Қараңғы энергия және қараңғы материя туралы теориялар
Біз бақылайтын ғалам – жұлдыздар, планеталар, жұлдызаралық газ және галактикалар – ғарыштың аз ғана бөлігін құрайды. 20 ғасырдың аяғынан бастап космологтар ғаламның ең үлкен компоненті бізге көрінбейтініне сенімді бола бастады. Бұл талқылауда жиі кездесетін екі термин – қараңғы материя және қараңғы энергия. Екеуі де «қараңғы», себебі олар жарықты оңай анықталатындай етіп шығармайды, сіңірмейді немесе шағылыстырмайды; дегенмен, олардың күдікті рөлдері мен қасиеттері өте әртүрлі. Бұл мақалада қараңғы материя мен қараңғы энергия туралы негізгі теориялар, оларды қолдайтын бақылау дәлелдері және қазіргі заманғы ғылым әлі де кездесетін қиындықтар талқыланады.
Неліктен бізге «қараңғылық» ұғымы қажет?
Космологияда теориялар бақылау деректерімен сәйкес келуі керек. Астрономдар галактикалардың айналу жылдамдығын, олардың жарықты бұру тәсілін (гравитациялық линзалау) және Үлкен жарылыстан қалған сәулелену үлгілерін (Ғарыштық микротолқынды фон/CMB) өлшеген кезде, нәтижелер гравитация мен ғаламның эволюциясына қосымша әсер ететін «бірдеңе» бар екенін көрсетеді. Бірақ бұл «бірдеңе» жұлдыздар сияқты жарқыраған материя емес сияқты.
Екінші жағынан, өте үлкен ғарыштық масштабта 1990 жылдардың соңында Ia типті суперноваларды бақылау таңқаларлық фактіні анықтады: ғаламның кеңеюі баяуламайды, керісінше үдейді. Бұл үдеуді түсіндіру үшін кеңістік-уақытты тезірек және жылдамырақ кеңеюге итермелейтін теріс қысымы бар компонент қажет болды. Бұл компонент кейінірек қараңғы энергия деп аталды.
Қараңғы материя: негізгі теориялар мен дәлелдер
1. Галактиканың айналу қисығы
Қараңғы материяның классикалық дәлелдерінің бірі спиральды галактикалардың айналу қисықтарын өлшеуден алынған. Ньютон гравитациясына сәйкес, галактика орталығын айналып өтетін жұлдыздардың жылдамдығы орталықтан қашықтық артқан сайын төмендеуі керек. Дегенмен, керісінше байқалады: жылдамдық галактиканың шетіне дейін жоғары және «тегіс» болып қалады. Бұл галактиканы қоршап тұрған қараңғы материя галосын құрайтын кең таралған қосымша масса бар екенін көрсетеді.
2. Гравитациялық линза
Жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес, масса кеңістік-уақытты бүгеді, сондықтан үлкен массаның жанынан өтетін жарық бүгіледі. Көптеген ғарыштық жүйелерде (галактика шоғырлары, жеке галактикалар) гравитациялық линзалау эффектілері жарқыраған материямен түсіндірілуі мүмкін массаның көп мөлшерін көрсетеді. Белгілі мысал - оқ шоғыры, мұнда массаның таралуы (гравитациялық линзалау арқылы бақыланатын) жарқыраған ыстық газдан (рентген сәулелерінде көрінеді) бөлінген. Бұл құбылыс көбінесе қараңғы материяның гравитация туралы қате түсінік емес, нақты компонент екенін дәлелдейтін күшті дәлел болып саналады.
3. Ғарыштық фон сәулеленуі (ҒАС) және ірі масштабты құрылым
CMB алғашқы ғаламдағы жағдайлардың «ізін» сақтайды. CMB-дегі шағын ауытқу үлгілері талданған кезде ғарыштың құрамын бағалауға мүмкіндік береді. Нәтижелер ғаламның шамамен ~5% қарапайым материядан, ~27% қараңғы материядан және ~68% қараңғы энергиядан тұратынын көрсететін модельдермен сәйкес келеді (сандар деректер жиынтығына байланысты аздап өзгеруі мүмкін). Қараңғы материя сонымен қатар ғарыштық құрылымдардың - галактикалардан алып жіпшелерге дейін - қалай байқалғандай тез пайда болатынын түсіндіруге көмектеседі.
Қараңғы материя кандидаттары: жаңа бөлшектерден алғашқы қара құрдымдарға дейін
Ең танымал қараңғы материя теориясы оны бөлшектер физикасында әлі ашпаған бөлшектер түріндегі материя формасы деп болжайды.
1. WIMP (әлсіз өзара әрекеттесетін массивтік бөлшектер)
WIMP-лар бір кездері жетекші кандидат болды, себебі олар теориялық тұрғыдан бөлшектер физикасының кеңейтілген модельдерінде пайда болып, табиғи түрде «дұрыс» ғарыштық тығыздықты (көбінесе «WIMP кереметі» деп аталады) тудыра алды. Дегенмен, әртүрлі тікелей анықтау тәжірибелері (мысалы, жер асты детекторларын пайдалану) әзірге сенімді сигнал таба алмады.
2. Аксион
Аксион - бастапқыда күшті өзара әрекеттесулер теориясындағы (КӨТ) мәселені шешу үшін ұсынылған гипотетикалық бөлшек. Аксиондар өте жеңіл, бірақ өте көп болуы мүмкін, осылайша жалпы массаның көп мөлшерін құрайды және «суық» қараңғы материя ретінде әрекет етеді.
3. Стерильді нейтринолар
Кәдімгі, әлсіз өзара әрекеттесетін нейтринолардан айырмашылығы, стерильді нейтриноларды анықтау одан да қиын. Егер бар болса, олар белгілі бір масштабта құрылымның қалыптасуына әсер ететін «жылы» қараңғы материя ретінде әрекет етуі мүмкін.
4. MACHO және ықшам нысандар
Жалған планеталар, әлсіз жұлдыздар немесе басқа да ықшам нысандар (MACHO) сияқты кандидаттар қарастырылды, бірақ микролинзалау зерттеулері олардың қараңғы материяны түсіндіруге жеткілікті көп емес екенін көрсетеді. Сондай-ақ, алғашқы қара құрдымдар (өте ерте ғаламда пайда болған) туралы идея бар, бірақ бақылау шектеулері олардың барлық қараңғы материяның жалғыз түсіндірмесі болуын қиындатады.
Балама: Гравитациялық модификация (MOND және достары)
Кейбір ғалымдар «көрінбейтін материяны» қосудың орнына, галактикалық масштабтағы гравитация туралы түсінігіміз қате деп болжады. MOND (модификацияланған Ньютон динамикасы) сияқты теориялар Ньютон заңдарын өте кішкентай үдеулер үшін өзгертеді, бұл айналу қисықтарын қараңғы материясыз түсіндіруге мүмкіндік береді.
Дегенмен, модификацияланған гравитация теориялары үшін негізгі қиындық - барлық дәлелдерді бірден түсіндіру, әсіресе Bullet Cluster және CMB консистенциясы сияқты құбылыстар. MOND-тың релятивистік дамуы болды (мысалы, TeVeS), бірақ әзірге қараңғы материя модельдері әртүрлі деректерді сәйкестендіруде «толық» болды.
Қараңғы энергия: бұл не және ол неліктен бар деп есептеледі?
Әлемнің кеңеюінің жеделдеуін түсіндіру үшін қараңғы энергия ұсынылды. Жалпы салыстырмалылық теориясы аясында бұл үдеу теріс қысымы бар энергия компонентінен туындауы мүмкін. Қарапайым тілмен айтқанда, қараңғы энергия неғұрлым көп болса, ғарыштық масштабта ғарыш соғұрлым жылдам кеңейеді.
Қараңғы энергияның негізгі дәлелдеріне мыналар жатады:
– Ia типті супернова жұлдыздары ғарыштық қашықтықтарды өлшеу үшін «стандартты шам» қызметін атқарады. Егер кеңею баяуласа, алыстағы супернова жұлдыздары күтілгеннен күңгірт болып көрінеді.
– CMB және барион акустикалық тербелістер (BAO) кеңею тарихын бақылау үшін «ғарыштық сызғышты» қамтамасыз етеді.
– Кеңею қарқынына сезімтал ірі құрылымдардың таралуы.
Қараңғы энергия теориясы: ғарыштық тұрақтыдан квинтэссенцияға дейін
1. Космологиялық тұрақты (Λ)
Ең қарапайым түсініктеме - Эйнштейннің космологиялық тұрақтысы: тығыздығы уақыт өте келе тұрақты болып қалатын вакуумдық энергия. Қазіргі заманғы космологияның стандартты моделі көбінесе ΛCDM түрінде жазылады, мұндағы Λ - қараңғы энергия, ал CDM - «суық қараңғы материя». Бұл модель деректердің көп бөлігін түсіндіруде өте табысты.
Мәселе: физиктер вакуум энергиясын кванттық теориядан есептеуге тырысқанда, нәтижелер байқалғаннан әлдеқайда үлкен болады - айырмашылық өте үлкен болуы мүмкін. Бұл космологиялық тұрақты мәселесі ретінде белгілі.
2. Квинтэссенция
Бұл модельде қараңғы энергия тұрақты шама емес, керісінше уақыт өте келе өзгеретін динамикалық скалярлық өрістен пайда болады. Бұл қараңғы энергия тығыздығының дамуына мүмкіндік береді, бұл (теория жүзінде) космологиялық тұрақтының «таңқаларлығын» азайтуы мүмкін. Дегенмен, бұл модельді қараңғы энергияның мінез-құлқын тұрақты шамаға жақын көрсететін бақылау деректеріне қайшы келмеу үшін мұқият түсіндіру қажет.
3. «Елес» қараңғы энергиясы және модификацияланған салыстырмалылық теориясы
Қараңғы энергия күйінің параметрін (w) -1-ден («фантом») кіші етуге мүмкіндік беретін модельдер бар, бұл Үлкен жарылыс сияқты экстремалды сценарийлерге әкелуі мүмкін. Сондай-ақ, үлкен масштабтағы гравитация теориясын өзгертетін тәсілдер бар (мысалы, f(R) гравитациясы), осылайша үдеу бөлек қараңғы энергия компонентінсіз пайда болады.
Қиындықтар және болашақ зерттеу бағыттары
ΛCDM космологияның «стандартты» моделіне айналғанымен, көптеген негізгі сұрақтар ашық күйінде қалып отыр:
– Қараңғы материя бөлшектерінің ұқсастығы қандай? Неліктен олар зертханада анықталмаған?
– Қараңғы энергия шынымен космологиялық тұрақты ма? Әлде уақыт өте келе өзгере ме?
– Хаббл кернеуі: Әлемнің қазіргі кеңею жылдамдығының (H0) CMB және жергілікті өлшемдерден алынған өлшемдері кейде толық сәйкес келмейді, бұл жаңа физиканың мүмкіндігін арттырады.
Бұл мәселені шешу үшін әртүрлі бақылау және эксперименттік жобалар жүзеге асырылуда: үлкен галактикаларды зерттеу, гравитациялық линзалаудың дәлірек өлшемдері, жаңа буын бөлшектерін детекторлар және BAO-ларды егжей-тегжейлі картаға түсіру. Есептеу жетістіктері ғарыштық құрылымның пайда болуын модельдеуге, қараңғы материя сценарийлері мен баламаларын ажыратуға көмектеседі.
Жабу
Қараңғы материя және қараңғы энергия - біздің ғалам туралы қазіргі түсінігімізді қалыптастыратын екі негізгі ұғым. Қараңғы материя негізінен галактикалар мен галактика шоғырларына гравитациялық әсері арқылы «көрінетін», ал қараңғы энергия ғаламның жеделдетілген кеңеюін түсіндіру қажеттілігінен туындады. Екеуі де толық түсінілмегенімен, екеуін біріктіретін ΛCDM моделі көптеген бақылауларды сәйкестендіруде өте табысты болып шықты.
Бірақ бұл жетістік оқиғаның соңы емес. Шын мәнінде, ғарыштың көп бөлігін жауып тұрған «қараңғылық» әлі ашылмаған іргелі физика қабаттары бар екенін меңзейді. Бақылау технологиясы өткірленіп, бөлшектермен жүргізілген тәжірибелер сезімтал бола бастаған сайын, біз үлкен сұрақтарға жауап беруге жақындап келеміз: қараңғы материя жаңа бөлшек пе, қараңғы энергия бос кеңістіктің қасиеті ме, әлде гравитацияның өзін түсінуімізді қайта қарауымыз керек пе.
