Astronomija

Ar tamsioji materija gali sumažinti džinsų ilgį?

Ar tamsioji materija gali sumažinti džinsų ilgį?

Man įdomu, ar yra kokių nors tarpžvaigždinių debesų griūties modelių, kuriuose būtų atsižvelgta į tamsiąją medžiagą.

Jei tamsioji materija turi vietinių sutrikimų arba tankio svyravimų, tai gali būti pakankamai didelis poveikis, kad sukeltų tarpžvaigždinį debesį. Tai gali pakankamai padidinti debesies masę ir tankį, kad būtų galima įveikti vandenilio atomų kinetinę energiją, kuri veda prie žlugimo.

Ar tarpžvaigždinių debesų skalėje yra tamsiosios medžiagos tankio kitimų?


„Tamsioji materija“ šiuo metu yra savotiškas „užpildyk tuščią vietą“. Niekas iš tikrųjų neturi jokios galutinės teorijos, kuri plačiai sutiktų, kas gali būti „tamsioji materija“, nepaisant to, kaip ji sąveikauja su kita materija. Vis dar yra šiek tiek pasipriešinimo net sakant, kad jis apskritai egzistuoja, nors dabar tai yra beveik visa pagrindinė srovė. Bet kas tai, vis tiek reikia griebtis.

Bet radau tai iš „Google“:

http://iopscience.iop.org/article/10.1086/306334/fulltext

Tai numato tam tikro tipo tamsiosios materijos modelį, tačiau gali būti tai, ko ieškote.


Tai yra aktyvių tyrimų sritis. Dabartinė „Šaltosios tamsiosios medžiagos“ (CDM) paradigma numato aureolių susidarymą iš apačios į viršų, kai mažesnės aureolės susijungia į didesnes aureoles, kurias šiandien stebime netiesiogiai, atlikdami grupių rentgeno matavimus. Tai rodo, kad mažos tamsiosios medžiagos aureolės neišgyventų iki šių dienų.

Buvo ištirta galimybė išgyventi mažąsias aureoles, tačiau sąveika su tankiomis bariono struktūromis, tokiomis kaip žvaigždės, taip pat srautas naudojant netaisyklingą galaktikos potencialą yra linkę sunaikinti bet kokius nedidelius paskirstymo perteklius.

Tačiau jei tokios mini aureolės egzistavo ankstyvojoje visatoje, jos galėjo prisidėti prie pirmapradžių dujų žlugimo ir sudaryti III populiacijos žvaigždes. Tokiam modeliui tirti buvo atliktos simuliacijos, o III populiacijos žvaigždžių masės buvo palyginamos su numatytomis $ ( sim100 M odot) $.


Tamsi danga gali sumažinti palydovo atspindį

Ishigakijima astronomijos observatorijos Murikabushi teleskopo atlikti stebėjimai patvirtino, kad tamsi danga gali per pusę sumažinti palydovo atspindį. Yra susirūpinimas, kad daugybė dirbtinių orbitos palydovų gali pakenkti astronominiams stebėjimams, tačiau šie atradimai gali padėti palengvinti tokias sąlygas.

Šiandien didėjanti kosminių paslaugų paklausa sukėlė palydovų žvaigždynų projektų, kurie orbitoje valdo daug dirbtinių palydovų, bangą. Kadangi šie palydovai gali spindėti atspindėdami saulės šviesą, astronomijos bendruomenė išreiškė susirūpinimą dėl jų galimo poveikio astronominiams stebėjimams. 2020 m. Sausio mėn. „SpaceX“ paleido eksperimentinį palydovą „DarkSat“ su antirefleksine danga ir paprašė astronomų įvertinti, kiek ši danga gali sumažinti palydovo atspindį. Jau buvo atlikti dirbtinių palydovų ryškumo matavimai, tačiau iki šiol nebuvo patikrinta, ar tamsi danga iš tikrųjų pasiekia numatytą atspindžio sumažėjimą.

Išigigijimos astronomijos observatorijos Murikabushi teleskopas gali stebėti dangaus objektus vienu metu trimis skirtingais bangos ilgiais (spalvomis). Palyginus daugiaspalvius duomenis, gautus tomis pačiomis sąlygomis, galima tiksliau suprasti, kiek danga gali sumažinti palydovo ryškumą. Stebėjimai, atlikti 2020 m. Balandžio – birželio mėn., Pirmą kartą pasaulyje atskleidė, kad dirbtiniai palydovai, padengti danga ar be jos, yra geriau matomi esant ilgesniam bangos ilgiui, o juoda danga gali perpus sumažinti palydovų paviršiaus atspindžio lygį. Tikimasi, kad toks paviršiaus apdorojimas sumažins neigiamą poveikį astronominiams stebėjimams. Toliau bus įgyvendinamos tolesnės priemonės, kad būtų sudarytos sąlygos taikiam kosminės pramonės ir astronomijos sambūviui.


Tamsioji materija mažiau įtakinga ankstyvosios visatos galaktikose

Normalią medžiagą mes matome kaip ryškiai spindinčias žvaigždes, spindinčias dujas ir dulkių debesis. Bet sunkiau suvokiama tamsioji materija neišskiria, nesugeria ir neatspindi šviesos ir ją galima stebėti tik per jos gravitacinį poveikį. Tamsiosios materijos buvimas gali paaiškinti, kodėl netoliese esančių spiralinių galaktikų išorinės dalys sukasi greičiau, nei būtų galima tikėtis, jei būtų tik įprasta medžiaga, kurią mes galime tiesiogiai pamatyti.

Dabar tarptautinė astronomų komanda, vadovaujama Reinhardo Genzelio iš Maxo Plancko nežemiškos fizikos instituto Garčinge, Vokietijoje, naudojo KMOS ir SINFONI instrumentus ESO labai dideliame teleskope Čilėje, kad matuotų šešių masyvių, žvaigždę formuojančių galaktikų sukimąsi tolima Visata, galaktikų susidarymo viršūnėje prieš 10 milijardų metų.

Tai, ką jie rado, buvo įdomu: skirtingai nei šiuolaikinės Visatos spiralinės galaktikos, išoriniai šių tolimųjų galaktikų regionai, atrodo, sukasi lėčiau nei arčiau šerdies esantys regionai - tai rodo, kad tamsiosios medžiagos yra mažiau nei tikėtasi.

„Keista, kad sukimosi greičiai nėra pastovūs, bet dar labiau mažėja galaktikose“, - komentuoja pagrindinis Nature knygos autorius Reinhardas Genzelis. "Tikriausiai tai yra dvi priežastys. Pirma, daugumoje šių ankstyvųjų masyvių galaktikų dominuoja įprasta materija, o tamsioji materija vaidina daug mažesnį vaidmenį nei vietinėje Visatoje. Antra, šie ankstyvieji diskai buvo daug neramesni nei spiralė. galaktikų, kurias matome savo kosminėje kaimynystėje “.

Atrodo, kad abu efektai dar labiau išryškėja, kai astronomai žvelgia vis anksčiau ir atgal į ankstyvąją Visatą. Tai rodo, kad praėjus 3–4 milijardams metų po Didžiojo sprogimo, galaktikose esančios dujos jau buvo efektyviai kondensuotos į plokščius, besisukančius diskus, o juos supančios tamsiosios medžiagos aureolės buvo daug didesnės ir labiau išsiskleidusios. Akivaizdu, kad tamsiosios materijos kondensacija taip pat užtruko milijardais metų ilgiau, todėl jos dominuojantis poveikis šiandien pastebimas tik galaktikos diskų sukimosi greičiams.

Šis paaiškinimas atitinka stebėjimus, rodančius, kad ankstyvosios galaktikos buvo daug turtingesnės dujomis ir kompaktiškesnės nei šių dienų galaktikos.

Šešios šio tyrimo metu užfiksuotos galaktikos buvo tarp didesnio šimto tolimų, žvaigždę formuojančių diskų, vaizduojamų naudojant KMOS ir SINFONI prietaisus ESO labai dideliame teleskope Čilės Paranalio observatorijoje. Be aukščiau aprašytų atskirų galaktikų matavimų, vidutinė sukimosi kreivė buvo sukurta sujungiant silpnesnius kitų galaktikų signalus. Ši sudėtinė kreivė taip pat parodė tą pačią greičio mažėjimo tendenciją toli nuo galaktikų centrų. Be to, du tolesni 240 žvaigždžių formavimo diskų tyrimai taip pat patvirtina šias išvadas.

Išsamus modeliavimas rodo, kad nors normalioji medžiaga vidutiniškai sudaro apie pusę visos galaktikos bendros masės, ji visiškai dominuoja galaktikų dinamikoje esant didžiausiems raudoniems poslinkiams.


Ar tamsioji materija gali sumažinti džinsų ilgį? - Astronomija

Kad ir kokia būtų tamsioji energija,

išsamūs nepriklausomų metodų matavimai atskleidžia tai

ji apima didžiulius 72% visos mūsų visatos masės energijos.

(Kreditas: NASA ir WMAP mokslo komanda) & quot

Šaltinis

Visatoje yra dviejų rūšių nežinoma materija-energija.

Vienas iš jų vadinamas tamsiąja materija, o kitas - tamsiąja energija. Tamsioji materija gali būti gana įprasta medžiaga, kuri tiesiog neskleidžia šviesos. Taigi, perdegusios žvaigždės gali prisidėti prie tamsiosios materijos. Arba gali būti, kad tamsioji materija yra materijos forma, susijusi su anksčiau nežinomomis dalelėmis, turinčiomis didelę masę, tačiau kitaip nesąveikaujančios labai stipriai.

Šios hipotetinės dalelės vadinamos WIMPS silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės. WIMPS dar nematyta, nors vyksta eksperimentinės paieškos.

Juodoji medžiaga manoma, kad jis sudaro apie 23% žinomos visatos masės. Atrodo, kad ši tamsioji materija traukia įprastą materiją ir kaip tokia veiktų, kad sumažintų visatos plėtrą. Juodoji medžiaga todėl būtų gravitinis, o ne antigravitinis. Juodoji medžiaga gali būti visiškai nesusijęs su tamsi energija, bet tai nėra tiksliai žinoma, tik apie tai keliama hipotezė.

Juodoji medžiaga taip pat atrodo būtina atsižvelgti į tai, kad galaktikos neišskrenda, nors energija, susijusi su jų kampiniu judesiu, viršija jų išvestą gravitacinę (surišimo) energiją.

Iš esmės patraukli ir nematyta (tamsioji materija) atrodo reikalinga tam, kad viskas susiklostytų kalbant apie galaktikos mechaniką.

Daugiau apie Juodoji medžiaga žemiau įterpkite:

Viena didžiausių šiuolaikinės astronomijos problemų yra tai, kad baigėsi 90% Visatos yra nematoma. Šis paslaptingas dingęs daiktas žinomas kaip „tamsioji materija“.

Problema prasidėjo tada, kai astronomai bandė pasverti galaktikas. Tai galima padaryti dviem būdais. Pirma, galime sužinoti, kiek sveria galaktika, tiesiog pažiūrėję į jos ryškumą ir paskui ją pavertę mase.

Antrasis būdas - pažvelgti į tai, kaip juda žvaigždės. Viskas Visatoje sukasi. Žemė sukasi ant savo ašies. Aplink mūsų motiną žvaigždę Saulę skrieja visa planeta.

Saulė sukasi aplink Paukščių Tako centrą kartu su milijardais kitų Galaktikos žvaigždžių, formuodama didžiulį kosminį šokį.

Šis sukimasis suteikia dar vieną galaktikos svėrimo būdą. Ištyrus, kaip greitai juda žvaigždės pačiame krašte, paaiškėja visos galaktikos masė. Kuo greičiau „Galaxy“ sukasi, tuo daugiau masės yra jo viduje.

Bet kai tokie astronomai kaip Janas Oortas ir Fritzas Zwicky praėjusio amžiaus trečiojo dešimtmečio pradžioje jie padarė didelę problemą. Kiekvienos jų ištirtos galaktikos atsakymai nesutapo. Jie buvo įsitikinę, kad abu metodai yra patikimi, nes buvo išbandyti ir išbandyti daugelį metų.

Taigi jie padarė stulbinančią išvadą - ten turi būti dalykų, kurių mes tiesiog nematome, ir todėl jie pavadino tai „tamsiąja materija“. Ši tamsioji materija buvo tikrai svarbi, tarsi jos nebūtų, tada sukdamiesi galaktikos skristų viena nuo kitos.

Tai gali atrodyti keista išvada, bet tai nėra tokia keista. Įsivaizduokite, kad naktį žiūrite į bokšto bloką. Nors šviesas matote tik iš kai kurių kambarių, tai nereiškia, kad bokšte nebėra daugiau kambarių. Kaip ir šiuose neapšviestuose kambariuose, tamsiosios materijos nematyti, nes ji nešviečia.

Šiuo metu astronomai medžioja šį trūkstamą dalyką. Tai gali būti sudaryta iš daugybės keistai skambančių dalykų, tokių kaip MACHO, WIMP ir neutrino. Arba gali būti naujų sprendimų, susijusių su tamsiąja energija arba superstygų teorija.

Bet koks jis bebūtų, jo radimas padės atsakyti į vieną iš svarbiausių astronomijos klausimų - koks Visatos likimas?


Pastaba: Hipotetiniai tamsiosios materijos elementai taip pat kartais vadinami MACHOS. Daugiau apie MACHOS čia.

Tamsi energija yra energija, kuri, atrodo, užpildo visatą ir, atrodo, turi antigravitinis pobūdis manoma, kad ji stumia visatą.

Taigi argumentuojama, kad spartus Visatos plėtimosi greitis yra tamsiosios energijos pasekmė. Tačiau dar niekas nežino, kas yra tamsioji energija. Kai kurie žmonės mano, kad tamsioji energija yra Einšteino kosmologinės konstantos apraiška. Tai būtų siejama su labai dideliu neigiamu energijos tankiu, kuris gali būti matomas visur kosmose.

Einšteinas kurdamas savo bendrą reliatyvumo teoriją, pirmasis įvedė kosmologinę konstantą ir vėliau pasakė, kad tai buvo didžiausia jo klaida. (Nuotrauka suteikia svorio Einšteino neigiamos gravitacijos tezei)

Teigiama, kad 73% Visatos masės energijos yra susiję tamsi energija.


NASA ir DOE bendradarbiauja tamsiosios energijos tyrimų srityje

NASA ir JAV Energetikos departamentas (DOE) pasirašė Jungtinės tamsiosios energijos misijos arba JDEM įgyvendinimo supratimo memorandumą.

Misijoje veiks pirmoji kosminė observatorija, sukurta specialiai tamsiosios energijos prigimčiai suprasti.

Tamsioji energija yra energijos forma, kuri skverbiasi ir dominuoja visatoje. Misija labai tiksliai išmatuos visatos išsiplėtimo greitį ir augimo struktūrą. Misijos duomenys galėtų padėti mokslininkams nustatyti tamsiosios energijos savybes, iš esmės tobulinant fiziką ir astronomiją.

