Скрытая масса и космологические параметры: проблема тёмной энергии Править

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

В 1917 г. Эйнштейн для обеспечения стационарности (независимости от времени) космологической модели ОТО ввёл космологическую постоянную , 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 , вносящей вклад  в среднюю плотность . Эта часть скрытой массы получила название тёмной энергии (dark energy).

Интерпретация данных по анизотропии реликтового излучения, полученных в ходе работы WMAP (Wilkinson Microwawe Anisotropy Probe, 2003 г.) дала следующие результаты: наблюдаемая плотность  близка к  и распределение  по компонентам: барионная материя  — 4,4 %, тёмная холодная материя (WIMP)  — 23 %, «тёмная энергия»  — 72,6 %.

Наблюдательные данные гравитационных эффектов скрытой массы Править

Скрытая масса и вращение галактик Править

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

,

т. е. за пределами объёма , в котором сосредоточена основная масса галактики скорость вращения . Однако для многих спиральных галактик скорость остается 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 необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, превышающие в десятки раз видимых границ галактик и с массой, на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).

Масса скоплений галактик: проблема Цвикки Править

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 ихкрасному смещению) и собственных скоростей членов скопления (полученных по дисперсиикрасного смещения) не вписывалось в теорему вириала, то есть суммарная наблюдаемая масса скопления оказалась недостаточной, чтобы удерживать составляющие его галактики.

Масса скоплений галактик: горячий межгалактическийгаз Править

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 Править

Одним из косвенных методов оценки массы галактик является гравитационное линзирование ими фоновых (расположенных на линии наблюдения за ними) объектов, проявляющееся в появлении ложных изображений — каустик. Решение обратной задачи, т. е. расчёт гравитационного поля, необходимого для получения таких изображений, позволяет оценить массу гравитационной линзы — скопления галактик. И в этом случае расчётные значения значительно превосходят 

Природа и состав скрытой массы Править

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 нейтринои гипотетические элементарные частицы, следующие из классической квантовой хромодинамики (аксионы) исуперсимметричных расширений квантовых теорий поля.

Массивные объекты гало галактик Править

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 юпитероподобныепланеты, масса которых недостаточна для инициирования термоядерных реакций в их недрах, остывшиебелые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.

Межгалактический газ: Лайман-альфа лес Править

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 (Lyman-alpha forest).

http://ru.science.wikia.com/wiki/Тёмная_материя