможна ни передача энергии от одной части системы к другой, ни перераспределение вещества. В такой системе ничего не происходит и никогда уже не сможет произойти. Наглядной аналогией служит вода, разлитая по какой-либо поверхности. Если поверхность неровная и есть хотя бы небольшие перепады высот, вода перемещается по ней с более высоких мест на более низкие и в конце концов собирается в низинах, образуя лужи. Движение прекращается. Оставалось утешаться только тем, что тепловая смерть наступит через десятки и сотни миллиардов лет. Следовательно, еще очень-очень долго об этой мрачной перспективе можно не задумываться.

Однако постепенно стало ясно, что истинная масса Вселенной намного больше видимой массы, заключенной в звездах и газопылевых облаках и, скорее всего, близка к критической. А возможно, в точности равна ей.

Свидетельства существования темной материи

Первое указание на то, что с подсчетом массы Вселенной что-то не так, появилось в середине 30-х годов XX века. Швейцарский астроном Фриц Цвикки измерил скорости, с которыми галактики скопления Волосы Вероники (а это одно из самых больших известных нам скоплений, оно включает в себя тысячи галактик) движутся вокруг общего центра. Результат получился обескураживающим: скорости галактик оказались гораздо больше, чем можно было ожидать, исходя из наблюдаемой суммарной массы скопления. Это означало, что истинная масса скопления Волосы Вероники гораздо больше видимой. Но основное количество материи, присутствующей в этой области Вселенной, остается по каким-то причинам невидимой и недоступной для прямых наблюдений, проявляя себя только гравитационно, то есть только как масса.

О наличии скрытой массы в скоплениях галактик свидетельствуют также эксперименты по так называемому гравитационному линзированию. Объяснение этого явления следует из теории относительности. В соответствии с ней, любая масса деформирует пространство и подобно линзе искажает прямолинейный ход лучей света. Искажение, которое вызывает скопление галактик, столь велико, что его легко заметить. В частности, по искажению изображения галактики, которая лежит за скоплением, можно рассчитать распределение вещества в скоплении-линзе и измерить тем самым его полную массу. И оказывается, что она всегда во много раз больше, нежели вклад видимого вещества скопления.

Через 40 лет после работ Цвикки, в 70-е годы, американский астроном Вера Рубин изучала скорости вращения вокруг галактического центра вещества, расположенного на периферии галактик. В соответствии с законами Кеплера (а они напрямую следуют из закона всемирного тяготения), при движении от центра галактики к ее периферии скорость вращения галактических объектов должна убывать обратно пропорционально квадратному корню из расстояния до центра. Измерения же показали, что для многих галактик эта скорость остается почти постоянной на весьма значительном удалении от центра. Эти результаты можно истолковать только одним способом: плотность вещества в таких галактиках не убывает при движении от центра, а остается почти неизменной. Поскольку плотность видимого вещества (содержащегося в звездах и межзвездном газе) быстро падает к периферии галактики, недостающую плотность должно обеспечивать нечто, чего мы по каким-то причинам увидеть не можем. Для количественного объяснения наблюдаемых зависимостей скорости вращения от расстояния до центра галактик требуется, чтобы этого невидимого «чего-то» было примерно в 10 раз больше, чем обычного видимого вещества. Это «нечто» получило название «темная материя» (по-английски «dark matter ») и до сих пор остается самой интригующей загадкой в астрофизике.

Еще одно важное свидетельство присутствия темной материи в нашем мире приходит из расчетов, моделирующих процесс формирования галактик, который начался примерно через 300 тысяч лет после начала Большого взрыва. Эти расчеты показывают, что силы гравитационного притяжения, которые действовали между разлетающимися осколками возникшей при взрыве материи, не могли скомпенсировать кинетической энергии разлета. Вещество просто не должно было собраться в галактики, которые мы тем не менее наблюдаем в современную эпоху. Эта проблема получила название галактического парадокса, и долгое время ее считали серьезным аргументом против теории Большого взрыва. Однако если предположить, что частицы обычного вещества в ранней Вселенной были перемешаны с частицами невидимой темной материи, то в расчетах всё становится на свои места и концы начинают сходиться с концами — формирование галактик из звезд, а затем скоплений из галактик становится возможным. При этом, как показывают вычисления, сначала в галактики скучивалось огромное количество частиц темной материи и только потом, за счет сил тяготения, на них собирались элементы обычного вещества, общая масса которого составляла лишь несколько процентов от полной массы Вселенной. Получается, что знакомый и, казалось бы, изученный до деталей видимый мир, который мы совсем недавно считали почти понятым, — только небольшая добавка к чему-то, из чего в действительности состоит Вселенная. Планеты, звезды, галактики да и мы с вами — всего лишь ширма для громадного «нечто», о котором мы не имеем ни малейшего представления.

Фотофакт

Скопление галактик (в левой нижней части участка, обведенного кружком) создает гравитационную линзу. Она искажает форму расположенных за линзой объектов — вытягивая их изображения в одном направлении. По величине и направлению вытягивания международная группа астрономов из Южной Европейской обсерватории, возглавляемая учеными из парижского Института астрофизики, построила распределение масс, которое и показано на нижнем изображении. Как видно, в скоплении сосредоточено гораздо больше массы, нежели удается разглядеть в телескоп.

Охота на темные массивные объекты — дело небыстрое, и на фотографии результат выглядит не самым эффектным образом. В 1995 году телескоп «Хаббл» заметил, что одна из звездочек Большого Магелланова облака вспыхнула ярче. Это свечение продолжалось три с лишним месяца, но потом звезда вернулась к своему естественному состоянию. А шесть лет спустя рядом со звездой появился какой-то едва светящийся объект. Это и был холодный карлик, который, проходя на расстоянии 600 световых лет от звезды, создал гравитационную линзу, усиливающую свет. Расчеты показали, что масса этого карлика составляет всего 5-10% от массы Солнца.

Наконец, общая теория относительности однозначно связывает темп расширения Вселенной со средней плотностью вещества, заключенного в ней. В предположении о том, что средняя кривизна пространства равна нулю, то есть в нем действует геометрия Эвклида, а не Лобачевского (что надежно проверено, например, в экспериментах с реликтовым излучением), эта плотность должна быть равна 10 -29 граммам на кубический сантиметр. Плотность же видимого вещества примерно в 20 раз меньше. Недостающие 95% от массы Вселенной и есть темная материя. Обратите внимание, что измеренное из скорости расширения Вселенной значение плотности равно критическому. Два значения, независимо вычисленные совершенно разными способами, совпали! Если в действительности плотность Вселенной в точности равна критической, это не может быть случайным совпадением, а представляет собой следствие какого-то фундаментального свойства нашего мира, которое еще предстоит понять и осмыслить.

Что это?

Что же мы знаем сегодня о темной материи, составляющей 95% массы Вселенной? Почти ничего. Но что-то всё же знаем. Прежде всего, нет никаких сомнений в том, что темная материя существует — об этом неопровержимо свидетельствуют факты, приведенные выше. А еще нам доподлинно известно, что темная материя существует в нескольких формах. После того как к началу XXI века в результате многолетних наблюдений в экспериментах SuperKamiokande (Япония) и SNO (Канада) было установлено, что у нейтрино масса есть, стало ясно, что от 0,3% до 3% из 95% скрытой массы заключается в давно знакомых нам нейтрино — пусть масса их чрезвычайно мала, но количество во Вселенной примерно в миллиард раз превышает количество нуклонов: в каждом кубическом сантиметре содержится в среднем 300 нейтрино. Оставшиеся 92-95% состоят из двух частей — темной материи и темной энергии. Незначительную долю темной материи составляет обычное барионное вещество, построенное из нуклонов, за остаток отвечают, по-видимому, какие-то неизвестные массивные слабовзаимодействующие частицы (так называемая холодная темная материя). Баланс энергий в современной Вселенной представлен в таблице, а рассказ о ее трех последних графах — ниже.

