Mängib universumi arengus otsustavat rolli. Selle kummalise aine kohta on aga veel vähe teada. Professor Matthias Bartelmann - Heidelbergi Teoreetilise Astrofüüsika Instituut - selgitab, kuidas on tehtud tumeaine uurimist, vastates ajakirjanike küsimustele.

ja kuidas see tekib?

Mul pole õrna aimugi! Seni mitte keegi. Tõenäoliselt koosneb see rasketest elementaarosakestest. Kuid keegi ei tea, kas need on tõesti osakesed. Igal juhul on need väga erinevad kõigest, mida me varem teadsime.

Kas see on nagu täiesti uue loomaliigi avastamine?

Jah, see on õige, see on hea võrdlus.

Kes ja millal avastas tumeaine?

1933. aastal käsitles Fritz Zwicky galaktikate liikumist galaktikaparvedes, mis sõltub parve kogumassist. Teadlane märkas, et galaktikad liiguvad nende arvestuslikku massi arvestades väga kiiresti. See oli esimene vihje tumeainele. Ükski teadaolev asjaolu ei suuda seletada, miks galaktikate tähed kokku kleepuvad: nad peavad suure ringluskiiruse tõttu lahku lendama.

Gravitatsioonilääts Foto: Wissensschreiber

Milliseid tõendeid veel on?

Päris hea tõend on gravitatsiooniläätse efekt. Kauged galaktikad tunduvad meile moonutatud, kuna valguskiired kalduvad oma teel mateeriast kõrvale. See on nagu läbi gofreeritud klaasi vaatamine. Ja mõju on tugevam, kui see oleks siis, kui eksisteeriks ainult nähtav aine.

Kuidas tumeaine välja näeb?

Seda ei saa näha, kuna tumeaine ja elektromagnetkiirguse vahel puudub vastastikune mõju. See tähendab, et see ei peegelda valgust ega kiirga mingit kiirgust.

Kuidas sa siis tumeainet uurid? Milliseid instrumente on uurimistööks vaja?

Me ei uuri spetsiaalselt tumeainet, vaid ainult selle ilminguid, näiteks gravitatsiooniläätse mõju. Olen teoreetik. Tegelikult on mul lihtsalt arvutit, pliiatsit ja paberilehte vaja. Kuid ma kasutan ka Hawaii ja Tšiili suurte teleskoopide andmeid.

Kas tumeainet on võimalik kujutada?

Jah, saate selle leviku kohta luua omamoodi kaardi. Nii nagu kõrgusjooned näitavad geograafiline kaart mäe kontuurid, siin on näha joonte tiheduse järgi, kus on eriti palju tumeainet.

Millal ta ilmus?

Tume aine tekkis kas vahetult Suure Paugu ajal või 10 000–100 000 aastat hiljem. Kuid me alles uurime seda.

Kui palju on tumeainet?

Keegi ei saa kindlalt öelda. Kuid hiljutiste uuringute põhjal usume, et tumeainet on universumis umbes seitse kuni kaheksa korda rohkem kui nähtavat ainet.

Arvutimodelleerimine näitab tumeaine levikut võrgu kujul ja me näeme selle kuhjumist kõige heledamatel aladel.
Foto: Volker Springel

Kas tumeenergia ja tumeaine vahel on seos?

Ilmselt mitte. Tume energia tagab universumi kiirendatud paisumise, samas kui tumeaine hoiab galaktikaid koos.

Kust ta tuli?

Tumeainet on ilmselt igal pool, ainult et see pole ühtlaselt jaotunud – nagu ka nähtav aine, moodustab see tükke.

Mis tähtsus on tumeainel meie ja meie maailmavaate jaoks?

Sest Igapäevane elu tal pole vahet. Kuid astrofüüsikas on see väga oluline, kuna sellel on universumi arengus otsustav roll.

Millest meie universum koosneb? 4,9% nähtav aine, 26,8% tumeaine, 68,3% tumeenergia Foto: Wissensschreiber

Mida ta tulevikus toob?

Ilmselt mitte midagi enamat. Varem oli see universumi arengu jaoks väga oluline. Tänapäeval hoiab see koos ainult üksikuid galaktikaid. Ja kuna universum jätkab laienemist, muutub uute tumeaine struktuuride ilmumine üha raskemaks.

Kas tulevikus on võimalik instrumentide abil tumeainet otse pildistada?

Jah, see on võimalik. Näiteks saab mõõta võnkumisi, mis tekivad siis, kui tumeaine osakesed põrkuvad kristallis aatomitega. Sama juhtub osakeste kiirendis: kui näib, et elementaarosakesed lendavad ilma põhjuseta ootamatus suunas, siis võib süüdi olla tundmatu osake. Siis oleks see järjekordne tõend tumeaine olemasolust. Kujutage ette: seisate jalgpalliväljakul ja teie ees on pall. Ta lendab ootamatult ilma nähtava põhjuseta minema. Ta oli vist millegi nähtamatu poolt maha löödud.

Mis teid teie töös kõige rohkem huvitab?

Mind köidab oletus, et nähtav aine moodustab kõigest vaid väikese osa ja ülejäänust pole meil aimugi.

Täname, et leidsite aega. Loodame, et saate peagi tumeaine kohta rohkem teada!

Universumi päritolu, selle mineviku ja tuleviku küsimus on inimesi muretsenud juba ammusest ajast. Paljude sajandite jooksul on tekkinud ja ümber lükatud teooriad, mis pakuvad maailmast pilti teadaolevate andmete põhjal. Suur šokk teadusmaailm oli Einsteini relatiivsusteooria. Samuti andis ta tohutu panuse universumi moodustavate protsesside mõistmisse. Relatiivsusteooria ei saanud aga pretendeerida lõplikule tõele, mis ei vaja mingeid täiendusi. Tehnoloogiate täiustamine võimaldas astronoomidel teha varem mõeldamatuid avastusi, mis nõudsid uut teoreetilist baasi või olemasolevate sätete olulist laiendamist. Üks selline nähtus on tumeaine. Aga kõigepealt asjad kõigepealt.

Möödunud päevade asjad

Mõiste "tumeaine" mõistmiseks pöördume tagasi eelmise sajandi algusesse. Sel ajal domineeris idee universumist kui statsionaarsest struktuurist. Samal ajal eeldas üldine relatiivsusteooria (GR), et varem või hiljem viib see kõigi kosmoseobjektide "kokkukleepumiseni" üheks palliks, nn gravitatsiooniline kollaps. Kosmoseobjektide vahel ei ole tõukejõude. Vastastikust külgetõmmet kompenseerivad tsentrifugaaljõud, mis tekitavad tähtede, planeetide ja muude kehade pideva liikumise. Seega säilib süsteemi tasakaal.

Universumi teoreetilise kokkuvarisemise vältimiseks tutvustas Einstein - suurust, mis viib süsteemi vajalikuni püsiseisund, kuid samal ajal tegelikult leiutatud, ilma ilmse aluseta.

Paisuv universum

Friedmani ja Hubble'i arvutused ja avastused näitasid, et üldrelatiivsusteooria harmoonilisi võrrandeid pole vaja uue konstandi abil purustada. On tõestatud ja tänapäeval on see tõsiasi praktiliselt väljaspool kahtlust, et Universum paisub, kunagi oli sellel algus ja statsionaarsusest ei saa juttugi olla. Edasine areng kosmoloogia viis Suure Paugu teooria tekkeni. Uute eelduste peamine kinnitus on galaktikatevahelise kauguse täheldatud suurenemine aja jooksul. Just naabruses asuvate kosmosesüsteemide üksteisest eemaldumise kiiruse mõõtmine viis hüpoteesi tekkimiseni, et tumeaine ja tume energia.

Andmed ei ole teooriaga kooskõlas

Fritz Zwicky 1931. aastal ja seejärel Jan Oort 1932. aastal ja 1960. aastatel tegelesid kauges parves asuvate galaktikate aine massi ja selle suhte ja nende üksteisest eemaldumise kiiruse arvutamisega. Aeg-ajalt jõudsid teadlased samadele järeldustele: sellest ainekogusest ei piisa, et selle tekitatav gravitatsioon suudaks nii suurel kiirusel liikuvaid galaktikaid koos hoida. Zwicky ja Oort pakkusid välja, et on olemas varjatud mass, Universumi tumeaine, mis ei lase kosmoseobjektidel eri suundades hajuda.

Teadusmaailm tunnistas hüpoteesi aga alles seitsmekümnendatel, pärast Vera Rubini töö tulemuste väljakuulutamist.

Ta ehitas pöörlemiskõverad, mis näitavad selgelt galaktika aine liikumiskiiruse sõltuvust kaugusest, mis eraldab seda süsteemi keskpunktist. Vastupidiselt teoreetilistele eeldustele selgus, et tähtede kiirused galaktika keskmest eemaldudes ei vähene, vaid suurenevad. Sellist valgustite käitumist saab seletada ainult halo olemasoluga galaktikas, mis on täidetud tumeainega. Seega seisis astronoomia silmitsi universumi täiesti uurimata osaga.

Omadused ja koostis

Seda nimetatakse tumedaks, sest seda ei näe keegi olemasolevaid viise. Selle olemasolu tunneb ära kaudse märgi järgi: tumeaine loob gravitatsioonivälja, samas ei kiirga üldse. elektromagnetlained.

Kõige olulisem ülesanne, mis teadlaste ees kerkis, oli saada vastus küsimusele, millest see mateeria koosneb. Astrofüüsikud püüdsid seda "täita" tavapärase barüonainega (barüonaine koosneb enam-vähem uuritud prootonitest, neutronitest ja elektronidest). Galaktikate tumedasse halo kuulusid kompaktsed nõrgalt kiirgavad tähed ja tohutud planeedid, mis on massiliselt Jupiterile lähedal. Need oletused ei ole aga kontrollile vastu pidanud. Barüonaine, tuttav ja tuntud, ei saa seetõttu mängida olulist rolli galaktikate varjatud massis.

Tänapäeval tegeleb füüsika tundmatute komponentide otsimisega. Teadlaste praktiline uurimus põhineb mikrokosmose supersümmeetria teoorial, mille kohaselt on iga teadaoleva osakese jaoks supersümmeetriline paar. Need on need, mis moodustavad tumeaine. Siiski pole veel tõendeid selliste osakeste olemasolu kohta saadud, võib-olla on see lähituleviku küsimus.

tume energia

Uut tüüpi aine avastamine ei lõpetanud üllatusi, mida universum oli teadlastele ette valmistanud. 1998. aastal avanes astrofüüsikutel veel üks võimalus võrrelda teooriate andmeid faktidega. Seda aastat tähistas meist kaugel asuvas galaktikas plahvatus.

Astronoomid mõõtsid selleni kaugust ja olid saadud andmetest ülimalt üllatunud: täht süttis palju kaugemale, kui ta olemasoleva teooria järgi oleks pidanud. Selgus, et see suureneb ajaga: praegu on see palju kõrgem kui 14 miljardit aastat tagasi, kui väidetavalt juhtus suur pauk.

Nagu teate, on keha liikumise kiirendamiseks vaja energiat üle kanda. Jõudu, mis paneb universumi kiiremini paisuma, on hakatud nimetama tumeenergiaks. See pole kosmose vähem salapärane osa kui tumeaine. On vaid teada, et seda iseloomustab ühtlane jaotus kogu universumis ja selle mõju saab registreerida ainult tohututel kosmilistel kaugustel.