„Tamsiosios energijos prigimties supratimas yra didžiausias fizikos ir astronomijos iššūkis šiandien“, - sakė NASA būstinės Vašingtone astrofizikos direktorius Jonas Morse.

& quot; JDEM bus unikalus ir pagrindinis indėlis siekiant suprasti tamsiąją energiją ir tai, kaip ji suformavo visatą, kurioje gyvename. & quot

Vienas reikšmingiausių pastarojo dešimtmečio mokslinių atradimų yra tas, kad visatos plėtimasis spartėja. Pagreitį sukelia anksčiau nežinoma tamsi energija, kuri sudaro maždaug 70 procentų viso Visatos masės energijos kiekio.

Ši misija gali išaiškinti šios masinės energijos savybes. JDEM taip pat teiks mokslininkams išsamią informaciją, kad suprastų, kaip formuojasi galaktikos ir įgyja jų masę.

& quotDOE ir NASA vykdo papildomus tamsiosios energijos prigimties ir papildomų galimybių kurti JDEM tyrimus, todėl nuostabu, kad mūsų agentūros susivienijo įgyvendindamos šią misiją “, - sakė Dennisas Kovaras, DOE biuro direktorius Mokslas aukštos energijos fizikai.

2006 m. NASA ir DOE kartu finansavo Beyond Einstein programos vertinimo komiteto atliktą Nacionalinės tyrimų tarybos tyrimą, kuris padėjo NASA nustatyti aukščiausią prioritetą iš penkių siūlomų misijų jos programoje „Beyond Einstein“.

2007 m. Rugsėjo mėn. Komitetas išleido savo pranešimą ir pažymėjo, kad JDEM nustatys standartą tiksliai nustatant tamsiosios energijos pasiskirstymą tolimoje visatoje. Komitetas rekomendavo, kad JDEM būtų pirmoji iš NASA misijų, kurios bus sukurtos ir pradėtos už Einšteino ribų. Po komiteto pranešimo NASA ir DOE susitarė tęsti JDEM.

Tamsiosios energijos supratimo svarba taip pat pabrėžta daugelyje kitų reikšmingų Nacionalinės tyrimų tarybos, Nacionalinės mokslo ir technologijų tarybos ir Tamsiosios energijos darbo grupės ataskaitų.

Apskaičiuota, kad 72% visatos masės energijos sudaro tai, ką mokslininkai vadina „tamsia energija“, energija, kuri, kaip žinoma, yra antigravitinė, neigiama energija.

Taigi, kodėl, jei ta energija yra tokia paplitusi, ar negalime jos pagaminti?

Atsakymas gali būti toks, kad mes galime jį pagaminti.

Bet mes turime elgtis kitaip, kaip galvojame apie energiją.

Bifilar ritė, naudojama eksperimentuose

Žemiau esančioje nuotraukoje parodyta didelė dviguba ritė, per kurią buvo praleista 15 amperų pulsuojanti 60 Hz nuolatinė srovė.

Šioje dvilypėje ritėje srovė, tekanti per vieną dvigubo laido laidą, buvo nukreipta atgal per antrąjį laidą taip, kad antrojo laido magnetinis laukas panaikino pirmojo laido magnetinį lauką.

Būtent šis elektromagnetinių laukų panaikinimas yra pagrindas vadinamajai „skaliarinei elektromagnetikai“.

Nors atrodo, kad skaliarinę elektromagnetiką sukūrė ir panaudojo Rusijos ginklų mokslininkai, Vakarų fizikai paprastai neatrodo suprantantys šią fizikos formą. Daugelis Vakarų šalių mokslininkų netgi gali paneigti, kad skaliarinė elektromagnetika yra įmanoma.

Skaliarinės elektromagnetikos egzistavimas reikštų, kad klasikinė elektrodinamika yra ydinga, o tai, ką aš tvirtinau, yra teisinga ir tai yra gana lengva įrodyti.

DVIEJI ATŠAUKIAMI NUOTRAUKOS DĖŽUTĖJE
KUR NUO ENERGETIKOS?


Apsvarstykite du fotonus dėžutėje - abu fotonai yra už fazės 180 laipsnių kampu. Kiekvienas fotonas perneša vieną energijos vienetą, tačiau kadangi jie yra už fazės 180 laipsnių kampu, elektromagnetinis energijos tankis yra lygus nuliui, kaip ir Poyntingo vektorius.

Todėl, jei laikysimės įprastų samprotavimų, praradome du energijos vienetus ir taip pažeidėme energijos taupymą. Bet tai neleidžiama. Taigi turime padaryti išvadą, kad klasikinė elektrodinamika turi trūkumų.

Tas trūkumas pašalinamas, kai įtraukiame skaliarinę elektromagnetinę energiją - kaip ji buvo vadinama.

Variaciją, parodytą schemoje, galite įsigyti čia, visos bangos tilto lygintuvus galite rasti čia.

Ritėje naudojama viela turėjo penkis ritinius arba maždaug 500 pėdų # 16 „Radio Shack“ garsiakalbių laidą.

Čia yra galimas laidas: nuoroda. Iš esmės viela buvo suvyniota į nailoninių kabelių ryšių kilpas, kurios buvo tiekiamos per skylutes, išgręžtas į didelį medžio dailylentės gabalą, apverttą aukštyn kojomis. Dabartinis prietaiso veikimo lygis buvo nustatytas maksimaliu lygiu, kuriuo prietaisas galėjo veikti be perkaitimo. Tai buvo apie 15 amperų maždaug 15 voltų įtampa.

Galų gale, po daugelio metų veikimo, ritė sudegė.


Skylės gaminamos debesyse?


Kai prietaisas veikė maksimaliu srovės lygiu ir išjungus visus šviesos šaltinius, užblokavus langus, pasirodė, kad iš ritės sklinda kažkokia mėlyna ektoplazminė energija.

Ta energija pasirodė užpildanti patalpą, kurioje veikė ritė.

Kadangi, matyt, buvo naudojama daug energijos, o sovietai, kaip pranešama, skaliarinę energiją naudojo kontroliuodami orus, buvo atliekami bandymai, ar dvigubos ritės skleidžiama energija paveiks debesis virš namo.

Kelis kartus buvo pastebėta, kad tiesiai virš namo buvo padarytos didelės skylės, kaip matyti aukščiau esančioje nuotraukoje, kur per vieną iš dviejų didelių skylių matosi užteršimas.

Pastaba: Dėl dvigubos ritės veikimo patartina turėti 2 arba 3 colių oro tarpą virš ir žemiau ritės, nes kitaip ritė nėra idealioje būsenoje skaliarinei energijai generuoti. Oro tarpas taip pat leidžia oro cirkuliaciją. Žinoma, reikėtų būti labai atsargiems, kad sistema neperkaitintų. Patartina uždėti saugiklį variako pirminėje dalyje. Būkite atsargūs, kad šia sistema nesukeltumėte gaisro. Patariama kruopščiai inžinerijos būdu, nes reikia būti atsargiems valdant sistemą tik tada, kai šalia yra žmogus.

Taip pat: Vyniodami ritę, pabandykite neįvesti jokių dvigubo laido laidų posūkių.

Remiantis mano atliktu skaičiavimu, geresnis sistemos pulsavimo dažnis gali būti 4,8 Hz, o ne 60 Hz. Bet tai būtų sunkiau inžinieriui. Taigi aš siūlyčiau pirmiausia pastatyti savo sukurtą įrenginį ir tada eiti iš ten.

Dar vienas dalykas: Nestatykite voltmetro ar kito įtaiso ant lygintuvo grandinių išėjimo. Taip pat ampermetras neturėtų būti dedamas nuosekliai su ritė. Prijunkite lygintuvo grandinių išvestį tiesiai prie ritės nieko nedalyvaudami.Jei tai nebus padaryta, kyla reali rizika, kad sistema nepagamins norimos energijos. Negalima šlifuoti nė vienos ritės pusės. Tegul sistema plaukia.

Poveikis sveikatai naudojant šią energiją: Pastebėjau, kad tariamos tamsios energijos, kurią sukuria aukščiau esanti bifilarinė ritė, patirtis yra labai maloni. Tačiau atrodo, kad galima gauti per daug gero dalyko, nes daugelį valandų atidavęs save energijai, aš buvau labai pavargęs. Eksperimentuojantiems su šia energija patariama elgtis atsargiai, ir, žinoma, jūs esate vienas.

Bet mano patirtis su šia energija yra gera.


Ar tamsioji materija gali sumažinti džinsų ilgį? - Astronomija

Visoje istorijoje gamtos filosofai spėliojo apie materijos prigimtį ir netgi svarstė galimybę, kad gali būti materijos formų, kurios yra nepastebimos & # X2013, nes jos buvo arba per toli, per blankios, arba iš esmės nematomos. Ir nors daugelis ankstyviausių mokslinių tyrimų buvo mažiau nei griežti ir dažnai neatsiejami nuo filosofijos ir teologijos, jie mums atskleidžia mūsų rūšies noro suprasti pasaulį ir jo turinį ilgaamžiškumą.

Nors daugelis ankstyvųjų civilizacijų įsivaizdavo savo kosmologines sistemas, be abejo, senovės graikai pirmieji bandė sukurti tokį modelį, pagrįstą protu ir patirtimi. Atomistai, labiausiai žinomi Leukipas ir Demokritas, gyvenę V a. Pr. Kr., Buvo įsitikinę, kad visa materija yra sudaryta iš tų pačių pagrindinių ir nedalomų statybinių blokų, vadinamų atomais, ir kad šių atomų yra begalinis skaičius, kaip ir begalinėje erdvėje, juose buvo. Epikuras (341 m. Pr. M. E. Ir # X2013 270 m. Pr. M. E.) Savo „# X201CLetter Herodotus“ ir # X201D taip pat pasiūlė, kad egzistuoja ir begalinis kitų pasaulių skaičius, o „# X201Come“ patinka šis pasaulis, kiti - ne. Kiti spėliojo apie nepastebimas materijas, kurių gali būti mūsų pačių Visatoje. Pvz., Pitagoro filoliejus numanė dangaus kūno egzistavimą Antichtonasarba priešpriešinė žemė, kuri sukasi priešingoje & # X201Centrinės ugnies & # X201D pusėje Žemės atžvilgiu [187].

Kosmologinis Aristotelio & # X2013 modelis, kuris dominuos diskurse per visus viduramžius & # X2013, pateikė elegantišką konstrukciją, kurioje Žemės vieta buvo pritvirtinta prie nekintamos Visatos centro. Šis modelis daugeliui atrodė svarūs argumentai prieš nematomų ar nežinomų materijos formų egzistavimą. Net įspūdinga kometų išvaizda, kuriai akivaizdžiai nebuvo vietos Aristotelio labai organizuotoje dangiškųjų sferų hierarchijoje, buvo atmesta kaip atmosferos reiškinys - toks įsitikinimas tebebuvo laikomas tol, kol Tycho Brahe išmatavo kometos paralaksą (nebuvimą) 1577 m. .

Nors daugelis pasiūlė iššūkių aristoteliškos kosmologijos ortodoksijai, šie bandymai nebuvo įvykdyti be pasipriešinimo. Giordano Bruno statula Campo de 'Fiori miesto Romos centre yra priminimas apie pavojus, kurie būdingi tokiems nukrypimams nuo griežtos aristoteliškos pasaulėžiūros, kurią priėmė Katalikų bažnyčia. Būtent tos statulos vietoje Romos inkvizicija Brunoną 1600 m. Sudegino po to, kai jis buvo nuteistas už kaltinimus, apimančius eretišką įsitikinimą begaliniu kitų pasaulių egzistavimu.

Be abejo, pats Galilėjus ir # X2013 turėjo daug problemų dėl inkvizicijos ir # X2013 labiausiai padarė pertrauką aristoteliškosios kosmologijos rankose. Nukreipęs savo teleskopą dangaus link, Galilėjus pamatė daug ką anksčiau nepastebimo. Be daugybės kitų atradimų, jis sužinojo, kad silpną Paukščių Tako švytėjimą sukelia begalė atskirų žvaigždžių ir kad aplink Jupiterį skrieja mažiausiai keturi plika akimi nematomi palydovai. Kiekvienas iš šių pastebėjimų apima dvi pamokas, kurios ir šiandien yra aktualios tamsiosios materijos atžvilgiu. Pirma, Visatoje gali būti materijos, kurios neįmanoma suvokti įprastomis priemonėmis. Antra, įdiegus naują technologiją, mums gali atsiskleisti anksčiau nematytos materijos formos.

Mokslo ir ypač astronomijos kursai buvo pakeisti 1687 m., Kai Isaacas Newtonas paskelbė savo traktatą Philosophi & # XE6 Naturalis Principia Mathematica. Niutono judėjimo ir visuotinės gravitacijos dėsniai suteikė mokslininkams naujų ir baisių įrankių, kurie, be daugelio kitų dalykų, leido jiems nustatyti astronominių kūnų gravitacinę masę, matuojant jų dinamines savybes.

1783 m. Johnas Michellas, taip pat garsus tuo, kad sugalvojo sukimo pusiausvyrą gravitacijos jėgai matuoti, suprato, kad jei šviesai įtakos turi gravitacijos dėsniai & # X2013, kaip jis nusprendė, atsižvelgiant į universalų gravitacijos pobūdį 2 ir # X2013 tada gali egzistuoti objektai, kurie yra tokie masyvūs, kad net šviesa negalėtų išvengti jų gravitacinės jėgos [213].

Šis pasiūlymas, kurį po dešimtmečio taip pat garsiai aptarė Pierre'as Simon'as Laplace'as, dažnai laikomas pirmuoju minimu vadinamosiomis juodosiomis skylėmis. Tačiau mes tai paminėjame kaip aiškų nematomų astrofizinių objektų, kurie apgyvendina Visatą, tuo tarpu, kad nepasiekia astronominiai stebėjimai, klasės diskusijos pavyzdys.

Matematikas Friederichas Besselis galbūt pirmasis numatė konkretaus neatrasto astronominio objekto egzistavimą, remdamasis tik jo gravitacine įtaka. 1844 m. Paskelbtame laiške [51] jis teigė, kad pastebėtą tinkamą žvaigždžių Sirijaus ir Procyono judėjimą galima paaiškinti tik tuo, kad yra silpnų palydovų žvaigždžių, kurios įtakoja stebimas žvaigždes jų gravitacinės traukos dėka:

Beiselis taip pat pasisakė už daugybės žvaigždžių egzistavimą, galbūt jų begalinį skaičių, taip pat numatydamas šiuolaikinę masės ir šviesos santykio koncepciją:

Tik po dvejų metų, 1846 m., Prancūzų astronomas Urbainas Le Verrieras ir anglų astronomas Johnas Couchas Adamsas, norėdami paaiškinti kai kurias nuolatines Urano judėjimo anomalijas, pasiūlė naujos planetos egzistavimą. Le Verrierio skaičiavimai buvo tokie tikslūs, kad vokiečių astronomas Johnas Galle'as (padedamas Heinricho D'Arresto) tą pačią vakarą Berlyno observatorijoje atpažino naują planetą, kai gavo laišką iš Le Verrier, 1 laipsnio atstumu nuo numatytos padėties.