Барионная темная материя

Небольшая (4-5%) часть темной материи — это обычное вещество, которое не испускает или почти не испускает собственного излучения и поэтому невидимо. Существование нескольких классов таких объектов можно считать экспериментально подтвержденным. Сложнейшие эксперименты, основанные всё на том же гравитационном линзировании, привели к открытию так называемых массивных компактных галообъектов, то есть расположенных на периферии галактических дисков. Для этого потребовалось следить за миллионами удаленных галактик в течение нескольких лет. Когда темное массивное тело проходит между наблюдателем и далекой галактикой, ее яркость на короткое время уменьшается (или увеличивается, поскольку темное тело выступает в роли гравитационной линзы). В результате кропотливых поисков такие события были выявлены. Природа массивных компактных галообъектов ясна не до конца. Скорее всего, это либо остывшие звезды (коричневые карлики), либо планетоподобные объекты, не связанные со звездами и путешествующие по галактике сами по себе. Еще один представитель барионной темной материи — недавно обнаруженный в галактических скоплениях методами рентгеновской астрономии горячий газ, который не светится в видимом диапазоне.

Небарионная темная материя

В качестве главных кандидатов на небарионную темную материю выступают так называемые WIMP (сокращение от английского Weakly Interactive Massive Particles — слабовзаимодействующие массивные частицы). Особенность WIMP состоит в том, что они почти никак не проявляют себя во взаимодействии с обычным веществом. Именно поэтому они и есть самая настоящая невидимая темная материя, и именно поэтому их чрезвычайно сложно обнаружить. Масса WIMP должна быть как минимум в десятки раз больше массы протона. Поиски WIMP ведутся во многих экспериментах в течение последних 20-30 лет, но, несмотря на все усилия, они до сих пор обнаружены не были.

Одна из идей состоит в том, что если такие частицы существуют, то Земля в своем движении вместе с Солнцем по орбите вокруг центра Галактики должна лететь сквозь дождь, состоящий из WIMP. Несмотря на то что WIMP представляет собой чрезвычайно слабо взаимодействующую частицу, какая-то очень малая вероятность провзаимодействовать с обычным атомом у нее всё же есть. При этом в специальных установках — очень сложных и дорогостоящих — может быть зарегистрирован сигнал. Количество таких сигналов должно меняться в течение года, поскольку, двигаясь по орбите вокруг Солнца, Земля меняет свою скорость и направление движения относительно ветра, состоящего из WIMP. Экспериментальная группа DAMA, работающая в итальянской подземной лаборатории Гран-Сассо, сообщает о наблюдаемых годичных вариациях скорости счета сигналов. Однако другие группы пока не подтверждают этих результатов, и вопрос, по существу, остается открытым.

Другой метод поиска WIMP основан на предположении о том, что в течение миллиардов лет своего существования различные астрономические объекты (Земля, Солнце, центр нашей Галактики) должны захватывать WIMP, которые накапливаются в центре этих объектов, и, аннигилируя друг с другом, рождать поток нейтрино. Попытки детектирования избыточного нейтринного потока из центра Земли в направлении к Солнцу и к центру Галактики были предприняты на подземных и подводных нейтринных детекторах MACRO, LVD (лаборатория Гран-Сассо), NT-200 (озеро Байкал, Россия), SuperKamiokande, AMANDA (станция Скотт-Амундсен, Южный полюс), но пока не привели к положительному результату.

Эксперименты по поиску WIMP активно проводят также на ускорителях элементарных частиц. В соответствии со знаменитым уравнением Эйнштейна Е=mс 2 , энергия эквивалентна массе. Следовательно, ускорив частицу (например, протон) до очень высокой энергии и столкнув ее с другой частицей, можно ожидать рождения пар других частиц и античастиц (в том числе WIMP), суммарная масса которых равна суммарной энергии сталкивающихся частиц. Но и ускорительные эксперименты пока не привели к положительному результату.

Темная энергия

В начале прошлого века Альберт Эйнштейн, желая обеспечить космологической модели в общей теории относительности независимость от времени, ввел в уравнения теории так называемую космологическую постоянную, которую обозначил греческой буквой «лямбда» — Λ. Эта Λ была чисто формальной константой, в которой сам Эйнштейн не видел никакого физического смысла. После того как было открыто расширение Вселенной, надобность в ней отпала. Эйнштейн очень жалел о своей поспешности и называл космологическую постоянную Λ своей самой большой научной ошибкой. Однако спустя десятилетия выяснилось, что постоянная Хаббла, которая определяет темп расширения Вселенной, меняется со временем, причем ее зависимость от времени можно объяснить, подбирая величину той самой «ошибочной» эйнштейновской постоянной Λ, которая вносит вклад в скрытую плотность Вселенной. Эту часть скрытой массы и стали называть «темная энергия».

О темной энергии можно сказать еще меньше, чем о темной материи. Во-первых, она равномерно распределена по Вселенной, в отличие от обычного вещества и других форм темной материи. В галактиках и скоплениях галактик ее столько же, сколько вне их. Во-вторых, она обладает несколькими весьма странными свойствами, понять которые можно, лишь анализируя уравнения теории относительности и интерпретируя их решения. Например, темная энергия испытывает антигравитацию: за счет ее присутствия темп расширения Вселенной растет. Темная энергия как бы расталкивает саму себя, ускоряя при этом и разбегание обычной материи, собранной в галактиках. А еще темная энергия обладает отрицательным давлением, благодаря которому в веществе возникает сила, препятствующая его растяжению.

Главный кандидат на роль темной энергии — вакуум. Плотность энергии вакуума не изменяется при расширении Вселенной, что и соответствует отрицательному давлению. Еще один кандидат — гипотетическое сверхслабое поле, получившее название квинтэссенция. Надежды на прояснение природы темной энергии связывают прежде всего с новыми астрономическими наблюдениями. Продвижение в этом направлении, несомненно, принесет человечеству радикально новые знания, поскольку в любом случае темная энергия должна представлять собой совершенно необычную субстанцию, абсолютно непохожую на то, с чем имела дело физика до сих пор.

Итак, наш мир на 95% состоит из чего-то, о чем мы почти ничего не знаем. Можно по-разному относиться к такому не подлежащему никакому сомнению факту. Он может вызывать тревогу, которая всегда сопутствует встрече с чем-то неизвестным. Или огорчение, оттого что такой долгий и сложный путь построения физической теории, описывающей свойства нашего мира, привел к констатации: большая часть Вселенной скрыта от нас и неизвестна нам.

Но большинство физиков сейчас испытывают воодушевление. Опыт показывает, что все загадки, которые ставила перед человечеством природа, рано или поздно разрешались. Несомненно, разрешится и загадка темной материи. И это наверняка принесет совершенно новые знания и понятия, о которых мы пока не имеем никакого представления. И возможно, мы встретимся с новыми загадками, которые, в свою очередь, также будут разгаданы. Но это будет совсем другая история, которую читатели «Химии и жизни» смогут прочесть не раньше, чем через несколько лет. А может быть, и через несколько десятилетий.

