Masă ascunsă

Masa ascunsă este problema contradicției dintre comportamentul observat al obiectelor astronomice vizibile și comportamentul calculat conform legilor mecanicii cerești , luând în considerare doar aceste obiecte.

Problema generală a masei ascunse are două părți:

astrofizică , adică contradicția dintre masa observată a obiectelor legate gravitațional și sistemele lor, cum ar fi galaxiile și clusterele lor, cu parametrii lor observați determinați de efectele gravitaționale;
cosmologic - contradicții ale parametrilor cosmologici observați ai densității medii a Universului obținute din date astrofizice .

Domeniul Legii Gravitației Universale

În 1922, fizicianul din Chicago Arthur C. Lunn a considerat [1] o posibilă relație între constanta gravitațională și constanta structurii fine prin relația $\alfa$

{\frac {G{m_{e}}^{2}}{e^{2}}}={\frac {\alpha ^{17}}{2048\pi ^{6}}},

(unu)

unde este masa electronului, este sarcina electronului. Ținând cont de abordarea modernă de determinare a intensităților interacțiunilor, această formulă ar trebui scrisă în următoarea formă: $m_{e}$ $e$

G={\sqrt {3}}\alpha ^{18}{\frac {\hbar c}{m_{pa}^{2}}},

(2)

unde este constanta Dirac (sau constanta Planck redusă), este viteza luminii în vid, este constanta cosmologică, este masa adăugată a protonului. Pentru a obține valoarea exactă , presupunem , adică valoarea este cu doar 9 mase de electroni mai mare decât masa protonului . $\hbar=h/2\pi$ $c$ $m_{pa)$ $G$ ${\displaystyle m_{pa}=1,68082*10^{-27))$ $m_{pa)$ $m_{{p}}$

Astfel, este introdusă în schimb o constantă cosmologică semnificativă din punct de vedere fizic . Cea mai simplă interpretare este următoarea: masa adăugată a unui proton este egală cu masa unui proton și masa unui electron (adică masa unui atom de hidrogen), iar energia lor cinetică totală este de 4 Mev (masa de opt electroni). Anunțată în acest fel, legea lui Newton ne spune că, într-o primă aproximare, universul este în mare parte hidrogen fierbinte. În a doua aproximare, trebuie luat în considerare faptul că există cel puțin 20 de miliarde de fotoni per nucleon. $G$ $m_{pa)$ $m_{pa)$ $m_{{p}}$ $m_{e}$

Din cele de mai sus rezultă că, pe baza legii lui Newton, nu se poate presupune existența unei mase ascunse.

Dovezi observabile pentru efectele gravitaționale ale masei întunecate

Masa ascunsă și rotația galaxiilor

Vitezele diferențiale de rotație ale galaxiilor (adică dependența vitezei de rotație a obiectelor galactice de distanța până la centrul galaxiei) sunt determinate de distribuția masei într-o galaxie dată și pentru un volum sferic cu o rază , în care masa este închisă , sunt date de relația $v(r)$ $r$ $r$ $Domnul)$

v(r)={\sqrt {{GM(r)} \over r}}

adică în afara volumului în care este concentrată masa principală a galaxiei, viteza de rotație . Cu toate acestea, pentru multe galaxii spirale , viteza rămâne aproape constantă la o distanță foarte semnificativă de centru (20–25 kiloparsec ) , ceea ce contrazice scăderea rapidă a densității materiei observate de la centrul galaxiilor la periferia lor (vezi Fig. .1). $Domnul)$ $v(r)\sim r^{-{1 \over 2))$ $v(r)$

Astfel, pentru a explica valorile observate , este necesar să presupunem existența materiei neobservabile (neluminoase) care se extind pe distanțe de zeci de ori mai mari decât limitele vizibile ale galaxiilor și cu o masă cu un ordin de mărime mai mare decât totalul. masa materiei luminoase observate a galaxiei ( halourile galaxiilor ). $v(r)$

