Недостающая масса


Недостающая масса
Космология
Родственные темы
 Шаблон: ПросмотрОбсуждениеПравить 

Скры́тая ма́сса (англ. Dark matter) (в космологии и астрофизике также тёмная материя, тёмное вещество) — общее название совокупности астрономических объектов, недоступных прямым наблюдениям современными средствами астрономии (то есть не испускающие электромагнитного излучения достаточной для наблюдений интенсивности), но наблюдаемым косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на наблюдаемые объекты.

Общая проблема скрытой массы состоит из двух проблем:

  • астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно связанных объектов и их систем, таких, как галактики и их скопления, с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами;
  • космологической — противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной.

Содержание

Наблюдаемые данные гравитационных эффектов скрытой массы

Скрытая масса и вращение галактик

Основная статья: Кривая вращения галактики
Рис. 1 Кривые дифференциального вращения галактик: отклонение от кеплеровского закона вращения объясняются, предположительно, наличием скрытой массы

Дифференциальные скорости вращения галактик (то есть зависимость скорости вращения \! v(r) галактических объектов от расстояния \! r до центра галактики) определяются распределением массы в данной галактике и для сферического объёма с радиусом \! r, в котором заключена масса \! M(r), задаются соотношением

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

т. е. за пределами объёма \! M(r), в котором сосредоточена основная масса галактики скорость вращения \! v(r) \sim r^{ - {1 \over 2}}. Однако для многих спиральных галактик скорость \! v(r) остаётся почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20—25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотности наблюдаемой материи от центра галактик к их периферии (см. Рис. 1).

Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений \! v(r) необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, превышающие в десятки раз видимые границы галактик и с массой, на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).

Масса скоплений галактик: проблема Цвикки

Рис. 2 Скопления галактик Abell 2390 (сверху) и MS2137.3-2353 в рентгеновском спектре (слева, излучает горячий межгалактический газ) и оптическом (справа, псевдоцвета), дуги — эффект гравитационного линзирования фона.
Совокупная наблюдаемая масса составляет порядка 13 % от расчётной ([1]).

В 1937 г. Фриц Цвикки (Fritz Zwicky) провёл наблюдения относительных скоростей галактик в скоплении Волос Вероники и получил парадоксальный результат: сочетание наблюдаемой массы (полученной по суммарным светимостям галактик и их красному смещению) и собственных скоростей членов скопления (полученных по дисперсии красного смещения) не вписывалось в теорему вириала, то есть суммарная наблюдаемая масса скопления оказалась недостаточной, чтобы удерживать составляющие его галактики.

Масса скоплений галактик: горячий межгалактический газ

С развитием рентгеновской астрономии в скоплениях галактик было обнаружено рентгеновское излучение горячего (разогретого до температур порядка 106 K) газа, заполняющего межгалактическую среду, — то есть была обнаружена часть скрытой массы таких скоплений. Однако суммирование наблюдаемых масс такого газа с наблюдаемыми массами галактик скопления не дало массы, достаточной ни для удержания галактик, ни для удержания газа в скоплениях.

Гравитационное линзирование фона галактиками и их скоплениями

Одним из косвенных методов оценки массы галактик является гравитационное линзирование ими фоновых (расположенных на линии наблюдения за ними) объектов. В данном случае эффект гравитационного линзирования может проявляться в виде искажения изображения фонового объекта, либо появлении его многократных мнимых изображений. Решение обратной задачи, то есть расчёт гравитационного поля, необходимого для получения таких изображений, позволяет оценить массу гравитационной линзы — скопления галактик. И в этом случае расчётные значения значительно превосходят наблюдаемые (см. Рис. 2).

Природа и состав скрытой массы

Кроме прямых наблюдений гравитационных эффектов скрытой массы существует ряд объектов, прямое наблюдение которых затруднено, но которые могут вносить вклад в состав скрытой массы. В настоящее время рассматриваются объекты барионной и небарионной природы: если к первым относятся достаточно хорошо известные астрономические объекты, то в качестве кандидатов во вторые рассматриваются нейтрино, страпельки и гипотетические элементарные частицы, следующие из классической квантовой хромодинамики (аксионы) и суперсимметричных расширений квантовых теорий поля.

Массивные объекты гало галактик

Для объяснения отклонения скоростей вращений галактических объектов от кеплеровских следует предположить наличие массивного тёмного гало галактик. К массивным объектам гало галактик (Massive Astrophysical Compact Halo Objects, MACHO) относятся слабоизлучающие компактные объекты, в первую очередь маломассивные звёзды — коричневые карлики, субзвёзды или очень массивные юпитероподобные планеты, масса которых недостаточна для инициирования термоядерных реакций в их недрах, остывшие белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.

Межгалактический газ: Лайман-альфа лес

В отличие от упоминавшегося выше горячего газа галактических скоплений, излучающего в рентгеновском диапазоне, наблюдения спектров квазаров свидетельствуют о достаточно массивных межгалактических облаках водорода. В спектрах квазаров с достаточно высоким красным смещением наблюдается множество смещённых линий («лес» линий) поглощения Лайман-альфа водорода, образованных множеством облаков водорода, расположенных на разном расстоянии по лучу зрения. Такой феномен получил название Лайман-альфа лес (англ. Lyman-alpha forest).

Небарионная тёмная материя

По современным представлениям, только около 4,4 % массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии. Она наблюдается только в гравитационных эффектах.

В зависимости от скорости частиц различают горячую и холодную тёмную материю. Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино.

Горячей тёмной материи недостаточно, по современным представлениям, для формирования галактик. Исследование структуры реликтового излучения показало, что существовали очень мелкие флуктуации плотности вещества. Быстро движущаяся горячая тёмная материя не могла бы сформировать такую тонкую структуру.

Холодная тёмная материя должна состоять из массивных медленно движущихся (и в этом смысле «холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы не обнаружены.

В качестве кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP), такие как аксионы и суперсимметричные партнёры-фермионы лёгких бозонов — фотино, гравитино и др.

Впервые предположение о существовании материи, взаимодействующей с обычным веществом только через гравитацию, было высказано в начале XX века в связи с аномальным движением Меркурия. Однако эта проблема была решена благодаря теории относительности.

Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии

Одной из основных проблем космологии является вопрос о средней кривизне пространства и темпе расширения Вселенной. Если кривизна пространства нулевая или отрицательная, то расширение Вселенной происходит неограниченно (плоская и открытая модели Вселенной); если кривизна положительна, то расширение Вселенной должно смениться сжатием (закрытая модель Вселенной). В свою очередь, в рамках общей теории относительности (ОТО), средняя кривизна пространства Вселенной зависит от её средней плотности, нулевой кривизне соответствует критическая плотность Ωcrit ~ 10-29 г/см³, что эквивалентно примерно 5 атомов водорода на м³. Однако, несмотря на то, что наблюдаемое значение средней плотности светящейся материи Ωvis составляет порядка 1 % от критической, данные наблюдений свидетельствуют о том, что кривизна Вселенной близка к нулю, т. е. Ω довольно близко к Ωcrit

В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную Λ, действующую в больших масштабах как силу отталкивания, однако в 1922 г. Фридман опубликовал работу по космологической модели нестационарной расширяющейся Вселенной, в которой космологическая постоянная была равна нулю. После открытия Хабблом красного смещения, т. е. космологического расширения, основания для введения космологической постоянной отпали, и сам Эйнштейн в разговоре с Гамовым назвал идею космологической постоянной своим самым большим промахом (biggest blunder) в науке.

Вместе с тем, наблюдения сверхновых типа Ia, проведённые в 1998 г. в рамках Supernova Cosmology Project показали, что постоянная Хаббла меняется со временем таким образом, что её поведение можно объяснить соответствующим подбором величины космологической постоянной Λ, вносящей вклад ΩΛ в среднюю плотность Ω. Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (dark energy).

Состав Вселенной по данным анизотропии реликтового излучения, полученных в ходе работы Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2003 г.) дала следующие результаты: наблюдаемая плотность Ω близка к Ωcrit и распределение Ω = ΩΛ + Ωvis + Ωdark по компонентам: барионная материя Ωvis — 4,4 %, тёмная холодная материя (WIMP) Ωdark — 23 %, «тёмная энергия» ΩΛ — 72,6 %.

Ссылки



Wikimedia Foundation. 2010.

Смотреть что такое "Недостающая масса" в других словарях:

  • Скрытая масса — Космология Изучаемые объекты и процессы …   Википедия

  • Латур, Бруно — Бруно Латур Bruno Latour Дата рождения …   Википедия

  • ЯДЕР ДЕЛЕНИЕ — ядерная реакция, в которой атомное ядро при бомбардировке нейтронами расщепляется на два или несколько осколков. Полная масса осколков обычно меньше суммы масс исходного ядра и бомбардирующего нейтрона. Недостающая масса m превращается в энергию… …   Энциклопедия Кольера

  • Фаэтон (планета) — У этого термина существуют и другие значения, см. Фаэтон (значения). Фаэтон, или планета Ольберса  название гипотетической планеты, которая якобы существовала ранее между Марсом и Юпитером, а затем распалась и образовала пояс астероидов.… …   Википедия

  • Фрейзер-Маккелви, Амелия — Амелия Фрейзер Маккелви (англ. Amelia Fraser McKelvie, род. 1989 г.)  канадский ученый. Студентка бакалавриата Университета Монаша. Известна заявленным открытием в области астрофизики: утверждается, что она обнаружила часть скрытой… …   Википедия

  • Регенерация — I Регенерация (лат. regeneratio возрождение, возобновление) обновление в процессе жизнедеятельности структур организма (физиологическая регенерация) и восстановление тех из них, которые были утрачены в результате патологических процессов… …   Медицинская энциклопедия

  • ВЛАЖНОСТЬ ВОЗДУХА — (Humidity) содержание водяного пара в воздухе. Для характеристики В. В. пользуются следующими величинами: абсолютная В. упругость водяных паров (в мм ртутного столба) в числовом выражении, случайно почти совпадающая с количеством пара в граммах… …   Морской словарь

  • РВЗ-6 — (РВЗ 6М2)[p 1] Трамвайный вагон РВЗ 6М2 в нижегородском музее горэлектротра …   Википедия

  • РВЗ-6М2 — РВЗ 6 (РВЗ 6М2) Трамвайный вагон РВЗ 6М2 в нижегородском музее горэлектротранспорта Проект, г. 1960 Выпускался, гг. 1960 1987 Экземпляры …   Википедия

  • Большая ягодичная мышца — Стиль этой статьи неэнциклопедичен или нарушает нормы русского языка. Статью следует исправить согласно стилистическим правилам Википедии …   Википедия

Книги