Что такое темная материя и темная энергия Вселенной: структура пространства с фото, объем в процентах, влияние на объекты, исследование, расширение Вселенной.

Около 80% пространства представлено материалом, который скрыт от прямого наблюдения. Речь идет о темной материи – вещество, которое не производит энергию и свет. Как же исследователи поняли, что оно доминирует?

В 1950-х годах ученые начали активно заниматься изучением других галактик. В ходе анализов заметили, что Вселенная наполнена большим количеством материала, чем удается уловить на «видимый глаз». Сторонники темной материи появлялись каждый день. Хотя прямых доказательств ее наличия не было, но теории росли, как и обходные пути наблюдения.

Видимый нами материал называют барионной материей. Она представлена протонами, нейтронами и электронами. Полагают, что темная материя способна совмещать в себе барионную и небарионную материю. Чтобы Вселенная оставалась в привычной целостности, темная материя обязана находиться в количестве 80%.

Неуловимое вещество может быть невероятно сложным для поисков, если вмещает барионное вещество. Среди претендентов называют коричневых и белых карликов, а также нейтронные звезды. Разницу могут прибавлять и сверхмассивные черные дыры. Но они должны были вносить больше влияния чем то, что видели ученые. Есть и те, кто думает, что темная материя должна состоять из чего-то более непривычного и редкого.

Комбинированное изображение телескопа Хаббл, отображающее призрачное кольцо темной материи в скоплении галактик Cl 0024+17

Большая часть научного мира полагает, что неизвестное вещество представлено в основном небарионной материей. Наиболее популярный кандидат – WIMPS (слабо контактирующие массивные частицы), чья масса в 10-100 раз превосходит показатели протона. Но их взаимодействие с обычной материей слишком слабое, из-за чего сложнее находить.

Сейчас очень внимательно рассматривают и нейтралино – массивные гипотетические частички, превосходящие по массе нейтрино, но отличаются медлительностью. Их пока не нашли. В качестве возможных вариантов также учитывают меньшую нейтральную аксиому и нетронутые фотоны.

Еще один вариант – устаревшие знания о гравитации, которые требуют обновления.

Невидимая темная материя и темная энергия

Но, если мы чего-то не видим, как доказать, что оно существует? И с чего мы решили, что темная материя и темная энергия - это нечто реальное?

Масса крупных объектов вычисляется по их пространственному перемещению. В 50-х годах исследователи, рассматривавшие галактики спирального типа, предполагали, что приближенный к центру материал будет двигаться намного быстрее удаленного. Но выяснилось, что звезды перемещались с одинаковой скоростью, а значит, было намного больше массы, чем думали ранее. Изученный газ в эллиптических типах показал те же результаты. Напрашивался один и тот же вывод: если ориентироваться только на видимую массу, то галактические скопления давно бы разрушились.

Альберт Эйнштейн смог доказать, что крупные вселенские объекты способны изгибать и искажать световые лучи. Это позволило использовать их как естественную увеличительную линзу. Исследуя этот процесс, ученым удалось создать карту темной материи.

Получается, что большая часть нашего мира представлена все еще неуловимым веществом. Вы узнаете больше интересного о темной материи, если посмотрите видео.

Темная материя

Физик Дмитрий Казаков об общем энергетическом балансе Вселенной, теории скрытой массы и частицах темной материи:

Если говорить о материи, то темная безусловно лидирует по процентному соотношению. Но в целом она занимает лишь четверть всего. Вселенная же изобилует темной энергией .

С момента Большого Взрыва пространство запустило процесс расширения, что продолжается и сегодня. Исследователи полагали, что в итоге начальная энергия закончится и она замедлит свой ход. Но далекие сверхновые демонстрируют, что пространство не останавливается, а набирает скорость. Все это возможно только в том случае, если количество энергии настолько огромное, что преодолевает гравитационное влияние.

Темная материя и темная энергия: разъяснения загадки

Мы знаем, что Вселенная, по большей части, представлена темной энергией. Это загадочная сила, которая приводит к тому, что пространство увеличивает скорость расширения Вселенной. Еще одним таинственным компонентом выступает темная материя, поддерживающая контакт с объектами только при помощи гравитации.

Ученые не могут разглядеть темную материю в прямом наблюдении, но эффекты доступны для изучения. Им удается уловить свет, изогнутый гравитационной силой невидимых объектов (гравитационное линзирование). Также замечают моменты, когда звезда совершает обороты вокруг галактики намного быстрее, чем должна.

Все это объясняется наличием огромного количества неуловимого вещества, воздействующего на массу и скорость. На самом деле, это вещество покрыто тайнами. Получается, что исследователи скорее могут сказать не, что перед ними, а чем «оно» не является.

На этом коллаже показаны изображения шести разных галактических скоплений, сделанные при помощи космического телескопа НАСА Хаббл. Кластеры были обнаружены во время попыток исследовать поведение темной материи в галактических скоплениях при их столкновении

Темная материя… темная. Она не производит свет и не наблюдается в прямой обзор. Следовательно, исключаем звезды и планеты.

Она не выступает облаком обычной материи (такие частички называют барионами). Если бы барионы присутствовали в темной материи, то она проявилась бы в прямом наблюдении.

Исключаем также черные дыры, потому что они выступают гравитационными линзами, излучающими свет. Ученые не наблюдают достаточного количества событий линзирования, чтобы вычислить объем темной материи, которая должна присутствовать.

Хотя Вселенная – огромнейшее место, но началось все с наименьших структур. Полагают, что темная материя приступила к конденсации, чтобы создать «строительные блоки» с нормальной материей, произведя первые галактики и скопления.

Чтобы отыскать темную материю, ученые применяют различные методы:

Большой адронный коллайдер.
инструменты, вроде WNAP и космическая обсерватория Планка.
эксперименты прямого обзора: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP и ArDM.
косвенное обнаружение: детекторы гамма-лучей (Ферми), нейтринные телескопы (IceCube), детекторы антивещества (PAMELA), рентгеновские и радиодатчики.

Методы поиска темной материи

Физик Антон Баушев о слабых взаимодействиях между частицами, радиоактивности и поиске следов аннигиляции:

Углубляемся в тайну темной материи и темной энергии

Еще ни раз ученые не смогли в буквальном смысле увидеть темную материю, потому что она не контактирует с барионной, а значит, остается неуловимой для света и прочих разновидностей электромагнитного излучения. Но исследователи уверены в ее присутствии, так как наблюдают за воздействием на галактики и скопления.

Стандартная физика говорит, что звезды, расположенные на краях галактики спирального типа, должны замедлять скорость. Но выходит так, что появляются звезды, чья скорость не подчиняется принципу расположения по отношению к центру. Это можно объяснить лишь тем, что звезды ощущают влияние от невидимой темной материи в ореоле вокруг галактики.

Наличие темной материи также способно расшифровать некоторые иллюзии, наблюдаемые во вселенских глубинах. Например, присутствие в галактиках странных колец и световых дуг. То есть, свет от отдаленных галактик проходит сквозь искажение и усиливается невидимым слоем темной материи (гравитационное линзирование).

Пока у нас есть несколько идей о том, что собою представляет темная материя. Главная мысль – это экзотические частицы, не контактирующие с обычной материей и светом, но имеющие власть в гравитационном смысле. Сейчас несколько групп (одни используют Большой адронный коллайдер) работают над созданием частиц темной материи, чтобы изучить их в лабораторных условиях.