Įdomu tai, kad pats Le Verrier vėliau taip pat pastebėjo nenormalų Merkurijaus perihelio precedentą ir pasiūlė egzistuoti jį jaudinančiai planetai. Kaip gerai žinoma, ši & # X201Cdark planeta & # X201D & # X2013 paskambino Vulkanas Niekada nebuvo pastebėta & # X2013, todėl šios problemos sprendimas turėjo laukti Einšteino bendrosios reliatyvumo teorijos atsiradimo.

Be tamsių žvaigždžių ir planetų, XIX a. Astronomai taip pat aptarė tamsiąją medžiagą tamsių debesų arba tamsių & # X201Cnebulae & # X201D pavidalu. Vieną ankstyviausių šios diskusijos pėdsakų galima rasti atsiminimuose, kuriuos 1877 m. Parašė tėvas Angelo Secchi, tuometinis Romos kolegijos observatorijos direktorius, aprašydamas ūkų tyrimus, kurie buvo atlikti prieš 20 metų [283]:

Maždaug XIX a. Pabaigoje astronomijos bendruomenėje pradėjo vykti įdomi diskusija. Kai tik buvo išrasta astronominė fotografija, mokslininkai pradėjo pastebėti, kad žvaigždės danguje pasiskirstė netolygiai. Tankiuose žvaigždžių laukuose buvo pastebėti tamsūs regionai ir kilo klausimas, ar jie tamsūs dėl žvaigždžių trūkumo, ar dėl absorbuojančios medžiagos buvimo regėjimo linijoje. Astronomas Arthuras Ranyardas, kuris buvo vienas iš pagrindinių pastarosios hipotezės šalininkų, 1894 m. Rašė [252]:

Šios diskusijos tęsėsi gana ilgai ir sukėlė įdomių minčių. W. H. Wesley, kuris 47 metus dirbo kaip Karališkosios astronomijos draugijos sekretoriaus padėjėjas, pasiūlė naują būdą išspręsti klausimą, apimančią elementarų žvaigždžių išdėstymo Paukščių Take modeliavimą [329]:

Lordas Kelvinas buvo vienas pirmųjų, bandęs dinamiškai įvertinti tamsiosios medžiagos kiekį Paukščių Take. Jo argumentas buvo paprastas, bet galingas: jei Paukščių Tako žvaigždes galima apibūdinti kaip dalelių dujas, veikiančias gravitacijos įtakoje, tada galima nustatyti ryšį tarp sistemos dydžio ir žvaigždžių greičio sklaidos [174 ]:

Kelvinas taip pat gavo viršutinę medžiagos tankio ribą tokiame tūryje, teigdamas, kad didesnis tankis prieštarautų pastebėtiems žvaigždžių greičiams. Henriui Poincarui ir # XE9 padarė įspūdį lordo Kelvino idėja & # X201Dujų teoriją & # X201D pritaikyti žvaigždžių Paukščių Tako sistemai. 1906 m. Jis aiškiai paminėjo & # X201Cdark materiją & # X201D (& # X201Cmati & # XE8re aptemdė & # X201D originalo prancūzų kalba) ir teigė, kad kadangi Kelvino įverte numatomas greičio sklaida yra tokio paties dydžio, kokia buvo pastebėta, suma tamsiosios medžiagos tikimybė buvo mažesnė arba panaši į matomosios medžiagos [246] (vertimą į anglų kalbą žr. [247] nuorodą. Išsamesnę diskusiją taip pat žr. [248] nuorodą):

Panašiai 1915 m. Estų astronomas Ernstas & # XD6pik sukūrė žvaigždžių judėjimo Galaktikoje modelį (paskelbtą rusų kalba), taip pat padarė išvadą, kad mažai matomos medžiagos yra mažai tikėtina [103].

Svarbų žingsnį į priekį suprantant Paukščių Tako struktūrą padarė olandų astronomas Jacobus Kapteyn. Svarbiausiame savo leidinyje, pasirodžiusiame prieš pat mirtį 1922 m., Kapteynas bandė & # X201Ca bendrąją masių, jėgų ir greičių pasiskirstymo šoninėje sistemoje teoriją & # X201D & # X2013, tai yra Paukščių Taką.

Kapteynas vienas pirmųjų pasiūlė kiekybinį Galaktikos formos ir dydžio modelį, apibūdindamas jį kaip suplotą žvaigždžių pasiskirstymą, besisukantį aplink ašį, nukreiptą į Galaktikos ašigalį. Jis teigė, kad Saulė buvo netoli Galaktikos centro ir kad žvaigždžių judėjimą galima apibūdinti kaip dujų ramybės atmosferoje judėjimą. Tada jis nustatė žvaigždžių judėjimo ir jų greičio sklaidos ryšį, panašų į tai, ką & # XD6pik padarė prieš kelerius metus.

Kapteynas išreiškė vietinį tankį kaip efektyvią žvaigždžių masę, padalijęs bendrą gravitacinę masę iš stebėtų žvaigždžių skaičiaus & # X2013, įskaitant silpnas, per ekstrapoliuodamas šviesumo funkciją & # X2013, ir jis aiškiai atkreipė dėmesį į galimą tamsioji materija galaktikoje:

1932 m. Kapteyno mokinys Janas Oortas paskelbė saulės kaimynystėje esančių žvaigždžių vertikaliosios kinematikos analizę [226]. Šiame darbe Oortas įtraukė į vietinių tamsiosios medžiagos tankio įvertinimų sąrašą, įskaitant Jameso Jeanso (1922) [168] ir Bertilo Lindblado (1926) [197] įvertinimus. Analizuodamas Oortas padarė keletą patobulinimų Kapteyno pagrindiniame darbe, sušvelnindamas, pavyzdžiui, žvaigždžių dujų prielaidą & # X201Cisothermality & # X201D.

Oortas apskaičiavo labiausiai tikėtiną viso materijos tankio šalia Saulės vertę - 0,092 M& # X2299 / vnt. 3, atitinkantys 6,3 ir # XD7 10 ir # X221224 g / cm 3. Šį skaičių jis palygino su Kapteyno gauta verte - 0,099 M& # X2299 / pc 3 ir pastebėjo, kad susitarimas buvo & # X201tikėtinai geras & # X201D, atsižvelgiant į skirtingą požiūrį ir naudojamus duomenis. Jeanso ir Lindblado gauti skaičiai buvo kiek didesni - 0,143 M& # X2299 / vnt 3 ir 0,217 M& # X2299 / vnt. 3.

Tada norėdamas įvertinti tamsiosios medžiagos kiekį, Oortas įvertino žvaigždžių indėlį į vietinį tankį, teigdamas, kad žvaigždžių masės funkcijos ekstrapoliacija, pagrįsta stebėtomis žvaigždėmis, galėjo sudaryti didelę dalį nurodyto bendro tankio. Įdomu prisiminti žodžius, kuriuos Oortas panaudojo tamsiosios medžiagos kiekio suvaržymui iliustruoti:

Iš šios citatos sužinome ne tik apie tai, kad maksimalus leistinas tamsiosios medžiagos kiekis sudarė maždaug pusę viso vietinio tankio, bet ir tai, kad astronomai manė, jog tamsiąją medžiagą greičiausiai sudaro silpnos žvaigždės, apie kurias galima atsiskaityti tinkamai ekstrapoliuojant. žvaigždžių masės funkcijos, kartu su & # X201Cnebulous & # X201D ir & # X201Cmeteoric & # X201D materija.

Kaip pamatysime IV skyriuje, Kapteyn, Jeans, Lindblad, & # XD6pik ir Oort novatoriškas darbas atvėrė kelią link modernaus vietinės tamsiosios materijos tankio nustatymo - tema, kuri ir šiandien tebėra svarbi, ypač eksperimentams, kurie siekia aptikti tamsiosios medžiagos daleles per jų išsisklaidymą branduoliais.

1 „Epikuras“, Laiškas Herodotui (apie 305 m. Pr. M. E.), Ištrauktas iš Diogeneso Laertiuso, Žinomų filosofų gyvenimai, vert. R. D. Hicks, t. 2 (1925). Atgal.

2 Tai jau numanoma 1 užklausa iš „Newton's Opticks“: Ne kūnai veikia šviesą per atstumą ir savo veiksmu lenkia jos spindulius ir ar šis veiksmas (cteris paribus) nėra stipriausias mažiausiu atstumu? & # X201D Atgal. *****


Juodoji medžiaga

Tamsioji materija yra hipotetinė medžiaga, kuri, daugumos astronomų manymu, sudaro apie penkis šeštadalius visatos materijos. Nors jis nebuvo tiesiogiai pastebėtas, jo egzistavimas ir savybės yra daromos remiantis įvairiais gravitaciniais efektais: matomos medžiagos judėjimais gravitaciniu lęšiu atspindint jos įtaką visatos didelei struktūrai ir jos poveikį kosminiame mikrobangų fone. Tamsioji materija yra skaidri elektromagnetinei spinduliuotei (šviesa, kosminiai spinduliai ir kt.) Ir (arba) yra tokia tanki ir maža, kad nespėja sugerti ar išskirti tiek spinduliuotės, kad atsirastų per vaizdo technologiją.

Galaktikų ir didesnių struktūrų masių įverčiai, naudojant dinamines ir bendrąsias reliatyvistines priemones, yra daug didesni nei tie, kurie pagrįsti matomos "švytinčios" medžiagos mase. [2]

Standartinis kosmologijos modelis rodo, kad visatos masės energijoje yra 4,9% paprastosios medžiagos, 26,8% tamsiosios medžiagos ir 68,3% tamsiosios energijos [3] [4]. Taigi tamsioji materija sudaro 84,5% [1 pastaba] visos masės, o tamsioji energija plius tamsioji medžiaga sudaro 95,1% viso masės energijos kiekio. [5] [6] [7] [8]

Tamsiosios materijos hipotezė vaidina pagrindinį vaidmenį šiuolaikiniame kosminės struktūros formavimosi ir galaktikų susidarymo bei evoliucijos modeliavime ir anizotropijų, stebimų kosminiame mikrobangų fone (CMB), paaiškinimuose. Visos šios įrodymų išvados rodo, kad galaktikose, galaktikų grupėse ir visatoje kaip visumoje yra kur kas daugiau materijos nei tos, kurią galima pastebėti per elektromagnetinius signalus. [9]

Plačiausiai sutinkama tamsiosios materijos forma yra ta, kad ji susideda iš silpnai sąveikaujančių masyvių dalelių (WIMP), kurios sąveikauja tik per gravitaciją ir silpną jėgą. [10]

Nors tamsiosios materijos egzistavimui paprastai pritaria didžioji dalis astronomijos bendruomenės, mažuma astronomų [11] pasisako už įvairius standartinių bendrosios reliatyvumo dėsnių pakeitimus, tokius kaip MOND ir TeVeS, kurie bando atsižvelgti į pastebėjimus nesikreipdami į tai. papildomas dalykas. [12]

Vykdoma daugybė bandymų aptikti siūlomas tamsiosios medžiagos daleles ne gravitacinėmis priemonėmis [13].

Pirmasis pasiūlęs naudoti žvaigždės greitį tamsiosios medžiagos buvimui nustatyti buvo olandų astronomas Jacobusas Kapteynas 1922 m. [14] [15] Kolega olandas ir radijo astronomijos pradininkas Janas Oortas pateikė hipotezę apie tamsiosios materijos egzistavimą 1932 m. [15] [16] [17] Oortas tyrinėjo žvaigždžių judėjimą vietinėje galaktikos kaimynystėje ir nustatė, kad masė galaktikos plokštumoje turi būti didesnė už pastebėtą, tačiau vėliau buvo nustatyta, kad šis matavimas yra klaidingas [18].

1933 m. Panašų išvadą padarė šveicarų astrofizikas Fritzas Zwicky, kuris, dirbdamas Kalifornijos technologijos institute, studijavo galaktikos grupes. [19] [20] [21] Zwicky pritaikė virusinę teoremą Komos klasteriui ir gavo nematytos masės įrodymų, kuriuos jis vadino „dunkle Materie“ „tamsiąja materija“. Zwicky įvertino savo masę, remdamasis galaktikų judėjimais netoli jo krašto, ir palygino su įvertinimais, pagrįstais jo ryškumu ir galaktikų skaičiumi. Jis apskaičiavo, kad klasterio masė buvo maždaug 400 kartų didesnė, nei buvo galima pastebėti vizualiai. Matomų galaktikų gravitacijos poveikis buvo per mažas tokioms greitoms orbitoms, todėl masė turi būti paslėpta. Remdamasis šiomis išvadomis, Zwicky padarė išvadą, kad kai kurie nematyti dalykai suteikė masinę ir su tuo susijusią traukos jėgą, kad klasteris būtų laikomas kartu. Tai buvo pirmasis oficialus išvadas apie tamsiosios materijos egzistavimą [22]. Zwicky skaičiavimai buvo ne tokie dideli kaip didesnė tvarka, daugiausia dėl pasenusios Hablo konstantos vertės [23], tas pats skaičiavimas šiandien rodo mažesnę dalį, naudojant didesnes šviesos masės vertes. Tačiau Zwicky teisingai padarė išvadą, kad didžioji reikalo dalis buvo tamsi. [22]

Pirmosios patikimos nuorodos, kad masės ir šviesos santykis yra ne kas kita, o galaktikos sukimosi kreivių matavimai. 1939 m. Horace'as W. Babcockas pranešė apie Andromedos ūko sukimosi kreivę, kuri rodo, kad masės ir šviesumo santykis didėja radialiai. [24] Jis priskyrė jį arba šviesos absorbcijai galaktikoje, arba modifikuotai dinamikai išorinėse spiralės dalyse, o ne trūkstamai materijai.

Vera Rubin ir Kentas Fordas šeštajame – septintajame dešimtmetyje pirmieji, remdamiesi tvirtais įrodymais, naudodami galaktikos sukimosi kreives, postulavo „tamsias materijas“. [25] [26] Rubinas dirbo su nauju spektrografu, kad tiksliau matuotų kraštų spiralinių galaktikų greičio kreivę. [26] Šis rezultatas buvo nepriklausomai patvirtintas 1978 m. [27] Įtakingame dokumente buvo pristatyti Rubino rezultatai 1980 m. [28] Rubinas nustatė, kad daugumoje galaktikų turi būti maždaug šešis kartus daugiau tamsios, nei matomos masės, taigi maždaug iki 1980 m. Akivaizdus tamsiosios medžiagos poreikis buvo plačiai pripažintas pagrindine neišspręsta astronomijos problema.

Devintojo dešimtmečio nepriklausomų stebėjimų srautas parodė jo buvimą, įskaitant gravitacinį foninių objektų objektyvavimą galaktikų grupėmis, karštų dujų pasiskirstymą galaktikose ir grupėse ir anizotropijų modelį kosminiame mikrobangų fone. Pagal kosmologų sutarimą, tamsioji materija pirmiausia susideda iš dar neapibūdinto subatominės dalelės tipo. [10] [29] Šios dalelės paieška įvairiomis priemonėmis yra viena iš pagrindinių dalelių fizikos pastangų [13].
Kosminė mikrobangų foninė spinduliuotė

Kosmologijoje CMB paaiškinamas kaip relikvinė spinduliuotė, kuri laisvai keliavo nuo rekombinacijos eros, maždaug 375 000 metų po Didžiojo sprogimo.CMB anizotropijos paaiškinamos kaip mažų pirminio tankio svyravimų ir vėlesnių akustinių virpesių fotonų-barionų plazmoje rezultatas, kurių atstatymo jėga yra gravitacija. [30]

NASA kosminio fono tyrinėtojas (COBE) nustatė, kad CMB spektras yra labai tikslus juodųjų kūnų spektras, kurio temperatūra yra 2,726 K. 1992 m. COBE aptiko CMB svyravimus (anizotropijas) maždaug vienoje 105-ojo lygio lygyje. [31]

Kitą dešimtmetį CMB anizotropijos buvo tiriamos eksperimentais ant žemės ir oro balionais. Jų pagrindinis tikslas buvo išmatuoti anizotropijų galios spektro pirmosios akustinės smailės kampinę skalę, kuriai COBE buvo nepakankama skiriamoji geba. Dešimtajame dešimtmetyje pirmasis pikas buvo matuojamas didėjant jautrumui, o 2000 m. BOOMERanG eksperimentas [32] pranešė, kad didžiausi galios svyravimai įvyksta maždaug vieno laipsnio skalėse, o tai rodo, kad Visata yra arti plokščios. Šie matavimai galėjo atmesti kosmines stygas kaip pagrindinę kosminės struktūros formavimosi teoriją, o kosminė infliacija buvo teisinga teorija.

Antžeminiai interferometrai suteikė didesnį tikslumo svyravimų matavimą, įskaitant labai mažą masyvą, laipsnio kampinio skalės interferometrą (DASI) ir kosminio fono vaizduoklį (CBI). DASI pirmą kartą aptiko CMB poliarizaciją, [33] [34] ir CBI pateikė pirmąjį E režimo poliarizacijos spektrą su įtikinamais įrodymais, kad jis nėra su T režimo spektru. [35] COBE įpėdinė Wilkinsono mikrobangų anizotropijos zondas (WMAP) pateikė išsamiausius (didelio masto) CMB anizotropijų matavimus 2003–2010 m. [36] ESA erdvėlaivis „Planck“ pateikė išsamesnius rezultatus 2013–2015 m.

WMAP matavimai atliko pagrindinį vaidmenį nustatant standartinį kosmologijos modelį, būtent „Lambda-CDM“ modelį, kuris sukuria tamsią energiją dominuojančią plokščią visatą, papildytą tamsiąja medžiaga ir atomais, kurių tankio svyravimai yra sėjami Gauso, adiabatinio, beveik masto invarianto. procesą. Pagrindines jo savybes lemia šeši reguliuojami parametrai: tamsiosios medžiagos tankis, bariono (atomo) tankis, visatos amžius (arba lygiaverčiai, Hablo konstanta), pradinė svyravimo amplitudė ir priklausomybė nuo jų skalės.
Stebėjimo įrodymai
Failas: menininko įspūdis apie numatomą tamsiosios medžiagos pasiskirstymą aplink Paukščių Taką.ogvPlay žiniasklaida
Šio menininko įspūdis rodo laukiamą tamsiosios materijos pasiskirstymą Paukščių Tako galaktikoje kaip mėlyną medžiagos aureolę, supančią galaktiką. [37]

Daugybė įrodymų gaunama iš galaktikų judesių [38]. Atrodo, kad daugelis jų yra gana vienodi, todėl pagal viralinę teoremą visa kinetinė energija turėtų būti pusė galaktikų bendros gravitacinės jungimosi energijos. Stebėjimo požiūriu bendra kinetinė energija yra daug didesnė. Visų pirma, darant prielaidą, kad gravitacinę masę lemia tik matoma medžiaga, žvaigždės, esančios toli nuo galaktikų centro, turi daug didesnį greitį, nei prognozuojama virusinėje teoremoje. Galaktikos sukimosi kreivės, iliustruojančios sukimosi greitį, palyginti su atstumu nuo galaktikos centro, rodo & quotexcess & quot greitį. Tamsioji materija yra tiesiausias būdas apskaičiuoti šį neatitikimą.

Tamsiosios materijos pasiskirstymas galaktikose, reikalingas paaiškinti stebimos materijos judėjimą, rodo, kad yra maždaug sferiškai simetriškas, centre sutelktas tamsiosios medžiagos aureolė, o regimoji medžiaga yra sutelkta centriniame diske.

Mažo paviršiaus ryškumo nykštukinės galaktikos yra svarbūs informacijos šaltiniai tiriant tamsiąją medžiagą. Jų matomos ir tamsios medžiagos santykis yra retas, o centre yra nedaug ryškių žvaigždžių, kurios kitaip pakenktų tolimų žvaigždžių sukimosi kreivės stebėjimams.

Galaktikų grupių gravitaciniai lęšių stebėjimai leidžia tiesiogiai įvertinti gravitacinę masę, remiantis jos poveikiu šviesai, gaunamai iš foninių galaktikų, nes didelės medžiagos (tamsios ar kitokios) gravitaciškai šviesą nukreipia. Tokiuose klasteriuose, kaip „Abell 1689“, objektyvo stebėjimai patvirtina žymiai didesnę masę, nei rodo grupių šviesa. „Bullet Cluster“ objektyvo stebėjimai rodo, kad didžioji objektyvo masės dalis yra atskirta nuo rentgeno spinduliuojančios bariono masės. 2012 m. Liepos mėn. Objektyvavimo stebėjimai buvo naudojami tam, kad būtų galima nustatyti tamsiosios materijos „giją“ tarp dviejų galaktikų grupių, kaip buvo prognozuota kosmologinėse simuliacijose. [39]
„Galaxy“ sukimosi kreivės
Pagrindinis straipsnis: „Galaxy“ sukimosi kreivė
Tipiškos spiralinės galaktikos sukimosi kreivė: numatoma (A) ir stebima (B). Tamsioji materija gali paaiškinti „plokščią“ greičio kreivės išvaizdą dideliu spinduliu

Galaktikos sukimosi kreivė yra matomų žvaigždžių ar dujų orbitos greičių (t. Y. Greičių) diagramoje toje galaktikoje, palyginti su jų radialiniu atstumu nuo tos galaktikos centro. Galaktikų / žvaigždžių sukimosi / orbitos greitis nesumažėja atstumu, skirtingai nei kitos orbitinės sistemos, tokios kaip žvaigždės / planetos ir planetos / mėnuliai, kurių centre taip pat yra didžioji masės dalis. Pastaraisiais atvejais tai atspindi masės pasiskirstymą tose sistemose. Galaktikų masės stebėjimai pagal jų skleidžiamą šviesą yra per maži, kad paaiškintų greičio stebėjimus.

Tamsiosios materijos hipotezė pateikia trūkstamą masę, pašalindama anomaliją. [24]

Universali sukimosi kreivė gali būti išreikšta matomos medžiagos eksponentinio pasiskirstymo, kuris siaurėja iki nulio atstumu nuo centro, ir sferinės tamsiosios medžiagos aureolės, turinčios plokščią r0 spindulio ir tankio ρ šerdį, sumą.0 = 4,5 × 10 −2 (r0/ kpc) −2/3 Mpc −3. [. [40]

Mažo paviršiaus ryškumo (LSB) galaktikų matomas masės deficitas yra daug didesnis nei kitų. Ši savybė palengvina tamsiosios ir matomosios medžiagos indėlio į sukimosi kreives atskyrimą [13].

Kai kurių elipsinių galaktikų sukimosi kreivės rodo mažą tolimų žvaigždžių greitį (stebimas, pavyzdžiui, įterptų planetinių ūkų judesiu). Tamsos materijos reikalavimus atitinkanti hipotezė siūlo, kad kai kurias žvaigždes potvynio banga gali suplėšti iš disko ir galaktikos susiliejimo iš savo pradinių galaktikų per pirmąjį artimą praėjimą ir įdėti į išeinančias trajektorijas, paaiškindama mažą likusių žvaigždžių greitį net esant aureolė. [13] [41]


Galaktikų greičio dispersijos

Elipsinių galaktikų greičio sklaidos įvertinimai [42], išskyrus kai kurias išimtis, paprastai rodo gana didelį tamsiosios medžiagos kiekį.

Difuziniai tarpžvaigždiniai galaktikos kraštų dujų matavimai rodo, kad trūksta įprastos materijos, esančios už matomos ribos, tačiau galaktikos yra virializuotos (ty gravitaciškai surištos ir skrieja viena kitai greičiais, atitinkančiais numatomus bendrosios reliatyvumo orbitos greičius), iki jų matomo spindulio dešimt kartų. [43] Tai sukelia tamsiosios medžiagos, kaip visos medžiagos dalies, padidėjimą nuo 50%, matuojamą Rubino, iki dabar priimtinos beveik 95% vertės.

Atrodo, kad tamsioji materija yra mažas komponentas arba kai kuriose vietose jos nėra. Rutuliniai sankaupos rodo nedaug tamsiosios medžiagos įrodymų [44], išskyrus tai, kad jų orbitos sąveika su galaktikomis palaiko tamsiąją galaktiką. [Reikia cituoti] Žvaigždžių greičio profiliai, atrodo, rodo tamsiosios medžiagos koncentraciją Paukščių Tako diske. Tačiau dabar atrodo, kad didelė bariono medžiagos koncentracija diske (ypač tarpžvaigždinėje terpėje) gali lemti šį judėjimą. Atrodo, kad „Galaxy“ masės ir šviesos profiliai nesutampa. Tipiškas tamsiosios medžiagos galaktikų modelis yra tolygus, sferinis pasiskirstymas virializuotose halose. Taip išvengiama nedidelio masto (žvaigždžių) dinaminių efektų. 2006 m. Tyrimas Paukščių Tako disko metmenis paaiškino didelių ir mažų magelano debesų sąveika ir 20 kartų padidėjusia numatoma tamsiosios materijos mase. [45]

2005 m. Astronomai teigė atradę beveik vien tik iš tamsiosios materijos sudarytą galaktiką, esančią Mergelės klasteryje, esančiame už 50 milijonų šviesmečių ir pavadintą VIRGOHI21. [46] Neįprasta, kad VIRGOHI21 nėra matomų žvaigždžių: jis buvo atrastas stebint vandenilio radijo dažnius. Remdamiesi sukimosi profiliais, mokslininkai apskaičiavo, kad šiame objekte yra maždaug 1000 kartų daugiau tamsiosios medžiagos nei vandenilio ir jo masė yra maždaug 1/10 Paukščių Tako. Manoma, kad Paukščių Take yra maždaug 10 kartų daugiau tamsiosios medžiagos nei įprastoje medžiagoje. Didžiojo sprogimo ir struktūros formavimo modeliai leido manyti, kad tokios tamsios galaktikos turėtų būti labai paplitusios [reikalinga citata], tačiau VIRGOHI21 buvo aptikta pirmoji.

Kai kurių galaktikų, tokių kaip NGC 3379, greičio profiliai rodo, kad nėra tamsiosios medžiagos [47].
„Galaxy“ grupės ir gravitaciniai objektyvai
Stiprus gravitacinis objektyvavimas, pastebėtas Hablo kosminiame teleskope Abell 1689, rodo tamsiosios materijos buvimą - padidinkite vaizdą, kad pamatytumėte objektyvo lankus.

Galaktikos sankaupoms taip pat trūksta pakankamai šviečiančios medžiagos, kad būtų galima paaiškinti jose matuojamus galaktikų orbitos greičius. „Galaxy“ grupių masės buvo įvertintos trimis nepriklausomais būdais:

Galaktikų radialinis greičio sklaida grupėse
Rentgeno spinduliai, kuriuos skleidžia karštos dujos. Dujų temperatūrą ir tankį galima įvertinti pagal rentgeno energiją ir srautą, darant prielaidą, kad slėgio ir gravitacijos balansas lemia klasterio masės profilį. Chandros rentgeno observatorijos eksperimentuose naudojama ši technika, kad būtų galima savarankiškai nustatyti klasterio masę. Šie stebėjimai paprastai rodo, kad bariono masė yra maždaug 12–15 proc., Pagrįstai sutinkant su Plancko erdvėlaivio kosminiu vidurkiu 15,5–16 proc. [48]

Gravitacinis objektyvavimas (dažniausiai tolimesnėse galaktikose) numato masę, nepasikliaudamas dinamikos (pvz., Greičio) stebėjimais. Keli Hablo projektai naudojo šį metodą grupių masėms matuoti.

Paprastai taikant šiuos metodus randama trūkstama šviečianti medžiaga.

Gravitacija veikia kaip lęšis, leidžiantis iš tolimesnio šaltinio (pvz., Kvazaro) išlenkti aplink masyvų objektą (pavyzdžiui, galaktikų grupę), esantį tarp šaltinio ir stebėtojo, pagal bendrą reliatyvumą.

Stiprus objektyvavimas yra pastebėtas foninių galaktikų iškraipymas į lankus, kai jų šviesa praeina per tokį gravitacinį lęšį. Jis buvo pastebėtas aplink keletą tolimų grupių, įskaitant Abellą 1689. [49] Matuojant iškraipymo geometriją, galima gauti įsiterpusio klasterio masę. Dešimtimis atvejų, kai tai buvo padaryta, gautas masės ir šviesos santykis atitinka dinaminius grupių tamsiosios medžiagos matavimus [50].

Silpnas gravitacinis objektyvavimas tiria nedidelius galaktikų iškraipymus, naudojant statistinę analizę iš gausių galaktikų tyrimų. Nagrinėdami akivaizdžią gretimų foninių galaktikų kirpimo deformaciją, astrofizikai gali apibūdinti vidutinį tamsiosios medžiagos pasiskirstymą. Masės ir šviesos santykis atitinka tamsiosios medžiagos tankį, numatytą atliekant kitus didelio masto struktūros matavimus. [51]

Galaktikos grupę „Abell 2029“ sudaro tūkstančiai galaktikų, apgaubtų karštų dujų ir tamsiosios medžiagos debesiu, atitinkančiu daugiau nei 1014 M☉. Šio spiečiaus centre yra milžiniška elipsinė galaktika, kuri greičiausiai susidaro iš daugelio mažesnių galaktikų [52].
„Bullet Cluster“: HST vaizdas su perdangomis. Bendras numatomas masės pasiskirstymas, atkurtas iš stipraus ir silpno gravitacinio lęšio, rodomas mėlyna spalva, o rentgeno spindulius skleidžiančios karštos dujos, pastebėtos naudojant „Chandra“, rodomos raudonai.

