Մութ նյութ
| Ենթակատեգորիա | physical substance, մատերիա, Միջաստղային միջավայր  | |
|---|---|---|
| Մասն է | տիեզերք, Մետագալակտիկա, hidden sector | |
| Հետազոտվում է | տիեզերագիտություն, աստղաֆիզիկա, աստղագիտություն | |
| Բնութագրվում է | gravitational mass | |
Մութ նյութ, աստղագիտության մեջ նյութի հիպոթետիկ և անտեսանելի ձև է, որը չի փոխազդում լույսի կամ այլ էլեկտրամագնիսական ճառագայթման հետ[1]։ Այն ենթադրվում է իր գրավիտացիոն ազդեցություններով, որոնք չեն կարող բացատրվել հարաբերականության ընդհանուր տեսությամբ, եթե չհաշվենք ավելի մեծ զանգված, քան այն, ինչը տեսանելի է։ Մութ նյութի գոյության ապացույցները ներառում են գալակտիկաների ձևավորման և էվոլյուցիայի առանձնահատկությունները, գրավիտացիոն ոսպնյակների էֆեկտները, գալակտիկաների շարժումները կլաստերներում և տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի անհամաչափությունները։
Տիեզերագիտության ստանդարտ ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter) մոդելում տիեզերքի զանգված-էներգիայի պարունակությունը բաժանվում է հետևյալ կերպ.
- 5%՝ սովորական (բարիոնային) նյութ,
- 26.8%՝ մութ նյութ,
- 68.2%՝ մութ էներգիա։
Այսպիսով, մութ նյութը կազմում է ընդհանուր զանգվածի մոտ 85%-ը, իսկ մութ նյութն ու մութ էներգիան միասին՝ տիեզերքի ամբողջ զանգված-էներգիայի 95%-ը[2]։
Մութ նյութի բնույթը
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Մութ նյութը չի փոխազդում սովորական բարիոնային նյութի կամ ճառագայթման հետ՝ բացառությամբ գրավիտացիայի, ինչը բարդացնում է դրա լաբորատոր հայտնաբերումը։ Ամենատարածված բացատրություններից մեկն այն է, որ մութ նյութը բաղկացած է դեռևս չհայտնաբերված ենթաատոմային մասնիկներից, օրինակ՝ WIMP-եր (Weakly Interacting Massive Particles)՝ թույլ փոխազդող զանգվածային մասնիկներ, աքսիոններ։
Մեկ այլ հիմնական վարկած ենթադրում է, որ մութ նյութը կարող է կազմված լինել սկզբնական սև անցքերից։
Մութ նյութը դասակարգվում է երեք տեսակների՝ «Սառը» մութ նյութ (CDM, Cold Dark Matter) – մասնիկներն ունեն փոքր արագություն, «Տաք» մութ նյութ (HDM, Hot Dark Matter) – մասնիկները ունեն մեծ արագություն, «Տաք» (և՛ տաք, և՛ սառը) միջանկյալ տարբերակ։
Վերջին մոդելները հիմնականում աջակցում են «սառը» մութ նյութի սցենարը, որտեղ կառուցվածքները ձևավորվում են աստիճանական կուտակման միջոցով։
Չնայած աստղաֆիզիկայի համայնքն ընդհանուր առմամբ ընդունում է մութ նյութի գոյությունը, որոշ տեսություններ ենթադրում են գրավիտացիայի փոփոխված օրենքներ, ինչպիսիք են՝ մոդիֆիկացված Նյուտոնյան դինամիկա (MOND), տենզոր-վեկտոր-սկալային ձգողականություն (TeVeS), էնտրոպիկ գրավիտացիա։
Սակայն, մինչ այժմ ոչ մի այլընտրանքային մոդել չի կարողացել լիովին բացատրել բոլոր դիտարկվող երևույթները, ինչը նշանակում է, որ մութ նյութի ինչ-որ ձև, հավանաբար, անհրաժեշտ է:
Պատմություն
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Վաղ պատմությունը
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Մութ նյութի գաղափարը երկար պատմություն ունի։ 1884 թվականին Լորդ Քելվինը Արեգակի շուրջ աստղերի արագությունների վրա հիմնվելով ենթադրեց, որ մեր գալակտիկայում կարող են լինել մեծ քանակությամբ «մութ մարմիններ»[3][4]։
1906-ին Անրի Պուանկարեն առաջին անգամ օգտագործեց «մութ նյութ» (matière obscure) տերմինը, քննարկելով Քելվինի աշխատանքը[5][6]։
1922-ին հոլանդացի աստղագետ Յակոբուս Կապտեյնն առաջարկեց աստղերի շարժումների հիման վրա մութ նյութի գոյության հնարավորությունը[7]։
1932-ին Յան Օորտը ենթադրեց, որ գալակտիկական հարթությունում զանգվածն ավելի մեծ է, քան տեսանելի նյութը[8][9]։
1933-ին շվեյցարացի աստղաֆիզիկոս Ֆրից Ցվիկին Կալիֆոռնիայի տեխնոլոգիական ինստիտուտում ուսումնասիրեց Կոմայի գալակտիկական կլաստերը և գրավիտացիոն վերլուծությունների հիման վրա հաշվարկեց, որ զանգվածի մեծ մասը անտեսանելի է։ Նա այս նյութը անվանեց «dunkle Materie» (մութ նյութ)։
Աստղագիտական դիտարկումների դարաշրջան
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]1970-ականներին մութ նյութի գաղափարը մեծ ճանաչում ստացավ։ Վերա Ռուբինը և Քենթ Ֆորդը սպեկտրոգրաֆներով չափեցին գալակտիկաների պտույտի կորերը և հայտնաբերեցին, որ արտաքին շրջանների աստղերը պտտվում են շատ ավելի արագ, քան սպասվում էր։ Ռադիոաստղագիտության միջոցով կատարված ուսումնասիրությունները հաստատեցին այս եզրակացությունները՝ օգտագործելով 21 սմ ջրածնային գծի դիտարկումները։
1980-1990-ական թթ. նոր տվյալները, ներառյալ գրավիտացիոն ոսպնյակավորման էֆեկտները և տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի անհամաչափությունները, ամրապնդեցին մութ նյութի անհրաժեշտության գիտական հիմքերը։
Տիեզերաբանական հաշվարկներում «նյութ» նշանակում է տիեզերքի ցանկացած բաղադրիչ, որի էներգիայի խտությունը մասշտաբի գործոնի հետ նվազում է ρ ∝ a-3-ով[10]։
Մութ նյութ տերմինը հաճախ օգտագործվում է ոչ բարիոնային բաղադրիչն ընդգծելու համար՝ բացառելով բացակայող բարիոնները։
Տիեզերքում էներգիայի տարբեր տեսակներն ունեն տարբեր ընդլայնման հատկություններ.
- Ճառագայթումը մասշտաբվում է որպես ρ ∝ a-4,
- Մութ էներգիան մնում է հաստատուն (ρ ∝ a⁰),
- Մութ նյութն ու սովորական նյութը հետևում են ρ ∝ a-3 կանոնին։
Այս տարբեր սանդղակավորման գործոնները կարևոր են տիեզերքի զարգացման մոդելավորման համար։
Դիտորդական ապացույցներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Գալակտիկայի ռոտացիայի կորեր
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Պտտվող սկավառակի գալակտիկաների անիմացիա։ Մութ նյութը, որը ցույց է տրված կարմիր գույնով, ավելի կենտրոնացած է կենտրոնի մոտ և այն ավելի արագ է պտտվում: Պարույր գալակտիկաների թևերը պտտվում են իրենց գալակտիկական կենտրոնի շուրջ։ Պարույրային գալակտիկայի լուսավոր զանգվածի խտությունը նվազում է, երբ մարդը կենտրոնից դեպի ծայրամաս է գնում: Եթե ամբողջ նյութը լուսավոր զանգվածն էր, ապա Գալակտիկան կարող էր մոդելավորվել որպես կետային զանգված կենտրոնում, և փորձարկել զանգվածները, որոնք պտտվում են նրա շուրջը, Արեգակնային համակարգի նման[11]։ Կեպլերի երրորդ օրենքից ակնկալվում է, որ պտտման արագությունները կնվազեն կենտրոնից հեռավորության հետ՝ Արեգակնային համակարգի նման: Սա չի նկատվում։ Փոխարենը, գալակտիկայի պտույտի կորը մնում է հարթ կամ նույնիսկ մեծանում է, քանի որ կենտրոնից հեռավորությունը մեծանում է։ Եթե Կեպլերի օրենքները ճիշտ են, ապա այս անհամապատասխանությունը լուծելու ակնհայտ միջոցը եզրակացնելն է, որ պարուրաձև գալակտիկաներում զանգվածի բաշխումը նման չէ Արեգակնային համակարգի բաշխմանը։ Մասնավորապես, գալակտիկայի ծայրամասերում կարող է լինել շատ ոչ լուսավոր նյութ (մութ նյութ)։
Արագության դիսպերսիաներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Կապված համակարգերում աստղերը պետք է ենթարկվեն վիրուսային թեորեմին։ Թեորեմը, չափված արագության բաշխման հետ միասին, կարող է օգտագործվել՝ չափելու զանգվածի բաշխումը կապված համակարգում, ինչպիսիք են էլիպսաձև գալակտիկաները կամ գնդաձև կլաստերները։ Որոշ բացառություններով, էլիպսաձև գալակտիկաների արագության ցրման գնահատականները չեն համընկնում դիտված զանգվածի բաշխման կանխատեսված արագության ցրման հետ՝ նույնիսկ ենթադրելով աստղերի ուղեծրերի բարդ բաշխումներ։ Ինչպես գալակտիկաների պտույտի կորերի դեպքում, անհամապատասխանությունը լուծելու ակնհայտ միջոցը ոչ լուսավոր նյութի գոյության ենթադրությունն է[12]։
Գալակտիկաների կլաստերներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Գալակտիկաների կլաստերները հատկապես կարևոր են մութ նյութի ուսումնասիրության համար, քանի որ դրանց զանգվածը կարելի է գնահատել երեք անկախ եղանակներով։ Կլաստերների ներսում գտնվող գալակտիկաների ճառագայթային արագությունների ցրումից։ Կլաստերներում տաք գազից արտանետվող ռենտգենյան ճառագայթներից։ Ռենտգենյան ճառագայթների էներգիայի սպեկտրից և հոսքից կարելի է գնահատել գազի ջերմաստիճանը և խտությունը, հետևաբար տալով ճնշումը։ Ենթադրելով, որ ճնշման և ձգողականության հավասարակշռությունը որոշում է կլաստերի զանգվածային պրոֆիլը։ Գրավիտացիոն ոսպնյակը (սովորաբար ավելի հեռավոր գալակտիկաների) կարող է չափել կլաստերների զանգվածները՝ առանց հենվելու դինամիկայի (օրինակ՝ արագության) դիտարկումների վրա։
Ընդհանուր առմամբ, այս երեք մեթոդները ողջամիտ համաձայնության մեջ են, որ մութ նյութը գերազանցում է տեսանելի նյութին մոտավորապես 5-ից 1-ով[13]։
Գրավիտացիոն ոսպնյակներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Հարաբերականության ընդհանուր տեսության հետևանքներից մեկը գրավիտացիոն ոսպնյակն է։ Գրավիտացիոն ոսպնյակավորումն առաջանում է, երբ զանգվածային առարկաները լույսի աղբյուրի և դիտորդի միջև գործում են որպես ոսպնյակ՝ այս աղբյուրից լույսը թեքելու համար։ Ոսպնյակի ազդեցությունը կախված չէ զանգվածի հատկություններից. այն միայն պահանջում է, որ զանգված լինի։ Որքան մեծ է օբյեկտը, այնքան ավելի շատ ոսպնյակներ են նկատվում։ Օրինակ՝ գալակտիկաների կլաստերը, որը գտնվում է ավելի հեռավոր աղբյուրի, ինչպիսին է քվազարը և դիտորդը։ Այս դեպքում գալակտիկաների կլաստերը ոսպնյակներ կտա քվազարին[14]։ Ուժեղ ոսպնյակավորումը ֆոնային գալակտիկաների նկատվող աղավաղումն է կամարների, երբ նրանց լույսն անցնում է նման գրավիտացիոն ոսպնյակի միջով։ Այն նկատվել է շատ հեռավոր կլաստերների շուրջ, ներառյալ Abell 1689-ը։ Չափելով աղավաղման երկրաչափությունը, կարելի է ստանալ միջանկյալ կլաստերի զանգվածը։ Թույլ ռեժիմում ոսպնյակավորումը չի աղավաղում ֆոնային գալակտիկաները կամարների մեջ՝ փոխարենը առաջացնելով փոքր աղավաղումներ: Ուսումնասիրելով հարակից ֆոնային գալակտիկաների ակնհայտ կտրվածքային դեֆորմացիան՝ կարելի է բնութագրել մութ նյութի միջին բաշխումը[15]։
Տիեզերական միկրոալիքային ֆոն
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Թեև և՛ մութ նյութը, և՛ սովորական նյութը նյութ են, նրանք նույն կերպ չեն վարվում։ Մասնավորապես, վաղ տիեզերքում սովորական նյութը իոնացված էր և ուժեղ փոխազդում էր ճառագայթման հետ Թոմսոնի ցրման միջոցով։ Մութ նյութը անմիջականորեն չի փոխազդում ճառագայթման հետ, բայց այն ազդում է տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի վրա (CMB) իր գրավիտացիոն պոտենցիալով (հիմնականում մեծ մասշտաբներով) և սովորական նյութի խտության և արագության վրա իր ազդեցությամբ։ Հետևաբար, սովորական և մութ նյութի խանգարումները ժամանակի ընթացքում տարբեր կերպ են զարգանում և տարբեր հետքեր են թողնում CMB-ի վրա։ CMB-ը շատ մոտ է կատարյալ սև մարմնին, բայց պարունակում է շատ փոքր ջերմաստիճանի անիզոտրոպներ՝ մի քանի մասի 100,000-ում։ Անիզոտրոպիաների երկնքի քարտեզը կարող է տրոհվել անկյունային հզորության սպեկտրի, որը նկատվում է, որ պարունակում է մի շարք ակուստիկ գագաթներ գրեթե հավասար հեռավորության վրա, բայց տարբեր բարձրություններում[16]։ Այս գագաթների գտնվելու վայրը կախված է տիեզերաբանական պարամետրերից։ Տեսությունը տվյալներին համապատասխանեցնելը, հետևաբար, սահմանափակում է տիեզերաբանական պարամետրերը։ CMB անիզոտրոպիան առաջին անգամ հայտնաբերվել է COBE-ի կողմից 1992թ.-ին, չնայած այն ուներ չափազանց կոպիտ լուծում՝ ակուստիկ գագաթները հայտնաբերելու համար։ 2000 թվականին օդապարիկով BOOMERanG փորձի միջոցով առաջին ակուստիկ գագաթը հայտնաբերելուց հետո ուժային սպեկտրը ճշգրիտ դիտարկվել է WMAP-ի կողմից 2003-2012 թվականներին, իսկ ավելի ճշգրիտ՝ Planck տիեզերանավի կողմից 2013-2015 թվականներին։ Արդյունքները աջակցում են Lambda-CDM մոդելին։
Դիտարկված CMB անկյունային հզորության սպեկտրը հզոր ապացույցներ է տալիս մութ նյութի գոյության համար, քանի որ դրա ճշգրիտ կառուցվածքը լավ համապատասխանում է Lambda-CDM մոդելին, սակայն դժվար է վերարտադրվել ցանկացած մրցակցային մոդելի հետ, ինչպիսին է մոդիֆիկացված Նյուտոնի դինամիկան (MOND)[17]։
Կառուցվածքի ձևավորում
[խմբագրել | խմբագրել կոդը].jpg)
Կառուցվածքի ձևավորումը վերաբերում է Մեծ պայթյունից հետո այն ժամանակաշրջանին, երբ խտության խանգարումները փլուզվեցին՝ ձևավորելով աստղեր, գալակտիկաներ և կլաստերներ: Նախքան կառուցվածքի ձևավորումը, հարաբերականության ընդհանուր տեսության Ֆրիդմանի լուծումները նկարագրում են միատարր տիեզերք[19]: Հետագայում փոքր անիզոտրոպները աստիճանաբար աճեցին և համասեռ տիեզերքը խտացրեցին աստղերի, գալակտիկաների և ավելի մեծ կառուցվածքների։ Սովորական նյութի վրա ազդում է ճառագայթումը, որը շատ վաղ ժամանակներում տիեզերքի գերիշխող տարրն է։ Արդյունքում, նրա խտության խանգարումները լվացվում են և չեն կարողանում խտանալ կառուցվածքի մեջ։ Եթե տիեզերքում լիներ միայն սովորական նյութ, ապա բավական ժամանակ չէր լինի, որպեսզի խտության խանգարումները աճեին դեպի գալակտիկաներ և կլաստերներ[20]։ Մութ նյութը լուծում է տալիս այս խնդրին, քանի որ դրա վրա ճառագայթումը չի ազդում։ Հետևաբար, դրա խտության խանգարումները կարող են առաջին հերթին աճել: Ստացված գրավիտացիոն պոտենցիալը գործում է որպես գրավիչ պոտենցիալ հորատանցք սովորական նյութի համար, որը հետագայում փլուզվում է՝ արագացնելով կառուցվածքի ձևավորման գործընթացը։
Գնդակույտը
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Գնդակույտը երկու գալակտիկաների կլաստերների վերջերս տեղի ունեցած բախման արդյունք է։ Այն առանձնահատուկ ուշադրության է արժանի, քանի որ գրավիտացիոն ոսպնյակի միջոցով չափված զանգվածի կենտրոնի գտնվելու վայրը տարբերվում է տեսանելի նյութի զանգվածի կենտրոնի դիրքից։ Սա դժվար է բացատրել մոդիֆիկացված ձգողականության տեսությունների համար, որոնք ընդհանուր առմամբ կանխատեսում են տեսանելի նյութի շուրջ ոսպնյակներ։ Ստանդարտ մութ նյութի տեսությունը, սակայն, խնդիր չունի։ Յուրաքանչյուր կլաստերի տաք, տեսանելի գազը կսառչի և կդանդաղեցվի էլեկտրամագնիսական փոխազդեցությունների արդյունքում, մինչդեռ մութ նյութը (որը չի փոխազդում էլեկտրամագնիսական ճանապարհով)՝ ոչ։ Սա հանգեցնում է նրան, որ մութ նյութը բաժանվում է տեսանելի գազից՝ առաջացնելով առանձին ոսպնյակի գագաթնակետը, ինչպես դիտվում է[21]։
Ia տիպի գերնոր աստղերի հեռավորության չափումներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Ia տիպի գերնոր աստղերը կարող են օգտագործվել որպես ստանդարտ մոմեր՝ չափելու արտագալակտիկական հեռավորությունները, որոնք իրենց հերթին կարող են օգտագործվել՝ չափելու, թե որքան արագ է տիեզերքը ընդլայնվել անցյալում։ Տվյալները ցույց են տալիս, որ տիեզերքը ընդլայնվում է արագացող արագությամբ, որի պատճառը սովորաբար վերագրվում է մութ էներգիային[22]։ Քանի որ դիտարկումները ցույց են տալիս, որ տիեզերքը գրեթե հարթ է, ակնկալվում է, որ տիեզերքում ամեն ինչի ընդհանուր էներգիայի խտությունը պետք է գումարի 1 (Ω tot ≈ 1)։ Չափված մութ էներգիայի խտությունը Ω Λ ≈ 0,690 է; Դիտարկված սովորական (բարիոնային) նյութի էներգիայի խտությունը Ω b ≈ 0,0482 է, իսկ ճառագայթման էներգիայի խտությունը աննշան է։ Սա բացակայում է Ωdm ≈ 0,258, որը, այնուամենայնիվ, իրեն պահում է նյութի պես՝ մութ նյութ։
Երկնային հետազոտություններ և բարիոնային ակուստիկ տատանումներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Բարիոնային ակուստիկ տատանումները (BAO) Տիեզերքի տեսանելի բարիոնային նյութի (նորմալ նյութի) խտության տատանումներ են մեծ մասշտաբներով։ Կանխատեսվում է, որ դրանք կառաջանան Lambda-CDM մոդելում վաղ տիեզերքի ֆոտոն-բարիոն հեղուկի ակուստիկ տատանումների պատճառով և կարող են դիտվել տիեզերական միկրոալիքային ֆոնի անկյունային ուժի սպեկտրում։ BAO-ները սահմանում են բարիոնների նախընտրելի երկարության սանդղակ։ Քանի որ մութ նյութը և բարիոնները միավորվել են վերահամակցումից հետո, ազդեցությունը շատ ավելի թույլ է գալակտիկաների բաշխման մեջ մոտակա տիեզերքում, բայց նկատելի է որպես նուրբ (≈1 տոկոս) նախապատվություն, որ զույգ գալակտիկաները բաժանվեն 147 Mpc-ով, համեմատած 130-160 Mpc-ով բաժանվածների հետ[23]։ Այս հատկությունը տեսականորեն կանխատեսվել է 1990-ականներին, այնուհետև հայտնաբերվել է 2005 թվականին, գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժի երկու մեծ հետազոտությունների ժամանակ՝ Sloan Digital Sky Survey և 2dF Galaxy Redshift Survey։ Գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժի հետազոտությունների արդյունքում CMB-ի դիտարկումները BAO չափումների հետ համատեղելով Հաբլի հաստատունի և Տիեզերքում նյութի միջին խտության ճշգրիտ գնահատականը։ Արդյունքները հաստատում են Lambda-CDM մոդելը։
Կարմիր տեղաշարժ-տարածության աղավաղումներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Մեծ գալակտիկաների կարմիր տեղաշարժման հետազոտությունները կարող են օգտագործվել գալակտիկաների բաշխման եռաչափ քարտեզ կազմելու համար։ Այս քարտեզները փոքր-ինչ խեղաթյուրված են, քանի որ հեռավորությունները գնահատվում են դիտարկված կարմիր տեղաշարժերից: Կարմիր տեղաշարժը պարունակում է գալակտիկայի, այսպես կոչված, յուրահատուկ արագության ներդրում, ի հավելումն Հաբլի ընդլայնման գերիշխող տերմինի։ Միջին հաշվով, գերկույտերն ավելի դանդաղ են ընդլայնվում, քան տիեզերական միջինը իրենց ձգողականության պատճառով, մինչդեռ դատարկությունները միջինից ավելի արագ են ընդլայնվում։ Կարմիր տեղաշարժի քարտեզում գերկլաստերի դիմաց գտնվող գալակտիկաներն ունեն ավելցուկային շառավղային արագություններ դեպի իրեն և ունեն կարմիր տեղաշարժեր մի փոքր ավելի բարձր, քան իրենց հեռավորությունը ենթադրում է, մինչդեռ սուպերկլաստերի հետևում գտնվող գալակտիկաները իրենց հեռավորության համար ունեն կարմիր տեղաշարժեր մի փոքր ցածր: Այս էֆեկտը հանգեցնում է նրան, որ գերկլաստերը ճզմված երևում է ճառագայթային ուղղությամբ, և նմանապես ձգվում են դատարկությունները։ Նրանց անկյունային դիրքերը անփոփոխ են։ Այս էֆեկտը հնարավոր չէ հայտնաբերել որևէ մեկ կառույցի համար, քանի որ իրական ձևը հայտնի չէ, բայց կարող է չափվել բազմաթիվ կառույցների միջին հաշվարկով։ Այն քանակապես կանխատեսվել է Նիք Կայզերի կողմից 1987 թվականին, և առաջին անգամ վճռականորեն չափվել է 2001 թվականին 2dF Galaxy Redshift Survey-ի կողմից։ Արդյունքները համընկնում են Lambda-CDM մոդելի հետ։
Լայման-ալֆա անտառ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Աստղագիտական սպեկտրոսկոպիայում Լայման-ալֆա անտառը հեռավոր գալակտիկաների և քվազարների սպեկտրներում չեզոք ջրածնի Լայման-ալֆա անցումից առաջացող կլանման գծերի գումարն է։ Լայման-ալֆա անտառի դիտարկումները կարող են նաև սահմանափակել տիեզերաբանական մոդելները: Այս սահմանափակումները համընկնում են WMAP տվյալներից ստացվածների հետ[24]։
Տեսական դասակարգումներ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Եթե մութ նյութը կազմված է թույլ փոխազդող մասնիկներից, ապա ակնհայտ հարց է՝ արդյոք այն կարող է ձևավորել մոլորակներին, աստղերին կամ սև խոռոչներին համարժեք առարկաներ։ Պատմականորեն պատասխանը եղել է, որ չի կարող երկու գործոնի պատճառով[25]։
1. Այն չունի էներգիա կորցնելու արդյունավետ միջոց։
Սովորական նյութը ձևավորում է խիտ առարկաներ, քանի որ այն էներգիա կորցնելու բազմաթիվ եղանակներ ունի։ Էներգիայի կորուստը էական նշանակություն կունենա օբյեկտի ձևավորման համար, քանի որ այն մասնիկը, որը էներգիա է ստանում սեղմման կամ գրավիտացիայի տակ «ներքև» ընկնելու ժամանակ և այլ կերպ չի կարող կորցնել այն, կջերմանա և կավելացնի արագությունն ու իմպուլսը։ Թվում է, թե մութ նյութը էներգիա կորցնելու միջոց չունի, պարզապես այն պատճառով, որ այն ի վիճակի չէ ուժեղ փոխազդեցության այլ ձևերով, բացառությամբ գրավիտացիայի միջոցով։ Վիրիալ թեորեմը ենթադրում է, որ այդպիսի մասնիկը կապված չի մնա աստիճանաբար ձևավորվող օբյեկտի հետ։ Քանի որ առարկան սկսում է ձևավորվել և սեղմվել, նրա ներսում մութ նյութի մասնիկները արագանում են և հակված են փախչելու։
2. Այն չունի կառուցվածքների ձևավորման համար անհրաժեշտ փոխազդեցությունների բազմազանություն։
Սովորական նյութը փոխազդում է տարբեր ձևերով, ինչը թույլ է տալիս նյութին ձևավորել ավելի բարդ կառուցվածքներ։ Օրինակ, աստղերը ձևավորվում են գրավիտացիայի միջոցով, բայց դրանց ներսում գտնվող մասնիկները փոխազդում են և կարող են էներգիա արձակել նեյտրինոյի և էլեկտրամագնիսական ճառագայթման տեսքով միաձուլման միջոցով, երբ դրանք բավականաչափ էներգետիկ են դառնում։ Պրոտոնները և նեյտրոնները կարող են միանալ ուժեղ փոխազդեցության միջոցով և այնուհետև էլեկտրոնների հետ ատոմներ ձևավորել հիմնականում էլեկտրամագնիսական փոխազդեցության միջոցով։ Չկա որևէ ապացույց, որ մութ մատերիան ընդունակ է փոխազդեցությունների նման լայն տեսականի, քանի որ թվում է, որ այն փոխազդում է միայն գրավիտացիայի միջոցով (և, հնարավոր է, որոշ միջոցներով ոչ ավելի ուժեղ, քան թույլ փոխազդեցությունը, թեև մինչև մութ մատերիան ավելի լավ հասկանալի լինի, սա միայն ենթադրություն է)[26]։
Ծանոթագրություններ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]- ↑ Idicherian Lonappan, Anto; Kumar, Sumit; R, Ruchika; Dinda, Bikash R.; Ananda Sen, Anjan (21 February 2018). «Bayesian evidences for dark energy models in light of current observational data». Physical Review D. 97 (4): 043524. arXiv:1707.00603. Bibcode:2018PhRvD..97d3524L. doi:10.1103/PhysRevD.97.043524. S2CID 119249858.
- ↑ Trimble, V. (1987). «Existence and nature of dark matter in the universe» (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25: 425–472. Bibcode:1987ARA&A..25..425T. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002233. ISSN 0066-4146. S2CID 123199266. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2018-07-18-ին.
- ↑ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan (15 October 2018). «History of dark matter». Reviews of Modern Physics. 90 (4): 045002. arXiv:1605.04909. Bibcode:2018RvMP...90d5002B. doi:10.1103/RevModPhys.90.045002. S2CID 18596513.
- ↑ de Swart, J.G.; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). «How dark matter came to matter». Nature Astronomy. 1 (59): 59. arXiv:1703.00013. Bibcode:2017NatAs...1E..59D. doi:10.1038/s41550-017-0059. S2CID 119092226.
- ↑ Poincaré, H. (1906). «La Voie lactée et la théorie des gaz» [The Milky Way and the theory of gases]. Bulletin de la Société astronomique de France (ֆրանսերեն). 20: 153–165.
- ↑ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan (15 October 2018). «History of dark matter». Reviews of Modern Physics. 90 (4): 045002. arXiv:1605.04909. Bibcode:2018RvMP...90d5002B. doi:10.1103/RevModPhys.90.045002. S2CID 18596513.
- ↑ Kapteyn, J.C. (1922). «First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system». Astrophysical Journal. 55: 302–327. Bibcode:1922ApJ....55..302K. doi:10.1086/142670. «It is incidentally suggested when the theory is perfected it may be possible to determine the amount of dark matter from its gravitational effect. [emphasis in original]»
- ↑ Oort, J.H. (1932). «The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems». Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 6: 249–287. Bibcode:1932BAN.....6..249O.
- ↑ Rosenberg, Leslie J. (30 June 2014). Status of the Axion Dark-Matter Experiment (ADMX) (PDF). 10th PATRAS Workshop on Axions, WIMPs and WISPs. էջ 2. Արխիվացված (PDF) օրիգինալից 2016-02-05-ին.
- ↑ Baumann, Daniel. «Cosmology: Part III» (PDF). Mathematical Tripos. Cambridge University. էջեր 21–22. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2 February 2017-ին. Վերցված է 24 January 2017-ին.
- ↑ Salucci, P. (2019). «The distribution of dark matter in galaxies». The Astronomy and Astrophysics Review. 27 (1): 2. arXiv:1811.08843. Bibcode:2019A&ARv..27....2S. doi:10.1007/s00159-018-0113-1.
- ↑ Faber, S. M.; Jackson, R. E. (1976). «Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies». The Astrophysical Journal. 204: 668–683. Bibcode:1976ApJ...204..668F. doi:10.1086/154215.
- ↑ Allen, Steven W.; Evrard, August E.; Mantz, Adam B. (2011). «Cosmological Parameters from Clusters of Galaxies». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 49 (1): 409–470. arXiv:1103.4829. Bibcode:2011ARA&A..49..409A. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102514. S2CID 54922695.
- ↑ Taylor, A. N.; և այլք: (1998). «Gravitational lens magnification and the mass of Abell 1689». The Astrophysical Journal. 501 (2): 539–553. arXiv:astro-ph/9801158. Bibcode:1998ApJ...501..539T. doi:10.1086/305827. S2CID 14446661.
- ↑ Refregier, A. (2003). «Weak gravitational lensing by large-scale structure». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1): 645–668. arXiv:astro-ph/0307212. Bibcode:2003ARA&A..41..645R. doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. S2CID 34450722.
- ↑ The details are technical. For an intermediate-level introduction, see Hu, Wayne (2001). «Intermediate Guide to the Acoustic Peaks and Polarization».
- ↑ Skordis, C.; և այլք: (2006). «Large scale structure in Bekenstein's theory of relativistic modified Newtonian dynamics». Phys. Rev. Lett. 96 (1): 011301. arXiv:astro-ph/0505519. Bibcode:2006PhRvL..96a1301S. doi:10.1103/PhysRevLett.96.011301. PMID 16486433. S2CID 46508316.
- ↑ «Dark matter may be smoother than expected – Careful study of large area of sky imaged by VST reveals intriguing result». www.eso.org. Վերցված է 8 December 2016-ին.
- ↑ Jaffe, A. H. «Cosmology 2012: Lecture Notes» (PDF). Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) July 17, 2016-ին.
- ↑ Low, L. F. (12 October 2016). «Constraints on the composite photon theory». Modern Physics Letters A. 31 (36): 1675002. Bibcode:2016MPLA...3175002L. doi:10.1142/S021773231675002X.
- ↑ Clowe, Douglas; և այլք: (2006). «A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter». The Astrophysical Journal Letters. 648 (2): L109–L113. arXiv:astro-ph/0608407. Bibcode:2006ApJ...648L.109C. doi:10.1086/508162. S2CID 2897407.
- ↑ Planck Collaboration; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartolo, N.; Basak, S. (2020). «Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters». Astronomy & Astrophysics. 641: A6. arXiv:1807.06209. Bibcode:2020A&A...641A...6P. doi:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID 119335614.
- ↑ Percival, W. J.; և այլք: (2007). «Measuring the Baryon Acoustic Oscillation scale using the Sloan Digital Sky Survey and 2dF Galaxy Redshift Survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 381 (3): 1053–1066. arXiv:0705.3323. Bibcode:2007MNRAS.381.1053P. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x.
- ↑ Viel, M.; Bolton, J. S.; Haehnelt, M. G. (2009). «Cosmological and astrophysical constraints from the Lyman α forest flux probability distribution function». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (1): L39–L43. arXiv:0907.2927. Bibcode:2009MNRAS.399L..39V. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x. S2CID 12470622.
- ↑ Buckley, Matthew R.; Difranzo, Anthony (1 February 2018). «Synopsis: A way to cool dark matter». Physical Review Letters. 120 (5): 051102. arXiv:1707.03829. Bibcode:2018PhRvL.120e1102B. doi:10.1103/PhysRevLett.120.051102. PMID 29481169. S2CID 3757868. Արխիվացված է օրիգինալից 26 October 2020-ին.
- ↑ «Are there any dark stars or dark galaxies made of dark matter?». Ask an Astronomer. curious.astro.cornell.edu. Cornell University. Արխիվացված է օրիգինալից 2 March 2015-ին.
 | Վիքիպահեստն ունի նյութեր, որոնք վերաբերում են «Մութ նյութ» հոդվածին։ |
| ||||||