Другие думают, что влияние можно объяснить фундаментальной модификацией гравитационной теории. Тогда получаем несколько форм гравитации, что существенно отличается от привычной картины и установленных физикой законов.

Расширяющаяся Вселенная и темная энергия

Ситуация с темной энергией еще более запутанная и само открытие в 1990-х годах стало непредсказуемым. Физики всегда думали, что сила притяжения работает на замедление и однажды может приостановить процесс вселенского расширения. За измерение скорости взялось сразу две команды и обе, к своему удивлению, выявили ускорение. Это словно вы подбрасываете яблоко в воздух и знаете, что оно обязано упасть вниз, а оно удаляется от вас все дальше.

Стало ясно, что на ускорение влияет некая сила. Более того, кажется, чем шире Вселенная, тем больше «власти» получает эта сила. Ученые решили обозначить ее темной энергией.

На сегодняшний день загадка о том, откуда появилось темное вещество так и не разгадана. Есть теории, которые предполагают, что оно состоит из межзвездного газа низкой температуры. При этом вещество не может давать какое-либо излучение. Однако существуют теории, направленные против этой идеи. Они говорят о том, что газ способен разогреваться, что приводит к тому, что они становятся обычными «барионными» веществами. В пользу этой теории свидетельствует то, что масса газа в холодном состоянии не может устранить дефицит, который возникает при этом.

В теориях о темном веществе столько вопросов, что стоит разобраться в этом чуть подробнее.

Чем является темное вещество?

Вопрос о том, что же такое темное вещество, появился примерно 80 лет назад. Еще в начале 20 века. В то время астроному из Швейцарии Ф. Цвикки пришла в голову идея о том, что масса всех галактик в реальности больше, чем масса всех тех объектов, которые можно увидеть собственными газами в телескоп. Все многочисленные подсказки намекали на то, что в космосе существует нечто неведомое, что обладает внушительной массой. Этой необъяснимой субстанции было решено дать название «темное вещество».

Это невидимое вещество занимает не менее четверти от всей Вселенной. Особенность этого вещества в том, что его частицы плохо вступают во взаимодействие между собой и с обычным другим веществом. Это взаимодействие настолько слабое, что ученые не могут даже зафиксировать это. По факту есть только признаки влияния от частиц.

Изучение этого вопроса ведется самыми большими умами по всему миру, поэтому даже самые большие скептики в мире считают, что получится уловить частицы вещества. Самая желаемая цель – сделать это в условиях лаборатории. В шахтах на большой глубине ведутся работы, такие условия для экспериментов необходимы, чтобы исключить помехи, которые оказывают частицы лучей из космоса.

Есть вероятность, что много новой информации удастся получить благодаря современным ускорителям, в частности, с помощью Большого адронного коллайдера.

Частицы темного вещества имеют одну странную особенность - взаимоуничтожение. В результате таких процессов появляется гамма-излучение, античастицы и частицы (такие как электрон и позитрон). Поэтому астрофизики делают попытки найти следы гамма-излучения или античастиц. Для этого используются различные наземные и космические установки.

Доказательства существования темного вещества

Самыми первыми сомнениями в правильности расчетов массы Вселенной, как уже говорилось, поделился астроном из Швейцарии Ф. Цвикки. Для начала он решил измерить скорость галактик из скопления Волос Вероники двигавшихся вокруг центра. И результат его работ несколько озадачил его, потому что скорость движения этих галактик оказалась выше, чем он предполагал. Кроме того, он предварительно рассчитал это значение. Но результаты не совпали.

Вывод был очевиден: реальная масса скопления была гораздо больше, чем видимая. Это могло объясниться тем, что большая часть вещества, которое есть в этой части Вселенной, не может быть видима, а также за ней невозможно понаблюдать. Это вещество проявляет свои свойство только в виде массы.

Ряд гравитационных экспериментов подтвердил присутствие невидимой массы в галактических скоплениях. В теории относительности есть некоторое толкование этого явления. Если ей следовать, то каждая масса способна к деформированию пространства, кроме того, словно линза она искривляет прямой поток световых лучей. Галактическое скопление вызывает искажение, его влияние настолько сильно, что становится заметным. Сильнее всего искажается вид галактики, которая располагается непосредственно за скоплением. По этому искажению и рассчитывается то, как распределилось вещество в этом скоплении. Так и измеряют реальную массу. Она неизменно оказывается больше в несколько раз, чем масса видимой материи.

Спустя четыре десятилетия после работ первопроходца в этой сфере Ф. Цвикки этим вопросом занялась астроном из Америки В. Рубин. Она изучала скорость, с которой вращается вокруг центра галактики вещество, которое располагается по краям галактик. Если следовать законам Кеплера, касающимся законов тяготения, то существует определенная зависимость между скоростью вращения галактик и расстоянием до центра.

Но в реальности измерения показывали, что скорость вращения не менялась с увеличением расстояния до центра. Такие данные можно было объяснить только одним путем – вещество галактики имеет одинаковую плотность как в центре, так и по краям. Но видимое вещество имело гораздо большую плотность в центре и характеризовалось разреженностью по краям, а недостаток плотности мог быть объяснен только наличием какого-то вещества, которое не видно глазу.

Чтобы дать объяснение явлению, нужно, чтобы этого самого невидимого вещества в галактиках было почти в 10 раз больше, нежели того вещества, которое мы можем увидеть. Вот это неведомое вещество и получило название «темное вещество», или «темная материя». На сегодняшний день для астрофизиков это явление так и остается самой интересной загадкой.

Есть еще один довод в пользу доказательств существования темного вещества. Он следует из расчетов, которые описывают процесс того, как формировались галактики. Считается, что началось это примерно через 300.000 лет после того, как произошел Большой взрыв . Результаты расчетов говорят, что притяжение между осколками материи, которая появилась при взрыве, не могло бы компенсировать кинетическую энергию от разлета. То есть вещество не могло сконцентрироваться в галактиках, однако мы можем видеть это сегодня.

Этот необъяснимый факт называют парадоксом галактики, его приводили как довод, разрушающий теорию Большого взрыва. Но можно посмотреть на это с другой стороны. Ведь частицы самого обычного вещества могли быть смешаны с частицами темного вещества. Тогда расчеты становятся верными, а то, как сформировались галактики, в которых скопилось много темного вещества, а к ним уже присоединились частицы обычного вещества за счет гравитации. Ведь обычное вещество составляет малую долю от всей массы Вселенной.

Видимое вещество имеет плотность относительно низкую по сравнению с темным веществом, потому что оно плотнее в 20 раз. Поэтому те 95% массы Вселенной, которых не достает по расчетам ученых – это и есть темное вещество.

Однако это приводило к выводу, что весь видимый мир, который был изучен вдоль и поперек, такой привычный и понятный, лишь небольшое приложение к тому, из чего реально складывается .

Все галактики, планеты и звезды – это просто маленький кусочек того, о чем мы не имеем понятия. Это то, что выставлено напоказ, а реальное от нас скрыто.

Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным), по крайней мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со светом, свет испускается оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского излучения.

Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования . По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях.

Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме земного шара. Однако измерения дали значение 0,00±0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц темной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными .

Кандидаты на роль темной материи

Барионная тёмная материя

Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому необнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: тёмные галактические гало , коричневые карлики и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: белые карлики , нейтронные звёзды , чёрные дыры . Кроме того, такие гипотетические объекты, как кварковые звёзды , Q-звёзды и преонные звёзды также могут являться частью барионной тёмной материи.

