Исследовательская работа Темная материя и темная энергия. Выполнили: Ученицы 9 “ж” класса Халил Милена и Меркулова Кристина Москва 2018 г. Содержание: 1. Что такое тёмная материя? 2. Данные наблюдений. 3. Открытие тёмной материи. 4. Кандидаты на роль темной материи. 4.1. Барионная темная материя. 4.2. Небарионная темная материя. 5. Классификация тёмной материи. 5.1.Горячая темная материя. 5.2.Холодная черная материя. 5.3.Теплая темная материя. 6. Свойства тёмной материи на основании исследований. 7. Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи. 8. Что такое темная энергия? 9. Открытие ускорения Вселенной. 10. Гипотеза о тёмной энергии и скрытой массе. 11. Космологическая постоянная. Аннотация В данной исследовательской работе рассматривается вопрос, почему существует темная материя. Также, изучение свойств темной материи и темной энергии. Нахождение космологических данных, свидетельствующих о существовании темной материи и темной энергии. Для достижения поставленной цели, нами была сформулирована задача исследования. Проанализировать существующие в отечественной и зарубежной науке теоретические подходы. Гипотеза исследования: мы предполагаем, что темная материя и темная энергия существует, и в данной работе попытаемся найти космологические данные, свидетельствующие о существовании темной материи и темной энергии. 1. Что такое темная материя? Тёмная материя в астрономии и космологии, а также в теоретической физике — гипотетическое вещество, которое не испускает электромагнитного излучения и напрямую не взаимодействует с ним. 2.Данные наблюдений. Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным), по крайней мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со светом, свет испускается оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского излучения. Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме Земного шара. Однако измерения дали значение 0,00±0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными. Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений космической обсерватории «Планк», интерпретированным с учётом стандартной космологической модели Лямбда-CDM, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной состоит на 4,9 % из обычной (барионной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из тёмной энергии. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии. 3.Открытие тёмной материи. В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел не подчинялось законам небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B. В 1922 году астрономы Джеймс Джинс и Якобус Каптейн исследовали движение звёзд в нашей Галактике и пришли к выводу, что бо́льшая часть вещества в галактике невидима; в этих работах, вероятно, впервые появился термин «тёмная материя» Начиная с 1960-х годов, когда начался бурный прогресс наблюдательных средств астрономии, число аргументов в пользу существования тёмной материи быстро росло. При этом оценки её параметров, полученные из разных источников и разными методами, в целом согласуются между собой. При исследовании движения спутников галактик и близко расположенных шаровых скоплений было подтверждено, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд.Было проведено изучение движения в системах двойных галактик и в галактических скоплениях. Оказалось, что в этих масштабах доля тёмной материи намного выше, чем внутри галактик. Звёздная масса эллиптических галактик, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактику горячего газа, если не учесть тёмную материю. Оценка массы скоплений галактик, осуществляющих гравитационное линзирование, даёт результаты, включающие вклад тёмной материи и близкие к полученным другими методами. Большой вклад внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов астрономы Вера Рубин из Института Карнеги и Кент Форд — они были первыми, кто провёл точные и надёжные вычисления, указывающие на наличие тёмной материи. Они работали с новым, более чувствительным спектрографом, который мог гораздо точнее измерять скорость вращения диска спиральных галактик даже при виде «с ребра». Рубин и Форд заявили на конференции Американского Астрономического Общества в 1975 году об открытии: большинство звёзд в спиральных галактиках двигаются по орбитам примерно с одинаковой угловой скоростью, что приводит к мысли, что плотность массы в галактиках одинакова и для тех регионов, где находится большинство звёзд (балдж), и для тех регионов (на краю диска), где звёзд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году. В 1980 году работа Рубин была окончательно признана астрономическим сообществом. 3.1.Барионная темная материя Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным излучением и потому не обнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: тёмные галактические гало, коричневые карлики и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: чёрные карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Кроме того, такие гипотетические объекты, как кварковые звёзды, Q-звёзды и преонные звёзды также могут являться частью барионной тёмной материи. Проблемы такого подхода проявляются в космологии Большого взрыва: если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов, наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску гравитационного линзирования света звёзд нашей Галактики показывают, что достаточной концентрации крупных гравитирующих объектов типа планет или чёрных дыр для объяснения массы гало нашей Галактики не наблюдается, а мелкие объекты достаточной концентрации должны слишком сильно поглощать свет звёзд. 3.2.Небарионная темная материя Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных кандидатов на роль небарионной невидимой материи. Перечислим некоторые из них. 1) Лёгкие нейтрино Нейтрино имеют явное преимущество перед другими веществами - они точно существуют. Количество нейтрино во вселенной сравнимо с количеством фотонов, но масса нейтрино слишком мала, чтобы составлять основную часть тёмной материи. 2) Тяжёлые нейтрино Из данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений лептонов — слабо взаимодействующих частиц (электронов, мюонов и таонов и их нейтрино) — равно 3. Эти данные верны для числа поколений лептонов с массой менее 45 ГэВ. Таким образом, тяжёлые нейтрино с необходимостью являются так называемыми «стерильными», то есть не проявляющимися в слабых взаимодействиях в обычных условиях. 3) Аксионы Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике. Хотя считается, что аксионы должны быть очень лёгкими, они могут составлять существенную часть холодной тёмной материи. 4) Первичные чёрные дыры. Первичная чёрная дыра — возможный вид чёрных дыр, которые образовывалась не за счёт гравитационного коллапса крупной звезды, а в сверхплотной материи в момент начального расширения Вселенной после Большого взрыва. Согласно модели Большого взрыва, после так называемой, планковской эпохи давление и температура во Вселенной были сверхвысокими. В таких условиях простые колебания плотности материи были достаточно значительными, чтобы способствовать возникновению чёрных дыр. Хотя большинство областей с высокой плотностью в связи с расширением Вселенной удалились друг от друга, первичные чёрные дыры, будучи стабильными, могли сохраниться до настоящего времени. Космологами высказано предположение, что первичные чёрные дыры с массами в диапазоне от 1014 кг до 1023 кг могут составлять тёмную материю. Это наиболее тяжелые кандидаты на частицы тёмной материи. Чёрные дыры с такими массами (типичный диапазон масс астероидов) включают объекты как достаточно мелкие, чтобы они могли сохраниться до настоящего времени, и при этом достаточно большие, чтобы объяснить наблюдаемый эффект гравитационных линз. 5. Классификация тёмной материи. Ключевое предположение приводимой ниже классификации состоит в том, что частицы ТМ находились в термодинамическом равновесии с частицами космической плазмы на ранних стадиях эволюции Вселенной. В определённый момент времени температура упала настолько, что среднее время пролёта частиц ТМ в плазме превысило хаббловское, и взаимодействия с барионным веществом прекратились. В зависимости от температуры, при которой это произошло, ТМ делят на «горячую», «холодную» и «тёплую». 5.1. Горячая тёмная материя. Если в момент выхода из равновесия энергия частиц сильно превышала их массу, ТМ называют горячей. Такими могли бы быть лёгкие частицы типа нейтрино, но космологические данные исключают возможность того, что последние составляют значительную долю ТМ. 5.2.Холодная темная материя. Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной». 5.3.Теплая темная материя. Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной, а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях. 6.Свойства тёмной материи на основании исследований. 1) Тёмной материей скорее всего не может быть антиматерия, так как иначе астрономы часто замечали бы гамма лучи, возникающие при взаимодействие материи и антиматерии. 2) Тёмные облака барионной материи, точно не могут являться тёмной материей, так как было бы заметно поглащение радиации, проходящей через них. 3) Наблюдения и расчёты показывают, что масса тёмной материи составляет примерно 27% от массы Вселенной. 7. Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи. Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный. При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры. Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции* солнечной или галактической тёмной материи. Аннигиля́ ция— в физике реакция превращения частицы и античастицы при их столкновении в какие-либо иные частицы, отличные от исходных. 8.Что такое тёмная энергия? ́ гия в космологии — гипотетический вид энергии, объясняющий Тёмная энер ускоряющееся расширение Вселенной. Существует несколько вариантов объяснения сущности тёмной энергии: 1) Теория о том, что пустое пространство может вырабатывать энергию. Тогда получается, что чем больше пространство, тем больше энергии и соответственно тем быстрее расширение Вселенной. Но у этой теории есть недостаток, отсутствие объяснения того, как энергия возникает из пространства. 2) Виртуальные частицы. Теория о том, что тёмную энергию вырабатывают виртуальные частицы, которые то появляются, то исчезают. Но учёные, рассчитавшие энергию от этих частиц (если теория верна) получили число в 10^120 (10 в 120-й степени) большее, чем количество тёмной энергии. 3) Третье объяснение, это то что теория гравитации Эйнштейна на верна. Тогда должна быть более совершенная теория, которая объяснит тёмную энергию, но к её пока никто не открыл... 4) Теория о том, что вся Вселенная пронизана неизвестным энергетическим полем, способствующим расширению Вселенной. Недостаток теории в том, что она абсолютно не доказана, так как существование данного поля ещё никто не доказал. 9. Открытие ускорения Вселенной. На основании проведённых в конце 1990-х годов наблюдений сверхновых звёзд типа Ia был сделан вывод, что расширение Вселенной ускоряется со временем. Затем эти наблюдения были подкреплены другими источниками: измерениями реликтового излучения, гравитационного линзирования, нуклеосинтеза Большого Взрыва. Все полученные данные хорошо вписываются в лямбда-CDM модель. Расстояния до других галактик определяются измерением их красного смещения*. По закону Хаббла, величина красного смещения света удалённых галактик прямо пропорциональна расстоянию до этих галактик. Соотношение между расстоянием и величиной красного смещения называется параметром Хаббла. Красное смещение— сдвиг спектральных линий химических элементов в красную (длинноволновую) сторону. Однако само значение параметра Хаббла требуется сначала каким-нибудь способом установить, а для этого нужно измерить значения красного смещения для галактик, расстояния до которых уже вычислены другими методами. Для этого в астрономии применяются «стандартные свечи», то есть объекты, светимость которых известна. Лучшим типом «стандартной свечи» для космологических наблюдений являются сверхновые звёзды типа Ia (все вспыхивающие Ia, находящиеся на одинаковом расстоянии, должны иметь почти одинаковую наблюдаемую яркость; при этом желательно делать поправки на вращение и состав исходной звезды). Сравнивая наблюдаемую яркость сверхновых в разных галактиках, можно определить расстояния до этих галактик. 10. Гипотеза о тёмной энергии и скрытой массе. Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было постулировано существование неизвестного вида энергии с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали «тёмной энергией». Гипотеза о существовании тёмной энергии (чем бы она ни являлась) решает и так называемую «проблему невидимой массы». Теория нуклеосинтеза Большого Взрыва объясняет формирование в молодой Вселенной лёгких химических элементов, таких как гелий, дейтерий и литий. Теория крупномасштабной структуры Вселенной объясняет формирование структуры Вселенной: образование звёзд, квазаров, галактик и скоплений галактик. Обе эти теории предполагают, что плотность барионной материи и тёмной материи составляет около 30 % от критической плотности, требуемой для образования «закрытой» Вселенной, то есть плотности, необходимой, чтобы форма Вселенной была плоской. Измерения реликтового излучения Вселенной, недавно проведённые спутником WMAP, показывают, что форма Вселенной действительно очень близка к плоской. Следовательно, некая ранее неизвестная форма невидимой энергии должна давать отсутствующие 70 % плотности Вселенной. Сущность тёмной энергии является предметом споров. Известно, что она очень равномерно распределена, имеет низкую плотность, и не взаимодействует скольконибудь заметно с обычной материей посредством известных фундаментальных типов взаимодействия — за исключением гравитации. Поскольку гипотетическая плотность тёмной энергии невелика, её вряд ли удастся обнаружить лабораторным экспериментом. Тёмная энергия может оказывать такое глубокое влияние на Вселенную (составляя 70 % всей энергии) только потому, что она однородно наполняет пустое пространство. 11. Космологическая постоянная. Самое простое объяснение заключается в том, что тёмная энергия — это просто «стоимость существования пространства»: то есть, любой объём пространства имеет некую фундаментальную, неотъемлемо присущую ему энергию. Её ещё иногда называют энергией вакуума, поскольку она является энергетической плотностью чистого вакуума. Это и есть космологическая постоянная, используемой для её обозначения в уравнениях общей теории относительности). Введение космологической константы в стандартную космологическую модель, привело к появлению современной модели космологии, известной как лямбда-CDM модель. Эта модель хорошо соответствует имеющимся космологическим наблюдениям. Важнейшая нерешённая проблема современной физики состоит в том, что большинство квантовых теорий поля, основываясь на энергии квантового вакуума, предсказывают громадное значение космологической константы — на многие порядки превосходящее допустимое по космологическим представлениям. Обычная формула квантовой теории поля для суммирования вакуумных нулевых колебаний поля (с обрезанием по волновому числу колебательных мод, соответствующему планковской длине), даёт огромную плотность энергии вакуума. Это значение, следовательно, должно быть скомпенсировано неким действием, почти равным (но не точно равным) по модулю, но имеющим противоположный знак. Некоторые теории суперсимметрии требуют, чтобы космологическая константа в точности равнялась нулю, что также не способствует разрешению проблемы. Такова сущность «проблемы космологической константы», труднейшей проблемы «тонкой настройки» в современной физике: не найдено ни одного способа вывести из физики элементарных частиц чрезвычайно малое значение космологической константы, определённое в космологии. Некоторые физики, включая Стивена Вайнберга, считают т. н. «антропный принцип» наилучшим объяснением наблюдаемого тонкого баланса энергии квантового вакуума. Несмотря на эти проблемы, космологическая константа — это во многих отношениях самое экономное решение проблемы ускоряющейся Вселенной. Единственное числовое значение объясняет множество наблюдений. Поэтому нынешняя общепринятая космологическая модель (лямбда-CDM модель) включает в себя космологическую константу как существенный элемент. Вывод: Проведя данное исследование, нами было обнаружено, что мир становится все сложнее. Ускорение расширения Вселенной под влиянием темной энергии началось 6,5 миллиардов лет назад. Поскольку плотность нормальной материи убывает со временем, а плотность темной энергии — нет, темная энергия вскоре будет полностью доминировать. Значит, современный этап космологической эволюции — это переходный период, когда темная энергия уже играет заметную роль, но расширение Вселенной пока что определяется не только ей, но и нормальной материей. К сожалению, сейчас не видно путей прямого экспериментального исследования темной энергии в земных условиях. Это, конечно, не означает, что в будущем не может появиться новых блестящих идей в этом направлении, но сегодня надежды на прояснение природы темной энергии (или, более широко, причины ускоренного расширения Вселенной) связаны исключительно с астрономическими наблюдениями и с получением новых, более точных космологических данных. Использованная литература https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD %D0%B0%D1%8F_%D0%BC%D0%B0%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%B8%D1%8F https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A2%D1%91%D0%BC%D0%BD %D0%B0%D1%8F_%D1%8D%D0%BD%D0%B5%D1%80%D0%B3%D0%B8%D1%8F https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9A%D1%80%D0%B0%D1%81%D0%BD %D0%BE%D0%B5_%D1%81%D0%BC%D0%B5%D1%89%D0%B5%D0%BD %D0%B8%D0%B5 https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F %D0%B5%D1%80%D0%B2%D0%B8%D1%87%D0%BD%D0%B0%D1%8F_ %D1%87%D1%91%D1%80%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%B4%D1%8B %D1%80%D0%B0 https://nsportal.ru/ap/library/nauchno-tekhnicheskoe-tvorchestvo/ 2016/11/22/tema-temnaya-materiya-i-temnaya-energiya
