<< 1. Наблюдательные свидетельства ... | Оглавление | 3. Барионное вещество >>
2. Темное вещество
Современные данные наблюдений флуктуаций температуры
микроволнового фона, обзоров галактик на больших 
(где -
космологический фактор), исследований межгалактической среды по
линиям квазаров и удаленных сверхновых типа Ia позволили
определить космологические параметры с очень высокой точностью
(см., например, [8,9]). Вклад различных компонентов
Вселенной обычно описывается на языке плотности вещества-энергии
«омега», так, для общей плотности Вселенной
, где
г/см
- критическая
плотность, а константа Хаббла
представлена в виде
. Согласно
последним данным, Вселенная представляется плоской,
. Основными составляющими являются
- плотность так называемой темной
энергии,
- плотность
небарионного темного вещества и
- плотность барионного вещества. Для постоянной Хаббла
можно считать общепринятой оценкой
.
Для критически, т. е. правильно настроенного исследователя главный вопрос - насколько значения этих величин (их ошибок определения) можно считать модельно независимыми? Силк [9] подчеркивает, что полученные точности оценок сделаны при некоторых довольно жестких априорных допущениях. В частности, первичные флуктуации плотности считались гауссовыми, адиабатическими и пространственно-инвариантными. Если допустить 30 %-ю примесь изокурватурных (isocurvature) флуктуаций, то ошибки определения космологических параметров по наблюдениям микроволнового фона увеличатся на порядок. Другое важное априорное допущение - неизменность постоянной тонкой структуры. Если этого допущения не придерживаться, то появляются дополнительные степени свободы, особенно в определении барионной плотности.
Итак, большую часть гравитирующего вещества во Вселенной составляет темное вещество, основными характеристиками которого являются:
Бездиссипативность. Темное вещество не светится (и не поглощает), так что частицы темного вещества могут иметь лишь весьма слабые электромагнитные взаимодействия.
Бесстолкновительность. По-видимому, форма темных гало вокруг галактик несферична, но если бы частицы были столкновительными, то гало, по оценкам, должны были сферизоваться.
Вещество должно быть холодным. Наилучшим образом свойства галактик, начиная от процесса их образования, объясняет именно холодное темное вещество (CDM - Cold Dark Matter). Только CDM стыкуется с мелкомасштабностью наблюдаемых структур (т. е. галактик).
Частицы темного вещества должны быть нерелятивистскими
в эпоху равновесия «вещество-излучение», когда температура
Вселенной была 
1эВ, следовательно, из условия теплового
равновесия, масса частиц должна быть не менее 1 КэВ
[11].
Текучесть. Частицы должны быть достаточно мелкими, чтобы
их флуктуационное воздействие не было существенным. Скажем, для
частиц массой
и более
гравитационные воздействия от столь массивных тел должны разрушать
шаровые скопления. Поэтому верхний предел массы
(т. е.
эВ) [10,11,12].
Предложено не менее 10 типов частиц-кандидатов, удовлетворяющих этим (и другим, не перечисленным выше) требованиям. Обзор этих вариантов можно найти в [9].
Ведутся очень интенсивные экспериментальные работы по обнаружению таких частиц. Пока надежных положительных результатов не получено. Мы в этом обзоре остановимся главным образом на барионной составляющей скрытой массы, т. е на «барионном темном веществе».
<< 1. Наблюдательные свидетельства ... | Оглавление | 3. Барионное вещество >>