Проблемы такого подхода проявляются в космологии Большого взрыва : если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов после первичного нуклеосинтеза , наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску гравитационного линзирования света звёзд нашей Галактики показывают, что достаточной концентрации крупных гравитирующих объектов типа планет или чёрных дыр для объяснения массы гало нашей Галактики не наблюдается, а мелкие объекты достаточной концентрации должны слишком сильно поглощать свет звёзд .

Небарионная тёмная материя

Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных кандидатов на роль небарионной невидимой материи. Перечислим некоторые из них.

Лёгкие нейтрино

В отличие от остальных кандидатов, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Поскольку число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут определять динамику Вселенной. Для достижения , где - так называемая критическая плотность , необходимы нейтринные массы порядка эВ, где обозначает число типов легких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи.

Тяжёлые нейтрино

Из данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо взаимодействующих частиц (в том числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются т. н. «стерильными», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для следует диапазон масс приблизительно эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.

Суперсимметричные частицы

В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино , гравитино , хиггсино (суперпартнеры фотона , гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино , и зино . В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с массой порядка 10 ГэВ.

Космионы

Космионы были введены в физику для разрешения проблемы солнечных нейтрино, состоящей в существенном отличии потока нейтрино, детектируемых на Земле, от значения, предсказываемого стандартной моделью Солнца. Однако эта проблема нашла разрешение в рамках теории нейтринных осцилляций и эффекта Михеева - Смирнова - Вольфенштейна, так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи.

Топологические дефекты пространства-времени

Согласно современным космологическим представлениям энергия вакуума определяется неким локально однородным и изотропным скалярным полем. Это поле необходимо для описания так называемых фазовых переходов вакуума при расширении Вселенной, во время которых происходило последовательное нарушение симметрии, приводящее к разъединению фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход - это скачок энергии вакуумного поля, стремящегося к своему основному состоянию (состоянию с минимальной энергией при данной температуре). Различные области пространства могли испытывать такой переход независимо, в результате чего образовывались области с определенной «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, магнитные монополи), линейные протяжённые объекты (космические струны), двумерные мембраны (доменные стенки), трехмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2012 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.

Классификация тёмной материи

В зависимости от скоростей частиц, из которых, предположительно, состоит тёмная материя, её можно разделить на несколько классов.

Горячая тёмная материя

Состоит из частиц, движущихся со скоростью, близкой к световой - вероятно, из нейтрино . Эти частицы имеют очень маленькую массу, но всё же не нулевую, и учитывая огромное количество нейтрино во Вселенной (300 частиц на 1 см³), это даёт огромную массу. В некоторых моделях на нейтрино приходится 10 % тёмной материи.

Эта материя из-за своей огромной скорости не может образовывать стабильные структуры, но может влиять на обычное вещество и другие виды тёмной материи.

Тёплая тёмная материя

Материю, движущуюся с релятивистскими скоростями, но ниже, чем у горячей тёмной материи, называют «тёплой». Скорости её частиц могут лежать в пределах от 0,1c до 0,95c. Некоторые данные, в частности, температурные колебания фонового микроволнового излучения, дают основания полагать, что такая форма материи может существовать.

Пока нет никаких кандидатов на роль составляющих тёплой тёмной материи, но возможно, стерильные нейтрино , которые должны двигаться медленнее обычных трёх ароматов нейтрино, могут стать одним из них.

Холодная тёмная материя

Тёмную материю, которая движется при классических скоростях , называют «холодной». Этот вид материи представляет наибольший интерес, так как, в отличие от тёплой и горячей тёмной материи, холодная может образовывать стабильные формирования, и даже целые тёмные галактики .

Пока частицы, подходящие на роль составных частей холодной тёмной материи, не обнаружены. В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы - вимпы , такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов - фотино , гравитино и другие.

Смешанная тёмная материя

В массовой культуре

В серии игр Mass Effect тёмная материя и тёмная энергия в форме так называемого «Нулевого элемента» необходимы для движения со сверхсветовыми скоростями. Некоторые люди, биотики, используя тёмную энергию, могут контролировать поля эффекта массы.
В мультсериале «Футурама » тёмная материя используется в качестве топлива для космического корабля компании «Межпланетный экспресс». Появляется материя на свет в виде испражнений инопланетной расы «зубастильонцы» и по плотности крайне велика.

См. также

Примечания

Литература

Сайт Modern Cosmology , содержащий в том числе подборку материалов по тёмной материи.
Г.В.Клапдор-Клайнгротхаус, А.Штаудт Неускорительная физика элементарных частиц. М.: Наука, Физматлит, 1997.

Ссылки

С. М. Биленький, Массы, смешивание и осцилляции нейтрино , УФН 173 1171-1186 (2003)
В. Н. Лукаш, Е. В. Михеева, Темная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной , УФН 177 1023-1028 (2007)
Д.И. Казаков "Темная материя" , из цикла лекций в проекте «ПостНаука» (видео)
Анатолий Черепащук. "Новые формы материи во Вселенной, ч. 1" - Тёмная масса и тёмная энергия , из цикла лекций «ACADEMIA» (видео)

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое "Тёмная материя" в других словарях:

ТЁМНАЯ МАТЕРИЯ - (ТМ) необычная материя нашей Вселенной, состоящая не из (см.), т. е. не из протонов, нейтронов, мезонов и др., и обнаруженная по сильнейшему гравитационному воздействию на космические объекты обычной барионной природы (звезды, галактики, чёрные… …

Тёмная материя The Outer Limits: Dark Matters Жанр фантастика … Википедия

У этого термина существуют и другие значения, см. Тёмная звезда. Тёмная звезда (англ. Dark star) это теоретически предсказанный тип звёзд, которые могли существовать на раннем этапе формирования Вселенной, ещё до того как могли… … Википедия

МАТЕРИЯ - объективная реальность, существующая вне и независимо от человеческого сознания и отображаемая им (напр. живая и неживая М.). Единство мира в его материальности. В физике М. все виды существования (см.), которое может находиться в различных… … Большая политехническая энциклопедия

Мы стоим на пороге открытия, способного изменить суть наших представлений о Мире. Речь идет о природе темной материи. В последние годы астрономия сделала важнейшие шаги в наблюдательном обосновании темной материи, и сегодня существование такого вещества во Вселенной можно считать твердо установленным фактом. Особенность ситуации состоит в том, что астрономы наблюдают структуры, состоящие из неизвестного физикам вещества. Так возникала проблема идентификации физической природы этой материи.

1. "Принеси то, не знаю что"

Современной физике элементарных частиц неизвестны частицы, обладающие свойствами темного вещества. Требуется расширение Стандартной модели. Но как, в каком направлении двигаться, что и где искать? Слова из известной русской сказки, вынесенные в заголовок этого раздела, как нельзя лучше отражают текущую ситуацию.

Физики ищут неизвестные частицы, имея только общие представления о свойствах наблюдаемой материи. Каковы же эти свойства?

Мы знаем лишь то, что темное вещество взаимодействует со светящимся (барионами) гравитационным образом и представляет собой холодную среду с космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Вследствие столь простых свойств темная материя прямо влияет на развитие гравитационного потенциала Вселенной. Контраст ее плотности усиливался с течением времени, приводя к образованию гравитационно-связанных систем гало темного вещества.

Следует подчеркнуть, что этот процесс гравитационной неустойчивости мог быть запущен во фридмановской Вселенной только при наличии затравочных возмущений плотности, само существование которых никак не связано с темной материей, а обусловлено физикой Большого взрыва. Поэтому встает другой важнейший вопрос о возникновении затравочных возмущений, из которых развилась структура темной материи.

Вопрос о генерации начальных космологических возмущений мы рассмотрим несколько позднее. А сейчас вернемся к темной материи.

В гравитационные ямы концентраций темной материи захватываются барионы. Поэтому, хотя частицы темной материи и не взаимодействуют со светом, свет находится там, где есть темное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения темной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского диапазона.

Независимым подтверждением наших выводов о свойствах темной материи и о других параметрах Вселенной служат данные об анизотропии и поляризации реликтового излучения, о распространенности легких элементов во Вселенной, о распределении линий поглощения вещества в спектрах далеких квазаров. Все большую роль играет численное моделирование, заменившее собой эксперимент в космологических исследованиях. Ценнейшая информация о распределении темного вещества содержится в многочисленных наблюдательных данных о гравитационном линзировании далеких источников близлежащими сгустками материи.

Рис. 1. Фотография неба в направлении на скопление галактик 0024 + 1654, полученная на телескопе "Хаббл".

На рисунке 1 показан участок неба в направлении на один из таких сгустков темной массы ($\sim 10^{14}M_{odot}$). Мы видим скопление галактик, захваченных гравитационным полем этого сгустка, горячий рентгеновский газ, покоящийся на дне ямы гравитационного потенциала, и множественное изображение одной из галактик фона, оказавшейся на луче зрения темного гало и искаженной его гравитационным полем.

Таблица 1. Основные космологические параметры

В таблице 1 приведены средние значения космологических параметров, полученные из астрономических наблюдений (точность 10%). Очевидно, суммарная плотность энергии всех видов частиц во Вселенной не превышает 30 % полной критической плотности (вклад нейтрино не более нескольких процентов). Остальные 70% находятся в форме, не принимавшей участия в гравитационном скучивании вещества. Таким свойством обладает лишь космологическая постоянная или ее обобщение - среда с отрицательным давлением ($|\varepsilon + p|\ll\varepsilon $), получившая название "темная энергия". Определение природы последней является дальней перспективой развития физики.

Данный доклад посвящен вопросам физической космологии, решение которых ожидается уже в ближайшие годы. В первую очередь это касается определения начальных условий для образования структур темной материи и поиска самих неизвестных частиц.

2. Ранняя Вселенная и поздняя Вселенная

Наблюдаемая структура Вселенной - результат совместного действия стартовых условий и эволюции поля возмущений плотности. Современные наблюдательные данные позволили определить характеристики поля возмущений плотности в разные эпохи его развития. Тем самым удалось разделить информацию о начальных условиях и об условиях развития, что положило начало независимому исследованию физики ранней и поздней Вселенной.

Под термином "ранняя Вселенная" в современной космологии подразумевают заключительную стадию ускоренного расширения с последующим переходом к горячей фазе эволюции. Нам неизвестны параметры Большого взрыва, имеются только верхние ограничения (см. раздел 3, соотношения (12)). Однако существует хорошо разработанная теория генерации космологических возмущений, в соответствии с которой мы можем рассчитать спектры начальных возмущений плотности вещества и первичных гравитационных волн в зависимости от значений космологических параметров.
Причины отсутствия общепринятой модели ранней Вселенной кроются в устойчивости предсказаний инфляционной парадигмы Большого взрыва - близости генерируемых спектров к плоскому виду, относительной малости амплитуды космологических гравитационных волн, трехмерной евклидовости видимой Вселенной и др., - которые могут быть получены в широком классе параметров моделей. Моментом истины для построения модели ранней Вселенной могло бы стать открытие космологических гравитационных волн, которое представляется возможным в случае успешного проведения международного космического эксперимента "Planck", который должен начаться в 2008 г.

Наши знания о поздней Вселенной диаметрально противоположны. Мы располагаем достаточно точной моделью - знаем состав материи, законы развития структуры, значения космологических параметров (см. табл. 1), но в то же время не имеем общепринятой теории происхождения компонент материи.

Известные нам свойства видимой Вселенной позволяют описать ее геометрию в рамках теории возмущений. Малым параметром ($10^{-5}$) является амплитуда космологических возмущений.

В нулевом порядке Вселенная является фридмановской и описывается единственной функцией времени -масштабным фактором $a(t)$. Первый порядок устроен несколько сложнее. Возмущения метрики являются суммой трех независимых мод - скалярной $S(k)$, векторной $V(k)$ и тензорной $T(k)$, каждая из которых характеризуется своей спектральной функцией волнового числа $k$. Скалярная мода описывает космологические возмущения плотности, векторная мода отвечает за вихревые движения вещества, а тензорная мода - это гравитационные волны. Таким образом, вся геометрия описывается с помощью четырех функций: $a(t),~ S(k),~ V(k)$ и $Т(k)$, из которых сегодня нам известны лишь первые две (в некоторых областях определения).

Большой взрыв представлял собой катастрофический процесс быстрого расширения, сопровождаемый интенсивным быстропеременным гравитационным полем. В ходе космологического расширения возмущения метрики спонтанно рождались параметрическим образом из вакуумных флуктуации, как рождаются любые безмассовые степени свободы под действием внешнего переменного поля. Анализ наблюдательных данных свидетельствует о квантово-гравитационном механизме рождения затравочных возмущений. Тем самым крупномасштабная структура Вселенной является примером решения проблемы измеримости в квантовой теории поля.

Отметим основные свойства рожденных полей возмущений: гауссова статистика (случайные распределения в пространстве), выделенная временная фаза ("растущая" ветвь возмущений), отсутствие выделенного масштаба в широком диапазоне длин волн, ненулевая амплитуда гравитационных волн. Последнее имеет решающее значение для построения модели ранней Вселенной, поскольку, имея простейшую связь с фоновой метрикой, гравитационные волны несут прямую информацию об энергетическом масштабе Большого взрыва.

В результате развития скалярной моды возмущений образовались галактики и другие астрономические объекты. Важным достижением последних лет (эксперимент WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)) стали серьезные уточнения наших знаний по анизотропии и поляризации реликтового излучения, которые возникли задолго до появления галактик в результате воздействия на распределение фотонов всех трех мод космологических возмущений.

Совместный анализ наблюдательных данных о распределении галактик и анизотропии реликтового излучения позволил разделить стартовые условия и эволюцию. Воспользовавшись условием, что сумма $S+V+T\approx 10^{-10}$ фиксирована величиной анизотропии реликтового излучения, можно получить верхнее ограничение на сумму вихревой и тензорной мод возмущений во Вселенной (их детектирование возможно лишь с увеличением точности наблюдений):
$$\frac{V+T}{S} В случае, если бы неравенство (1) было нарушено, величина возмущений плотности оказалась бы недостаточной для образования наблюдаемой структуры.

3. Вначале был звук...

Эффект квантово-гравитационного рождения безмассовых полей хорошо изучен. Так могут рождаться частицы вещества (см., например, ) (хотя, в частности, реликтовые фотоны возникли вследствие распада протоматерии в ранней Вселенной). Таким же образом происходит генерация гравитационных волн и возмущений плотности , поскольку эти поля тоже относятся к безмассовым и их рождение не запрещено пороговым энергетическим условием. Задача о генерации вихревых возмущений еще ждет своих исследователей.

Теория $S$- и $T$-мод возмущений во фридмановской Вселенной сводится к квантово-механической задаче о независимых осцилляторах $q_k(\eta)$, находящихся во внешнем параметрическом поле ($\alpha(\eta)$) в мире Минковского с временной координатой $\eta=\int dt/a$. Действие и лагранжиан элементарных осцилляторов зависят от их пространственной частоты $k \in (0, \infty)$:
$$S_k = \int L_kd\eta,~\;\;\;L_k=\frac{\alpha^2}{2k^3}(q’^2-\omega^2q^2)~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (2)$$
где штрих обозначает производную по времени $\eta$, $\omega=\beta$- частота осциллятора, $\beta$ - скорость распространения возмущений в единицах скорости света в вакууме (здесь и далее $c=\hbar =1$, индекс $k$ у поля $q$ опущен); в случае $T$-моды $q = q_T$ является поперечно-бесследовой компонентой метрического тензора,
$$\alpha^2_T=\frac{a^2}{8\pi G}~\;\;\;\beta=1, ~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (3)$$
а в случае $S$-моды $q = q_s$ - линейная суперпозиция продольного гравитационного потенциала (возмущение масштабного фактора) и потенциала 3-скорости среды, умноженного 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 означает производную по времени $t$.

Как видно из (3), поле $q_T$ фундаментально, поскольку оно минимальным образом связано с фоновой метрикой и не зависит от свойств материи (в общей теории относительности скорость распространения гравитационных волн равна скорости света). Что касается $q_S$, то его связь с внешнем полем (4) более сложна: она включает в себя как производные от масштабного фактора, так и некоторые характеристики вещества (например, скорость распространения возмущений в среде). Мы ничего не знаем о протоматерии в ранней Вселенной - существуют только общие подходы к этому вопросу.
Обычно рассматривается идеальная среда с тензором энергии-импульса, зависящим от плотности энергии $\epsilon$, давления $p$ и 4-скорости материи $u^\mu$. Для $S$-моды 4-скорость потенциальна и представима в виде градиента 4-скаляра $\phi$:
$$T_{\mu\nu}=(\epsilon + p)u_\mu u_\nu-pg_{\mu\nu},\;\;u_\mu=\frac{\phi_{,\mu}}{w},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (5)$$
где $w^2=\phi_{,\mu}\phi_{,\nu} g^{\mu\nu}$ - нормировочная функция, запятая в нижнем индексе означает производную по координате. Скорость звука задается с помощью "уравнения состояния" как коэффициент пропорциональности между сопутствующими возмущениями давления и плотности энергии материи:
$$\delta p_c=\beta^2\delta\epsilon_c,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (6)$$
где $\delta X_c\equiv\delta X – v\dot{X}$, $v\equiv\delta\phi /w$ - потенциал 3-скорости среды.

В линейном порядке теории возмущений концепция идеальной среды эквивалентна полевой концепции, в соответствии с которой материальному полю $\phi$ приписывается лагранжева плотность, $L=L(w,\phi)$. В полевом подходе скорость распространения возбуждений находится из уравнения
$$\beta^{-2}=\frac{\partial\ln|\partial L/\partial w|}{\partial\ln|w|},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (7)$$
что также соответствует соотношению (6). В большинстве моделей ранней Вселенной предполагается, что $\beta\sim 1$ (в частности на радиационно-доминированной стадии $\beta=1/\sqrt{3}$).

Эволюция элементарных осцилляторов описывается уравнением Клейна-Гордона
$$\bar{q}’’+(\omega^2-U) \bar{q}=0,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (8)$$
где
$$\bar{q}\equiv\alpha q,\;\;U\equiv\frac{\alpha ""}{\alpha},~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (9)$$
Решение уравнения (8) имеет две асимптотические ветви поведения: адиабатическую ($\omega^2>U$), когда осциллятор находится в режиме свободных колебаний и его амплитуда возбуждения затухает ($|q|\sim(\alpha\sqrt{\beta})^{-1}$), и параметрическую ($\omega^2

Количественно, спектры рожденных возмущений зависят от начального состояния осцилляторов:
$$T\equiv 2\langle q_T^2\rangle,\;\;\;S\equiv\langle q_S^2\rangle,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (10)$$
коэффициент 2 в выражении для тензорной моды учитывает две поляризации гравитационных волн. Состояние $\langle\rangle$ принято считать основным, т.е. соответствующим минимальному уровню начального возбуждения осцилляторов. В этом состоит главная гипотеза теории Большого взрыва. При наличии адиабатической зоны основное (вакуумное) состояние элементарных осцилляторов является единственным .
Таким образом, предполагая, что функция U возрастает с течением времени и $\beta\sim 1$, получаем универсальный общий результат для спектров $T(k)$ и $S(k)$:
$$T\approx\frac{(1-\gamma/2)H^2}{M_P^2},\;\;\;\frac{T}{S}\approx4\gamma~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (11)$$
где $k=\sqrt{U}\approx aH$, а $M_p\equiv G^{-1/2}$ - планковская масса. Как видно из (11), в теории мода $T$ никак не подвергается дискриминации по отношению к моде $S$. Все дело в величине фактора $\gamma$ в эпоху генерации возмущений.
Из наблюдаемого факта малости $T$-моды в нашей Вселенной (см. раздел 2, соотношение (1)), получаем верхнее ограничение на энергетический масштаб Большого взрыва и на параметр $\gamma$ в ранней Вселенной:
$$H Последнее условие означает, что Большой взрыв носил инфляционный характер ($\gamma Мы располагаем важнейшей фазовой информацией: поля рождаются в определенной фазе, параметрически усиливается только растущая ветвь возмущений. Поясним это на примере задачи рассеяния, полагая, что $U = 0$ на начальной (адиабатической) и конечной (радиационно-доминированной, $a\propto n$) стадиях эволюции (см. рис. 2).

Рис. 2. Иллюстрация решения уравнения (8) в постановке задачи рассеяния

Для каждой из вышеупомянутых асимптотик общее решение имеет вид
$$\bar{q}=C_1\sin\omega\eta+C_2\cos\omega\eta,~\;\;\;\;\;\;\;\;\; (13)$$
где операторы $C_{1,2}$ задают амплитуды "растущей" и "падающей" ветвей эволюции. В вакуумном состоянии начальная временная фаза поля произвольна: $\langle|C_1^{(in)}|\rangle=\langle|C_2^{(in)}|\rangle$. Однако в результате решения уравнений эволюции оказывается, что на радиационно-доминированной стадии в выигрыше остается лишь растущая ветвь звуковых возмущений: $\langle|C_1^{(out)}|\rangle\gg\langle|C_2^{(out)}|\rangle$. К моменту отсоединения излучения от вещества в эпоху рекомбинации радиационный спектр промодулирован с фазой $k=n\pi\sqrt{3}/\eta_{rec}$, где $n$ - натуральное число.

Рис. 3. Проявление звуковой модуляции в спектре анизотропии реликтового излучения. (По данным экспериментов WMAP, ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), BOOMERANG (Ballon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophysics), CBI (Cosmic Background Imager), VSA (Very Small Array).)

Именно эти акустические колебания наблюдаются в спектрах анизотропии реликтового излучения (рис. 3, большой пик соответствует $n = 1$) и возмущений плотности, что подтверждает квантово-гравитационное происхождение $S$-моды. В спектре возмущений плотности звуковая модуляция подавлена фактором малости доли барионов относительно полной плотности вещества, что дает возможность найти эту долю независимо от других космологических тестов. Сам масштаб осцилляции служит примером стандартной линейки, по которой определяют важнейшие параметры Вселенной. В связи с этим следует подчеркнуть, что острота проблемы вырождения космологических параметров в наблюдательных данных, долгие годы препятствовавшая построению реальной модели Вселенной, сегодня снята благодаря обилию независимых и дополняющих друг друга наблюдательных тестов.

Подводя итог, мы можем констатировать, что проблема образования начальных космологических возмущений и крупномасштабной структуры Вселенной сегодня в принципе решена. Окончательное подтверждение теория квантово-гравитационного происхождения возмущений в ранней Вселенной получит после обнаружения $T$-моды, что может случиться уже в ближайшее время. Так, простейшая модель Большого взрыва (степенная инфляция на массивном скалярном поле) предсказывает значение амплитуды $T$-моды всего лишь в 5 раз меньше амплитуды $S$-моды . Современные инструменты и технологии вполне позволяют решить задачу о регистрации столь малых сигналов по данным наблюдений анизотропии и поляризации реликтового излучения.

4. Темная сторона материи

Имеется несколько гипотез о происхождении материи, но ни одна из них пока не подтверждена. Существуют прямые наблюдательные указания, свидетельствующие о том, что загадка темной материи тесно связана с барионной асимметрией Вселенной. Однако общепринятой теории происхождения барионной асимметрии и темной материи сегодня не существует.

Где же находится темная материя?

Мы знаем, что светящаяся компонента вещества наблюдается в виде звезд, собранных в галактики разных масс, и в форме рентгеновского газа скоплений. Однако большая часть обычного вещества (до 90%) находится в виде разреженного межгалактического газа с температурой несколько электронвольт, а также в форме МАСНО (Massive Compact Halo Object) - компактных остатков эволюции звезд и объектов с малой массой. Поскольку эти структуры обычно имеют низкую светимость, за ними закрепилось название "темные барионы".

Рис. 4. Верхнее ограничение на долю массы гало Галактики в МАСНО по данным эксперимента EROS (от франц. - Experience pour la Recherche d"Objets Sombres).

Исследованием количества и распределения компактных темных объектов в гало нашей Галактики по событиям микролинзирования занималось несколько групп (МАСНО, EROS и др.). В результате совместного анализа было получено важное ограничение - не более 20% всей массы гало сосредоточено в МАСНО в диапазоне значений от массы луны до масс звезд (рис. 4). Остальную долю темной материи гало составляют частицы неизвестной природы.

Где еще спрятана небарионная темная материя?

Развитие высоких технологий в наблюдательной астрономии XX века позволило получить ясный ответ на этот вопрос: небарионная темная материя находится в гравитационно-связанных системах (гало). Частицы темной материи являются нерелятивистскими и слабовзаимодействующими - их диссипативные процессы идут не так, как у барионов. Барионы же радиационно остывают, оседают и накапливаются в центрах гало, достигая вращательного равновесия. Темное вещество остается распределенным вокруг видимого вещества галактик с характерным масштабом порядка 200 кпк. Так, в Местной Группе, к которой относятся Туманность Андромеды и Млечный Путь, более половины всей темной материи сосредоточено в этих двух больших галактиках. Частиц, обладающих требуемыми свойствами, в Стандартной модели физики элементарных частиц нет. Важный параметр, который нельзя определить из наблюдений в силу Принципа эквивалентности, - это масса частицы. В рамках возможных расширений Стандартной модели имеется несколько кандидатов в частицы темной материи. Основные из них перечислены в табл. 2 в порядке возрастания их массы покоя.

Таблица 2. Кандидаты в частицы небарионной темной материи

Кандидат
Гравитоны

"Стерильные" нейтрино
Зеркальное вещество
Массивные частицы
Сверхмассивные частицы	$10^{13}$ ГэВ
Монополи и дефекты	$10^{19}$ ГэВ
Первичные черные дыры	$(10^{-16}-10^{-17})M_{\odot}$

Главная на сегодня версия массивных частиц - гипотеза нейтралино - связана с минимальной суперсимметрией. Данная гипотеза может быть проверена на Большом адронном ускорителе в ЦЕРНе, запуск которого намечается в 2008 г. Ожидаемая масса таких частиц $\sim$ 100 ГэВ, а их плотность в нашей Галактике - одна частица в объеме чайного стакана.

Поиск частиц темной материи ведется по всему миру на многих установках. Интересно отметить, что нейтралинная гипотеза допускает независимую проверку как в подземных экспериментах по упругому рассеянию, так и по косвенным данным аннигиляции нейтралино в Галактике. До сих пор получен положительный отклик только в одном из подземных детекторов проекта DAMA (DArk MAtter), где уже на протяжении нескольких лет наблюдается сигнал неизвестного происхождения типа "лето-зима". Однако интервал масс и сечений, связанный с этим экспериментом, пока не подтверждается на других установках, что ставит под сомнение как достоверность, так и значимость результата.

Важным свойством нейтралино является возможность их непрямого наблюдения по аннигиляционному потоку в гамма-области. В процессе иерархического скучивания такие частицы могли образовывать мини-гало с характерным размером порядка размера Солнечной системы и массой порядка массы Земли, остатки которых дожили до наших дней. Сама Земля с большой вероятностью может находиться внутри подобных минигало, где плотность частиц возрастает в несколько десятков раз. Тем самым повышается вероятность как прямого, так и непрямого детектирования темного вещества в нашей Галактике. Существование столь разных методов поиска внушает оптимизм и позволяет надеяться на скорое определение физической природы темной материи.

5. На пороге новой физики

В наше время стало возможным независимое определение свойств ранней Вселенной и поздней Вселенной по наблюдательным астрономическим данным. Мы понимаем, как возникли начальные космологические возмущения плотности, из которых развилась структура Вселенной. Мы знаем значения важнейших космологических параметров, лежащих в основе Стандартной модели Вселенной, не имеющей сегодня серьезных конкурентов. Однако остаются нераскрытыми фундаментальные вопросы происхождения Большого взрыва и основных компонент материи.

Наблюдательное определение тензорной моды космологических возмущений является ключом к построению модели ранней Вселенной. Здесь мы имеем дело с четким предсказанием теории, хорошо проверенной в случае $S$-моды и обладающей возможностью экспериментальной проверки $T$-моды в ближайшие годы.

Теоретическая физика, предоставив обширный перечень возможных направлений и методов поиска частиц темной материи, исчерпала себя. Теперь дело за экспериментом. Сложившаяся на сегодня ситуация напоминает ту, которая предшествовала великим открытиям - обнаружению кварков, W- и Z-бозонов, осцилляции нейтрино, анизотропии и поляризации реликтового излучения.

Возникает один вопрос, который, правда, выходит за рамки данного обзорного доклада: почему Природа столь щедра к нам и позволяет открывать свои секреты?

Список литературы

Гриб А А, Мамаев С Г, Мостепаненко В М Квантовые эффекты в интенсивных внешних полях (М.: Атомиздат, 1980)
Зельдович Я Б, Старобинский А А ЖЭТФ 61 2161 (1971)
ГрищукЛПЖЭГФ67 825(1974)
Лукаш В Н ЖЭТФ 79 1601 (1980)
Lukash V N, astro-ph/9910009
Строков В Н Астрон. журн. 84 483 (2007)
Лукаш В Н УФН176 113 (2006)
Lukash V N, Mikheeva E V Int. J. Mod. Phys. A 15 3783 (2000)

В.Н. Лукаш, Е.В. Михеева