Ja jälle kosmoloogiline konstant

Tume energia on suure paugu teooriat raputanud. Osa teadusmaailmast on sellise aine võimalikkuse ja sellest põhjustatud paisumise kiirenemise suhtes skeptiline. Mõned astrofüüsikud üritavad taaselustada unustatud Einsteini kosmoloogilist konstanti, mis jällegi suure teadusliku vea kategooriast võib minna tööhüpoteeside hulka. Selle esinemine võrrandites tekitab antigravitatsiooni, mis viib laienemise kiirenemiseni. Mõned kosmoloogilise konstandi olemasolu tagajärjed ei ole aga vaatlusandmetega kooskõlas.

Tänapäeval on tumeaine ja tumeenergia, mis moodustavad suurema osa universumi ainest, teadlaste jaoks mõistatused. Küsimusele nende olemuse kohta ühest vastust pole. Pealegi ei pruugi see olla viimane saladus mis hoiab meie eest ruumi. Tumeaine ja energia võivad muutuda uute avastuste läveks, mis võivad muuta meie arusaama universumi struktuurist.

Mõistet "tumeaine" (ehk varjatud mass) kasutatakse erinevates teadusvaldkondades: kosmoloogias, astronoomias, füüsikas. Jutt käib hüpoteetilisest objektist – ruumi ja aja sisu vormist, mis interakteerub vahetult elektromagnetkiirgusega ega lase seda endast läbi.

Tume aine - mis see on?

Alates iidsetest aegadest on inimesed muretsenud universumi tekke ja seda moodustavate protsesside pärast. Tehnikaajastul on tehtud olulisi avastusi, oluliselt laiendatud teoreetilist baasi. 1922. aastal avastasid Briti füüsik James Jeans ja Hollandi astronoom Jacobus Kaptein, et suur osa galaktilisest ainest pole nähtav. Siis nimetati esimest korda mõistet tumeaine – see on aine, mida ei saa näha ühegi inimkonnale teadaoleva meetodiga. Salapärase aine olemasolu annavad välja kaudsed märgid - gravitatsiooniväli, gravitatsioon.

Tume aine astronoomias ja kosmoloogias

Eeldades, et kõik universumi objektid ja osad tõmbuvad üksteise poole, suutsid astronoomid leida nähtava ruumi massi. Kuid tegelikus ja prognoositud kaalus leiti lahknevus. Ja teadlased on avastanud, et on olemas nähtamatu mass, mis moodustab kuni 95% kogu universumi tundmatust olemusest. Tumeainel ruumis on järgmised omadused:

• mõjutatud gravitatsioonist
• mõjutab teisi kosmoseobjekte,
• vähe suhtlemist reaalse maailmaga.

Tumeaine – filosoofia

Filosoofias on tumeainel eriline koht. See teadus tegeleb maailmakorra, olemise aluste, nähtavate ja nähtamatute maailmade süsteemi uurimisega. Põhiprintsiibiks võeti teatud aine, mille määrasid ruum, aeg ja keskkonnategurid. Palju hiljem avastatud kosmose salapärane tumeaine muutis arusaama maailmast, selle struktuurist ja evolutsioonist. AT filosoofiline meel tundmatu aine, nagu ruumi- ja ajaenergia klomp, on meis igaühes olemas, seetõttu on inimesed surelikud, sest koosnevad ajast, millel on lõpp.

Mille jaoks on tumeaine?

Ainult väike osa kosmoseobjektidest (planeedid, tähed jne) on nähtav aine. Erinevate teadlaste standardite kohaselt hõivavad tume energia ja tumeaine peaaegu kogu Kosmose ruumi. Esimene moodustab 21-24%, samas kui energia võtab 72%. Iga aine on ebaselge füüsiline olemus on oma funktsioonid:

1. Must energia, mis ei neela ega kiirga valgust, tõrjub objekte, põhjustades universumi paisumist.
2. Galaktikad on ehitatud varjatud massi alusel, selle jõud tõmbab objekte sisse avakosmos hoides neid paigal. See tähendab, et see aeglustab universumi paisumist.

Millest tumeaine koosneb?

Tumeaine Päikesesüsteemis on midagi, mida ei saa puudutada, uurida ega põhjalikult uurida. Seetõttu esitatakse selle olemuse ja koostise kohta mitu hüpoteesi:

1. Teadusele tundmatud osakesed, mis osalevad gravitatsioonis, on selle aine koostisosad. Neid on teleskoobiga võimatu tuvastada.
2. Nähtus on väikeste mustade aukude kobar (mitte suurem kui Kuu).

Varjatud massi on võimalik eristada kahte tüüpi, sõltuvalt selle koostisosade osakeste kiirusest, nende akumuleerumise tihedusest.

1. Kuum. Sellest ei piisa galaktikate tekkeks.
2. Külm. Koosneb aeglastest massiivsetest trombidest. Need komponendid võivad olla teadusele teada aksioonid ja bosonid.

Kas tumeaine on olemas?

Kõik katsed mõõta uurimata füüsilise olemusega objekte ei ole olnud edukad. 2012. aastal uuriti 400 tähe liikumist ümber Päikese, kuid tumeaine olemasolu suurtes kogustes ei tõestatud. Isegi kui tumeainet tegelikkuses ei eksisteeri, on see teoreetiliselt olemas. Selle abil selgitatakse Universumi objektide asukohta nende kohtades. Mõned teadlased leiavad tõendeid varjatud kosmilise massi olemasolu kohta. Selle olemasolu universumis seletab tõsiasja, et galaktikate parved ei haju eri suundades ja ei kleepu kokku.

