Dold massa

Dold massa är problemet med motsättningen mellan det observerade beteendet hos synliga astronomiska objekt och det beräknade beteendet enligt himmelmekanikens lagar , med hänsyn till endast dessa objekt.

Det allmänna problemet med dolda massa har två delar:

astrofysiska , det vill säga motsägelsen av den observerade massan av gravitationsbundna objekt och deras system, såsom galaxer och deras kluster, med deras observerade parametrar som bestäms av gravitationseffekter;
kosmologiska - motsägelser av de observerade kosmologiska parametrarna för universums genomsnittliga täthet erhållna från astrofysiska data .

Domain of the Law of Universal Gravitation

1922 ansåg Chicago-fysikern Arthur C. Lunn [1] ett möjligt samband mellan gravitationskonstanten och finstrukturkonstanten genom förhållandet $\alfa$

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

(ett)

där är elektronens massa, är elektronens laddning. Med hänsyn till det moderna tillvägagångssättet för att bestämma intensiteten av interaktioner, bör denna formel skrivas i följande form: ${\displaystyle m_{e))$ $e$

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

(2)

där är Dirac-konstanten (eller den reducerade Planck-konstanten), är ljusets hastighet i vakuum, är den kosmologiska konstanten, är den adderade massan av protonen. För att få det exakta värdet antar vi , det vill säga värdet är bara 9 elektronmassor större än protonens massa . $\hbar=h/2\pi$ $c$ $m_{pa}$ $G$ ${\displaystyle m_{pa}=1,68082*10^{-27))$ $m_{pa}$ $m_{{p}}$

Således introduceras istället en fysiskt meningsfull kosmologisk konstant . Den enklaste tolkningen är följande: den adderade massan av en proton är lika med massan av en proton och massan av en elektron (det vill säga massan av en väteatom), och deras totala kinetiska energi är 4 Mev (massan av åtta elektroner). Uttryckt på detta sätt säger Newtons lag oss att, till en första approximation, är universum mestadels hett väte. I den andra approximationen bör man ta hänsyn till att det finns minst 20 miljarder fotoner per nukleon. $G$ $m_{pa}$ $m_{pa}$ $m_{{p}}$ ${\displaystyle m_{e))$

Det följer av det föregående att man på grundval av Newtons lag inte kan anta att det finns en dold massa.

Observerbara bevis för gravitationseffekter av mörk massa

Dold massa och rotation av galaxer

De differentiella rotationshastigheterna för galaxer (det vill säga beroendet av rotationshastigheten för galaktiska objekt på avståndet till galaxens centrum) bestäms av fördelningen av massa i en given galax och för en sfärisk volym med en radie , i som massan är innesluten , ges av relationen $v(r)$ $r$ $r$ $Herr)$

v(r)={\sqrt {{GM(r)} \över r}}

det vill säga utanför volymen där galaxens huvudmassa är koncentrerad, rotationshastigheten . Men för många spiralgalaxer förblir hastigheten nästan konstant på ett mycket betydande avstånd från centrum (20–25 kiloparsec ) , vilket motsäger den snabba minskningen av densiteten hos den observerade materien från galaxernas centrum till deras periferi (se fig. . 1). $Herr)$ $v(r)\sim r^{-{1 \över 2))$ $v(r)$

För att förklara de observerade värdena är det därför nödvändigt att anta förekomsten av oobserverbar (icke-ljusande) materia som sträcker sig över avstånd som är dussintals gånger större än de synliga gränserna för galaxer och med en massa som är en storleksordning högre än den totala massan av galaxens observerade lysande materia ( halos of galaxes ). $v(r)$

Den nuvarande kosmologiska standardmodellen leder till slutsatsen att de skenbara massorna av baryonisk materia i galaxer är avsevärt lägre än de förutspådda. Nyligen har det dykt upp resultat som tyder på att denna saknade baryonmassa kan koncentreras i galaxens halo i form av het intergalaktisk gas med en temperatur på 1 000 000 till 2 500 000 K. [2] [3]

Massan av galaxhopar: Zwickys problem

År 1937 publicerade Fritz Zwicky On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae [4] , där han, baserat på observationer av de relativa hastigheterna för galaxer i Coma Cluster med 18-tums Schmidt-teleskopet från Palomar Observatory , erhöll ett paradoxalt resultat: den observerade massan av klustret (erhållen från galaxernas totala ljusstyrka och deras rödförskjutning ) visade sig vara betydligt lägre än klustrets massa, beräknat utifrån de egna hastigheterna för klustermedlemmarna (erhållna från rödförskjutningen dispersion ) i enlighet med virialsatsen : den totala observerade massan av klustret visade sig vara 500 gånger lägre än den beräknade, och är sedan otillräcklig för att förhindra att dess ingående galaxer "sprider sig".

The Mass of Galaxy Clusters: Hot Intergalactic Gas

Med utvecklingen av röntgenastronomi i galaxhopar upptäcktes röntgenstrålning av het (uppvärmd till temperaturer av storleksordningen 10 6 K ) som fyllde det intergalaktiska mediet , det vill säga en del av den dolda massan av sådana kluster var upptäckt. Men summeringen av de observerade massorna av sådan gas med de observerade massorna av galaxhopen gav inte en massa tillräcklig vare sig för att innehålla galaxerna eller för att innehålla gasen i klustrarna.

Gravitationslinsning av bakgrunden av galaxer och deras kluster

En av de indirekta metoderna för att uppskatta massan av galaxer är deras gravitationslinsning av bakgrundsobjekt (som ligger på observationslinjen för dem). I det här fallet kan effekten av gravitationslinser visa sig som en förvrängning av bilden av bakgrundsobjektet, eller utseendet på dess flera imaginära bilder. Lösningen av det omvända problemet, det vill säga beräkningen av gravitationsfältet som krävs för att få sådana bilder, gör att vi kan uppskatta massan av gravitationslinsen - ett kluster av galaxer. Och i det här fallet överstiger de beräknade värdena betydligt de observerade (se fig. 2).

Den mörka massans natur och sammansättning

Förutom direkta observationer av mörk massas gravitationseffekter finns det ett antal föremål vars direkta observation är svår, men som kan bidra till sammansättningen av den mörka massan. För närvarande övervägs objekt av baryonisk och icke-baryonisk natur: om de förra inkluderar ganska välkända astronomiska objekt, då som kandidater för de senare, strypdjur och hypotetiska elementarpartiklar som följer av klassisk kvantkromodynamik ( axioner ) och supersymmetriska förlängningar av kvantum. fältteorier beaktas .

Massiva galaktiska haloobjekt

För att förklara avvikelsen mellan rotationshastigheterna för galaktiska objekt från de Keplerska, bör man anta närvaron av en massiv mörk halo av galaxer . Massive Astrophysical Compact Halo Objects (MACHO) inkluderar svagt utstrålande kompakta objekt, främst lågmassastjärnor - bruna dvärgar , understjärnor eller mycket massiva Jupiterliknande planeter , vars massa är otillräcklig för att initiera termonukleära reaktioner i deras djup, kylda vita dvärgar , neutronstjärnor och svarta hål .

Intergalaktisk gas: Lyman-alfaskog

I motsats till den heta gasen från galaxhopar som nämns ovan, som sänder ut i röntgenområdet, indikerar observationer av kvasarspektra ganska massiva intergalaktiska moln av väte . I spektra av kvasarer med en tillräckligt hög rödförskjutning finns det många förskjutna Lyman-alfa- väteabsorptionslinjer ("skog" av linjer) som bildas av många vätemoln som ligger på olika avstånd längs siktlinjen. Detta fenomen har kallats Lyman-alfaskogen . Denna intergalaktiska gas är kall (nära noll Kelvin) och transparent (väte, helium), därför observeras den hittills bara på detta sätt.

Icke-baryonisk mörk materia

Enligt moderna begrepp är endast cirka 4,9% av universums massa vanlig baryonisk materia. Ungefär 26,8% [5] [6] faller på icke-baryonisk mörk materia , som inte deltar i de starka och elektromagnetiska interaktionerna. Det observeras endast vid gravitationseffekter .

Beroende på partiklarnas hastighet särskiljs varm och kall mörk materia. Varm mörk materia består av partiklar som rör sig med nästan ljushastigheter, uppenbarligen neutriner .

Het mörk materia räcker inte, enligt moderna koncept, för att bilda galaxer. Studiet av strukturen hos relikstrålningen visade att det fanns mycket små fluktuationer i materiens densitet. Snabbrörlig het mörk materia kunde inte bilda en så fin struktur.

Kall mörk materia bör bestå av massiva långsamt rörliga (och i denna mening "kalla") partiklar eller klumpar av materia. Experimentellt har sådana partiklar inte upptäckts.

Som kandidater för rollen som kall mörk materia, svagt interagerande massiva partiklar (Weakly Interactive Massive Particles, WIMP ), såsom axioner och supersymmetriska fermionpartners av ljusa bosoner - photinos, gravitinos , etc.

För första gången antogs antagandet om existensen av materia som interagerar med vanlig materia endast genom gravitation i början av 1900-talet i samband med den anomala precessionen av Merkurius perihelion . Detta problem löstes dock redan 1916 av Albert Einstein tack vare hans allmänna relativitetsteori , som introducerade en lämplig korrigering för omloppsrörelser i den newtonska gravitationsteorin, som uttömmande förklarar det observerade fenomenet, som fungerade som den första bekräftelsen av allmän relativitet.

Försök görs också för att förklara rotationskurvorna för galaxer genom en förändring av lagarna för gravitationsinteraktion på stor skala (särskilt den modifierade newtonska dynamiken - MOND), men densitets- och temperaturprofilerna för het gas i galaxhopar förutspåddes. inom ramen för MOND avviker starkt från de observerade [7] .

Dold massa och kosmologiska parametrar, problemet med mörk energi

Ett av kosmologins huvudproblem är frågan om rymdens genomsnittliga krökning och universums expansionshastighet . Om rymdens krökning är noll eller negativ, sker universums expansion på obestämd tid (platta och öppna modeller av universum); om krökningen är positiv måste universums expansion ersättas med sammandragning (sluten modell av universum). I sin tur, inom ramen för den allmänna relativitetsteorin (GR) , beror den genomsnittliga krökningen av universums rymd på dess medeldensitet, noll krökning motsvarar en kritisk densitet på ~ 10 −29 g/cm³, vilket är ekvivalent till cirka 5 väteatomer per m³. Men trots det faktum att det observerade värdet av den genomsnittliga tätheten av ljus materia är cirka 1% av det kritiska värdet, indikerar observationsdata att universums krökning är nära noll, det vill säga ganska nära $\Omega _{crit}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega$ $\Omega _{crit}$

År 1917 , för att säkerställa stationaritet (tidsoberoende) hos den kosmologiska modellen av GR , introducerade Einstein den kosmologiska konstanten , som i stor skala fungerade som en frånstötande kraft, men 1922 publicerade Friedman en artikel om den kosmologiska modellen av en icke- stationärt expanderande universum, där den kosmologiska konstanten var lika med noll . Efter att Hubble upptäckte rödförskjutningen , det vill säga den kosmologiska expansionen, försvann grunden för att introducera den kosmologiska konstanten, och Einstein själv kallade i ett samtal med Gamow idén om den kosmologiska konstanten för hans största misstag inom vetenskapen . $\lambda$

Observationer av supernovor av typ Ia gjorda 1998 av Supernova Cosmology Project visade dock att Hubble-konstanten förändras med tiden på ett sådant sätt att dess beteende kan förklaras av ett lämpligt urval av den kosmologiska konstanten som bidrar till medeldensiteten . Denna del av den dolda massan kallas mörk energi . $\lambda$ $\Omega _{\Lambda }$ $\Omega$

Tolkning av data om anisotropin av den kosmiska mikrovågsbakgrunden som erhölls under arbetet med WMAP ( Eng. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe , 2003) gav följande resultat: den observerade densiteten är nära och fördelningen av komponenter: baryonisk materia - 4,4%, mörk kall materia (WIMP) - 23%, "mörk energi" - 72,6%. $\Omega$ $\Omega _{crit}$ $\Omega =\Omega _{\Lambda }+\Omega _{vis}+\Omega _{mörk}$ $\Omega _{vis}$ $\Omega _{mörk}$ $\Omega _{\Lambda }$

Anteckningar

↑ AC Lunn. Atomkonstanter och dimensionsinvarianter // Fysisk granskning. - 1922. - Vol. 20. - P. 1-14.
↑ Vintergatan är omgiven av en massiv gloria av het gas. (inte tillgänglig länk) . Hämtad 25 september 2012. Arkiverad från originalet 28 september 2012. (obestämd)
↑ JD Harrington, Janet Anderson, Peter Edmonds. NASA:s Chandra visar att Vintergatan är omgiven av Halo of Hot Gas . NASA. Hämtad 25 september 2012. Arkiverad från originalet 25 september 2012.
↑ Zwicky, F. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae. Astrophysical Journal, vol. 86, sid . 217 . Hämtad 26 augusti 2009. Arkiverad från originalet 10 april 2017. (obestämd)
↑ PAR Ade et al . (Planck Collaboration). Planck 2013 resultat. I. Översikt över produkter och vetenskapliga resultat – Tabell 9 (eng.) // Astronomy and Astrophysics : journal. - 2013. - 22 mars ( vol. 1303 ). — S. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Arkiverad från originalet den 23 mars 2013.
↑ Francis, Matthew. Första Planck-resultaten: Universum är fortfarande konstigt och intressant . Arstechnica (22 mars 2013). Hämtad 4 december 2017. Arkiverad från originalet 2 maj 2019. (obestämd)
↑ A. Aguirre, C.P. Burgess, A. Friedland, D. Nolte. Astrofysiska begränsningar för att modifiera gravitationen på stora avstånd // Klassisk och kvantgravitation. - 2001. - Vol. 18 . - P.R223-R232 . - doi : 10.1088/0264-9381/18/23/202 . arXiv : hep-ph/0105083 .

Länkar

Ryabov V. A. , Tsarev V. A. , Tskhovrebov A. M. Sökandet efter mörk materia partiklar . UFN 178 (2008) sid. 1129
Smolnikov A.A. Mörk materia i universum // Naturen. 2001. Nr 7. P.10 − 19
Reshetnikov V.P. Astronomiska problem i början av XXI-talet, eller 23 problem av Sandage
Pavlyuchenko S.A. Bestämning av kosmologiska parametrar
Cherepashchuk A.M. Gravitationsmikrolinsning och problemet med dold massa
Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S.Är mörk materia verklig? (engelska) // Scientific American . - Springer Nature , 2018. - Augusti ( vol. 319 , nr 2 ). - S. 36-43 .
En historia av mörk materia . Ars Technica (februari 2017). (obestämd)

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi