Скрытая масса: различия между версиями
[непроверенная версия] | [непроверенная версия] |
OKBot (обсуждение | вклад) м робот изменил: lt:Tamsioji medžiaga |
|||
Строка 65: | Строка 65: | ||
== Ссылки == |
== Ссылки == |
||
* [http://vivovoco.nns.ru/VV/JOURNAL/NATURE/07_01/DARKMAT.HTM Смольников А. А. Тёмная материя во Вселенной // Природа. 2001. N7. С.10 − 19.] |
* [http://vivovoco.nns.ru/VV/JOURNAL/NATURE/07_01/DARKMAT.HTM Смольников А. А. Тёмная материя во Вселенной // Природа. 2001. N7. С.10 − 19.] |
||
* [http://www.infuture.ru/news.php?news_id=117 infuture.ru - Найдено огромное скопление "темной материи"] |
|||
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1189804/text#12 Решетников В. П. Астрономические задачи начала XXI века, или 23 проблемы Сэндиджа] |
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1189804/text#12 Решетников В. П. Астрономические задачи начала XXI века, или 23 проблемы Сэндиджа] |
||
* [http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1179958/index.html Павлюченко С. А. Определение космологических параметров] |
* [http://www.astronet.ru:8100/db/msg/1179958/index.html Павлюченко С. А. Определение космологических параметров] |
Версия от 18:12, 10 апреля 2008
Скры́тая ма́сса (англ. Dark matter) (в космологии и астрофизике также тёмная материя, тёмное вещество, тёмная энергия) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающие электромагнитного излучения достаточной для наблюдений интенсивности), но наблюдаемым косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на наблюдаемые объекты.
Общая проблема скрытой массы состоит из двух проблем:
- астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов и их систем, таких, как галактики и их скопления, с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами;
- космологической — противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной.
Наблюдательные данные гравитационных эффектов скрытой массы
Скрытая масса и вращение галактик
- Основная статья: Кривая вращения галактики
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/ru/thumb/c/c2/Galaxy.Rotation.Velocity.vs.Radius.jpg/350px-Galaxy.Rotation.Velocity.vs.Radius.jpg)
Дифференциальные скорости вращения галактик (то есть зависимость скорости вращения галактических объектов от расстояния до центра галактики) определяются распределением массы в данной галактике и для сферического объёма с радиусом , в котором заключена масса , задаются соотношением
- ,
т. е. за пределами объёма , в котором сосредоточена основная масса галактики скорость вращения . Однако для многих спиральных галактик скорость остается почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20—25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотности наблюдаемой материи от центра галактик к их периферии (см. Рис. 1).
Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, превышающие в десятки раз видимые границы галактик и с массой, на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).
Масса скоплений галактик: проблема Цвикки
Совокупная наблюдаемая масса составляет порядка 13 % от расчётной ([1]).
В 1937 г. Фриц Цвикки (Fritz Zwicky) провёл наблюдения относительных скоростей галактик в скоплении Волос Вероники и получил парадоксальный результат: сочетание наблюдаемой массы (полученной по суммарным светимостям галактик и их красному смещению) и собственных скоростей членов скопления (полученных по дисперсии красного смещения) не вписывалось в теорему вириала, то есть суммарная наблюдаемая масса скопления оказалась недостаточной, чтобы удерживать составляющие его галактики.
Масса скоплений галактик: горячий межгалактический газ
С развитием рентгеновской астрономии в скоплениях галактик было обнаружено рентгеновское излучение горячего (разогретого до температур порядка 106 K) газа, заполняющего межгалактическую среду, — то есть была обнаружена часть скрытой массы таких скоплений. Однако суммирование наблюдаемых масс такого газа с наблюдаемыми массами галактик скопления не дало массы, достаточной ни для удержания галактик, ни для удержания газа в скоплениях.
Гравитационное линзирование фона галактиками и их скоплениями
Одним из косвенных методов оценки массы галактик является гравитационное линзирование ими фоновых (расположенных на линии наблюдения за ними) объектов, проявляющееся в появлении ложных изображений — каустик. Решение обратной задачи, то есть расчёт гравитационного поля, необходимого для получения таких изображений, позволяет оценить массу гравитационной линзы — скопления галактик. И в этом случае расчётные значения значительно превосходят наблюдаемые (см. Рис. 2).
Природа и состав скрытой массы
Кроме прямых наблюдений гравитационных эффектов скрытой массы существует ряд объектов, прямое наблюдение которых затруднено, но которые могут вносить вклад в состав скрытой массы. В настоящее время рассматриваются объекты барионной и небарионной природы: если к первым относятся достаточно хорошо известные астрономические объекты, то в качестве кандидатов во вторые рассматриваются нейтрино и гипотетические элементарные частицы, следующие из классической квантовой хромодинамики (аксионы) и суперсимметричных расширений квантовых теорий поля.
Массивные объекты гало галактик
Для объяснения отклонения скоростей вращений галактических объектов от кеплеровских следует предположить наличие массивного тёмного гало галактик. К массивным объектам гало галактик (Massive Astrophysical Compact Halo Objects, MACHO) относятся слабоизлучающие компактные объекты, в первую очередь маломассивные звёзды — коричневые карлики, субзвёзды или очень массивные юпитероподобные планеты, масса которых недостаточна для инициирования термоядерных реакций в их недрах, остывшие белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.
Межгалактический газ: Лайман-альфа лес
В отличие от упоминавшегося выше горячего газа галактических скоплений, излучающего в рентгеновском диапазоне, наблюдения спектров квазаров свидетельствуют о достаточно массивных межгалактических облаках водорода. В спектрах квазаров с достаточно высоким красным смещением наблюдается множество смещённых линий («лес» линий) поглощения Лайман-альфа водорода, образованных множеством облаков водорода, расположенных на разном расстоянии по лучу зрения. Такой феномен получил название Лайман-альфа лес (англ. Lyman-alpha forest).
Небарионная тёмная материя
По современным представлениям, только около 4,4 % массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии. Она наблюдается только в гравитационных эффектах.
В зависимости от скорости частиц различают горячую и холодную тёмную материю. Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино.
Горячей тёмной материи недостаточно, по современным представлениям, для формирования галактик. Исследование структуры реликтового излучения показало, что существовали очень мелкие флуктуации плотности вещества. Быстро движущаяся горячая тёмная материя не могла бы сформировать такую тонкую структуру.
Холодная тёмная материя должна состоять из массивных медленно движущихся (и в этом смысле «холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы не обнаружены.
В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP), такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и др.
Впервые предположение о существовании материи, взаимодействующей с обычным веществом только через гравитацию, было высказано в начале XX века в связи с аномальным движением Меркурия. Однако эта проблема была решена благодаря теории относительности.
Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии
Одной из основных проблем космологии является вопрос о средней кривизне пространства и темпе расширения Вселенной. Если кривизна пространства нулевая или отрицательная, то расширение Вселенной происходит неограниченно (плоская и открытая модели Вселенной); если кривизна положительна, то расширение Вселенной должно смениться сжатием (закрытая модель Вселенной). В свою очередь, в рамках общей теории относительности (ОТО), средняя кривизна пространства Вселенной зависит от её средней плотности, нулевой кривизне соответствует критическая плотность ~ 10-29 г/см³, что эквивалентно примерно 5 атомов водорода на м³. Однако, несмотря на то, что наблюдаемое значение средней плотности светящейся материи составляет порядка 1 % от критической, данные наблюдений свидетельствуют о том, что кривизна Вселенной близка к нулю, т. е. довольно близко к
В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную , действующую в больших масштабах как силу отталкивания, однако в 1922 г. Фридман опубликовал работу по космологической модели нестационарной расширяющейся Вселенной, в которой космологическая постоянная была равна нулю. После открытия Хабблом красного смещения, т. е. космологического расширения, основания для введения космологической постоянной отпали, и сам Эйнштейн в разговоре с Гамовым назвал идею космологической постоянной своим самым большим промахом (biggest blunder) в науке.
Вместе с тем, наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что её поведение можно объяснить соответствующим подбором величины космологической постоянной , вносящей вклад в среднюю плотность . Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (dark energy).
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4b/DarkMatterPie.jpg/320px-DarkMatterPie.jpg)
Интерпретация данных по анизотропии реликтового излучения, полученных в ходе работы WMAP (Wilkinson Microwawe Anisotropy Probe, 2003 г.) дала следующие результаты: наблюдаемая плотность близка к и распределение по компонентам: барионная материя — 4,4 %, тёмная холодная материя (WIMP) — 23 %, «тёмная энергия» — 72,6 %.
Ссылки
- Смольников А. А. Тёмная материя во Вселенной // Природа. 2001. N7. С.10 − 19.
- infuture.ru - Найдено огромное скопление "темной материи"
- Решетников В. П. Астрономические задачи начала XXI века, или 23 проблемы Сэндиджа
- Павлюченко С. А. Определение космологических параметров
- Черепащук А. М. Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы
- Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg Phantom Energy and Cosmic Doomsday, Astrophysics, abstract astro-ph/0302506
- Joseph Silk, Baryonic Dark Matter, Astrophysics, abstract astro-ph/9407024
- Cryogenic Dark Matter Search Project
- UK Dark Matter Collaboration
- Hubble Discovers New Class of Gravitational Lens for Probing the Structure of the Cosmos
Это заготовка статьи по астрономии. Помогите Википедии, дополнив её. |