Tumeaine – huvitavad faktid

Varjatud massi olemus jääb saladuseks, kuid see huvitab jätkuvalt teadusmehi kogu maailmas. Regulaarselt tehakse katseid, mille abil püütakse uurida ainet ennast ja seda kõrvalmõjud. Ja faktid tema kohta korrutuvad jätkuvalt. Näiteks:

1. Tunnustatud Large Hadron Collider, maailma võimsaim osakeste kiirendi, töötab suure võimsusega, et paljastada nähtamatu aine olemasolu kosmoses. Maailma üldsus ootab huviga tulemusi.
2. Jaapani teadlased loovad maailma esimese varjatud massikaardi kosmoses. See on plaanis valmida 2019. aastaks.
3. Hiljuti väitis teoreetiline füüsik Lisa Randall, et tumeaine ja dinosaurused on omavahel seotud. See aine saatis Maale komeedi, mis hävitas planeedil elu.

Meie galaktika ja kogu Universumi komponendid on valgus- ja tumeaine ehk nähtavad ja nähtamatud objektid. Kui kaasaegne tehnoloogia tuleb esimeste uurimisega toime, meetodeid täiustatakse pidevalt, siis peidetud ainete uurimine on väga problemaatiline. Inimkond pole seda nähtust veel mõistnud. Nähtamatu, immateriaalne, kuid kõikjal leiduv tumeaine on olnud ja jääb universumi üheks peamiseks saladuseks.

Tumeaine on veel üks inimkonna avastustest, mis on tehtud "pliiatsi otsas". Keegi pole seda kunagi tundnud, see ei kiirga elektromagnetlaineid ega suhtle nendega. Rohkem kui pool sajandit pole tumeaine olemasolu kohta eksperimentaalseid tõendeid leitud, esitatakse vaid eksperimentaalsed arvutused, mis väidetavalt kinnitavad selle olemasolu. Kuid hetkel - see on ainult astrofüüsikute hüpotees. Siiski tuleb märkida, et see on üks intrigeerivamaid ja kõige rohkem põhjendatud teaduslikke hüpoteese.

Kõik sai alguse eelmise sajandi alguses: astronoomid märkasid, et nad jälgivad maailmapilti ei sobi gravitatsiooniteooriasse. Teoreetiliselt pöörlevad arvutusliku massiga galaktikad kiiremini kui peaks.

See tähendab, et nende (galaktikate) mass on palju suurem, kui tehtud vaatluste põhjal tehtud arvutused näitavad. Aga kui need pöörlevad, siis kas gravitatsiooniteooria ei ole õige või see teooria ei "tööta" sellistel objektidel nagu galaktikad. Või on universumis rohkem ainet, kui kaasaegsed instrumendid suudavad tuvastada. See teooria muutus teadlaste seas populaarsemaks ja seda immateriaalset hüpoteetilist ainet nimetati tumeaineks.
Arvutustest selgub, et galaktikate koostises on tumeainet umbes 10 korda rohkem kui tavaainet ning erinevad ained interakteeruvad üksteisega ainult gravitatsioonitasandil ehk tumeaine avaldub eranditult tumeaine kujul. mass.
Mõned teadlased väidavad, et mõned tumeaine- see on tavaline aine, kuid ei eralda elektromagnetkiirgust. Selliste objektide hulka kuuluvad tumedad galaktilised halod, neutrontähed ja pruunid kääbused, aga ka muud, veel hüpoteetilised kosmoseobjektid.

Kui uskuda teadlaste leide, siis kogutakse tavalist ainet (mis sisaldub peamiselt galaktikates).
tumeaine kõige tihedama kontsentratsiooniga alade ümber. Saadud ruumi peal
veenikaart, tumeaine on hiiglaslike filamentide ebaühtlane võrgustik, kuna
muutused, mis suurenevad ja ristuvad galaktikaparvede kohtades.

Tumeaine jaguneb mitmeks klassiks: kuum, soe ja külm (see sõltub osakeste kiirusest, millest see koosneb). Nii eraldatakse kuum, soe ja külm tumeaine. Just külm tumeaine pakub astronoomidele suurimat huvi, kuna see võib moodustada stabiilseid objekte, näiteks terveid tumedaid galaktikaid.
Tumeaine teooria sobib ka Suure Paugu teooriaga. Seetõttu oletavad teadlased, et 300 tuhat aastat pärast plahvatust hakkasid tumeaine osakesed esmalt tohututes kogustes kobarama ning pärast seda kogunesid gravitatsiooni toimel neile tavalise aine osakesed ja tekkisid galaktikad.
Need üllatavad leiud tähendavad et tavaaine mass moodustab vaid mõne protsendi universumi kogumassist!!!

See tähendab, et maailm, mida me näeme, on vaid väike osa sellest, millest universum tegelikult koosneb. Ja me ei suuda isegi ette kujutada, mis see tohutu "miski" on.

Tumeaine ja tumeenergia universumis

V. A. Rubakov,
Tuumauuringute Instituut RAS, Moskva, Venemaa

1. Sissejuhatus

Loodusteadus on praegu oma arengus uue, erakordselt huvitava etapi alguses. See on tähelepanuväärne ennekõike selle poolest, et mikromaailma teadusest - elementaarosakeste füüsikast - ja universumi teadusest - kosmoloogiast - on saanud ühtne teadus meid ümbritseva maailma põhiomadustest. Erinevaid meetodeid kasutades vastavad nad samadele küsimustele: millise ainega on Universum täna täidetud? Milline oli selle areng minevikus? Millised protsessid, mis toimusid varajases universumis elementaarosakeste vahel, viisid selleni praegune olek? Kui suhteliselt hiljuti peatus selliste küsimuste arutelu hüpoteeside tasemel, siis tänapäeval on olemas arvukalt eksperimentaalseid ja vaatlusandmeid, mis võimaldavad saada neile küsimustele kvantitatiivseid (!) vastuseid. See on veel üks praeguse etapi tunnusjoon: viimase 10–15 aasta jooksul on kosmoloogia muutunud täppisteadus. Vaatluskosmoloogia andmed on juba täna olemas kõrge täpsusega; veelgi rohkem infot moodsa ja varajase universumi kohta saadakse lähiaastatel.

