Piilotettu massa

Piilotettu massa on ongelma näkyvien tähtitieteellisten kohteiden havaitun käyttäytymisen ja taivaanmekaniikan lakien mukaisen lasketun käyttäytymisen välillä , kun otetaan huomioon vain nämä kohteet.

Yleisellä piilomassaongelmalla on kaksi osaa:

astrofyysinen eli gravitaatioon sitoutuneiden kohteiden ja niiden järjestelmien, kuten galaksien ja niiden ryhmien havaitun massan ristiriita gravitaatiovaikutusten määrittämien havaittujen parametrien kanssa;
Universumin keskimääräisen tiheyden havaittujen kosmologisten parametrien kosmologiset ristiriidat, jotka on saatu astrofysikaalisista tiedoista .

Universaalin painovoiman lain alue

Vuonna 1922 Chicagon fyysikko Arthur C. Lunn pohti [1] mahdollista suhdetta gravitaatiovakion ja hienorakennevakion välillä tämän suhteen kautta. $\alpha$

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

(yksi)

missä on elektronin massa, on elektronin varaus. Kun otetaan huomioon nykyaikainen lähestymistapa vuorovaikutusten intensiteettien määrittämiseen, tämä kaava tulisi kirjoittaa seuraavassa muodossa: ${\displaystyle m_{e))$ $e$

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

(2)

missä on Diracin vakio (tai pelkistetty Planck-vakio), on valon nopeus tyhjiössä, on kosmologinen vakio, on protonin lisätty massa. Tarkan arvon saamiseksi oletetaan , että arvo on vain 9 elektronimassaa suurempi kuin protonin massa . $\hbar=h/2\pi$ $c$ ${\displaystyle m_{pa))$ $G$ ${\displaystyle m_{pa}=1,68082*10^{-27))$ ${\displaystyle m_{pa))$ $m_{{p}}$

Siten sen sijaan otetaan käyttöön fyysisesti merkityksellinen kosmologinen vakio . Yksinkertaisin tulkinta on seuraava: protonin lisätty massa on yhtä suuri kuin protonin massa ja elektronin massa (eli vetyatomin massa), ja niiden kokonaiskineettinen energia on 4 Mev (massa kahdeksasta elektronista). Tällä tavalla ilmaistuna Newtonin laki kertoo meille, että ensimmäisen likiarvon mukaan maailmankaikkeus on enimmäkseen kuumaa vetyä. Toisessa approksimaatiossa tulee ottaa huomioon, että nukleonia kohti on vähintään 20 miljardia fotonia. $G$ ${\displaystyle m_{pa))$ ${\displaystyle m_{pa))$ $m_{{p}}$ ${\displaystyle m_{e))$

Edellä olevasta seuraa, että Newtonin lain perusteella ei voida olettaa piilomassan olemassaoloa.

Havaittavissa oleva näyttö pimeän massan gravitaatiovaikutuksista

Piilotettu massa ja galaksien kierto

Galaksien differentiaaliset pyörimisnopeudet (eli galaksin kohteiden pyörimisnopeuden riippuvuus galaksin keskustan etäisyydestä) määräytyvät massan jakautumisen perusteella tietyssä galaksissa ja pallomaiselle tilavuudelle, jonka säde on , jonka massa on suljettu , annetaan relaatiolla $v(r)$ $r$ $r$ $Herra)$

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

eli sen tilavuuden ulkopuolella , johon galaksin päämassa on keskittynyt, pyörimisnopeus . Kuitenkin monissa spiraaligalakseissa nopeus pysyy lähes vakiona erittäin merkittävällä etäisyydellä keskustasta (20–25 kiloparsekiä ) , mikä on ristiriidassa havaitun aineen tiheyden nopean vähenemisen kanssa galaksien keskustasta niiden reuna-alueille (ks. . 1). $Herra)$ $v(r)\sim r^{-{1 \over 2))$ $v(r)$

Näin ollen havaittujen arvojen selittämiseksi on oletettava havaitsemattoman (ei-valaiseva) aineen olemassaolo, joka ulottuu etäisyyksille, jotka ovat kymmeniä kertoja suurempia kuin galaksien näkyvät rajat ja joiden massa on suuruusluokkaa suurempi kuin kokonaismassa. galaksin havaitun valoaineen massa ( galaksien halot ). $v(r)$

