В поисках темной материи

Современная космология оправдывается с помощью модели "холодной темной материи" (LCDM), которая, при всей своей огромности, сводится к лишь шести условным параметрам. Эти параметры определяют ключевые аспекты универсума, предоставляя ученым инструменты для развертывания картины Большого взрыва и его последствий. Давайте подробнее рассмотрим эти шесть ключевых элементов.

1. Параметр Хаббла (H₀)

Прежде всего, мы имеем параметр Хаббла, который определяет скорость расширения универсума. Он является мерой относительной скорости удаления галактик, наблюдателей нашего мира.

2. Параметр плотности темной энергии (ΩΛ)

Второй параметр - это доля энергии всей вселенной, которая приходится на темную энергию, загадочную силу, ускоряющую расширение.

3. Параметр плотности темной материи (ΩCDM)

Третий параметр определяет долю вселенной, которая заполнена темной материей (CDM), и играет важную роль в формировании космических структур.

4. Спектр плотности примордиальных флуктуаций

Нас ждет амплитуда флуктуаций плотности, возникших на начальных стадиях универсума, формирующего современный ландшафт галактик.

5. Спектр потока гравитационного колебания

Мы рассматриваем информацию о гравитационных волнах, возникших при становлении вселенной, которые проявились во время формирования крупных космологических структур.

6. Параметр уравнения темной энергии (w)

Последний параметр описывает изменение плотности темной энергии со временем.

Однако вызов в космологии заключается в том, что модель LCDM проявляет внутреннюю согласованность только при подгонке к данным. Это усложняется, когда вводится дополнительный параметр. Ученые прибегают к научной фантазии для решения этой головоломки.

Альтернативный взгляд включает рассмотрение всех дополнительных параметров в контексте двух важных масштабов.

Первый масштаб: Звуковой горизонт

Этот масштаб демонстрирует расстояние, которое первичная материя преодолела до момента рекомбинации. Момент рекомбинации определяется, когда расширение вселенной и создание пространства начинают отделяться.

Второй масштаб: Шкала равенства

Это вопрос о том, каким был размер вселенной, когда количество материи и излучения были равными. То есть, как менялась шкала равенства после эпохи рекомбинации.

Удивительно, но при оценках возникает расхождение. Например, если учесть возраст Вселенной, получается, что мы должны находиться в пределах 4230 мегапарсек, что противоречит другим измерениям и наблюдениям.