Saabus sisse viimastel aegadel kosmoloogilised andmed nõuavad kardinaalset täiendust kaasaegsetele ideedele aine struktuuri ja elementaarosakeste fundamentaalsete vastasmõjude kohta. Tänapäeval teame kõike või peaaegu kõike tavalist ainet moodustavatest "tellistest" - aatomitest, aatomituumadest, prootonitest ja neutronitest, millest tuumad moodustavad - ja kuidas need "tellised" üksteisega interakteeruvad vahemaadel kuni 1/1000. aatomituuma suurus (joon. 1). Need teadmised saadi paljude aastate pikkuse eksperimentaalse uurimistöö tulemusena, peamiselt kiirendite alal, ja nende katsete teoreetilise mõistmise tulemusena. Kosmoloogilised andmed annavad tunnistust uut tüüpi osakeste olemasolust, mida maapealsetes tingimustes pole veel avastatud ja mis moodustavad universumis “tumeaine”. Tõenäoliselt räägime tervest kihist uutest nähtustest mikrokosmose füüsikas ja on täiesti võimalik, et see nähtuste kiht avastatakse lähitulevikus ka maapealsetes laborites.

Vaatluskosmoloogia veelgi üllatavam tulemus oli viide täieliku olemasolule uus vorm mateeria - "tume energia ja".

Millised on tumeaine ja tumeenergia omadused ja? Millised kosmoloogilised andmed annavad tunnistust nende olemasolust? Mida see mikromaailma füüsika seisukohalt ütleb? Millised on väljavaated tumeaine ja tumeenergia uurimisel ka maapealsetes tingimustes? See loeng on pühendatud neile küsimustele.

2. Paisuv universum

Saadaval terve rida faktid, mis räägivad Universumi omadustest tänapäeval ja suhteliselt lähiminevikus.

universum tervikuna homogeenne: Kõik universumi alad näevad välja ühesugused. Muidugi ei kehti see väikeste alade kohta: on piirkondi, kus on palju tähti – need on galaktikad; on piirkondi, kus on palju galaktikaid – need on galaktikate parved; on ka piirkondi, kus on vähe galaktikaid – need on hiiglaslikud tühimikud. Kuid 300 miljoni või enama valgusaasta pikkused piirkonnad näevad kõik ühesugused. Seda tõestavad ilmekalt astronoomilised vaatlused, mille tulemusena koostati meist umbes 10 miljardi valgusaasta kaugusele Universumi "kaart". Peab ütlema, et see "kaart" toimib allikana väärtuslikku teavet tänapäevase universumi kohta, kuna see võimaldab meil kvantitatiivsel tasandil täpselt määrata, kuidas aine universumis jaotub.

peal riis. 2 on näidatud selle kaardi fragment, mis hõlmab suhteliselt väikese universumi ruumala. On näha, et Universumis on struktuure üsna suur suurus, kuid üldiselt on galaktikad selles ühtlaselt "hajutatud".

Universum laieneb: galaktikad eemalduvad üksteisest. Kosmos venib igas suunas ja mida kaugemal on galaktika meist, seda kiiremini see meist eemaldub. Tänapäeval on selle paisumise kiirus aeglane: kõik vahemaad kahekordistuvad umbes 15 miljardi aastaga, kuid varem oli paisumise kiirus palju suurem. Aine tihedus Universumis aja jooksul väheneb ja tulevikus muutub universum üha haruldasemaks. Vastupidi, universum oli varem palju tihedam kui praegu. Universumi paisumisest annab otsest tunnistust kaugete galaktikate poolt kiiratava valguse "punetamine" või heledad tähed: ruumi üldise venituse tõttu suureneb valguse lainepikkus ajal, mil see meie poole lendab. Just selle nähtuse kehtestas E. Hubble 1927. aastal ja see oli vaatlustõend universumi paisumise kohta, mida kolm aastat varem ennustas Alexander Friedman.

On tähelepanuväärne, et kaasaegsed vaatlusandmed võimaldavad mõõta mitte ainult universumi paisumiskiirust praegusel ajal, vaid ka jälgida selle paisumise kiirust minevikus. Nende mõõtmiste tulemustest ja nendest tulenevatest kaugeleulatuvatest järeldustest tuleb juttu hiljem. Siin me ütleme järgmist: Universumi paisumise fakt koos gravitatsiooniteooriaga - üldise relatiivsusteooriaga - näitab, et minevikus oli Universum äärmiselt tihe ja paisus ülikiiresti. Kui jälgime universumi arengut minevikku, kasutades kuulsad seadused füüsika, siis jõuame järeldusele, et see areng sai alguse hetkest suur pauk; tol hetkel oli aine universumis nii tihe ja gravitatsiooniline vastastikmõju nii tugev, et teadaolevad füüsikaseadused ei saanud kohaldada. Sellest ajast on möödunud 14 miljardit aastat, mis on tänapäevase universumi vanus.

Universum on “soe”: sellel on elektromagnetkiirgus, mida iseloomustab temperatuur T = 2,725 Kelvinit (kosmilised mikrolaine taustafootonid, mis tänapäeval on raadiolained). Muidugi on see temperatuur tänapäeval madal (alla vedela heeliumi temperatuuri), kuid varem polnud see kaugeltki nii. Paisumise käigus universum jahtub, nii et selle evolutsiooni algfaasis oli temperatuur ja ka aine tihedus palju suurem kui praegu. Varem oli universum kuum, tihe ja kiiresti paisuv.

Fotol näidatud riis. 3 viis mitmete oluliste ja ootamatute järeldusteni. Esiteks võimaldas ta meil teha kindlaks, et meie kolmemõõtmeline ruum on hea täpsusega eukleidiline: kolmnurga nurkade summa selles on 180 kraadi isegi kolmnurkade puhul, mille külgede pikkus on võrreldav nähtava ruumi suurusega. osa universumist, s.o võrreldav 14 miljardi valgusaastaga. Üldiselt möönab üldine relatiivsusteooria, et ruum ei pruugi olla eukleidiline, vaid kõver; vaatlusandmed näitavad, et see pole nii (vähemalt meie universumi piirkonna puhul). "Kolmnurga nurkade summa" mõõtmise meetod kosmoloogilistel kauguste skaaladel on järgmine. On võimalik usaldusväärselt välja arvutada piirkondade iseloomulik ruumiline suurus, kus temperatuur erineb keskmisest: plasma-gaasi ülemineku hetkel määrab selle suuruse universumi vanus, st see on võrdeline 300 tuhande valgusega. aastat. Nende piirkondade vaadeldav nurga suurus sõltub kolmemõõtmelise ruumi geomeetriast, mis võimaldab kindlaks teha, et see geomeetria on eukleidiline.

Eukleidilise kolmemõõtmelise ruumi geomeetria puhul seob üldrelatiivsusteooria üheselt universumi paisumise kiiruse koguarvuga. kõikide energialiikide tihedus ja, nii nagu Newtoni gravitatsiooniteoorias, määrab ka Maa tiirlemise kiiruse ümber Päikese Päikese mass. Mõõdetud paisumiskiirus vastab kogu energiatihedusele ja kaasaegses universumis

Massi tiheduse osas (kuna energia on massiga seotud E = mc 2 ) see number on

Kui Universumi energia määraks täielikult tavaaine puhkeenergia, siis oleks universumis keskmiselt 5 prootonit. kuupmeeter. Näeme aga, et tavalist ainet on universumis palju vähem.

Teiseks fotolt riis. 3 on võimalik kindlaks teha, mida suurusjärk(amplituud) ebahomogeensused temperatuur ja tihedus varases universumis - see oli 10 -4 -10 -5 keskmistest väärtustest. Just nendest tiheduse ebahomogeensustest tekkisid galaktikad ja galaktikate parved: piirkonnad, kus on rohkem kõrge tihedusega tõmbas gravitatsioonijõudude toimel enda poole ümbritsevat ainet, muutus veelgi tihedamaks ja moodustas lõpuks galaktikaid.

Kuna algtiheduse ebahomogeensused on teada, saab galaktikate tekkeprotsessi välja arvutada ja tulemust võrrelda galaktikate vaadeldud jaotusega universumis. See arvutus on vaatlustega kooskõlas ainult siis, kui eeldame, et lisaks tavalisele ainele on Universumis veel teist tüüpi ainet - tumeaine, mille panus kogu energiatihedusse on endiselt umbes 25%.

Teine etapp Universumi arengus vastab veelgi varasematele aegadele, 1 kuni 200 sekundit (!) alates Suure Paugu ajast, mil Universumi temperatuur ulatus miljarditesse kraadidesse. Sel ajal toimusid Universumis termotuumareaktsioonid sarnaselt Päikese keskpunktis või termotuumapommis toimuvatele reaktsioonidele. Nende reaktsioonide tulemusena tekkis osa prootonitest neutronitega ja moodustasid kerged tuumad - heeliumi, deuteeriumi ja liitium-7 tuumad. Moodustunud kergete tuumade arvu saab arvutada, ainsaks tundmatuks parameetriks on prootonite arvu tihedus universumis (viimane muidugi väheneb universumi paisumise tõttu, kuid selle väärtused erinevad ajad lihtsalt seotud).

Selle arvutuse võrdlus universumis täheldatud valguselementide hulgaga on toodud riis. neli : jooned kujutavad teoreetilise arvutuse tulemusi, mis sõltuvad ühest parameetrist, tavaaine tihedusest (barüonid) ja ristkülikud on vaatlusandmed. Märkimisväärne on see, et kõik kolm kerget tuuma (heelium-4, deuteerium ja liitium-7) on üksmeelel; samuti nõustutakse andmetega kosmilise taustkiirguse kohta (näidatud vertikaalse ribaga joonisel 4, tähistatud CMB - Cosmic Microwave Background). See kokkulepe näitab, et üldine relatiivsusteooria ja teadaolevad tuumafüüsika seadused kirjeldavad õigesti Universumit vanuses 1–200 sekundit, kui selles oleva aine temperatuur oli miljard kraadi või rohkem. Meie jaoks on oluline, et kõik need andmed viiksid järeldusele, et tavalise aine massitihedus tänapäeva universumis on

st tavaaine annab ka Universumi energia kogutihedusest vaid 5%.

4. Energia tasakaal kaasaegses Universumis

Niisiis on tavalise aine (prootonid, aatomituumad, elektronid) osa koguenergias ja tänapäevases universumis vaid 5%. Lisaks tavalisele ainele leidub Universumis ka reliktseid neutriinosid – igat tüüpi neutriinot umbes 300 kuupsentimeetri kohta. Nende panus universumi koguenergiasse (massi) on väike, kuna neutriinode massid on väikesed ja ilmselgelt ei ületa 3%. Ülejäänud 90–95% koguenergiast on samuti Universumis – "pole teada, mis". Veelgi enam, see "teadmatu mis" koosneb kahest fraktsioonist - tumeainest ja tumeenergiast ning nagu on kujutatud riis. 5 .

Samal ajal on tähtedes ainet isegi 10 korda vähem; tavalist ainet leidub enamasti gaasipilvedes.

5. Tumeaine

Tumeaine sarnaneb tavaainega selles mõttes, et see võib kokku koonduda (näiteks galaktika või galaktikate parve suurus) ja osaleda gravitatsioonilistes vastasmõjudes samamoodi nagu tavaline aine. Tõenäoliselt koosneb see uutest osakestest, mida maapealsetes tingimustes pole veel avastatud.

Lisaks kosmoloogilistele andmetele aitavad tumeaine olemasolu kasuks ka gravitatsioonivälja mõõtmised galaktikaparvedes ja galaktikates. Galaktikaparvedes on gravitatsioonivälja mõõtmiseks mitu võimalust, millest üks on gravitatsioonilääts, illustreeritud joonisel riis. 6 .

Parve gravitatsiooniväli painutab galaktika poolt kiirgavaid valguskiiri parve taga, st gravitatsiooniväli toimib läätsena. Samal ajal ilmub mõnikord sellest kaugest galaktikast mitu pilti; joonise fig vasakul poolel. 6 need on sinised. Valguse kõverus sõltub massi jaotusest klastris, olenemata sellest, millised osakesed selle massi loovad. Sel viisil taastatud massijaotus on näidatud joonise fig. 6 sinine; on näha, et see erineb suuresti helendava aine jaotusest. mõõdetud Sarnasel viisil Galaktikaparvede massid on kooskõlas tõsiasjaga, et ka tumeaine annab umbes 25% kogu energiatihedusest universumis. Tuletame meelde, et sama arv saadakse struktuuride (galaktikate, parvede) moodustumise teooria võrdlemisel vaatlustega.

Tumeainet leidub ka galaktikates. See tuleneb jällegi gravitatsioonivälja mõõtmistest, nüüd galaktikates ja nende ümbruses. Mida tugevam on gravitatsiooniväli, seda kiiremini tiirlevad tähed ja gaasipilved ümber galaktika, nii et galaktika keskpunkti kaugusest sõltuvate pöörlemiskiiruste mõõtmised võimaldavad rekonstrueerida massijaotust selles. Seda on illustreeritud riis. 7 : galaktika keskpunktist eemaldudes tsirkulatsioonikiirused ei vähene, mis näitab, et galaktikas, sealhulgas kaugel selle helendavast osast, on mittehelendav tumeaine. Meie galaktikas Päikese läheduses on tumeaine mass ligikaudu võrdne tavalise aine massiga.

Mis on tumeaine osakesed? On selge, et need osakesed ei tohi laguneda teisteks, kergemateks osakesteks, muidu oleksid nad lagunenud Universumi eksisteerimise ajal. See fakt ise näitab, et looduses on uus pole veel avatud looduskaitseseadus, mis takistab nende osakeste lagunemist. Siin on analoogia elektrilaengu jäävuse seadusega: elektron on kõige kergem elektrilaenguga osake ja seetõttu ei lagune ta kergemateks osakesteks (näiteks neutriinodeks ja footoniteks). Lisaks interakteeruvad tumeaine osakesed meie ainega ülimalt nõrgalt, vastasel juhul oleks need maismaakatsetes juba tuvastatud. Järgmiseks tuleb hüpoteeside valdkond. Kõige usutavam (kuid sugugi mitte ainuke!) hüpotees näib olevat, et tumeaine osakesed on prootonist 100–1000 korda raskemad ning nende koostoime tavaainega on intensiivsuselt võrreldav neutriino omaga. Selle hüpoteesi raames leiab tumeaine kaasaegne tihedus lihtsa seletuse: tumeaine osakesi toodeti ja hävitati intensiivselt väga varases Universumis ülikõrgetel temperatuuridel (suurusjärgus 10–15 kraadi) ja mõned neist. on säilinud tänapäevani. Nende osakeste kindlaksmääratud parameetritega on nende praegune arv universumis täpselt see, mida vaja.

Kas maapealsetes tingimustes võib lähitulevikus oodata tumeaine osakeste avastamist? Kuna täna me nende osakeste olemust ei tea, on võimatu sellele küsimusele päris üheselt vastata. Väljavaated näivad siiski olevat väga optimistlikud.

Tumeaine osakeste otsimiseks on mitu võimalust. Üks neist on seotud katsetega tulevaste suure energiaga kiirendite ja põrkurite juures. Kui tumeaine osakesed on tõepoolest prootonist 100–1000 korda raskemad, siis nad sünnivad tavaliste osakeste kokkupõrgetes, mida põrkajate juures kiirendatakse suure energiani (olemasolevate põrkajate saavutatud energiatest selleks ei piisa). Lähimad väljavaated on siin seotud Genfi lähedal asuvas CERN-i rahvusvahelises keskuses ehitatava suure hadronite põrkeseadmega (LHC), mis tekitab kokkupõrkeid prootonite kiirte energiaga 7x7 teraelektronvolti. Peab ütlema, et tänapäeval levinud hüpoteeside kohaselt on tumeaine osakesed vaid üks esindaja uuest elementaarosakeste perekonnast, nii et koos tumeaine osakeste avastamisega võib loota ka terve klassi uute osakeste avastamist ja uued interaktsioonid kiirendites. Kosmoloogia viitab sellele, et elementaarosakeste maailm pole kaugeltki ammendatud tuntud "tellistest"!

Teine võimalus on registreerida meie ümber lendavad tumeaine osakesed. Neid pole sugugi vähe: massiga, mis võrdub 1000 prootoni massiga, peaks neid osakesi kuupmeetris siin ja praegu olema 1000. Probleem on selles, et nad suhtlevad tavaliste osakestega äärmiselt nõrgalt, aine on neile läbipaistev. Tumeaine osakesed põrkuvad aga aeg-ajalt aatomituumadega ja need kokkupõrked on loodetavasti registreeritavad. Otsige selles suunas

Lõpuks on veel üks viis seotud tumeaine osakeste annihilatsiooniproduktide üksteisega registreerimisega. Need osakesed peaksid kogunema Maa ja Päikese keskpunkti (aine on nende jaoks praktiliselt läbipaistev ja nad on võimelised langema Maa või Päikese sisse). Seal nad hävitavad üksteist ja seda tehes tekivad teised osakesed, sealhulgas neutriinod. Need neutriinod läbivad vabalt Maa või Päikese paksust ning neid saab registreerida spetsiaalsete seadmete – neutriinoteleskoopide – abil. Üks neist neutriinoteleskoopidest asub Baikali järve sügavuses (NT-200, riis. kaheksa ), teine ​​(AMANDA) - sügaval jääs lõunapoolusel.

Nagu näidatud riis. 9 , näiteks Päikese keskpunktist tulev neutriino võib väikese tõenäosusega kogeda vees interaktsiooni, mille tulemusena tekib laetud osake (muoon), millest tulev valgus salvestatakse. Kuna neutriinode interaktsioon ainega on väga nõrk, on sellise sündmuse tõenäosus väike ja vaja on väga suure mahuga detektoreid. Nüüd on lõunapoolusel alanud detektori ehitus, mille maht on 1 kuupkilomeetrit.

Tumeaine osakeste otsimiseks on ka teisi lähenemisviise, näiteks nende hävimisproduktide otsimine meie galaktika keskosas. Milline neist teedest esimesena õnnestub, seda näitab aeg, kuid igal juhul on nende uute osakeste avastamine ja nende omaduste uurimine kõige olulisem. teaduslik saavutus. Need osakesed räägivad meile universumi omadustest 10–9 sekundit (üks miljardik sekundit!) Pärast Suurt Pauku, kui universumi temperatuur oli 10 15 kraadi ja tumeaine osakesed interakteerusid intensiivselt kosmilise plasmaga.

6. Tume energia

Tume energia on palju võõram aine kui tumeaine. Alustuseks ei kogune see tükkideks, vaid “valgub” ühtlaselt Universumisse. Seda on nii galaktikates ja galaktikaparvedes kui ka väljaspool neid. Kõige ebatavalisem on see, et tume energia teatud mõttes ei koge antigravitatsioon. Oleme juba öelnud, et kaasaegsed astronoomilised meetodid ei saa mitte ainult mõõta universumi praegust paisumiskiirust, vaid ka määrata, kuidas see aja jooksul on muutunud. Niisiis näitavad astronoomilised vaatlused, et tänapäeval (ja lähiminevikus) Universum paisub kiirendusega: paisumiskiirus suureneb aja jooksul. See on e tähendus ja saame rääkida antigravitatsioonist: tavaline gravitatsiooniline külgetõmme aeglustaks galaktikate allakäiku, kuid meie Universumis, selgub, on vastupidi.

Selline pilt üldiselt ei ole vastuolus üldise relatiivsusteooriaga, kuid selleks peab tumedal energial olema eriline omadus - negatiivne rõhk. See eristab seda teravalt tavalistest ainevormidest. Poleks liialdus seda väita tumeenergia olemus ja on XXI sajandi fundamentaalfüüsika peamine mõistatus.

Üks tumeenergia rolli kandidaate on vaakum. Vaakumi energiatihedus Universumi paisumisel ei muutu ja see tähendab vaakumi negatiivset rõhku. Teine kandidaat on uus ülinõrk väli, mis läbib kogu Universumit; selle kohta kasutatakse terminit "kvintessents". Kandidaate on teisigi, aga igal juhul on mina tume energia midagi täiesti ebatavalist.

Teine viis universumi kiirenenud paisumise selgitamiseks on eeldada, et gravitatsiooniseadused muutuvad kosmoloogiliste vahemaade ja kosmoloogiliste aegade jooksul. Selline hüpotees pole kaugeltki kahjutu: katsed üldist relatiivsusteooriat selles suunas üldistada puutuvad kokku tõsiste raskustega.

Ilmselt, kui selline üldistus on üldse võimalik, siis seostatakse seda ideega ruumi täiendavate dimensioonide olemasolust lisaks kolmele dimensioonile, mida me igapäevases kogemuses tajume.

Kahjuks ei ole praegu võimalusi tumeenergia otseseks eksperimenteerimiseks maapealsetes tingimustes. See muidugi ei tähenda, et tulevikus ei võiks tekkida uusi hiilgavaid ideid selles suunas, kuid täna on lootused tumeenergia olemuse ja (või üldisemalt Universumi kiirenenud paisumise põhjuste) selgitamiseks. seotud eranditult astronoomiliste vaatluste ja uute, täpsemate kosmoloogiliste andmete hankimisega. Peame üksikasjalikult õppima, kuidas universum oma evolutsiooni suhteliselt hilises staadiumis täpselt paisus, ja loodetavasti võimaldab see meil teha valiku erinevate hüpoteeside vahel.

Räägime 1a tüüpi supernoova vaatlustest.

Energia muutus ja ruumala muutus määratakse rõhuga Δ E = -lkΔ V. Universumi paisudes kasvab vaakumi energia koos ruumalaga (energiatihedus ja on konstantne), mis on võimalik ainult siis, kui vaakumi rõhk on negatiivne. Pange tähele, et vastupidised märgid rõhk ja energia ning vaakum tulenevad otse Lorentzi invariantsist.

7. Järeldus

Nagu teaduses sageli, on osakeste füüsika ja kosmoloogia suurejoonelised edusammud tõstatanud ootamatuid ja põhimõttelisi küsimusi. Tänapäeval me ei tea, mis moodustab suurema osa universumi ainest. Võime vaid oletada, millised nähtused toimuvad üliväikestel vahemaadel ja millised protsessid toimusid universumis selle evolutsiooni kõige varasematel etappidel. On tähelepanuväärne, et paljud neist küsimustest saavad vastuse nähtavas tulevikus – 10-15 aasta jooksul ja võib-olla isegi varem. Meie aeg on loodusvaate radikaalse muutumise aeg ja peamised avastused siin on alles ees.

ARUTELU