Nykyinen standardi kosmologinen malli johtaa johtopäätökseen, että baryonisen aineen näennäiset massat galakseissa ovat huomattavasti ennustettua pienemmät. Äskettäin on ilmestynyt tuloksia, jotka osoittavat, että tämä puuttuva baryoninen massa voidaan keskittyä galaksien haloon kuuman intergalaktisen kaasun muodossa, jonka lämpötila on 1 000 000 - 2 500 000 K. [2] [3]

Galaksijoukkojen massa: Zwickyn ongelma

Fritz Zwicky julkaisi vuonna 1937 teoksen On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae [4] , jossa hän sai koomajoukon galaksien suhteellisista nopeuksista Palomarin observatorion 18 tuuman Schmidt-teleskoopilla tehtyjen havaintojen perusteella. paradoksaalinen tulos: joukon havaittu massa (saatu galaksien kokonaisluminositeettien ja niiden punasiirtymän perusteella) osoittautui merkittävästi pienemmäksi kuin joukon massa, laskettuna joukon jäsenten omien nopeuksien perusteella (saatu punasiirtymästä dispersio ) viriaalisen lauseen mukaisesti: joukon havaittu kokonaismassa osoittautui 500 kertaa laskettua pienemmäksi, joten se ei riitä pitämään sen muodostavia galakseja "siroutumasta".

Galaksijoukkojen massa: kuuma intergalaktinen kaasu

Röntgentähtitieteen kehittyessä galaksiklustereissa havaittiin galaksien välisen väliaineen täyttävän kuuman (10 6 K luokkaa olevaan lämpötilaan lämmitetyn ) kaasun röntgensäteilyä eli osa tällaisten klustereiden piilomassasta. löydetty. Tällaisten kaasujen havaittujen massojen summaus klusterin galaksien havaittuihin massoihin ei kuitenkaan antanut massaa, joka olisi riittävä sisältämään galaksit tai sisältämään kaasun klusteissa.

Galaksien ja niiden klustereiden taustan painovoimalinssi

Yksi epäsuorista menetelmistä galaksien massan arvioimiseksi on niiden taustaobjektien (niiden havaintolinjalla sijaitsevien) gravitaatiolinssi. Tässä tapauksessa gravitaatiolinssin vaikutus voi ilmetä taustaobjektin kuvan vääristymisenä tai sen useiden kuvitteellisten kuvien ilmestymisenä. Käänteisen ongelman ratkaisu, eli tällaisten kuvien saamiseksi vaadittavan gravitaatiokentän laskeminen, antaa meille mahdollisuuden arvioida gravitaatiolinssin - galaksijoukon - massa. Ja tässä tapauksessa lasketut arvot ylittävät huomattavasti havaitut arvot (katso kuva 2).

Tumman massan luonne ja koostumus

Pimeän massan gravitaatiovaikutusten suorien havaintojen lisäksi on useita kohteita, joiden suora havainnointi on vaikeaa, mutta jotka voivat vaikuttaa tumman massan koostumukseen. Tällä hetkellä tarkastellaan baryonisia ja ei-baryonisia luonteeltaan esineitä: jos ensimmäiset sisältävät melko tunnettuja tähtitieteellisiä esineitä, niin jälkimmäisten ehdokkaina klassisesta kvanttikromodynamiikasta ( aksionit ) ja kvanttien supersymmetrisiä laajennuksia seuraavat kummalliset ja hypoteettiset alkuainehiukkaset . kenttäteoriat otetaan huomioon .

Massive Galactic Halo Objects

Galaktisten objektien pyörimisnopeuksien poikkeaman keplerilaisista kohteista selittämiseksi pitäisi olettaa galaksien massiivinen tumma halo . Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHO) sisältää heikosti säteilevät kompaktit esineet, ensisijaisesti pienimassaiset tähdet - ruskeat kääpiöt , osatähdet tai erittäin massiiviset Jupiterin kaltaiset planeetat , joiden massa ei riitä syvyyksissä lämpöydinreaktioiden käynnistämiseen , jäähtyneet valkoiset kääpiöt , neutronitähdet ja mustat aukot .