Tiesioginius stebėjimo įrodymus teikia „Bullet Cluster“. Daugumoje regionų tamsioji ir matoma medžiaga randama kartu [53] dėl jų traukos traukos. Tačiau „Bullet Cluster“ du materijos tipai išsiskiria. Tai, matyt, sukėlė dviejų mažesnių grupių susidūrimas. Elektromagnetinė sąveika tarp praeinančių dujų dalelių būtų sukėlusi šviesos medžiagos sulėtėjimą ir nusėdimą netoli smūgio taško. Kadangi tamsioji materija neveikia elektromagnetiškai, ji nesumažėjo ir tęsėsi pro centrą.

Rentgeno stebėjimai rodo, kad didelė dalis šviečiančių medžiagų (107–108 Kelvino [54] dujų ar plazmos pavidalu) yra sutelkta klasterio centre. Silpni gravitaciniai lęšių stebėjimai rodo, kad didžioji dalis trūkstamos masės liktų už centrinio regiono ribų. Skirtingai nuo galaktikos sukimosi kreivių, šie įrodymai nepriklauso nuo Niutono gravitacijos detalių, tiesiogiai palaikantys tamsiąją medžiagą [54].

Pastebėtas tamsiosios materijos elgesys riboja, ar ir kiek jis išsklaido kitas tamsiosios materijos daleles, kiekybiškai įvertinamas kaip jos savęs sąveikos skerspjūvis. Jei tamsioji medžiaga neturi slėgio, ją galima apibūdinti kaip tobulą skystį, neturintį amortizacijos. [55] Masės pasiskirstymas galaktikų spiečiuose buvo naudojamas siekiant argumentuoti savęs sąveikos reikšmę tiek [56] [57], tiek prieš [58].

Vykdoma apklausa naudojant „Subaru“ teleskopą, naudojant silpnus objektyvus, analizuojama tamsiosios materijos sulenkta fono šviesa, siekiant nustatyti, kaip objektyvo forma (kaip tamsioji materija pasiskirsto priekiniame plane). Tyrimo metu tiriamos daugiau nei milijardo šviesmečių atstumu esančios galaktikos, esančios didesniame nei tūkstančio kvadratinių laipsnių plote (maždaug viena keturiasdešimtoji viso dangaus). [59] [60]


Kosminis mikrobangų fonas
Pagrindinis straipsnis: Kosminis mikrobangų fonas
WMAP kosminis mikrobangų fonas

Kampiniai CMB svyravimai suteikia tamsiosios medžiagos įrodymų. Tipiškos CMB svyravimų kampinės skalės, matuojamos kaip CMB anizotropijų galios spektras, atskleidžia skirtingą bariono ir tamsiosios medžiagos poveikį. Paprasta medžiaga stipriai sąveikauja spinduliuote, o tamsiosios medžiagos dalelės (WIMP) neveikia virpesių dėl savo sunkumo, todėl abi materijos formos turi skirtingą poveikį.

Spektras rodo didelę pirmąją smailę ir mažesnes nuoseklias smailes [36]. Pirmoji smailė daugiausia pasakoja apie bariono medžiagos tankį, o trečioji sritis daugiausia susijusi su tamsiosios medžiagos tankiu, matuojant medžiagos ir atomų tankį. [Reikalingas paaiškinimas]
Dangaus tyrimai ir barionų akustiniai virpesiai
Pagrindinis straipsnis: Bariono akustiniai virpesiai

Ankstyvosios visatos akustiniai svyravimai paveikė matomą medžiagą vykdydami Barijono akustinio virpesio (BAO) grupavimą tokiu būdu, kurį galima išmatuoti dangaus tyrimais, tokiais kaip „Sloan Digital Sky Survey“ ir „2dF Galaxy Redshift Survey“. [61] Šie matavimai yra nuosekli CMB metrika, gaunama iš WMAP erdvėlaivio, ir dar labiau suvaržo „Lambda CDM“ modelį ir tamsiąją medžiagą. Atkreipkite dėmesį, kad CMB ir BAO duomenys naudoja skirtingas atstumo skales. [30]


Ia tipo supernovos atstumo matavimai
Pagrindinis straipsnis: Ia tipo supernova

Ia tipo supernovos gali būti naudojamos kaip „standartinės žvakės“ ekstragalaktiniams atstumams matuoti. Platus šių supernovų duomenų rinkinys gali būti naudojamas kosmologiniams modeliams suvaržyti [62]. Jie riboja tamsiosios energijos tankį ΩΛ =

0,713 plokščiajai „Lambda CDM“ visatai ir parametras w kvintesencijos modeliui. Rezultatai maždaug atitinka WMAP stebėjimų rezultatus ir dar labiau suvaržo „Lambda CDM“ modelį ir (netiesiogiai) tamsiąją medžiagą [30].


Lymano-alfa miškas
Pagrindinis straipsnis: Lyman-alfa miškas

Astronominėje spektroskopijoje Lymano-alfa miškas yra absorbcijos linijų, atsirandančių dėl neutralaus vandenilio Lymano-alfa perėjimo tolimų galaktikų ir kvazarų spektruose, suma. Lyman-alfa miško stebėjimai taip pat gali suvaržyti kosmologinius modelius [63]. Šie apribojimai sutampa su tais, kurie gaunami iš WMAP duomenų.


Struktūros formavimas
Pagrindinis straipsnis: Struktūros formavimas
3D žemėlapis didelio masto tamsiosios materijos pasiskirstymo, atkurtas iš silpno gravitacinio objektyvo Hablo kosminiu teleskopu matavimų. [64]

Struktūros formavimas reiškia serijines visatos transformacijas po Didžiojo sprogimo. Prieš formuojant struktūrą, pvz., Friedmano bendrojo reliatyvumo kosmologijos sprendimai apibūdina vienalytę visatą. Vėliau mažos anizotropijos pamažu augo ir sutankino homogeninę visatą žvaigždėmis, galaktikomis ir didesnėmis struktūromis.

Stebėjimai rodo, kad struktūros formavimas vyksta hierarchiškai, pirmiausia žlungant mažiausioms struktūroms, paskui galaktikoms, o paskui galaktikų grupėms. Kai struktūros žlunga besivystančioje visatoje, jos pradeda „apšviesti“, kai bariono medžiaga įkaista per gravitacinį susitraukimą ir artėja prie hidrostatinio slėgio balanso.

CMB anizotropijos matavimai nustato modelius, kuriuose dauguma medžiagų yra tamsi. Tamsioji materija taip pat pašalina didelio masto struktūros modelių spragas. Tamsiosios medžiagos hipotezė atitinka matomos struktūros statistinius tyrimus ir tiksliai CMB prognozes.

Iš pradžių baroninės medžiagos po Didžiojo sprogimo temperatūra ir slėgis buvo per aukšti, kad žlugtų ir sudarytų mažesnes struktūras, tokias kaip žvaigždės, dėl džinsų nestabilumo. Tamsiosios medžiagos gravitacija padidina tankinimo jėgą, leidžiančią sukurti šias struktūras.

Kompiuteriniai milijardų tamsiosios medžiagos dalelių modeliavimai [65] patvirtino, kad tamsiosios materijos struktūros susidarymo modelis „šaltas“ atitinka struktūras, pastebėtas atliekant galaktikos tyrimus, tokius kaip „Sloan Digital Sky Survey“ ir „2dF Galaxy Redshift Survey“, taip pat Lymano-alfa miškas.

Įtampa atskiria stebėjimus ir imitacijas. Stebėjimų metu pasirodė 90–99% mažiau mažų galaktikų, nei leidžia tamsiosios medžiagos prognozės. [66] [67] Be to, imitacijos numato tamsiosios medžiagos pasiskirstymą tankiu smaigaliu šalia galaktikos centrų, tačiau pastebėtos aureolės yra lygesnės nei prognozuota.
Kompozicija

Tamsiosios medžiagos sudėtis tebėra neaiški. Galimybės apima tankią barioninę (sąveikaujančią su elektromagnetine jėga) materiją ir nebarioninę medžiagą (sąveikauja su jos aplinka tik per gravitaciją).
Bariono ir nebariono materija


Fermi-LAT nykštukų galaktikų stebėjimai suteikia naujų įžvalgų apie tamsiąją medžiagą.
Bariono materija

Bariono medžiaga yra pagaminta iš barionų (protonų ir neutronų), sudarančių žvaigždes ir planetas. Ji taip pat apima mažiau paplitusias juodąsias skyles, neutronų žvaigždes, silpnus senus baltus nykštukus ir ruduosius nykštukus, bendrai vadinamus masyviais kompaktiškais halo objektais arba MACHO.

Keli įrodymai rodo, kad didžioji dalis tamsiosios medžiagos nėra pagaminta iš barionų:

Žvaigždžių apšvietimu būtų matoma pakankamai difuzinių, barioninių dujų ar dulkių.
Didžiojo sprogimo nukleosintezės teorija numato pastebėtą cheminių elementų gausą [68] [69] sutapimas su pastebėtomis gausybėmis reikalauja, kad bariono medžiaga sudarytų 4-5% visatos kritinio tankio. Priešingai, didelio masto struktūra ir kiti stebėjimai rodo, kad bendras medžiagos tankis yra apie 30% kritinio tankio (tamsioji energija teikia likusius 70%).
Atlikus didelius astronominius gravitacinio mikrolensavimo ieškojimus Paukščių Kelyje nustatyta, kad daugiausia maža tamsiosios medžiagos dalis gali būti tamsiuose, kompaktiškuose, įprastuose objektuose (MACHO ir kt.). Išskirtinis objektų masių diapazonas yra nuo pusės Žemės masės iki 30 saulės masių, kuri apima beveik visus tikėtinus kandidatus. [70] [71] [72] [73] [74] [75]
Išsami mažų kosmoso mikrobangų fone esančių nelygumų (anizotropijų) analizė, pastebėta WMAP ir Plancko, rodo, kad maždaug penki šeštadaliai visos medžiagos yra tokia forma, kuri reikšmingai sąveikauja su įprasta materija ar fotonais tik per gravitacinius efektus.

Kandidatės į nebarijonines tamsiąsias materijas yra hipotetinės dalelės, tokios kaip ašys ar supersimetrinės dalelės, neutrinai gali tiekti tik nedidelę tamsiosios medžiagos dalį dėl ribų, kylančių dėl didelio masto struktūros ir didelio raudonojo poslinkio galaktikų. [76]

Skirtingai nei barioninė materija, nebarioninė medžiaga neprisidėjo prie ankstyvosios visatos elementų susidarymo (& quot; Big Bang nukleosintezė & quot) [10], todėl jos buvimas atsiskleidžia tik per gravitacinį poveikį. Be to, jei dalelės, iš kurių jis susideda, yra supersimetrinės, jos gali su savimi sunaikinti sąveiką, todėl gali atsirasti stebimų šalutinių produktų, tokių kaip gama spinduliai ir neutrinai (& quot; netiesioginis aptikimas & quot). [76]
& quotTemperatūra & quot

Tamsiąją medžiagą galima suskirstyti į šaltą, šiltą ir karštą. [77] Šios kategorijos nurodo greitį, o ne temperatūrą, nurodydamos, kiek atitinkami objektai judėjo dėl atsitiktinių judesių ankstyvojoje visatoje, kol jie sulėtėjo dėl išsiplėtimo - tai yra svarbus atstumas, vadinamas „laisvo srauto ilgiu“ (FSL). Mažesni nei šis ilgis pirminio tankio svyravimai išplaunami, kai dalelės plinta iš pernelyg tankių į nepakankamai tankius regionus, o didesniems svyravimams tai neturi įtakos, todėl šis ilgis nustato minimalią struktūros formavimo skalę. Kategorijos nustatomos atsižvelgiant į protogalaksiją (objektą, kuris vėliau virsta nykštukine galaktika). Šaltos, šiltos ir karštos tamsiosios medžiagos FSL yra daug mažesnės, atitinkamai panašios [78] ir daug didesnės [79].

Ketvirtoji kategorija, vadinama mišria tamsiąja medžiaga, buvo išmesta (1990 m.), Atradus tamsiąją energiją.

Šaltoji tamsioji medžiaga lemia struktūros & quot; iš apačios į viršų & quot; formavimąsi, o karštoji tamsioji materija sudarytų & quottop-down & quot formavimo scenarijų, kurį pastaroji neįtraukia stebėdami galingai raudonojo poslinkio galaktiką. [13]
Alternatyvūs apibrėžimai

Šios kategorijos taip pat atitinka svyravimų spektro efektus ir intervalą po Didžiojo sprogimo, kuriame kiekvienas tipas tapo nereliatyvistinis.

Davisas ir kt. parašė 1985 m .:

Kandidatų daleles galima suskirstyti į tris kategorijas pagal jų poveikį svyravimų spektrui (Bond ir kt., 1983). Jei tamsiąją medžiagą sudaro gausios šviesos dalelės, kurios išlieka reliatyvistinės iki pat netrukus prieš rekombinaciją, tada ją galima pavadinti & quot; Geriausias kandidatas į karštą tamsiąją medžiagą yra neutrinas. Antroji galimybė - tamsiosios medžiagos dalelės sąveikauja silpniau nei neutrinai, jų būna mažiau ir jų masė yra 1 keV. Tokios dalelės vadinamos „šiltomis tamsiomis medžiagomis“, nes jų šiluminiai greičiai yra mažesni nei masyvių neutrinų. šiuo metu yra nedaug kandidatų, atitinkančių šį apibūdinimą. Siūlomi gravitinos ir fotinosai (Pagels ir Primack 1982 Bond, Szalay ir Turner 1982). Visos dalelės, kurios labai anksti tapo nereliatyvios ir todėl galėjo išsklaidyti nereikšmingą atstumą, vadinamos „šaltomis“ tamsiosiomis medžiagomis (CDM). Yra daug kandidatų į CDM, įskaitant supersimetrines daleles. [80]

Kita apytikslė skiriamoji linija yra ta, kad šilta tamsioji materija tapo nereliatyvistinė, kai visata buvo maždaug vienerių metų ir 1 milijonoji dabartinio dydžio ir radiacijos dominuojamoje eroje (fotonai ir neutrinai), o fotonų temperatūra buvo 2,7 mln. K. fizinė kosmologija suteikia dalelių horizonto dydį kaip 2 ct [reikalingas paaiškinimas] radiacijos dominuojamoje eroje, taigi 2 šviesos metus. Tokio dydžio regionas galų gale išsiplėstų iki 2 milijonų šviesmečių (nėra struktūros formavimo). Tikrasis FSL yra maždaug 5 kartus didesnis už aukščiau nurodytą ilgį, nes jis toliau auga lėtai, nes dalelių greitis atvirkščiai mažėja, kai mastelio koeficientas tampa nereliatyvus. Šiame pavyzdyje FSL atitiktų 10 milijonų šviesmečių arba 3 Mpc šiandien, maždaug tokio dydžio, kaip vidutiniškai didelė galaktika.

