Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4 | Следующая страница реферата

где R — радиус Вселенной на момент времени t, и может зависеть от времени. Современное значение постоянной Хаббла обозначают H0. Поскольку она экспериментально еще не определена с достаточной точностью, ее обычно записывают как H0 º 100h·км·с–1×Мпк–1, где h ~ 0.65. А как она меняется во времени, т.е. как протекает процесс расширения, зависит от общей массы Вселенной [2].

Среднюю плотность материи — энергии во Вселенной принято характеризовать относительным параметром

W = r / rc

где rc — критическая плотность, при которой Вселенная расширяется хоть и неограниченно, но замедляясь, так, что скорости стремятся к нулю при t ® ¥. Надо оговориться, что в моделях Вселенной есть некоторая неопределенность, связанная с природой вакуума. Не исключено, что сам вакуум вносит некоторый вклад в энергию Вселенной — многие решения квантовой теории поля требуют ненулевой энергии вакуума. Космологические уравнения учитывают такую возможность с помощью дополнительного слагаемого, так называемой космологической константы L, которую ввел еще Эйнштейн, правда, из других соображений. Если энергия вакуума принимается равной нулю (L = 0), критическая плотность равна (1.88·10–29 г/см3) h2, т.е. rc ~ 4 нуклона/см3 при h ~0.65. Однако в моделях, основанных на новых наблюдательных данных,L ¹ 0 (W L~0.7), что ведет к соответствующему уменьшению величины rс.

Точное современное значение параметра общей плотности материи W0 играет важнейшую роль при решении вопроса о пути эволюции Вселенной [2]. Если общее количество материи хотя бы немного меньше критической массы (W < 1), Вселенная будет расширяться постоянно, причем с ускорением, и галактики будут удаляться все дальше и дальше друг от друга (рис. 1). Однако материи во Вселенной может быть вполне достаточно (W = 1) для того, чтобы силы гравитационного притяжения между космическими объектами начали замедлять и остановили (асимптотически) это расширение. Или даже (если масса Вселенной окажется больше критической, W > 1) начали “сжимать” Вселенную, что в конечном итоге может привести к тоже Большому, но на этот раз — Схлопыванию).

Рис. 1. Зависимости радиуса Вселенной от времени
для открытой (W < 1), “останавливающейся” (W = 1) и замкнутой (W > 1) моделей.

Современные методы изучения скоплений (кластеров) галактик дают весьма надежные оценки общей плотности материи во Вселенной [3]. По измерениям рентгеновского излучения газа в густонаселенных кластерах было определено, что общая плотность всех видов материи составляет примерно 1/3 от критической плотности, т.е. Wm ~ 0.3. Имеется много других независимых методов оценки Wm, большинство которых дают примерно такие же результаты [4].

Но данные, полученные недавно в результате измерений реликтового излучения с помощью приборов на высокополетных воздушных шарах над Антарктидой (эксперимент “Бумеранг”), показали, что Вселенная содержит достаточное количество материи для реализации модели “останавливающегося” разлета. То есть должна существовать какая-то скрытая от нас невидимая материя, восполняющая дефицит общей массы Вселенной до критического значения. Наблюдаемые небольшие (тысячные доли процента) флуктуации в пространственном распределении CMB, как уже говорилось, служат свидетельством первичного группирования материи в ранней Вселенной — начала зарождения галактик. Это еще одно косвенное подтверждение “необходимости” первичной небарионной Темной Материи, так как именно ее неоднородности в пространстве могли быть изначальными центрами для концентрации видимого барионного вещества и служить причиной существующей крупномасштабной структуры Вселенной.

С другой стороны, последние данные из наблюдений очень далеких сверхновых звезд могут интерпретироваться в пользу ускорения расширения Вселенной, т.е. модели “открытой” Вселенной. Правда, эти наблюдения удается также объяснить, вводя в модель Вселенной комологическую константу L. Ассоциируемая с последней ненулевая плотность вакуума (отрицательное давление вакуума) может также влиять на раннюю структуру Вселенной и вызывать наблюдаемые флуктуации в угловом распределении СМВ.

Таким образом, вопрос о качественном и количественном составе Темной Материи играет важнейшую роль не только для понимания современного строения Вселенной, но и для выбора наиболее адекватной модели ее эволюции и дальнейшего развития.

Что такое Темная Материя?

По определению Темная Материя не испускает (и не отражает) электромагнитного излучения и воздействует на другие видимые небесные тела только гравитационным образом.

Сегодня интенсивно обсуждаются три ключевых вопроса. Является ли основная масса барионной материи невидимой? Является ли доминирующая форма материи во Вселенной небарионной, состоящей из массивных (с массами в сотни и тысячи раз бо?льшими массы протона), слабо взаимодействующих с обычной материей частиц? Существует ли некая неизвестная “темная” форма энергии, связанная с ненулевой космологической константой L?

Вывод о том, что Темная Материя вероятнее всего состоит как из барионной, так и небарионной фракций, делается, например, на основе измерений ротационных кривых галактик. Если бы вся масса галактики концентрировалась в ее видимой части, то орбитальные скорости наблюдаемых галактических объектов уменьшались бы при удалении от центра галактики как

Действительно, для нашей Солнечной системы с большой точностью установлено, что зависимость орбитальных скоростей планет v от расстояния до Солнца r находится в полном соответствии с законом Кеплера (рис. 2).

 приведена ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503, построенная по наблюдениям в радиодиапазоне газообразного водорода. Видно, что на расстоянии от центра галактики более 5 кпк скорость остается практически постоянной. Такой вид зависимости предполагает, что не все объекты, составляющие общую массу галактики, движутся вместе с ней как “единое” целое. Поскольку вся барионная составляющая должна участвовать в таком движении, следовательно, часть скрытой массы оказывается небарионной. Для объяснения этого экспериментального факта и вводится понятие Темного галактического гало, состоящего из невидимых объектов (частиц), “компенсирующих” дефицит массы видимых объектов, расположенных в диске галактики.

Рис. 2. Зависимость орбитальных скоростей планет от расстояния до Солнца. Расстояния указаны в астрономических единицах, 1 а.е. = 1.5·1013 см.	Рис. 3. Экспериментальная ротационная кривая для спиральной галактики NGC 6503 (точки с экспериментальными ошибками). Пунктирными линиями показаны расчетные кривые отдельно для диска галактики, галактического газа и Темного гало, дающие в сумме наблюдаемую зависимость.

Из ротационных кривых для карликовых спиральных галактик и для далеких плоских галактик следует, что там Темная Материя почти полностью доминирует над видимой. Это подтверждает выводы теоретических моделей космогонии галактик о том, что Темные гало — изначальное место для зарождения и формирования галактик. Из распределения масс в галактике следует, что гало должно имееть сферическую или сфероидальную форму с распределением плотности rgalo ~ 1/r2, хотя рассматриваются и другие модели. Для нашей Галактики размер Темного гало оценивается в 50 кпк, т.е. оно простирается намного дальше видимой части галактики и имеет общую массу ~ 1012 M¤ .

Значение барионной плотности Вселенной WВ определяется из первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва. Сравнение измеренной первичной плотности дейтерия с величиной, предсказываемой из моделей Большого Взрыва, приводит к величине WВ h2 = 0.019 ± 0.0012 или WВ ~ 0.05 при h ~ 0.65. Тем не менее все наблюдаемые скопления галактик содержат только около 10% от этой величины. Где же скрываются остальные барионы? Возможно, они сконцентрированы в так называемых объектах MACHOs (Massive Compact Halo Objects), которые в гало нашей Галактики могут присутствовать в виде планет, белых и коричневых карликов, нейтронных звезд или черных дыр. Поиски MACHOs ведутся с использованием эффекта гравитационных микролинз [5], который состоит во временном увеличении яркости известных видимых звезд в тот период времени, когда невидимый массивный объект пересекает линию между наблюдателем и звездой, отклоняя своим гравитационным полем идущий от звезды свет. Продолжительность такого эффекта Dt пропорциональна

где m — масса MACHO, v — его скорость, перпендикулярная к направлению света, что позволяет оценить массу отклоняющего объекта.

В течение нескольких последних лет две большие научные коллаборации MACHO [5] и EROS [6] обрабатывают данные наблюдений за светимостью миллионов звезд в соседних галактиках. Наиболее вероятная масса нескольких найденных кандидатов в MACHO оценивается как половина массы Солнца mMACHO ~ 0.5M¤. Однако, даже если все обнаруженные объекты такого типа отнести к Темной Материи, они не смогут покрыть заметной части “недостающей” массы галактики.

Сравнив данные по общей регистрируемой плотности материи во Вселенной (Wm ~ 0.3) и ее барионной составляющей (WВ ~ 0.05), заключаем, что на небарионную ее часть остается 0.25, т.е. небарионная доля должна быть основной составляющей Темной Материи. Из анализа крупномасштабной структуры Вселенной следует, что она в основном должна состоять из массивных частиц. Эти частицы в период материализации Вселенной после Большого Взрыва уже должны быть нерелятивистскими, т.е. холодными частицами, в отличие от нейтрино, практически не имеющих массы и остающихся релятивистскими (горячими). С точки зрения физики элементарных частиц, Холодная Темная Материя (ХТМ), вероятнее всего, должна состоять из слабовзаимодействующих массивных частиц (Weakly Interacting Massive Particles — WIMP). В рамках современных теоретических моделей SUSY существует несколько подходящих кандидатов на роль ХТМ, среди которых — нейтралино, аксионы, аксино, гравитино, вимпзилло, и т.д. [7]. Константы взаимодействия частиц класса WIMP с обычной материей крайне малы: для нейтралино не более (10–2—10–5) от константы слабого взаимодействия, для аксионов и аксино ~10–16, а для гравитино ~10–33.

Пожалуй, наиболее перспективны нейтралино (c), стабильные частицы с массой ниже нескольких ТэВ, существование которых предсказывается в моделях Суперсимметрии [1]. В качестве другого наиболее вероятного претендента рассматриваются также аксионы с массами от 10–3 до 10–6эВ[7].

Кандидатура тяжелых (правых) нейтрино с массами порядка ГэВ была отклонена в ходе ускорительных экспериментов. Легкие (левые) нейтрино — единственные претендующие на роль Темной Материи частицы, о которых известно, что они реально существуют в природе. Тем не менее они не могут составлять основную массу Темной Материи, ибо, как известно из результатов экспериментов по регистрации солнечных и атмосферных нейтрино, их масса должна быть очень маленькой [8].

Указания на существование дополнительной формы энергии, плавно распределенной в пространстве, следуют из наблюдений удаленных сверхновых звезд типа Ia. Ускорение или замедление процесса расширения Вселенной отражается в отклонении зависимости Хаббла от линейной для очень удаленных объектов [2], какими и являются сверхновые типа Ia, “загорающиеся” в результате термоядерных взрывов белых карликов в двойных системах. Экспериментально были определены расстояния до 50 сверхновых типа Ia [9]. Данные измерения говорят о возможности того, что Вселенная разгоняется (это можно объяснить за счет ненулевого значения космологической константы L, определяющей вклад дополнительной “темной” энергии в энергетическую плотность Вселенной). Необходимость введения ненулевого L-члена как энергетической составляющей Темной Материи также поддерживается в моделях раздувания Вселенной. Вводя L-член, мы можем удовлетворить условие плоской Вселенной W0 = 1 при “наблюдаемом” значении Wm ~ 0.3.

Суммируя приведенные выше результаты, можно сделать вывод, что сегодня предпочтение отдается композиционной модели Темной Материи, состоящей из смеси нескольких типов собственно Темной Материи [”10% барионной (MACHOs?) + ?60% небарионной холодной (WIMPs?) + ?30% небарионной горячей (нейтрино?)] и Темной Энергии за счет ненулевой плотности вакуума (L-член).

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: поняття реферат, мировая экономика.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4 | Следующая страница реферата