Modelul cosmologic standard actual duce la concluzia că masele aparente de materie barionică din galaxii sunt substanțial mai mici decât cele prezise. Recent, au apărut rezultate care indică faptul că această masă barionică lipsă poate fi concentrată în haloul galaxiilor sub formă de gaz intergalactic fierbinte cu o temperatură de 1.000.000 până la 2.500.000 K. [2] [3]

Masa clusterelor de galaxii: problema lui Zwicky

În 1937, Fritz Zwicky a publicat On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae [4] , în care, pe baza observațiilor privind vitezele relative ale galaxiilor din clusterul Coma cu telescopul Schmidt de 18 inchi al Observatorului Palomar , a obținut un rezultat paradoxal: masa observată a clusterului (obținută din luminozitățile totale ale galaxiilor și deplasarea lor spre roșu ) s-a dovedit a fi semnificativ mai mică decât masa clusterului, calculată pe baza vitezelor proprii ale membrilor clusterului (obținută din deplasarea spre roșu ). dispersie ) în conformitate cu teorema virială : masa totală observată a clusterului s-a dovedit a fi de 500 de ori mai mică decât cea calculată, apoi este insuficientă pentru a împiedica „împrăștierea” galaxiilor sale constitutive.

Masa clusterelor galactice: gaz intergalactic fierbinte

Odată cu dezvoltarea astronomiei cu raze X în clusterele de galaxii, a fost detectată radiația cu raze X a gazului fierbinte (încălzit la temperaturi de ordinul a 10 6 K ) care umple mediul intergalactic , adică o parte din masa ascunsă a acestor clustere a fost detectată. descoperit. Cu toate acestea, însumarea maselor observate ale unui astfel de gaz cu masele observate ale galaxiilor cluster nu a dat o masă suficientă nici pentru a conține galaxiile, nici pentru a conține gazul în clustere.

Lentila gravitațională a fundalului de către galaxii și clusterele lor

Una dintre metodele indirecte de estimare a masei galaxiilor este lentila gravitațională a obiectelor de fundal (situate pe linia de observare a acestora). În acest caz, efectul lentilei gravitaționale se poate manifesta ca o distorsiune a imaginii obiectului de fundal sau apariția multiplelor imagini imaginare ale acestuia. Rezolvarea problemei inverse, adică calculul câmpului gravitațional necesar obținerii unor astfel de imagini, ne permite să estimam masa lentilei gravitaționale - un grup de galaxii. Și în acest caz, valorile calculate le depășesc semnificativ pe cele observate (vezi Fig. 2).

Natura și compoziția masei întunecate

Pe lângă observațiile directe ale efectelor gravitaționale ale masei întunecate, există o serie de obiecte a căror observare directă este dificilă, dar care pot contribui la compoziția masei întunecate. În prezent, sunt considerate obiecte de natură barionică și non-barionică: dacă primele includ obiecte astronomice destul de cunoscute, atunci ca candidate pentru cele din urmă, straniele și particulele elementare ipotetice care urmează din cromodinamica cuantică clasică ( axioni ) și extensiile supersimetrice ale cuanticei. sunt luate în considerare teoriile de câmp .

Massive Galactic Halo Objects

Pentru a explica deviația vitezelor de rotație ale obiectelor galactice față de cele kepleriene, ar trebui să presupunem prezența unui halou masiv întunecat de galaxii . Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHO) includ obiecte compacte cu radiație slabă, în primul rând stele cu masă mică - pitice maro , substele sau planete foarte masive asemănătoare lui Jupiter , a căror masă este insuficientă pentru a iniția reacții termonucleare în adâncurile lor, pitice albe răcite , stele neutronice și găuri negre .