2,7 milijono K fotonų temperatūra suteikia tipinę 250 elektronų voltų fotonų energiją, tokiu būdu nustatant tipišką „šiltos“ tamsiosios medžiagos masės skalę: daug masyvesnės už tai dalelės, tokios kaip „GeV - TeV“ masės WIMP, daug anksčiau taptų nereliatyvistinėmis. praėjus daugiau nei vieneriems metams po Didžiojo sprogimo ir todėl FSL yra daug mažesni nei proto-galaktika, todėl jie yra šalti. Ir atvirkščiai, daug lengvesnių dalelių, tokių kaip neutrinai, kurių masė yra tik kelios eV, FSL yra daug didesni nei proto-galaktikos, todėl jie kvalifikuojami kaip karšti.


Šalta tamsioji materija
Pagrindinis straipsnis: Šaltoji tamsioji materija

Šaltoji tamsioji materija suteikia paprasčiausią paaiškinimą daugumai kosmologinių stebėjimų. Tai tamsioji medžiaga, sudaryta iš sudedamųjų dalių, kurių FSL yra daug mažesnis nei protogalaksija. Tai yra tamsiosios materijos tyrimų dėmesys, nes neatrodo, kad karšta tamsioji materija galėtų palaikyti galaktikų ar galaktikų klasterio formavimąsi, o dauguma dalelių kandidatų sulėtėjo anksti.

Šaltos tamsiosios medžiagos sudedamosios dalys nežinomos. Galimybės yra nuo didelių objektų, tokių kaip MACHO (pvz., Juodosios skylės [81]) ar RAMBO (pvz., Rudųjų nykštukų sankaupos), iki naujų dalelių, tokių kaip WIMP ir ašys.

Didžiojo sprogimo nukleosintezės ir gravitacinio objektyvavimo tyrimai įtikino daugumą kosmologų [13] [82] [83] [84] [85] [86], kad MACHO [82] [84] negali sudaryti daugiau nei maža tamsiosios materijos dalis. 10] [82] Pasak A. Petro: & quot. vieninteliai tikrai tikėtini tamsiosios materijos kandidatai yra naujos dalelės. & quot [83]

DAMA / NaI eksperimentas ir jo įpėdinis DAMA / LIBRA teigė tiesiogiai aptinkantys tamsiosios medžiagos daleles, praeinančias per Žemę, tačiau daugelis tyrinėtojų lieka skeptiški, nes neigiami panašių eksperimentų rezultatai atrodo nesuderinami su DAMA rezultatais.

Daugelis supersimetrinių modelių siūlo tamsiosios medžiagos kandidatus WIMPy Lightest supersymmetric Particle (LSP) pavidalu. [87] Atskirai, sunkūs sterilūs neutrinai egzistuoja nesupersimetriniais standartinio modelio pratęsimais, kurie paaiškina mažą neutrino masę per sviros mechanizmą.


Šilta tamsioji materija
Pagrindinis straipsnis: Šilta tamsioji materija

Šilta tamsioji medžiaga reiškia daleles, kurių FSL yra panašus į protogalaktikos dydį. Prognozės, pagrįstos šiltomis tamsiomis medžiagomis, yra panašios kaip ir šaltų tamsių medžiagų, esančių dideliais masteliais, tačiau mažesnio tankio trukdžiai yra mažesni. Tai sumažina numatomą nykštukinių galaktikų gausą ir gali sukelti mažesnį tamsiosios medžiagos tankį centrinėse didžiųjų galaktikų dalyse, kai kurie tyrėjai mano, kad tai geriau tinka stebėjimams. Šio modelio iššūkis yra dalelių kandidatų, turinčių reikiamą masę, trūkumas

Jokios žinomos dalelės negali būti priskiriamos šiltai tamsioms medžiagoms. Postuluojamas kandidatas yra sterilus neutrinas: sunkesnė, lėtesnė neutrino forma, kuri nesąveikauja per silpną jėgą (skirtingai nei kiti neutrinai). Kai kurioms modifikuotoms gravitacijos teorijoms, tokioms kaip skaliarinis-tensorinis-vektorinis gravitacija, reikalingos šiltos tamsiosios materijos, kad jų lygtys veiktų.


Karšta tamsioji materija
Pagrindinis straipsnis: Karšta tamsioji medžiaga

Karštą tamsiąją medžiagą sudaro dalelės, kurių FSL yra daug didesnis nei protogalaksijos dydis. Neutrinas atitinka. Jie buvo atrasti savarankiškai, ilgai prieš tamsiosios materijos medžioklę: jie buvo paskelbti 1930 m. Ir aptikti 1956 m. Neutrino masė yra mažesnė nei 10–6 elektrono masė. Neutrinai sąveikauja su normalia materija tik per gravitaciją ir silpną jėgą, todėl jas sunku aptikti (silpnoji jėga veikia tik nedideliu atstumu, taigi neutrinas sukelia silpnos jėgos įvykį tik tuo atveju, jei jis smogia priešais branduolį). Tai daro jas „silpnai sąveikaujančiomis šviesos dalelėmis“ (WILP), priešingai nei WIMP.

Trys žinomi neutrinų skoniai yra elektronas, muonas ir tau. Jų masės šiek tiek skiriasi. Neutrinai judėdami svyruoja tarp skonių. Sunku nustatyti tikslią viršutinę trijų neutrinų (arba bet kurio iš trijų atskirai) vidutinės masės viršutinę ribą. Pavyzdžiui, jei vidutinė neutrino masė būtų didesnė kaip 50 eV / c2 (mažiau nei 10–5 elektronų masės), visata žlugtų. CMB duomenys ir kiti metodai rodo, kad jų vidutinė masė tikriausiai neviršija 0,3 eV / c2. Taigi pastebėti neutrinai negali paaiškinti tamsiosios materijos. [88]

Kadangi galaktikos dydžio tankio svyravimai išplaunami laisvai transliuojant, karšta tamsioji materija reiškia, kad pirmieji objektai, kurie gali susidaryti, yra didžiuliai supergrupio dydžio blynai, kurie vėliau suskaidomi į galaktikas. Gilaus lauko stebėjimai rodo, kad galaktikos susiformavo pirmiausia, po to, kai galaktikos susitrenkia, seka spiečiai ir supergrupiai.

Jei tamsiąją medžiagą sudaro WIMP, tai milijonai, galbūt milijardai, WIMP turi praeiti per kiekvieną Žemės kvadratinį centimetrą kiekvieną sekundę. [89] [90] Daugeliu eksperimentų siekiama patikrinti šią hipotezę. Nors WIMP yra populiarūs paieškos kandidatai, [13] „Axion Dark Matter eXperiment“ (ADMX) ieško ašių. Kitas kandidatas yra sunkios paslėpto sektoriaus dalelės, kurios sąveikauja su įprasta materija tik gravitacijos būdu.

Šiuos eksperimentus galima suskirstyti į dvi klases: tiesioginio aptikimo eksperimentai, ieškantys tamsiosios medžiagos dalelių sklaidos nuo atomo branduolių detektoriuje, ir netiesioginis aptikimas, kurie ieško WIMP sunaikinimo produktų [76].

Tiesioginio aptikimo eksperimentai veikia giliai po žeme, kad sumažintų kosminių spindulių trukdžius. Detektoriai apima „Stawell“ kasyklą, „Soudan“ kasyklą, SNOLAB požeminę laboratoriją Sudburyje, Ontarijuje, „Gran Sasso“ nacionalinę laboratoriją, „Canfranc“ požeminę laboratoriją, „Boulby“ požeminę laboratoriją, giluminę požeminę mokslo ir inžinerijos laboratoriją bei dalelių ir astrofizikos ksenono detektorių.

Šiuose eksperimentuose dažniausiai naudojamos kriogeninės arba tauriųjų skysčių detektorių technologijos. Kriogeniniai detektoriai, veikiantys žemesnėje nei 100mK temperatūroje, nustato šilumą, susidariusią dalelei pataikius į atomą kristalų absorberyje, pavyzdžiui, germanyje. Taurieji skysčių detektoriai aptinka scintiliaciją, susidariusią susidūrus dalelėms skystame ksenone ar argone. Kriogeninių detektorių eksperimentai apima: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Tauriųjų skysčių eksperimentai apima ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX ir LUX, didelio požeminio ksenono eksperimentą. Abu šie metodai išskiria fonines daleles (kurios išsklaido elektronus) nuo tamsiosios medžiagos dalelių (kurios išsklaido branduolius). Kiti eksperimentai yra „SIMPLE“ ir „PICASSO“.

DAMA / NaI, DAMA / LIBRA eksperimentai nustatė metinį įvykių greičio moduliavimą [91], kuris, jų teigimu, yra dėl tamsiosios medžiagos. (Žemei skriejant aplink Saulę, detektoriaus greitis, palyginti su tamsiosios medžiagos aureole, šiek tiek skirsis). Šis teiginys kol kas nėra patvirtintas ir nesuderinamas su neigiamais kitų eksperimentų rezultatais. [92]

Kryptinis aptikimas yra paieškos strategija, paremta Saulės sistemos judėjimu aplink Galaktikos centrą. [93] [94] [95] [96]

Žemo slėgio projekcinė kamera leidžia pasiekti informaciją apie atatrankos takelius ir apriboti WIMP branduolio kinematiką. WIMP, ateinantys iš Saulės judėjimo krypties (maždaug link Cygnus), gali būti atskirti nuo fono, kuris turėtų būti izotropinis. Kryptiniai tamsiosios materijos eksperimentai apima DMTPC, DRIFT, Newage ir MIMAC.

2009 m. CDMS tyrėjai pranešė apie du galimus WIMP kandidatų įvykius. Jie mano, kad tikimybė, kad šie įvykiai yra dėl fono (neutronai ar neteisingai nustatyti beta ar gama įvykiai), yra 23%, ir daro išvadą, kad šios analizės negalima interpretuoti kaip reikšmingo WIMP sąveikos įrodymo, tačiau mes negalime atmesti nė vieno įvykio kaip signalo. 97]

2011 m. Mokslininkai, naudodami CRESST detektorius, pateikė įrodymų [98] apie 67 susidūrimus, įvykusius detektoriaus kristaluose iš subatominių dalelių. Jie apskaičiavo tikimybę, kad visus sukėlė žinomi trukdžių / užteršimo šaltiniai, 1 iš 10 −5.


Netiesioginis aptikimas
Koliažas iš šešių grupių susidūrimų su tamsiosios medžiagos žemėlapiais. Grupės buvo stebimos tiriant, kaip tamsioji galaktikų grupių materija elgiasi susidūrus grupėms. [99]
Failas: Juodų skylių pavertimas „Dark Matter Labs.webmPlay“ laikmena
Vaizdo įrašas apie galimą tamsiosios medžiagos sunaikinimo gama spinduliais aplink supermasyvias juodąsias skyles. (Trukmė 3:13, taip pat žr. Bylos aprašymą.)

Netiesioginio aptikimo eksperimentais ieškoma WIMP sunaikinimo / irimo produktų. Jei WIMP yra „Majorana“ dalelės (jų pačios dalelės), tada du WIMP gali sunaikinti gamindami gama spindulius arba standartinio modelio dalelių ir dalelių poras. Jei WIMP yra nestabilus, WIMP gali suskaidyti į standartines (arba kitas) daleles. Šiuos procesus galima netiesiogiai aptikti per didelio gama spindulių, antiprotonų ar pozitronų kiekį, kylantį iš didelio tankio regionų. Tokio signalo aptikimas nėra įtikinamas įrodymas, nes gama spindulių gamybos šaltiniai nėra visiškai suprantami. [13] [76]

Keletas WIMP, einančių per Saulę ar Žemę, gali išsklaidyti atomus ir prarasti energiją. Taigi WIMP gali kauptis šių kūnų centre, padidindama susidūrimo / sunaikinimo galimybę. Tai gali sukelti išskirtinį signalą didelės energijos neutrinų pavidalu. [100] Toks signalas būtų stiprus netiesioginis WIMP tamsiosios materijos įrodymas [13]. Didelės energijos neutrino teleskopai, tokie kaip AMANDA, IceCube ir ANTARES, ieško šio signalo.

WIMP sunaikinimas iš Paukščių Tako galaktikos kaip visuma taip pat gali būti nustatomas įvairių naikinimo produktų pavidalu [101]. Galaktikos centras yra ypač gera vieta pažvelgti, nes tamsiosios medžiagos tankis ten gali būti didesnis [102].

EGRET gama spindulių teleskopas pastebėjo daugiau gama spindulių, nei tikėtasi iš Paukščių Tako, tačiau mokslininkai padarė išvadą, kad tai greičiausiai įvyko dėl neteisingo teleskopo jautrumo įvertinimo [103].

„Fermi“ gama spindulių kosminis teleskopas ieško panašių gama spindulių. [104] 2012 m. Balandžio mėn. Išanalizavus [105] anksčiau turimus duomenis iš jo didelio ploto teleskopo prietaiso, buvo gauti statistiniai duomenys apie 130 GeV signalą gama spinduliuotėje, sklindančioje iš Paukščių Tako centro. WIMP sunaikinimas buvo laikomas labiausiai tikėtinu paaiškinimu. [106]

Esant didesnei energijai, antžeminiai gama spindulių teleskopai nustatė tamsiosios medžiagos sunaikinimo nykštukinėse sferoidinėse galaktikose [107] ir galaktikų grupėse ribas [108].

PAMELA eksperimente (pradėtame 2006 m.) Buvo nustatyta positronų perteklius. Jie gali būti dėl tamsiosios medžiagos sunaikinimo arba iš pulsarų. Anti-protonų pertekliaus nepastebėta. [109]

2013 m. Tarptautinės kosminės stoties alfa magnetinio spektrometro rezultatai parodė, kad per daug didelės energijos kosminių spindulių gali atsirasti dėl tamsiosios medžiagos sunaikinimo. [110] [111] [112] [113] [114] [115]

Alternatyvus būdas nustatyti WIMP gamtoje yra jų gamyba laboratorijoje. Eksperimentai su „Large Hadron Collider“ (LHC) gali padėti nustatyti WIMP, susidariusius susidūrus LHC protonų pluoštui. Kadangi WIMP sąveika su materija yra nereikšminga, jis gali būti aptiktas netiesiogiai kaip (didelis kiekis) trūkstamos energijos ir impulsų, kurie išsiskiria iš detektorių, su sąlyga, kad bus aptikti kiti (nereikšmingi) susidūrimo produktai [116]. Šie eksperimentai gali parodyti, kad WIMP galima sukurti, tačiau tiesioginio aptikimo eksperimentas vis tiek turi parodyti, kad jų yra pakankamai daug tamsiosios materijos atspindėjimui.


Alternatyvios teorijos
Mišios papildomais matmenimis

Kai kuriose daugiamatėse teorijose sunkio jėga yra vienintelė jėga, veikianti visose dimensijose. [117] Tai paaiškina santykinį sunkumo silpnumą, palyginti su kitomis gamtos jėgomis, kurios negali pereiti į papildomus matmenis. Tokiu atveju tamsioji materija gali egzistuoti „Paslėptame slėnyje“ kitose dimensijose, kurios su materija sąveikauja tik mūsų matmenyse per gravitaciją. Ta tamsioji materija potencialiai gali kauptis taip pat, kaip ir įprasta materija, formuodama kitų matmenų galaktikas. [9] [118]

Tamsioji materija gali susidaryti iš pirminių kvantinių laukų topologijos defektų (& quot; gimimo defektų & quot), kuriuose būtų energijos ir todėl gravituojama. Ši galimybė gali būti ištirta naudojant orbitinį atominių laikrodžių tinklą, kuris registruotų topologinių defektų praeinamumą keičiant laikrodžio sinchronizavimą. Visuotinė padėties nustatymo sistema gali veikti kaip toks tinklas. [119]

Kai kurios teorijos modifikuoja traukos dėsnius.

Ankstyviausia buvo Mordehai Milgromo modifikuota Niutono dinamika (MOND) 1983 m., Kuri koreguoja Niutono dėsnius, kad padidintų gravitacijos lauko stiprumą ten, kur gravitacijos pagreitis tampa mažas (pavyzdžiui, netoli galaktikos krašto). Tam tikra sėkmė paaiškino elipsinių ir nykštukinių elipsinių galaktikų sukimosi greičio kreives, bet ne galaktikų grupių gravitacinius lęšius. MOND nebuvo reliatyvistinis: tai buvo Niutono sąskaitos koregavimas. Tai buvo bandyta suderinti MOND su bendruoju reliatyvumu, kuris sukėlė konkuruojančias MOND pagrįstas hipotezes - įskaitant TeVeS, MOG ar STV gravitaciją ir fenomenologinį kovariantinį požiūrį [120].

2007 m. Moffatas pasiūlė modifikuotą gravitacijos hipotezę, pagrįstą nesimetriška gravitacijos teorija (NGT), teigiančia, kad ji atspindi susidūrusių galaktikų elgesį [121]. Šis modelis reikalauja, kad veiktų nereliatyvistiniai neutrinai ar kitos šaltos tamsiosios materijos.

Kitame pasiūlyme naudojamas gravitacinis atsakas iš teorijos, kuri paaiškina gravitacinę jėgą tarp objektų kaip veiksmą, reakciją ir tada atgalinę reakciją. Taigi objektas A veikia objektą B, o objektas B vėl veikia objektą A ir t. T.: Sukuria grįžtamąjį ryšį, kuris sustiprina gravitaciją. [122]

2008 m. Kita grupė pasiūlė „juodą skystį“ - didelio masto gravitacijos modifikaciją. Ji iškėlė hipotezę, kad patrauklus gravitacinis poveikis yra tamsiosios energijos šalutinis poveikis. Tamsus skystis sujungia tamsiąją medžiagą ir tamsiąją energiją viename energijos lauke, kuris sukuria skirtingą poveikį skirtingais mastais. Šis gydymas yra ankstesnio skysčio tipo modelio, vadinamo apibendrintu Chaplygin dujų modeliu, kuriame visas erdvėlaikis yra suspaudžiamos dujos, supaprastinimas [123]. Tamsią skystį galima palyginti su atmosferos sistema. Dėl atmosferos slėgio oras plečiasi, o oro regionai gali sugriūti ir susidaryti debesys. Tuo pačiu būdu tamsusis skystis paprastai gali išsisklaidyti, rinkdamasis aplink galaktikas. [123]

Taikydamas reliatyvumą fraktaliniam, nediferencijuojamam erdvėlaikiui, Nottale'as teigia, kad potenciali energija gali atsirasti dėl erdvėlaikio frakcionalumo, o tai reikštų trūkstamą masės energiją, stebėtą kosmologinėse skalėse. [124] [125]


Populiarioji kultūra
Pagrindinis straipsnis: Tamsioji materija grožinėje literatūroje

Tamsioji materija minima kai kuriuose vaizdo žaidimuose ir kituose grožinės literatūros kūriniuose. Tokiais atvejais paprastai jam priskiriamos nepaprastos fizinės ar magiškos savybės. Tokie aprašymai dažnai nesuderinami su tamsiosios materijos hipotezėmis fizikoje ir kosmologijoje.


Taip pat žiūrėkite
Portalo piktograma Fizikos portalas
Portalo piktograma Kosmologijos portalas

Chameleono dalelė
Konforminis sunkumas
Bendrasis dalelių spektrometras
„Illustris“ projektas
Šviesi tamsioji materija
Veidrodinė medžiaga
„Multidark“ (tyrimų programa)
Skaliarinė lauko tamsioji materija
Savęs sąveikaujanti tamsioji materija
SIMP
Dalelių fizika

Kadangi tamsioji energija pagal susitarimą nelaikoma „kotletine“, tai yra 26,8 / (4,9 + 26,8) = 0,845


Už tamsiosios materijos

Paslaptis, kas iš tikrųjų yra tamsioji materija, tebėra pagrindinis šiuolaikinės pamatinės fizikos iššūkis. Pagrindinis klausimas yra tai, ar tai iš tikrųjų nėra trūkstamas masinis šaltinis, pavyzdžiui, naujo tipo materija, ar gravitacijos dėsnis tiesiog skiriasi gigantiško ilgio skalėmis.

Nors pirmasis variantas atrodo labai viliojantis, mes iš tikrųjų dar neradome tamsiosios materijos. Be to, nors Saulės sistemoje gravitacijos dėsniai yra gerai išbandyti, reikia atsargiai tai ekstrapoliuoti mažiausiai milijardą kartų didesnėms svarstyklėms.

Vienas gerai žinomas bandymas atsikratyti tamsiosios materijos poreikio yra modifikuota Niutono dinamika (MOND), kuri rodo, kad Niutono traukos dėsnis tampa netaisyklingas, kai gravitacinė trauka yra labai silpna - kaip tai yra išoriniuose galaktikos regionuose. Nors ši teorija, nors ir sėkminga daugeliu aspektų, neišlaikė tų pačių griežtų bandymų, kaip ir mūsų standartinis kosmologijos modelis, apimantis tamsiąją medžiagą.

Pagrindinė problema yra ta, kad MOND negali tuo pačiu metu paaiškinti trūkstamos masės problemos galaktikose ir galaktikų grupėse. Kitas labai stiprus argumentas prieš MOND grindžiamas susidūrusių galaktikų spiečių stebėjimu, kai kiekvienos galaktikos žvaigždės praeina viena per kitą, tačiau dujų debesys sulimpa ir lieka už nugaros. Garsus pavyzdys yra „Bullet Cluster“, kurį sudaro du tokie susidūrę klasteriai. Stebėjimai rodo, kad tamsioji materija seka šių įvykių žvaigždes, kurių bendra masė yra mažesnė nei dujų debesies. MOND negali paaiškinti, kodėl taip yra.


Seras Jamesas Jeansas

Redaktoriai peržiūrės jūsų pateiktą informaciją ir nustatys, ar pataisyti straipsnį.

Seras Jamesas Jeansas, pilnai Seras Jamesas Hopwoodas Džinsai, (gimė 1877 m. rugsėjo 11 d. Londone, angl. - mirė 1946 m. ​​rugsėjo 16 d., Dorking, Surrey), anglų fizikas ir matematikas, kuris pirmasis pasiūlė, kad materija nuolat kuriama visatoje. Jis padarė kitų astronomijos teorijos naujovių, tačiau bene geriausiai žinomas kaip populiarių knygų apie astronomiją rašytojas.

Džinsai dėstė Kembridžo universitete (1904–05, 1910–12) ir Prinstono universitete (1905–09). 1923 m. Jis tapo mokslo darbuotoju Mt. Wilsono observatorija, Pasadena, Kalifornija, kur jis liko iki 1944 m. 1928 m., Tais metais, kai jis buvo riteris, jis pasiūlė savo tęstinio kūrimo teoriją.

Jo darbas apėmė spiralinių ūkų, žvaigždžių energijos šaltinio, dvinarių ir daugybinių žvaigždžių sistemų, milžiniškų ir nykštukinių žvaigždžių tyrimus. Jis taip pat išanalizavo greitai besisukančių kūnų skilimą veikiant išcentrinei jėgai ir padarė išvadą, kad Laplaceo miglotoji hipotezė, teigianti, kad planetos ir Saulė kondensuojasi iš vieno dujinio debesies, yra neteisinga. Jis pasiūlė katastrofišką ar potvynių teoriją, kurią pirmiausia pasiūlė amerikiečių geologas Thomas C. Chamberlinas. Pagal šią teoriją žvaigždė beveik nepraleido susidūrimo su Saule ir, eidama pro šalį, atitraukė nuo Saulės žvaigždžių nuolaužų, kurios kondensavosi formuodamos planetas.

Džinsas matematiką pritaikė termodinamikos ir spinduliavimo šilumos problemoms ir rašė apie kitus radiacijos aspektus. Tarp daugelio populiarių knygų, ko gero, buvo geriausios Visata aplink mus (1929) ir Per erdvę ir laiką (1934). Tarp jo svarbių techninių darbų yra: Dinaminė dujų teorija (1904), Teorinė mechanika (1906), Matematinė elektros ir magnetizmo teorija (1908) ir Kinetinės dujų teorijos įvadas (1940).


Tamsiosios medžiagos sąmokslas

Kompiuterinis galaktikos modeliavimas, tamsioji materija nuspalvinta, kad ji būtų matoma. Tamsioji materija supa ir persmelkia galaktiką, laikydama ją kartu ir leisdama formuotis žvaigždėms ir planetoms. Vaizdo kreditas: Springel ir kt., Mergelės konsorciumas, Max-Planck-Astrofizikos institutas. Tarptautinė astronomų komanda, vadovaujama Michele Cappellari iš Oksfordo universiteto, pasinaudojo Havajų WM Kecko observatorijos surinktais duomenimis, kad analizuotų žvaigždžių judėjimą išorinėse elipsės formos galaktikų dalyse atlikdami pirmąjį tokį tyrimą, kad užfiksuotų daugybę žmonių. šių galaktikų. Komanda atrado stebėtinus gravitacinius panašumus tarp spiralinių ir elipsinių galaktikų, o tai reiškia paslėptų jėgų įtaką. Tyrimas bus paskelbtas „The Astrophysical Journal Letters“.

Žvaigždžių greičio žemėlapio ir analizės elipsės formos galaktikoje pavyzdys. Mėlynos spalvos rodo regionus, kuriuose žvaigždės nukrypsta į stebėtoją Žemėje, o raudonos spalvos - tolstančius regionus pagal bendrą nuoseklios rotacijos modelį. Viršutiniame skydelyje rodomi originalūs duomenys, surinkti naudojant DEMOS spektrografą W.M. Kecko observatorija. Apatiniame skydelyje rodomas skaitmeninis modelis, kuris nepaprastai gerai atitinka duomenis, naudojant bendrą šviesos ir tamsiosios medžiagos gravitacinę įtaką. Vaizdo kreditas: M. Cappellari ir SLUGGS komanda. Mokslininkai iš JAV, Australijos ir Europos naudojo galingą DEIMOS spektrografą, sumontuotą didžiausiame pasaulyje optiniame teleskope Kecko observatorijoje, atlikdami didelę netoliese esančių galaktikų, vadinamų SLUGGS, apžvalgą, kurioje buvo parodytas jų žvaigždžių greitis. Tuomet komanda pritaikė Niutono gravitacijos dėsnį, kad šie greičio matavimai būtų paversti galaktikose pasiskirsčiusių medžiagų kiekiais.

DEIMOS spektrografas buvo itin svarbus šiam atradimui, nes jis vienu metu gali priimti duomenis iš visos milžiniškos galaktikos, tuo pačiu metu išskirtiniu tikslumu atrinkdamas savo žvaigždžių greitį šimte atskirų vietų, & # 8221 Romanowsky, iš San Chosė valstybinio universiteto.

Vienas iš svarbiausių XX a. Mokslinių atradimų buvo tas, kad įspūdingos spiralinės galaktikos, tokios kaip mūsų pačių Paukščių takas, sukasi daug greičiau, nei tikėtasi, varomos papildomos nematomos & # 8220tamsios materijos & # 8221 gravitacijos jėgos, kaip dabar vadinama. . Nuo šio atradimo prieš 40 metų sužinojome, kad ši paslaptinga medžiaga, kuri tikriausiai yra egzotiška elementarioji dalelė, sudaro apie 85 procentus Visatos masės, paliekant tik 15 procentų įprastų dalykų, su kuriais susiduriama kasdieniame gyvenime. Tamsioji materija yra svarbiausia norint suprasti, kaip formuojasi ir vystosi galaktikos, ir galiausiai yra viena iš gyvybės Žemėje egzistavimo priežasčių, tačiau mes apie ją beveik nieko nežinome.

Žvaigždžių greitis apskritose orbitose buvo išmatuotas aplink spiralinę ir elipsinę galaktikas. Be tamsiosios medžiagos greitis turėtų mažėti, kai atstumas nuo galaktikos yra skirtingas abiejų tipų galaktikoms. Vietoj to, tamsioji materija atrodo sąmokslo, kad greitis būtų pastovus. Vaizdo kreditas: M. Cappellari ir „Sloan Digital Sky Survey“. Stebėtina mūsų tyrimo išvada buvo ta, kad elipsinės galaktikos išlaiko nepaprastai pastovų žiedinį greitį dideliais atstumais nuo jų centrų, taip pat, kaip jau žinoma, kad daro spiralės galaktikos “, - sakė Cappellari. Tai reiškia, kad šiose labai skirtingose ​​galaktikų rūšyse žvaigždės ir tamsioji materija sąmokslu perskirstomos, kad gautų šį efektą, žvaigždėms dominuojant galaktikų vidiniuose regionuose, o išoriniuose regionuose palaipsniui pereinant prie tamsiosios materijos dominavimo. & # 8221

Tačiau sąmokslas natūraliai neišplaukia iš tamsiosios materijos modelių, todėl paaiškinimams paaiškinti reikalingas tam tikras nerimą keliantis derinimas. Dėl šios priežasties sąmokslas netgi privertė kai kuriuos autorius siūlyti, kad ne dėl tamsiosios materijos, o dėl to, kad Newtono sunkumo dėsnis didėjant atstumams tampa vis mažiau tikslus. Pažymėtina, kad praėjus kelioms dešimtmečiams po jos pasiūlymo, vis dar negalima galutinai atmesti šios alternatyvios teorijos (be tamsiosios materijos).

Spiralinės galaktikos sudaro tik mažiau nei pusę visatos žvaigždžių masės, kurioje vyrauja elipsinės ir lęšinės galaktikos, o žvaigždžių konfigūracija yra švelnesnė ir jose nėra plokščių spiralės turinčių dujų diskų. Šiose galaktikose buvo techniškai labai sunku išmatuoti jų mases ir sužinoti, kiek jie turi tamsiosios medžiagos ir kaip tai pasiskirstė iki šiol.

Kadangi elipsės formos galaktikų forma ir formavimosi istorija skiriasi nuo spiralinių galaktikų, naujai atrastas sąmokslas yra dar gilesnis ir paskatins tamsiosios materijos ir galaktikų susidarymo ekspertus gerai apgalvoti, kas nutiko visatos & # 8220dark sektoriuje & # 8221. .

& # 8220Šis klausimas yra ypač aktualus šiuo laikotarpiu, kai CERN fizikai po nesėkmingo pirmojo bandymo iš naujo paleidžia „Large Hadron Collider“ bandydami tiesiogiai aptikti tą pačią nepagaunamą tamsiosios medžiagos dalelę, kuri priverčia galaktikas greitai suktis, jei tai tikrai egzistuoja! “, - sakė profesorius Jeanas Brodie, pagrindinis SLUGGS tyrimo tyrėjas.


Ankstyvoji Visata

Redaktoriaus pastaba: aš tiesiog nukopijuoju tai iš „Wikipedia“, nes tai tik pagrindinis vietos turėtojo puslapis. Aš taip pat įtraukiau „Cosmology“ laiko juostą iš Nielo Brandto „Laiko juostos ir matavimo skalės“ puslapio (su originaliomis nuorodomis). Kitą nuorodą rasite Robo Knopo įraše „Visatos istorija galaktikos sąveikos metu“. Ateityje čia galima pridėti daugiau teksto ir nuorodų, jei kas nors nori prisidėti prie MAK110726

Pasibaigus kosminei infliacijai, visata užpildoma kvarko-gluono plazma. Nuo šio momento ankstyvosios visatos fizika yra geriau suprantama ir mažiau spekuliuojama. - Vikipedija

Supersimetrijos laužymas

Jei supersimetrija yra mūsų visatos savybė, tada ji turi būti sulaužyta esant energijai, kuri yra ne žemesnė kaip 1 TeV - elektros silpnumo simetrijos skalė. Tada dalelių ir jų superpartnerių masės nebebus lygios, o tai galėtų paaiškinti, kodėl niekada nebuvo pastebėti žinomų dalelių superpartneriai. - Vikipedija

1 x 10–11 Elektros silpnumo suvienijimas savaiminis simetrijos lūžis. Temperatūra: 3 x 10 15 (Kolb & Turner 1990 p. 72)

Quark-Lepton Era

Kvarko epocha: Nuo 10 -12 iki 10 -6 sekundžių po Didžiojo sprogimo.

Pertraukiant elektros srovės simetriją, elektros srovės epochos pabaigoje manoma, kad visos pagrindinės dalelės įgyja masę per Higgso mechanizmą, kurio metu Higgso bozonas įgyja vakuumo lūkesčių vertę. Pagrindinė gravitacijos, elektromagnetizmo, stiprios ir silpnos sąveikos sąveika dabar įgavo dabartinę formą, tačiau visatos temperatūra vis dar yra per aukšta, kad kvarkai galėtų susijungti ir sudaryti hadronus. - Vikipedija

2 x 10–7 Tauon anti-tauon sunaikinimo temperatūra: 2 x 10 13 kelvinų (Harrison, 1981, p. 353)

Hadrono epocha: Nuo 10 -6 sekundės iki 1 sekundės po Didžiojo sprogimo

Visatą sudaranti kvarko-gluono plazma atvės, kol gali susidaryti hadronai, įskaitant barionus, tokius kaip protonai ir neutronai. Maždaug po 1 sekundės po Didžiojo sprogimo neutrinai atsiskiria ir pradeda laisvai keliauti per kosmosą. Šis kosminis neutrino fonas, nors vargu ar kada nors bus detaliai pastebėtas, yra analogiškas daug vėliau skleidžiamam kosminiam mikrobangų fonui. (Žr. Aukščiau apie kvarko-gluono plazmą, styginių teorijos epochoje) - Vikipedija

1 x 10–5 Hadronų susidarymas iš kvarkų Temperatūra: 2 x 10 12 (Kolb & Turner 1990 p. 72)

7 x 10–5 Muonų anti-muonų sunaikinimo temperatūra: 1 x 10 12 kelvinų (Harrison, 1981, p. 353)

5 x 10–4 Šiuo metu visatoje yra bariono ir antibariono asimetrija, atsirandanti dėl po infliacijos pažeistų B, C, CP procesų. Temperatūra: 4 x 10 11 kelvinų (Kolb & Turner 1990 p. 159, 281)

1 x 10–1 Neutralios srovės silpnos sąveikos tampa per lėtos, o neutrinai atsieja temperatūrą: 3 x 10 10 kelvinų (Boesgaard & Steigman, 1985, p. 322).

Leptono epocha: Nuo 1 iki 10 sekundžių po Didžiojo sprogimo

Dauguma hadronų ir anti-hadronų sunaikina vienas kitą pasibaigus hadronų epochai, todėl visatos masėje dominuoja leptonai ir anti-leptonai. Praėjus maždaug 10 sekundžių po Didžiojo sprogimo, Visatos temperatūra nukrenta iki taško, kuriame nebėra sukurtos naujos leptono / anti-leptono poros, o dauguma leptonų ir anti-leptonų pašalinami sunaikinimo reakcijų metu, paliekant nedidelį leptonų likučius. - Vikipedija

1 x 10 0 Silpna įkrovos srovės sąveika tampa per lėta, o neutronų ir protonų santykis užšąla. Temperatūra: 1 x 10 10 kelvinų (Boesgaard & Steigman, 1985, p. 322)

1 x 10 1 Elektronų pozitronų susinaikinimo temperatūra: 5 x 10 9 kelvinai (Boesgaard & Steigman, 1985, p. 322)

Radiacijos era (fotonų epocha)

Po to, kai dauguma leptonų ir anti-leptonų sunaikinami leptonų epochos pabaigoje, visatos energijoje dominuoja fotonai. Šie fotonai vis dar dažnai sąveikauja su įelektrintais protonais, elektronais ir (galiausiai) branduoliais, ir tai daro toliau kitus 380 000 metų. - Vikipedija

10 2 sekundės Tipiškos fotonų energijos nukrenta žemiau deuterono surišimo energijos ir prasideda nukleosintezė. Temperatūra: 1 x 10 9 kelvinų (Boesgaard & Steigman, 1985 p. 322)

Nukleosintezė: Nuo 3 iki 20 minučių po Didžiojo sprogimo


Šviesos elementų gausa dėl Didžiojo sprogimo nukleosintezės. Grafika iš Kokie yra šansai? 2 dalis: kosminė infliacija! pateikė Ethanas Siegelas

10 3 Dalelių energijos nukrenta žemiau Kulono barjero energijos ir nukleosintezė baigiasi. Temperatūra: 4 x 10 8 kelvinai (Boesgaard & Steigman, 1985 p. 322)

Fotonų epochos metu Visatos temperatūra nukrenta iki taško, kuriame gali pradėti formuotis atomo branduoliai. Protonai (vandenilio jonai) ir neutronai branduolio sintezės procese pradeda jungtis į atomo branduolius. Jie susidarė tik iš paprasčiausių cheminių elementų branduolių: daugiausia vandenilio ir helio. Tačiau nukleosintezė trunka tik apie septyniolika minučių, po to Visatos temperatūra ir tankis nukrito iki taško, kur branduolio sintezė negali tęstis. Šiuo metu vandenilio yra maždaug tris kartus daugiau nei helio-4 (pagal masę), o kitų branduolių yra tik pėdsakai. - Vikipedija

Diagrama, rodanti medžiagos filogeniją mikro lygiu. „The Evolutionary Eras after the First Minute“, paeiliui atgaminta iš svetainės, pagrįstos dr. J. Schomberto iš Oregono universiteto sukurtu kursu, pažymėtu XXI amžiaus mokslu - Visatos gimimas. Norėdami sužinoti daugiau, žr. Aukščiau pateiktą nuorodą. Ši schema supažindina su mintimi, kad juodosios skylės galėjo susiformuoti pačiu materijos atsiradimo momentu ir buvo svarbios formuojant materiją.

Prasideda materijos dominuojama era

Materijos dominavimas: 50–70 000 metų po Didžiojo sprogimo. Iki šio laiko besiplečianti Visata vis dar yra gana lygi ir be struktūros. Šiuo metu nereliatyvistinės medžiagos (atominių branduolių) ir reliatyvistinės spinduliuotės (fotonų) tankiai yra vienodi. Džinsų ilgis, nustatantis mažiausias struktūras, kurios gali susidaryti (dėl konkurencijos tarp gravitacinės traukos ir slėgio efektų), pradeda kristi ir sutrikimai, užuot sunaikinti laisvai sklindančia spinduliuote, gali pradėti didėti amplitudėje. Dėl to po maždaug 50 000 metų paslaptingų tamsiosios medžiagos grumstai pradeda byrėti. Anot & # 923CDM, šiame etape vyrauja šalta tamsioji materija, atverianti kelią gravitaciniam žlugimui, kad sustiprintų mažus nehomogeniškumus, kuriuos palieka kosminė infliacija, todėl tankūs ir tankesni regionai tampa retesni. Tai yra struktūros, kurios ilgainiui lemia žvaigždžių ir galaktikų, o galiausiai ir mūsų, gimimą. Tačiau kadangi dabartinės tamsiosios materijos prigimties teorijos nėra galutinės, ankstesniais laikais dar nėra sutarimo dėl jos atsiradimo, kaip šiuo metu egzistuoja bariono materija. - „Jodrell Bank“ stebuklų tema „Wikipedia“

Rekombinacija maždaug po 377 000 metų po Didžiojo sprogimo - Kosminė mikrobangų foninė spinduliuotė


NASA atlikto kosminio fono tyrėjo ir Wilkinsono anizotropijos mikrobangų zondo stebėjimai atskleidė mikrobangų šviesą iš laikotarpio iškart po Didžiojo sprogimo ir pateikė tvirtus Didžiojo sprogimo teorijos įrodymus. „Cosmic Background Explorer“ rezultatai buvo įvertinti 2006 m. Nobelio fizikos premija. (Iš trumpos Visatos istorijos). WMAP duomenys rodo mikrobangų foninės spinduliuotės svyravimus visatoje iš mūsų perspektyvos, nors faktiniai pokyčiai yra daug sklandesni, nei rodo diagrama. (Vikipedija)

Prieš atsiejimą, dauguma visatos fotonų sąveikauja su elektronais ir protonais fotonų-barionų skystyje. Visata yra nepermatoma arba „miglota“, todėl šviesa negali toli skristi, kol ji nėra išsklaidyta ar absorbuota. Visatos barioninę medžiagą sudarė jonizuota plazma. Tiksliau, jonizuoto vandenilio ir helio branduoliai. Tai reiškia, kad jokie elektronai nebuvo susieti su branduoliais, kurie (turėdami teigiamai įkrautus protonus) yra įkrauti elektra (atitinkamai +1 ir +2).

Praėjus maždaug 380 000 metų po Didžiojo sprogimo, temperatūra nukrito iki taško, kuriame plazma tapo neutrali. Laisvieji plazmos elektronai yra užfiksuoti teigiamais jonais (branduoliais), formuojant elektriniu požiūriu neutralius vandenilio ir helio atomus. rekombinacija. Šis procesas yra gana greitas ir greitesnis heliui nei vandeniliui. Tai išskiria fotonus, sukuriančius kosminę mikrobangų foninę spinduliuotę (trumpai CMB). Todėl fotonai dabar gali laisvai keliauti („Compton“ sklaida): visata tapo skaidri. Šis kosminis įvykis paprastai vadinamas atsiejimas. Kai fotonai buvo paleisti (atsieti), visata tapo skaidri ir šviesa gali laisvai keliauti netrukdoma. Šiuo metu skleidžiama tik 21 cm neutralaus vandenilio sukimosi linija. Visatos temperatūra, kai ji tapo skaidri, buvo apie 3000 laipsnių. Esant tokiai temperatūrai, Visata būtų švytėjusi blankiai raudona spalva. Rekombinacijos pabaigoje dauguma visatos protonų yra surišti neutraliais atomais.Kadangi atsiejimo metu esantys fotonai dabar gali keliauti netrikdomi (vidutinis fotonų skrydžio kelias tampa faktiškai begalinis), tai yra tie patys fotonai, kuriuos matome kosminėje mikrobangų foninėje spinduliuotėje, po to, kai jie dar atvėsinami ir ištempiami į mikrobangų juostą. elektromagnetinio spektro, plečiantis Visatai. Tai yra silpnas radijo bangų šnypštimas, randamas bet kurioje dangaus radoteleskopų vietoje. Jie keliavo per Visatą beveik 14 milijardų metų. Tokiu būdu astronomija yra panaši į archeologiją ir paleontologiją. Su dviem pastaraisiais, kuo daugiau sluoksnių iškasi, tuo tolimesnė praeitis atrodo. Astronomijos metu tėvas išėjęs į kosmosą žvelgiame kuo toliau į praeitį. Mikrobangų foninė spinduliuotė pateikia visatos vaizdą, kai ji buvo tik 380 000 metų, įskaitant mažus svyravimus, atsirandančius infliacijos metu „Jodrell Bank“ stebuklų tema „Wikipedia“, „Wikipedia“

Tamsūs amžiai: po Didžiojo sprogimo maždaug nuo 400 tūkstančių iki 100 milijonų milijardų metų. Tarp rekombinacijos ir pirmųjų žvaigždžių bei galaktikų pasirodymo buvo laikotarpis, kai visata buvo tamsi, o mikrobangų fone nebebuvo atsekamas materijos pasiskirstymas. Būtent šiuo įspūdingu, bet vis dar mažai žinomu laikotarpiu susiformavo pirmosios žvaigždės ir galaktikos. (Žr Mokslinis amerikietis Abraomo Loebo straipsnis „Tamsūs Visatos amžiai“)

turinį pateikė Vikipedija. Redaguota RFVS111026

/>
Jei nenurodyta kitaip,
visas šio puslapio originalus tekstas gali būti naudojamas pagal sąlygas
„Creative Commons“ licencija.
Tačiau visos šiame puslapyje esančios grafikos yra jų autorių ar leidėjų autorių teisės, išskyrus tas, kurios nurodytos kaip viešos.