На бирже курсовых и дипломных проектов можно найти готовые бесплатные и платные работы или заказать написание уникальных курсовых работ, дипломов, лабораторных работ, контрольных работ, диссертаций, рефератов по самым низким ценам. Добавив заявку на написание требуемой для вас работы, вы узнаете реальную стоимость ее выполнения.

ЛИЧНЫЙ КАБИНЕТ 

 

Здравствуйте гость!

 

Логин:

Пароль:

 

Запомнить

 

 

Забыли пароль? Регистрация

Быстрая помощь студентам

 

Результат поиска


Наименование:


реферат Современные проблемы астрофизики

Информация:

Тип работы: реферат. Добавлен: 17.11.2012. Сдан: 2012. Страниц: 9. Уникальность по antiplagiat.ru: < 30%

Описание (план):


Министерство  образования и науки
    Российской  Федерации
    Федеральное государственное бюджетное образовательное  учреждение
    высшего профессионального образования
    «Рязанский  государственный университет имени  С.А. Есенина»
    (РГУ  имени С.А. Есенина) 
 

Реферат
Современные проблемы астрофизики 
 
 
 
 
 

Выполнил:
    студент 2 курса
    института иностранных языков
    восточного  отделения 
    группы  «Б»
    Яковлев И.И. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Рязань 2012
 

Содержание 
 

    Введение.
    Космические гамма-всплески.
    Проблема детектирования «тёмной материи».
    Поиск чёрных дыр, квазаров и «микроквазаров».
    Космологическая проблема.
    Список литературы.
 

    Введение
    Предметом астрофизики является исследование физических процессов во Вселенной. При этом, за редким исключением  Луны, планет и некоторых малых  тел Солнечной системы, доступных прямым исследованиям средствами современной космонавтики, основным источником информации об удаленных космических объектах по-прежнему служит приходящее от них электромагнитное излучение. Поэтому задачей астрофизики является построение моделей, которые могут объяснить появление излучения различных космических объектов с наблюдаемым характеристиками: интенсивностью, спектром, поляризацией, временным профилем и т.д. Естественно, при решении этой задачи ученые-астрофизики исходят из известной картины физических процессов и законов, которые могут реализоваться или проявиться в тех или иных условиях, которые определяются, в основном, величиной температуры и плотности вещества, наличием магнитного поля и его величиной, возможным влиянием сил тяготения.
    Современная астрофизика сформировалась после  второй мировой войны. С точки  зрения наблюдений, ее основная черта - расширение спектрального диапазона  исследуемого излучения. Довоенная  астрофизика использовала лишь результаты астрономических наблюдений в видимом свете - сравнительно узкой полосе спектра электромагнитных волн. Ясно, что при этом в центре внимания оказывались прежде всего те объекты во Вселенной, которые излучают в основном видимый свет - звезды, туманности, галактики. Теория их излучения была построена на основании знаний, полученных в земных лабораториях. В настоящее время в астрономии используются практически все диапазоны, от радиоволн до гамма-излучения. Превращение астрономии во всеволновую обогатило знания об известных объектах и, что гораздо важнее, привело к открытию новых объектов, позволило зарегистрировать излучение из таких областей, где материя (то есть вещество и излучение) находятся в так называемых экстремальных (предельных) условиях. Этот термин обычно используется, чтобы подчеркнуть, что те или иные условия практически невозможно реализовать в лабораториях на Земле. В этих условиях материя нередко приобретает новые физические свойства. В качестве примеров экстремальных астрофизических условий можно указать высокие плотности вещества, реализующиеся на первых этапах развития Вселенной, в недрах нейтронных звезд и в ближайших окрестностях черных дыр; сильные гравитационные поля в окрестностях черных дыр; сильные магнитные поля белых карликов и нейтронных звезд. Именно в области исследования объектов, в которых реализуются те или иные экстремальные условия, по нашему мнению, сосредоточены основные проблемы современной астрофизики.
    Необходимо  подчеркнуть, что при нынешнем уровне развития земной техники макроскопические свойства материи в экстремальных условиях можно исследовать, только наблюдая астрофизические объекты, в которых эти условия реализуются. В этом смысле можно смело утверждать: современная астрофизика - это передний край науки, и она исследует наиболее фундаментальные явления и процессы, не доступные пока "земной" физике. Например, даже рекордные для современной науки и техники магнитные поля, полученные в лабораториях, в десятки раз меньше, чем поля магнитных белых карликов (107 - 109 Э), и в сотни тысяч раз меньше магнитных полей нейтронных звезд (до 1012 Э и более). Пример "экзотических" эффектов в экстремальных астрофизических условиях - намагничивание вакуума сверхсильным магнитным полем. В полях, близких к критическому Bсr = 4  1013 Э, вакуум становится похожим на анизотропный кристалл. Показатель преломления такой "среды" зависит не только от направления распространения излучения, но и от его поляризации (эффект двулучепреломления).Ниже будут кратко рассмотрены такие проблемы современной астрофизики, как детектирование «тёмной материи», проблема космических гамма-всплесков, а также проблема поиска чёрных дыр и квазаров и общая космологическая проблема.
 

    Космические гамма-всплески
    Космические гамма-всплески относятся к наиболее загадочным астрономическим явлениям, открытым в последние 25 лет, и до сих пор вызывают оживленный интерес ученых. Гамма-всплески были открыты случайно американскими спутниками серии Vela, предназначенными для обнаружения наземных ядерных взрывов. К настоящему времени различными космическими аппаратами зарегистрировано около 1500 всплесков. Они представляют собой импульсы гамма-излучения (энергии квантов от нескольких десятков килоэлектровольт до нескольких мегаэлектровольт) длительностью от десятков миллисекунд до нескольких минут. Распределение гамма-всплесков по длительности показывает четкий максимум на 10 - 20 с и менее выраженный на 0,2 с.
    Временные истории всплесков отличаются чрезвычайным разнообразием (рис. 1).
    
    Рис. 1. Временные профили гамма-всплесков: зависимость средней частоты регистрации фотонов от времени tпосле начала всплеска.

    Общепринятой  их классификации пока не существует. Весьма упрощенно можно разделить  всплески на две большие группы: всплески относительно простой формы  с плавным профилем (иногда состоящие  всего из одного простого импульса) и события со сложной временной структурой. Иногда отдельные пики в пределах всплеска следуют почти периодически, хотя строго регулярная периодичность, за единичными исключениями, в профилях всплесков отсутствует. Интенсивность излучения во время гамма-всплеска может сильно и быстро меняться. Минимальное время переменности излучения всплесков составляет   0,2 мс. Это позволяет оценить максимальный размер излучающего объекта как   60 км. Уже такая оценка показывает, что источниками всплесков могут быть лишь компактные объекты (например, черные дыры или нейтронные звезды). Вполне возможно, что наблюдаемое разнообразие длительностей и профилей всплесков указывает на разнообразие природы их источников и механизмов генерации.
    Гамма-всплески наблюдаются довольно часто, в среднем один раз в 20 - 30 часов, однако невозможно заранее узнать, когда и в какой точке небосвода всплеск произойдет в следующий раз. За исключением трех случаев пока не удалось увидеть повторные всплески из одного и того же места на небесной сфере. Ясно поэтому, что исследовать гамма-всплески телескопами с узким полем зрения нерационально: слишком мала вероятность, что следующий всплеск произойдет именно в том небольшом участке небесной сферы, на который в данный момент времени направлен телескоп. Для регистрации гамма-всплесков обычно используются детекторы с полусферическим обзором без каких-либо фокусирующих или направляющих элементов; их чувствительность пропорциональна  , где   - площадь входного окна детектора, а   - угол между его плоскостью и направлением на источник. Если разместить на космическом аппарате несколько таких приборов, ориентированных в разных направлениях, то можно оценить местоположение источника всплеска на небесной сфере, сравнивая уровень сигнала в тех детекторах, которые этот всплеск "видят". При этом точность определения угловых координат ограничивается статистическими флуктуациями потока гамма-квантов и обычно составляет 1°-5°. Такой метод использовался в конце 70-х - начале 80-х годов в экспериментах КОНУС на советских межпланетных станциях "Венера"-11, 12, 13 и 14, где всплесковый комплекс состоял из 6 детекторов, расположенных по осям прямоугольной системы координат. В настоящее время подобная схема реализована и в эксперименте BATSE на американской орбитальной гамма-обсерватории GRO, где наблюдение всплесков ведется восемью детекторами, плоскости которых ориентированы параллельно граням правильного восьмигранника. В последнем