Gaz intergalactic: pădurea Lyman-alfa

Spre deosebire de gazul fierbinte al clusterelor de galaxii menționat mai sus, care emite în intervalul de raze X, observațiile spectrelor quasarelor indică nori intergalactici destul de masivi de hidrogen . În spectrele quasarelor cu o deplasare spre roșu suficient de mare, există multe linii de absorbție a hidrogenului Lyman-alfa deplasate („pădurea” liniilor) formate din mulți nori de hidrogen situati la distanțe diferite de-a lungul liniei de vedere. Acest fenomen a fost numit pădurea Lyman-alfa . Acest gaz intergalactic este rece (aproape de zero Kelvin) și transparent (hidrogen, heliu), de aceea se observă până acum doar în acest fel.

Materia întunecată non-barionică

Conform conceptelor moderne, doar aproximativ 4,9% din masa Universului este materie barionică obișnuită. Aproximativ 26,8% [5] [6] cade pe materia întunecată non-barionică , care nu participă la interacțiunile puternice și electromagnetice . Se observă numai în efecte gravitaționale .

În funcție de viteza particulelor, se disting materia întunecată fierbinte și rece . Materia întunecată fierbinte este formată din particule care se mișcă la viteze apropiate de lumina, aparent neutrini .

Materia întunecată fierbinte nu este suficientă, conform conceptelor moderne, pentru a forma galaxii. Studiul structurii radiației relicve a arătat că au existat fluctuații foarte mici în densitatea materiei. Materia întunecată fierbinte cu mișcare rapidă nu ar putea forma o structură atât de fină.

Materia întunecată rece ar trebui să fie compusă din particule masive care se mișcă încet (și în acest sens „rece”) sau aglomerări de materie. Experimental, astfel de particule nu au fost detectate.

Ca candidați pentru rolul materiei întunecate reci, particulele masive care interacționează slab (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP ), cum ar fi axionii și partenerii fermioni supersimetrici ai bosonilor de lumină - fotinos, gravitinos etc.

Pentru prima dată, presupunerea existenței materiei care interacționează cu materia obișnuită doar prin gravitație a fost făcută la începutul secolului XX în legătură cu precesiunea anormală a periheliului lui Mercur . Cu toate acestea, această problemă a fost rezolvată deja în 1916 de Albert Einstein datorită Teoriei generale a relativității , care a introdus o corecție adecvată pentru mișcările orbitale în teoria newtoniană a gravitației, care explică în mod exhaustiv fenomenul observat, care a servit drept prima confirmare a generalului. relativitatea.

Se încearcă, de asemenea, să explice curbele de rotație ale galaxiilor printr-o modificare a legilor interacțiunii gravitaționale la scară mare (în special, dinamica Newtoniană modificată - MOND), cu toate acestea, profilurile de densitate și temperatură ale gazului fierbinte din clusterele de galaxii au prezis în cadrul MOND se deosebesc puternic de cele observate [7] .

Masa ascunsă și parametrii cosmologici, problema energiei întunecate

Una dintre principalele probleme ale cosmologiei este problema curburii medii a spațiului și a ratei de expansiune a Universului . Dacă curbura spațiului este zero sau negativă, atunci expansiunea Universului are loc la nesfârșit (modele plate și deschise ale Universului); dacă curbura este pozitivă, atunci expansiunea Universului trebuie înlocuită cu contracție (modelul închis al Universului). La rândul său, în cadrul teoriei generale a relativității (GR) , curbura medie a spațiului Universului depinde de densitatea medie a acestuia, curbura zero corespunde unei densități critice de ~ 10 −29 g/cm³, ceea ce este echivalent. la aproximativ 5 atomi de hidrogen pe m³. Cu toate acestea, în ciuda faptului că valoarea observată a densității medii a materiei luminoase este de aproximativ 1% din valoarea critică, datele observaționale indică faptul că curbura Universului este aproape de zero, adică destul de aproape de $\Omega _{crit}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega$ $\Omega _{crit}$

În 1917 , pentru a asigura staționaritatea (independența timpului) modelului cosmologic al GR , Einstein a introdus constanta cosmologică , acționând la scară largă ca o forță respingătoare, totuși, în 1922 , Friedman a publicat o lucrare despre modelul cosmologic al unui non- Univers staționar în expansiune, în care constanta cosmologică a fost egală cu zero. După ce Hubble a descoperit deplasarea spre roșu , adică expansiunea cosmologică, au dispărut motivele pentru introducerea constantei cosmologice, iar Einstein însuși, într-o conversație cu Gamow , a numit ideea constantei cosmologice cea mai mare gafă din știință . $\lambda$

Cu toate acestea, observațiile de supernove de tip Ia făcute în 1998 de către Proiectul Cosmologic Supernova au arătat că constanta Hubble se modifică în timp, astfel încât comportamentul său poate fi explicat printr-o selecție adecvată a constantei cosmologice care contribuie la densitatea medie . Această parte a masei ascunse se numește energie întunecată . $\lambda$ $\Omega _{\Lambda }$ $\Omega$

Interpretarea datelor privind anizotropia fondului cosmic de microunde obținute în timpul lucrării WMAP ( Eng. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe , 2003) a dat următoarele rezultate: densitatea observată este apropiată de și distribuția pe componente: materie barionică - 4,4%, materie întunecată rece (WIMP) - 23%, „energie întunecată” - 72,6%. $\Omega$ $\Omega _{crit}$ $\Omega =\Omega _{\Lambda }+\Omega _{vis}+\Omega _{întunecat}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega _{întunecat}$ $\Omega _{\Lambda }$

Note

↑ AC Lunn. Constante atomice și invarianți dimensionali // Revizuire fizică. - 1922. - Vol. 20. - P. 1-14.
↑ Calea Lactee este înconjurată de un halou masiv de gaz fierbinte. (link indisponibil) . Consultat la 25 septembrie 2012. Arhivat din original la 28 septembrie 2012. (nedefinit)
↑ JD Harrington, Janet Anderson, Peter Edmonds. Chandra de la NASA arată că Calea Lactee este înconjurată de halou de gaz fierbinte . NASA. Consultat la 25 septembrie 2012. Arhivat din original pe 25 septembrie 2012.
↑ Zwicky, F. Despre masele de nebuloase și de clustere de nebuloase. Jurnalul Astrofizic, voi. 86, p.217 . Preluat la 26 august 2009. Arhivat din original la 10 aprilie 2017. (nedefinit)
↑ PAR Ade et al . (Colaborarea Planck). Rezultatele Planck 2013. I. Prezentare generală a produselor și a rezultatelor științifice – Tabel 9 (ing.) // Astronomie și Astrofizică : jurnal. - 2013. - 22 martie ( vol. 1303 ). — P. 5062 . - Cod . - arXiv : 1303.5062 . Arhivat din original pe 23 martie 2013.
↑ Francisc, Matei. Primele rezultate Planck: Universul este încă ciudat și interesant . Arstechnica (22 martie 2013). Preluat la 4 decembrie 2017. Arhivat din original pe 2 mai 2019. (nedefinit)
↑ A. Aguirre, C.P. Burgess, A. Friedland, D. Nolte. Constrângeri astrofizice privind modificarea gravitației la distanțe mari // Gravitația clasică și cuantică. - 2001. - Vol. 18 . - P.R223-R232 . - doi : 10.1088/0264-9381/18/23/202 . arXiv : hep-ph/0105083 .

Link -uri

Ryabov V. A ., Tsarev V. A ., Tskhovrebov A. M . Căutarea particulelor de materie întunecată . UFN 178 (2008) p. 1129
Smolnikov A.A. Materia întunecată în Univers // Natura. 2001. Nr 7. P.10 − 19
Reshetnikov V.P. Probleme astronomice de la începutul secolului XXI, sau 23 de probleme ale lui Sandage
Pavlyuchenko S.A. Determinarea parametrilor cosmologici
Cherepashchuk A.M. Microlensing gravitațional și problema masei ascunse
Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S.Este materia întunecată reală? (engleză) // Scientific American . - Springer Nature , 2018. - August ( vol. 319 , nr. 2 ). - P. 36-43 .
O istorie a materiei întunecate . Ars Technica (februarie 2017). (nedefinit)

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie