Ewolucja wielkoskalowej struktury we Wszechświecie, od wczesnego jednolitego stanu po skupiony wszechświat, który znamy dzisiaj. Rodzaj i obfitość ciemnej materii zapewniłyby zupełnie inny wszechświat, gdybyśmy zmienili to, co posiada nasz wszechświat. (Angulo i in. 2008, przez Durham University)

Tylko ciemna materia (i niemodyfikowana grawitacja) może wyjaśnić wszechświat

Było wielu zwolenników publicznych z obozu „bez ciemnej materii”, którzy cieszyli się dużą popularnością. Ale Wszechświat wciąż potrzebuje ciemnej materii. Dlatego.

Jeśli spojrzysz na wszystkie galaktyki we Wszechświecie, zmierzysz, gdzie znajduje się cała materia, którą możesz wykryć, a następnie zorientujesz się, jak poruszają się te galaktyki, byłbyś dość zaskoczony. Podczas gdy w Układzie Słonecznym planety krążą wokół Słońca ze zmniejszającą się prędkością, im dalej od centrum odchodzisz - tak jak przewiduje prawo grawitacji - gwiazdy wokół centrum galaktycznego nie robią takich rzeczy. Mimo że masa jest skoncentrowana w kierunku wybrzuszenia środkowego i na płaszczyźnie podobnej do dysku, gwiazdy w zewnętrznych obszarach galaktyki krążą wokół niej z taką samą prędkością, jak w obszarach wewnętrznych, co jest sprzeczne z przewidywaniami. Oczywiście czegoś brakuje. Przychodzą mi na myśl dwa rozwiązania: albo istnieje pewien rodzaj niewidocznej masy, który uzupełnia deficyt, albo musimy zmodyfikować prawa grawitacji, jak to zrobiliśmy, kiedy skoczyliśmy z Newton do Einsteina. Chociaż obie te możliwości wydają się rozsądne, niewidzialne wyjaśnienie masy, znane jako ciemna materia, jest zdecydowanie lepszą opcją. Dlatego.

Poszczególne galaktyki można w zasadzie wytłumaczyć albo ciemną materią, albo modyfikacją grawitacji, ale nie są to najlepsze dowody, jakie mamy na to, z czego zbudowany jest Wszechświat, ani jak wyglądało to, jak jest dzisiaj. (Stefania.deluca z Wikimedia Commons)

Po pierwsze, odpowiedź nie ma nic wspólnego z poszczególnymi galaktykami. Galaktyki są jednymi z najbardziej niechlujnych obiektów w znanym Wszechświecie, a kiedy testujesz samą naturę samego Wszechświata, potrzebujesz najczystszego możliwego środowiska. Jest poświęcony temu cały obszar badań, znany jako kosmologia fizyczna. (Pełne ujawnienie: to moja dziedzina). Kiedy wszechświat się urodził, był bardzo zbliżony do munduru: prawie dokładnie taka sama gęstość wszędzie. Szacuje się, że najgęstszy region, od którego zaczął się Wszechświat, był mniej niż 0,01% gęstszy niż region najgęstszy na początku gorącego Wielkiego Wybuchu. Grawitacja działa bardzo prosto i bardzo prosto, nawet w skali kosmicznej, gdy mamy do czynienia z małymi odstępstwami od średniej gęstości. Jest to znane jako reżim liniowy i zapewnia świetny kosmiczny test zarówno grawitacji, jak i ciemnej materii.

Projekcja na dużą skalę przez objętość Illustris przy z = 0, wyśrodkowana na najbardziej masywnym gromadzie, głębokość 15 Mpc / h. Pokazuje gęstość ciemnej materii (po lewej) przechodzącą w gęstość gazu (po prawej). Wielkoskalowej struktury Wszechświata nie da się wyjaśnić bez ciemnej materii. (Illustris Collaboration / Illustris Simulation)

Z drugiej strony, gdy mamy do czynienia z dużymi odstępstwami od średniej, umieszcza cię to w tak zwanym reżimie nieliniowym, a testy te są znacznie trudniejsze do wyciągnięcia wniosków. Dziś galaktyka taka jak Droga Mleczna może być milion razy gęstsza niż średnia gęstość kosmiczna, co mocno osadza ją w reżimie nieliniowym. Z drugiej strony, jeśli spojrzymy na Wszechświat albo w bardzo dużych skalach, albo w bardzo wczesnych czasach, efekty grawitacyjne są znacznie bardziej liniowe, co czyni go idealnym laboratorium. Jeśli chcesz zbadać, czy możesz zmienić grawitację lub dodać dodatkowy składnik ciemnej materii, powinieneś sprawdzić, gdzie efekty są najczystsze i tam najłatwiej przewidzieć efekty grawitacyjne: w reżimie liniowym.

Oto najlepsze sposoby na zbadanie Wszechświata w tamtych czasach i to, co ci mówią.

Wahania tła kosmicznej mikrofalówki zostały najpierw dokładnie zmierzone za pomocą COBE w latach 90., a następnie dokładniej za pomocą WMAP w 2000 r. I Planck (powyżej) w 2010 r. Ten obraz koduje ogromną ilość informacji o wczesnym Wszechświecie, w tym jego skład, wiek i historię. (ESA i współpraca Plancka)

1.) Wahania tła kosmicznej mikrofalówki. To jest nasz najwcześniejszy prawdziwy obraz Wszechświata i fluktuacje gęstości energii w czasie zaledwie 380 000 lat po Wielkim Wybuchu. Niebieskie regiony odpowiadają nadmiernym gęstościom, w których grudki materii rozpoczęły swój nieuchronny wzrost grawitacyjny, kierując się w ich stronę, tworząc gwiazdy, galaktyki i gromady galaktyk. Czerwone regiony to regiony zaniżone, w których materia ginie w gęstszych regionach otaczających ją. Patrząc na te wahania temperatury i ich korelację - to znaczy na określoną skalę. jaka jest wartość twojej średniej fluktuacji od średniej temperatury - możesz dowiedzieć się okropnie dużo o składzie swojego Wszechświata.

Względne wysokości i położenia tych pików akustycznych, uzyskane z danych w Kosmicznym Mikrofalowym Tle, są zdecydowanie zgodne z Wszechświatem złożonym z 68% ciemnej energii, 27% ciemnej materii i 5% normalnej materii. Odchylenia są ściśle ograniczone. (Wyniki Plancka 2015. XX. Ograniczenia inflacji - Współpraca Plancka (Ade, PAR i in.) ArXiv: 1502.02114)

W szczególności pozycje i wysokości (zwłaszcza wysokości względne) siedmiu zidentyfikowanych powyżej pików zgadzają się spektakularnie ze szczególnym dopasowaniem: Wszechświat, który ma 68% ciemnej energii, 27% ciemnej materii i 5% normalnej materii. Jeśli nie uwzględnisz ciemnej materii, nie można dopasować względnych rozmiarów pików nieparzystych i pików parzystych. Najlepsze, co mogą modyfikować twierdzenia grawitacyjne, to albo uzyskać dwa pierwsze szczyty (ale nie trzeci lub więcej), albo uzyskać właściwe spektrum pików, dodając również ciemną materię, która pokonuje cały cel. Nie ma znanych modyfikacji grawitacji Einsteina, które mogłyby odtworzyć te prognozy, nawet po fakcie, bez dodawania ciemnej materii.

Ilustracja wzorów skupień spowodowanych oscylacjami akustycznymi Baryona, w których prawdopodobieństwo znalezienia galaktyki w pewnej odległości od jakiejkolwiek innej galaktyki zależy od relacji między ciemną materią a normalną materią. Wraz z rozszerzaniem się Wszechświata zwiększa się również ta charakterystyczna odległość, co pozwala nam zmierzyć stałą Hubble'a. (Zosia Rostomian)

2.) Wielkoskalowa struktura we Wszechświecie. Jeśli masz galaktykę, jakie jest prawdopodobieństwo, że znajdziesz inną galaktykę w pewnej odległości? A jeśli spojrzysz na Wszechświat w pewnej skali wolumetrycznej, jakie odstępstwa od „średniej” liczby galaktyk spodziewają się tam zobaczyć? Te pytania leżą u podstaw zrozumienia wielkoskalowej struktury, a ich odpowiedzi zależą bardzo silnie zarówno od praw grawitacji, jak i od tego, co jest we Wszechświecie. We Wszechświecie, w którym 100% twojej materii jest materią normalną, będziesz mieć duże tłumienia formowania się struktur w określonych, dużych skalach, a jeśli twój Wszechświat jest zdominowany przez ciemną materię, dostaniesz tylko małe tłumienia nałożone na gładkie tło . Nie potrzebujesz żadnych symulacji ani efektów nieliniowych, aby to zbadać; to wszystko można obliczyć ręcznie.

Punkty danych z naszych obserwowanych galaktyk (czerwone punkty) i prognozy z kosmologii z ciemną materią (czarna linia) układają się niezwykle dobrze. Niebieskie linie, z modyfikacjami grawitacji i bez nich, nie mogą odtworzyć tej obserwacji bez ciemnej materii (S. Dodelson, z http://arxiv.org/abs/1112.1320)

Kiedy patrzymy na Wszechświat na tych największych skalach i porównujemy z przewidywaniami różnych scenariuszy, wyniki są niezaprzeczalne. Te czerwone punkty (z paskami błędów, jak pokazano) to obserwacje - dane - z naszego własnego Wszechświata. Czarna linia jest prognozą naszej standardowej kosmologii ΛCDM, z normalną materią, ciemną materią (sześciokrotnie większą niż normalna materia), ciemną energią i ogólną teorią względności jako prawem rządzącym. Zwróć uwagę na małe poruszenia i jak dobrze - jak zdumiewająco dobrze - prognozy pasują do danych. Niebieskie linie są przewidywaniami normalnej materii bez ciemnej materii, zarówno w standardowych (stałych), jak i zmodyfikowanych grawitacjach (kropkowanych). I znowu, nie są znane modyfikacje grawitacji, które mogłyby odtworzyć te wyniki, nawet po fakcie, bez uwzględnienia ciemnej materii.

Ścieżka protonów i neutronów we wczesnym Wszechświecie, tworząc najlżejsze pierwiastki i izotopy: deuter, hel-3 i hel-4. Stosunek nukleonu do fotonu określa, z jak dużą ilością tych pierwiastków skończymy dzisiaj w naszym Wszechświecie. Pomiary te pozwalają nam bardzo dokładnie poznać gęstość normalnej materii w całym Wszechświecie. (E. Siegel / Beyond The Galaxy)

3.) Względna obfitość elementów lekkich uformowanych we wczesnym Wszechświecie. To nie jest konkretnie pytanie związane z ciemną materią, ani też nie jest bardzo zależne od grawitacji. Ale ze względu na fizykę wczesnego Wszechświata, w którym jądra atomowe są rozerwane w wystarczająco wysokich warunkach energetycznych, gdy Wszechświat jest wyjątkowo jednolity, możemy dokładnie przewidzieć, ile wodoru, deuteru, helu-3, helu-4 i litu- 7 należy pozostawić po Wielkim Wybuchu w pierwotnym gazie, który widzimy dzisiaj. Jest tylko jeden parametr, od którego zależą wszystkie te wyniki: stosunek fotonów do barionów (łącznie protony i neutrony) we Wszechświecie. Zmierzyliśmy liczbę fotonów we Wszechświecie dzięki satelitom WMAP i Planck, a także zmierzyliśmy ich obfitość.

Przewidywane obfitości helu-4, deuteru, helu-3 i litu-7, zgodnie z przewidywaniami nukleosyntezy Big Bang, z obserwacjami pokazanymi w czerwonych okręgach. (Zespół naukowy NASA / WMAP)

Podsumowując, mówią nam całkowitą ilość normalnej materii we Wszechświecie: jest to 4,9% gęstości krytycznej. Innymi słowy, znamy całkowitą ilość normalnej materii we Wszechświecie. Jest to liczba, która jest spektakularnie zgodna zarówno z kosmicznymi danymi mikrofalowymi w tle, jak i danymi struktury na dużą skalę, a jednak tylko około 15% całkowitej ilości materii, która musi być obecna. Znów nie ma znanej modyfikacji grawitacji, która mogłaby dać ci te przewidywania na dużą skalę, a także dać ci tak małą obfitość normalnej materii.

Gromada MACS J0416.1–2403 w optyce, jedno z pól granicznych Hubble'a, które ujawnia, poprzez soczewkowanie grawitacyjne, niektóre z najgłębszych, najsłabszych galaktyk, jakie kiedykolwiek widziałem we Wszechświecie. (NASA / STScI)

4.) Gięcie grawitacyjne światła gwiazd z dużych mas gromad we Wszechświecie. Kiedy patrzymy na największe skupiska masy we Wszechświecie, te, które są najbliżej pozostania w liniowym reżimie tworzenia struktury, zauważamy, że światło tła z nich jest zniekształcone. Wynika to z wyginania grawitacyjnego światła gwiazd we względności zwanego soczewkowaniem grawitacyjnym. Kiedy wykorzystujemy te obserwacje do ustalenia, jaka jest całkowita ilość masy obecnej we Wszechświecie, otrzymujemy tę samą liczbę, którą otrzymaliśmy przez cały czas: około 30% całkowitej energii Wszechświata musi być obecne we wszystkich formach materii, razem wziętych , aby odtworzyć te wyniki. Przy zawartości jedynie 4,9% w normalnej materii, oznacza to, że musi istnieć jakiś rodzaj ciemnej materii.

Soczewkowanie grawitacyjne w gromadzie galaktyk Abell S1063, pokazujące zgięcie światła gwiazd przez obecność materii i energii. (NASA, ESA i J. Lotz (STScI))

Kiedy patrzysz na pełny zestaw danych, a nie tylko na małe szczegóły tego, co dzieje się w chaotycznym, złożonym, nieliniowym reżimie, nie ma sposobu na uzyskanie Wszechświata, który mamy dzisiaj, bez dodawania ciemnej materii. Ludzie, którzy używają brzytwy Ockhama (niepoprawnie), aby argumentować na korzyść MOND lub MOdified Newtonian Dynamics, muszą wziąć pod uwagę, że modyfikacja prawa Newtona nie rozwiąże tych problemów. Jeśli używasz Newtona, tracisz sukcesy względności Einsteina, których jest zbyt wiele, by je tutaj wymienić. Występuje opóźnienie czasowe Shapiro. Istnieje dylatacja czasu grawitacji i przesunięcie grawitacyjne. Istnieją ramy Wielkiego Wybuchu i koncepcja rozszerzającego się Wszechświata. Jest efekt spragnienia soczewki. Istnieją bezpośrednie wykrycia fal grawitacyjnych, których zmierzona prędkość jest równa prędkości światła. Istnieją ruchy galaktyk w gromadach i gromady samych galaktyk w największych skalach.

W największych skalach sposób, w jaki galaktyki gromadują się obserwacyjnie (niebieski i fioletowy), nie może być dopasowany do symulacji (czerwony), jeśli nie uwzględniono ciemnej materii. (Gerard Lemson i konsorcjum Virgo, dane z SDSS, 2dFGRS i Millennium Simulation)

I dla wszystkich tych obserwacji nie ma jednej modyfikacji grawitacji, która mogłaby odtworzyć te sukcesy. W sferze publicznej jest kilka głośnych osób, które opowiadają się za MOND (lub innymi zmodyfikowanymi inkarnacjami grawitacyjnymi) jako uzasadnioną alternatywą dla ciemnej materii, ale w tym momencie po prostu tak nie jest. Społeczność kosmologii wcale nie jest dogmatyczna w kwestii potrzeby ciemnej materii; „wierzymy” w to, ponieważ wymagają tego wszystkie te obserwacje. Jednak pomimo wszystkich wysiłków włożonych w modyfikację teorii względności, nie ma znanych modyfikacji, które mogłyby wyjaśnić nawet dwa z tych czterech punktów, a tym bardziej wszystkie cztery. Ale ciemna materia może i robi.

Tylko dlatego, że ciemna materia wydaje się być dla niektórych czynnikiem krówki, w porównaniu do pomysłu modyfikacji grawitacji Einsteina, nie nadaje temu drugiemu dodatkowego ciężaru. Jak Umberto Eco napisał w Wahadle Foucaulta: „Jak powiedział mężczyzna, dla każdego złożonego problemu istnieje proste rozwiązanie i jest złe”. Jeśli ktoś próbuje sprzedać ci zmodyfikowaną grawitację, zapytaj go o kosmiczne tło mikrofalowe. Zapytaj ich o strukturę na dużą skalę. Zapytaj ich o nukleosyntezę Wielkiego Wybuchu i pełny zestaw innych obserwacji kosmologicznych. Dopóki nie otrzymają solidnej odpowiedzi równie dobrej jak ciemna materia, nie daj się usatysfakcjonować.

Cztery zderzające się gromady galaktyk, pokazujące rozdział między promieniami rentgenowskimi (różowymi) i grawitacyjnymi (niebieskim), wskazującymi na ciemną materię. W dużych skalach zimna ciemna materia jest konieczna i nie będzie żadnej alternatywy ani substytutu. (Rentgen: NASA / CXC / UVic. / A.Mahdavi i in. Optical / Lensing: CFHT / UVic. / A. Mahdavi i in. (u góry po lewej); Rentgen: NASA / CXC / UCDavis / W.Dawson i in .; Optyczny: NASA / STScI / UCDavis / W.Dawson i in. (u góry po prawej); ESA / XMM-Newton / F. Gastaldello (INAF / IASF, Mediolan, Włochy) / CFHTLS (u dołu po lewej); RTG: NASA, ESA, CXC, M. Bradac (University of California, Santa Barbara) i S. Allen (Uniwersytet Stanforda) (u dołu po prawej) ))

Zmodyfikowana grawitacja nie może z powodzeniem przewidzieć wielkoskalowej struktury Wszechświata, tak jak Wszechświat pełen ciemnej materii. Kropka. I dopóki nie będzie to możliwe, nie warto zwracać uwagi na poważnego konkurenta. Nie możesz zignorować kosmologii fizycznej w swoich próbach rozszyfrowania kosmosu, a przewidywania dotyczące wielkoskalowej struktury, tła mikrofalowego, elementów świetlnych i wygięcia światła gwiazd są jednymi z najbardziej podstawowych i najważniejszych prognoz, które wynikają z kosmologii fizycznej . MOND ma duże zwycięstwo nad ciemną materią: wyjaśnia krzywe rotacji galaktyk lepiej niż kiedykolwiek ciemna materia, w tym aż do dnia dzisiejszego. Ale nie jest to jeszcze teoria fizyczna i nie jest ona zgodna z pełnym zestawem obserwacji, które mamy do dyspozycji. Dopóki ten dzień nie nadejdzie, ciemna materia będzie słusznie wiodącą teorią tego, co składa się na masę w naszym Wszechświecie.

Gra Starts With A Bang jest już dostępna na Forbes, a dzięki naszym zwolennikom Patreon została ponownie opublikowana na poziomie Medium. Ethan jest autorem dwóch książek, Beyond The Galaxy i Treknology: The Science of Star Trek, od Tricorderów po Warp Drive.