случае каждая точка неба осматривается четырьмя детекторами. Более точное определение угловых координат источников всплесков может дать их одновременное наблюдение несколькими (не менее чем тремя) космическими аппаратами, находящимися на большом (например, межпланетном) расстоянии друг от друга. Если известны моменты начала всплеска на каждом из космических аппаратов, то по разности этих времен можно определить направление на источник. Точность данного "метода триангуляции" повышается при увеличении расстояния между космическими аппаратами и их числа, а также при уменьшении времени нарастания излучения всплеска (иными словами, всплеск с крутым передним фронтом можно локализовать точнее). В наиболее благоприятных случаях метод триангуляции позволяет определить координаты всплеска с точностью до 10" - 20".
    Дальнейшую  информацию о расположении источников всплесков можно получить двумя  способами. Прежде всего можно попытаться обнаружить источники всплесков  в "спокойном" состоянии, то есть зарегистрировать в каком-либо диапазоне длин волн излучения от того объекта, который время от времени (или раз в жизни) генерирует вспышку гамма-излучения. К сожалению, многочисленные попытки идентифицировать гамма-всплески со стационарно излучающими объектами в радио-, инфракрасном, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазоне не увенчались успехом. Другой способ - определить расстояние до источников, сравнивая истинную и видимую светимость всплесков, - также невозможно использовать, поскольку неизвестна истинная светимость. В звездной астрономии этот замкнутый круг обычно преодолевают, предполагая, что звезды с одинаковыми спектрами должны иметь близкую по величине светимость. Косвенные методы определения пространственного распределения всплесков также используют это предположение. К анализу спектров гамма-всплесков мы вернемся несколько позже. Здесь лишь заметим, что в отличие от оптических звездных, богатых многочисленными деталями (линии и полосы в поглощении и излучении, скачки и т.д.), гамма-спектры всплесков по большей части малоинформативны. Поэтому, по сравнению со звездной астрономией, предположение об одинаковой светимости гамма-всплесков гораздо менее обосновано и используется за неимением лучшего.
    В предположении, что светимость всех всплесков примерно одинакова, их пространственное распределение можно исследовать, пользуясь так называемым распределением N(> ). Пусть S- истинная, а - видимая светимость гамма-всплеска. Для безграничного однородного распределения источников с концентрацией число всплесков с видимой светимостью больше некоторого значения :
    
    Если  однородное распределение ограничено расстоянием Dmax , то зависимость N(> ) отклоняется от "закона трех вторых" при SS0/Dmax. Если же источники всплесков расположены с постоянной концентрацией в безграничном диске толщины H, то
    
    Как и в предыдущем случае, для диска конечного радиуса Dmax распределение N(> ) отклоняется от S- 1 при S*. Таким образом, очень важно получить из наблюдений зависимость N(> ) в области малых S. К сожалению, возможности детектора ограничивают интервал наблюдений: детектор с чувствительностью Smin позволяет измерить распределение N(> ) лишь при Smin . Описанный метод обладает также тем недостатком, что не позволяет напрямую сравнить данные, полученные разными детекторами, поскольку каждый прибор имеет свою чувствительность, а провести взаимную калибровку различных детекторов, как правило, невозможно.
    Перечисленные трудности снимаются при использовании  другого метода, называемого "тест Vmax". В этом случае измеряется распределение всплесков по параметру Vmax, где
    
    - объем сферы с радиусом, равным расстоянию до источника, Vmax - объем пространства, в пределах которого детектор с чувствительностью Smin может регистрировать источники всплесков. Для однородного пространственного распределения всплески распределены равномерно в интервале 0   1, а среднее значение <Vmax> = 1/2. Если преобладают "близкие" источники, то число всплесков с 0   1/2 превышает их количество в интервале 1/2   1 и среднее значение <Vmax> < 1/2. Наоборот, для пространственного распределения с преобладанием "далеких" источников <Vmax> > 1/2. Несомненное преимущество параметра Vmax = (Smin )3/2 заключается в том, что он рассчитывается как отношение двух величин, относящихся к одному детектору. Кроме того, отношение Vmax не зависит от чувствительности детектора Smin .
    Накопленные к настоящему времени данные ясно указывают, что распределение источников гамма-всплесков пространственно  ограничено: существующие детекторы  позволили зарегистрировать отклонение N(> ) от S- 3/2 в области малых S, а также получить <Vmax> < 1/2. С другой стороны, исследование углового распределения всплесков, в том числе с использованием многочисленных данных эксперимента BATSE, привело к весьма неожиданному результату: всплески оказались распределены чрезвычайно изотропно. Угловое распределение всплесков не имеет никаких особенностей, связанных с ориентацией диска или центра нашей Галактики. Высокая степень изотропии углового распределения всплесков означает, что они либо регистрируются с расстояния много меньше полутолщины галактического диска (например, из кометного облака Солнечной системы с размером 10- 10астрономических единиц), либо, наоборот, их источники расположены в протяженном гало нашей Галактики (с размером много больше характерных размеров диска) или на далеком внегалактическом расстоянии.
    Итак, данные наблюдений указывают, что источники  всплесков изотропно распределены в пределах ограниченного объема. Такое распределение нельзя связать  ни с одним галактическим населением, и это сильно пошатнуло господствовавшую до полета GRO гипотезу о том, что гамма-всплески генерируются галактическими нейтронными звездами. Основанием для этой гипотезы служили особенности спектров всплесков.
    Энергетические  спектры гамма-всплесков, то есть распределение  гамма-фотонов по энергиям, дают существенно более однородную картину в сравнении с их временной структурой. Спектры всплесков характеризуются сильной и быстрой переменностью. Непрерывные спектры могут простираться от нескольких килоэлектровольт до десятков мегаэлектровольт. Спектры, измеренные в различных фазах всплеска, как правило, сильно различаются. При этом жесткость спектра - отношение числа высокоэнергичных фотонов к числу низкоэнергичных - может меняться в течение всплеска так же быстро, как и интенсивность излучения. Разработать теоретическую модель непрерывного спектра всплесков довольно трудно. Точнее, непрерывные спектры всплесков можно с одинаковой степенью достоверности объяснить различными механизмами излучения. Кроме того, вклад в наблюдаемое излучение могут давать области с различными (и неизвестными) физическими параметрами (температурой, плотностью, магнитным полем и т.д.). Гораздо более информативными могли бы быть различные особенности спектров. И действительно, известны три типа особенностей, которые регистрировались в спектрах некоторых всплесков.
    Линии первого типа наблюдались в поглощении в диапазоне энергий 20 - 60 кэВ. Они  интерпретировались как циклотронные, возникающие при прохождении  излучения через область, в которой  имеются электроны (и, может быть, позитроны) в сильном магнитном поле величиной (2 - 3)   1012 Э. Как известно, электрон движется в магнитном поле по спирали, и частота его вращения (циклотронная частота, или гирочастота)  , где   и   - заряд и масса электрона. Допустим, что излучение с непрерывным спектром, выходящее из "горячего" источника, попадает в область, занятую более холодными электронами в сильном магнитном поле. Если частота излучения равна циклотронной, то оно может эффективно рассеиваться. Часть фотонов после рассеяния изменят направления распространения, и в выходящем излучении возникнет линия в поглощении на циклотронной частоте. Поглощение за счет более слабых резонансов на высших циклотронных гармониках   , где   = 2, 3, ..., может привести к формированию линий на кратных частотах. К настоящему времени наблюдались линии на второй гармонике и весьма слабые - на третьей. Следует, однако, отметить, что данные спутника GRO пока противоречат предыдущим экспериментам: никаких линий в поглощении не зарегистрировано.
    Линии второго типа наблюдались в излучении  в диапазоне 430 - 450 кэВ. Считалось, что  своим происхождением они обязаны двухфотонной аннигиляции электронов и позитронов. В этом процессе электрон и позитрон превращаются в пару фотонов с энергиями   = 511 кэВ. Отличие наблюдаемой энергии аннигиляционных линий от этого значения легко объясняется, если источником всплеска является нейтронная звезда солнечной массы и радиусом около 10 км. Гравитационное красное смещение частоты излучения (энергии фотонов) при его распространении с поверхности такой звезды до удаленного наблюдателя может обеспечить наблюдаемый сдвиг аннигиляционной линии в область меньших энергий. Важно отметить, что в некоторых случаях в спектре одного всплеска наблюдались циклотронная и аннигиляционная линии одновременно (рис. 2), что хорошо объясняется в рамках нейтронной звезды с сильным магнитным полем.
    
    Рис. 2. Гамма-всплеск с циклотронной линией в поглощении и аннигиляционной линией в излучении.

    Откуда  берутся позитроны в источнике  гамма-всплесков? Ответ на этот вопрос могут дать особенности третьего типа - изломы в непрерывных спектрах всплесков. Оказывается, они тоже могут возникать при наличии сильного магнитного поля. Дело в том, что в магнитном поле, помимо двухфотонных процессов рождения пар и аннигиляции, возможны также соответствующие однофотонные процессы, причем в полях, сравнимых с критическим, вероятности однофотонных и двухфотонных процессов также сравнимы. Однофотонное рождение пары возможно, если энергия фотона   , где   - угол между направлением распространения фотона и магнитным полем. Расчеты показывают, что длина пробега таких фотонов в магнитном поле нейтронной звезды мала по сравнению с ее радиусом. Поэтому большая часть излучения в указанном интервале углов и энергий поглощается, рождая электрон-позитронные пары. Вклад обратного процесса - однофотонной аннигиляции - мал по сравнению с двухфотонной аннигиляцией, в результате которой появляется излучение вблизи  . Таким образом, в сверхсильном магнитном поле нейтронной звезды происходит переработка излучения из интервала   1 МэВ в область   511 кэВ, и формируются изломы в спектрах всплесков на высоких энергиях
    Дальнейший  прогресс в исследованиях гамма-всплесков  может быть связан с обнаружением их источников в других спектральных диапазонах. Для поиска источников всплесков в "спокойном состоянии" нужно повышать точность определения угловых координат всплесков. Что касается поиска излучения в других диапазонах, которое может возникать во время всплесков, то это смогут сделать космические аппараты следующего поколения, запуск которых планируется в ближайшие 5 лет. Вместе с системой детекторов гамма-всплесков на них будут установлены небольшие оптические и ультрафиолетовые телескопы, которые можно по сигналу аппаратуры всплескового комплекса быстро наводить в область неба, в которой регистрируется гамма-всплеск. Идентификация источников всплесков и определение расстояния до них - ключевой вопрос для построения их теории. Пока неизвестно энерговыделение в источнике, остается очень большой произвол в выборе модели всплеска. 

    Тёмная  материя
    Тёмная  материя в астрономии и космологии — форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Это свойство данной формы вещества делает невозможным её прямое наблюдение. Однако возможно обнаружить присутствие тёмной материи по создаваемым ею гравитационным эффектам.
    Обнаружение природы тёмной материи поможет  решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально  быстрой скорости вращения внешних  областей галактик. 

    

Состав  Вселенной по данным WMAP 

    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.
    Непосредственное  изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, оказываются искажёнными или даже расщепляются из-за эффекта гравитационного линзирования. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления. Таким образом, прямым методом подтверждается наличие скрытой массы и тёмной материи в галактических скоплениях. 

    Барионная тёмная материя
    Наиболее  естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому необнаружимого 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: белые 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 после первичного нуклеосинтеза, 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. 

    Небарионная тёмная материя
    Теоретические модели предоставляют большой выбор  возможных кандидатов на роль небарионной  невидимой материи. Перечислим некоторые  из них. 

    Лёгкие  нейтрино
    В отличие от остальных кандидатов, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Поскольку  число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут  определять динамику Вселенной. Для достижения  , где   - так называемая критическая плотность, необходимы нейтринные массы порядка   эВ, где   обозначает число типов легких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка   эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи. 

    Тяжёлые нейтрино
    Из  данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо  взаимодействующих частиц (в том  числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино  (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются т. н. «стерильными», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу   в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для   следует диапазон масс приблизительно   эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи. 

    Суперсимметричные частицы
    В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым  кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино, гравитино, хиггсино (суперпартнеры фотона, гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино, и зино. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц в массой порядка 10 ГэВ. 

    Космионы
    Космионы  были введены в физику для разрешения проблемы солнечных нейтрино, состоящей  в существенном отличии потока нейтрино, детектируемых на Земле, от значения, предсказываемого стандартной моделью Солнца. Однако эта проблема нашла разрешение в рамках теории нейтринных осцилляций и эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна, так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи. 

    Топологические  дефекты пространства-времени
    Согласно  современным космологическим представлениям энергия вакуума определяется неким  локально однородным и изотропным скалярным  полем. Это поле необходимо для описания так называемых фазовых переходов вакуума при расширении Вселенной, во время которых происходило последовательное нарушение симметрии, приводящее к разъединению фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход — это скачок энергии вакуумного поля, стремящегося к своему основному состоянию (состоянию с минимальной энергией при данной температуре). Различные области пространства могли испытывать такой переход независимо, в результате чего образовывались области с определенной «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, магнитные монополи), линейные протяжённые объекты (космические струны), двумерные мембраны (доменные стенки), трехмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2011 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены. 

    Классификация тёмной материи
    В зависимости от скоростей частиц, из которых, предположительно, состоит  тёмная материя, её можно разделить  на несколько классов. 

    Горячая тёмная материя
    Состоит из частиц, движущихся со скоростью, близкой к световой — вероятно, из нейтрино. Эти частицы имеют очень маленькую массу, но всё же не нулевую, и учитывая огромное количество нейтрино во Вселенной (300 частиц на 1 см?), это даёт огромную массу. В некоторых моделях на нейтрино приходится 10 % тёмной материи.
    Эта материя из-за своей огромной скорости не может образовывать стабильные структуры, но может влиять на обычное вещество и другие виды тёмной материи. 

    Тёплая  тёмная материя
    Материю, движущуюся с релятивистскими скоростями, но ниже, чем у горячей тёмной материи, называют «тёплой». Скорости её частиц могут лежать в пределах от 0,1c до 0,95c. Некоторые данные, в частности, температурные колебания фонового микроволнового излучения, дают основания полагать, что такая форма материи может существовать.
    Пока  нет никаких кандидатов на роль составляющих тёплой тёмной материи, но возможно, стерильные нейтрино, которые должны двигаться  медленнее обычных трёх ароматов нейтрино, могут стать одним из них. 

    Холодная  тёмная материя
    Тёмную материю, которая движется при классических скоростях, называют «холодной». Этот вид материи представляет наибольший интерес, так как, в отличие от тёплой и горячей тёмной материи, холодная может образовывать стабильные формирования, и даже целые тёмные галактики.
и т.д.................


Перейти к полному тексту работы


Скачать работу с онлайн повышением уникальности до 90% по antiplagiat.ru, etxt.ru или advego.ru


Смотреть полный текст работы бесплатно


Смотреть похожие работы


* Примечание. Уникальность работы указана на дату публикации, текущее значение может отличаться от указанного.