Intergalaktinen kaasu: Lyman-alfa-metsä

Toisin kuin yllä mainittu galaksiklusterien kuuma kaasu, joka emittoi röntgenalueella, kvasaarien spektrien havainnot osoittavat melko massiivisia galaksien välisiä vetypilviä . Riittävän suuren punasiirtymän omaavien kvasaarien spektrissä on monia siirtyneitä Lyman-alfa- vedyn absorptioviivoja ("linjojen metsä"), jotka muodostuvat useista vetypilvista, jotka sijaitsevat eri etäisyyksillä näkölinjalla. Tätä ilmiötä on kutsuttu Lyman-alfa-metsäksi . Tämä intergalaktinen kaasu on kylmä (lähes nolla Kelviniä) ja läpinäkyvä (vety, helium), joten se on toistaiseksi havaittu vain tällä tavalla.

Ei-baryoninen pimeä aine

Nykyaikaisten käsitysten mukaan vain noin 4,9 % maailmankaikkeuden massasta on tavallista baryonista ainetta. Noin 26,8 % [5] [6] osuu ei-baryoniseen pimeään aineeseen , joka ei osallistu voimakkaaseen ja sähkömagneettiseen vuorovaikutukseen. Se havaitaan vain gravitaatiovaikutuksissa .

Hiukkasten nopeudesta riippuen erotetaan kuuma ja kylmä pimeä aine. Kuuma tumma aine koostuu lähes valonopeuksilla liikkuvista hiukkasista, ilmeisesti neutriinoista .

Kuuma pimeä aine ei nykyaikaisten käsitteiden mukaan riitä muodostamaan galakseja. Jäännössäteilyn rakenteen tutkiminen osoitti, että aineen tiheydessä oli hyvin pieniä vaihteluita . Nopeasti liikkuva kuuma pimeä aine ei voinut muodostaa niin hienoa rakennetta.

Kylmän pimeän aineen tulisi koostua massiivisista hitaasti liikkuvista (ja tässä mielessä "kylmistä") hiukkasista tai ainepakkareista. Kokeellisesti tällaisia hiukkasia ei ole havaittu.

Ehdokkaina kylmän pimeän aineen rooliin heikosti vuorovaikutuksessa olevat massiiviset hiukkaset (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP ), kuten valobosonien aksionit ja supersymmetriset fermionit - fotonotot, gravitinot jne .

Ensimmäistä kertaa oletus tavallisen aineen kanssa vain painovoiman kautta vuorovaikutuksessa olevan aineen olemassaolosta tehtiin 1900-luvun alussa Merkuriuksen periheelin poikkeavan precession yhteydessä . Albert Einstein kuitenkin ratkaisi tämän ongelman jo vuonna 1916 yleisen suhteellisuusteoriansa ansiosta , joka toi sopivan korjauksen kiertoradan liikkeisiin Newtonin painovoimateoriaan, mikä selittää tyhjentävästi havaitun ilmiön, joka toimi ensimmäisenä vahvistuksena yleisestä. suhteellisuusteoria.

Galaksien pyörimiskäyriä yritetään selittää myös muutoksella gravitaatiovuorovaikutuksen laeissa suurissa mittakaavassa (erityisesti muunneltu Newtonin dynamiikka - MOND), mutta kuuman kaasun tiheys- ja lämpötilaprofiilit galaksiklustereissa ennustivat. MOND:n puitteissa poikkeavat voimakkaasti havaituista [7] .

Piilotettu massa ja kosmologiset parametrit, pimeän energian ongelma

Yksi kosmologian pääongelmista on kysymys avaruuden keskimääräisestä kaarevuudesta ja universumin laajenemisnopeudesta . Jos avaruuden kaarevuus on nolla tai negatiivinen, niin universumin laajeneminen tapahtuu loputtomasti (universumin litteät ja avoimet mallit); jos kaarevuus on positiivinen, niin universumin laajeneminen on korvattava supistumisella (suljettu universumin malli). Yleisen suhteellisuusteorian (GR) puitteissa puolestaan maailmankaikkeuden avaruuden keskimääräinen kaarevuus riippuu sen keskimääräisestä tiheydestä, nollakaarevuus vastaa kriittistä tiheyttä ~ 10 −29 g/cm³, joka on ekvivalentti. noin 5 vetyatomiin /m³. Huolimatta siitä, että valoaineen keskimääräisen tiheyden havaittu arvo on noin 1 % kriittisestä arvosta, havaintotiedot osoittavat, että maailmankaikkeuden kaarevuus on lähellä nollaa, eli melko lähellä $\Omega _{crit}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega$ $\Omega _{crit}$

Vuonna 1917 Einstein otti käyttöön kosmologisen vakion , joka toimii suuressa mittakaavassa hylkivänä voimana varmistaakseen GR:n kosmologisen mallin pysyvyyden (ajasta riippumattomuuden) , mutta vuonna 1922 Friedman julkaisi artikkelin ei-pakolaisen kosmologisesta mallista . paikallaan laajeneva maailmankaikkeus, jossa kosmologinen vakio oli nolla. Kun Hubble löysi punasiirtymän eli kosmologisen laajenemisen, perusteet kosmologisen vakion käyttöönotolle katosivat, ja Einstein itse kutsui Gamowin kanssa käydyssä keskustelussa kosmologisen vakion ideaa hänen suurimmaksi virheensä tieteessä . $\lambda$

Kuitenkin Supernova Cosmology Projectin vuonna 1998 tekemät havainnot tyypin Ia supernovaista osoittivat, että Hubble-vakio muuttuu ajan myötä siten, että sen käyttäytyminen voidaan selittää sopivalla kosmologisen vakion valinnalla, joka vaikuttaa keskimääräiseen tiheyteen . Tätä piilomassan osaa kutsutaan pimeäksi energiaksi . $\lambda$ $\Omega _{\Lambda}$ $\Omega$

WMAP -työn aikana saatujen kosmisen mikroaaltotaustan anisotropiaa koskevien tietojen tulkinta ( Eng. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe , 2003) antoi seuraavat tulokset: havaittu tiheys on lähellä ja jakautuminen komponenteittain: baryoniaine - 4,4 %. tumma kylmä aine (WIMP) - 23%, "pimeä energia" - 72,6%. $\Omega$ $\Omega _{crit}$ $\Omega =\Omega _{\Lambda }+\Omega _{vis}+\Omega _{tumma}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega _{tumma}$ $\Omega _{\Lambda}$

Muistiinpanot

↑ AC Lunn. Atomivakiot ja ulottuvuusinvariantit // Fyysinen katsaus. - 1922. - Voi. 20. - s. 1-14.
↑ Linnunrataa ympäröi valtava kuuman kaasun halo. (linkki ei saatavilla) . Haettu 25. syyskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 28. syyskuuta 2012. (määrätön)
↑ JD Harrington, Janet Anderson, Peter Edmonds. NASAn Chandra osoittaa Linnunrataa, jota ympäröi kuuman kaasun halo . NASA. Haettu 25. syyskuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 25. syyskuuta 2012.
↑ Zwicky, F. Sumujen ja sumuklusterien massoista. Astrophysical Journal, voi. 86, s. 217 . Haettu 26. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2017. (määrätön)
↑ PAR Ade et ai . (Planck Collaboration). Planck 2013 tulokset. I. Yleiskatsaus tuotteisiin ja tieteellisiin tuloksiin – Taulukko 9 (fin.) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - 2013. - 22. maaliskuuta ( nide 1303 ). — s. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. maaliskuuta 2013.
↑ Francis, Matthew. Ensimmäiset Planckin tulokset: Universumi on edelleen outo ja mielenkiintoinen . Arstechnica (22. maaliskuuta 2013). Haettu 4. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2019. (määrätön)
↑ A. Aguirre, C. P. Burgess, A. Friedland, D. Nolte. Astrofysikaaliset rajoitukset painovoiman muuttamisessa suurilla etäisyyksillä // Klassinen ja kvanttipainovoima. - 2001. - Voi. 18 . - P.R223-R232 . - doi : 10.1088/0264-9381/18/23/202 . arXiv : hep-ph/0105083 .

Linkit

Ryabov V. A. , Tsarev V. A. , Tskhovrebov A. M. Pimeän aineen hiukkasten etsintä . UFN 178 (2008) s. 1129
Smolnikov A.A. Pimeä aine universumissa // Luonto. 2001. Nro 7. S.10 − 19
Reshetnikov V.P. XXI vuosisadan alun tähtitieteelliset ongelmat tai Sandagen 23 ongelmaa
Pavlyuchenko S.A. Kosmologisten parametrien määritys
Tšerepaštšuk A.M. Gravitaatiomikrolinssi ja piilomassan ongelma
Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S.Onko pimeä aine todellista? (englanti) // Scientific American . - Springer Nature , 2018. - Elokuu ( nide 319 , nro 2 ). - s. 36-43 .
Pimeän aineen historia . Ars Technica (helmikuu 2017). (määrätön)

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede