Munin: я сейчас не чтобы спорить, а чтобы уточнить: темная материя и темная энергия - это уже на уровне конкретной теории или это пока лишь гипотеза?
Это не противоположные случаи, вам надо понимать, что:
- По степени подтверждённости утверждение проходит стадии:
(0. Не имеет отношения к реальности, например, toy model.)
1. Гипотеза - может иметь место в реальности, но это ещё не проверено.
2. Подтверждённый факт - проверено, результаты проверки положительные.
- По степени проработанности идут другие стадии:
1. Идея - отдельная логическая связь.
2. Рассуждение - цепочка логических связей.
3. Теория - сеть логических связей, позволяющая выбирать цепочки между любыми заданными точками.
И эти градации идут независимо, "перпендикулярно". Правда, слова эти не обязательные, и применяются часто неформально и неточно, но общий смысл таков. Слово "теория" не означает доказанность, а означает проработанность концепции. Слово "гипотеза" не означает непроработанность, а означает недоказанность.
Так вот, (космологическая) тёмная материя, и тёмная энергия - это и гипотезы, и теории. Гипотезы они - потому, что до сих пор не закрыты окончательно с уверенностью альтернативные варианты. Теории они - потому, что подразумевают достаточно чёткую интерпретацию (хотя и не очень глубокую, недетальную), позволяют вести расчёты. Мэйнстрим - основные умонастроения в рядах учёных - склоняется не к тому, чтобы искать и разрабатывать альтернативные гипотезы, а к тому, чтобы углублять и детализировать именно эти гипотезы. Хотя это ещё мало о чём говорит, мэйнстрим может быть неправ (хотя он чаще прав, чем неправ).
-- 04.09.2014 15:26:46 --Не факт, что газ. Это может быть поле. Солитон размером с галактику.
Может быть, но для него труднее уравнение состояния CDM оправдать.
-- 04.09.2014 16:15:14 --Рассмотрим плотное скопление галлактик. Плотное не в смысле большого количества галлактик, а в смысле минимального растояния между галлактиками. Как выглядит гало для такого скопления? Имеет ли гало всего одно большое общее "донышко" потенциальной энергии или все таки каждое гало имеет свое небольшое донышко?
Ох, вы спрашиваете детали, которые:
- требуют от меня быть специалистом именно по DM;
- требуют, чтобы были уже в наличии такие наблюдения, на нужном уровне точности.
Первое не выполнено, второе - боюсь, тоже. Повторяю, DM видна ("видна") по гравитационному линзированию довольно грубо. Если плотное скопление галактик - то скорей всего, наблюдение DM в нём будет недостаточно детально по чувствительности и угловому разрешению, чтобы различить предложенные вами случаи.
Хотя несомненно, вопрос интересный, и видимо, в эту сторону будут направлены наблюдательные усилия в ближайшие годы.
1. У Зельдовича есть несколько глав о неустойчивостях однородного распределения вещества. Не устарели ли эти результаты? Применимы ли они не только к обычной материи, но и к темной?
Вы про раздел 3 "Гравитационная неустойчивость в космологии и образование галактик". В общем, там не результаты, а рассуждения. Дело в том, что на времена Зельдовича как раз эти рассуждения с наблюдениями стыковались плохо - в том числе, из-за того, что не были введены понятия DM и DE, не было введено теории инфляции (которая подарила космологам спектр начальных возмущений), не было на практике измерено возмущений реликта, да и наблюдения красных смещений ещё только начинались (CfA только начался в 1977, а результаты дал только к 1982.).
В общем, там очень долго можно детально разгребать, что устарело, а что не устарело. Многие теоретические мысли "из общих принципов" остались, но они не привязаны к наблюдениям. Попытки привязки к наблюдениям - устарели. Проще почитать это всё по современным книгам, Горбунов-Рубаков и свежий Вайнберг.
Зельдович в качестве всеобуча хорош своими разделами 1, 2. А разделы 3-5 более гипотетические и значительно потеряли акутальность.
Рад, что вы на самом деле открыли книги.
2. У Горбунова-Рубакова тоже кое что есть о неустойчивости. Насколько это закончено и неоспоримо.
Это как раз сейчас активное поле исследований (начавшихся в конце 90-х - начале 00-х). Горбунов-Рубаков дают какое-то текущее состояние, но никаких гарантий, что так всё и останется, скажем, к 2030 году, нет. Хотя понятно уже больше, чем во времена Зельдовича. Есть, наконец, наблюдения, и с ними можно работать.
3. Имеется ли списон нерешенных проблем в космологии наподибие того, что когда-то Гинзбург составлял для всей физики?
Где-то я что-то такое видел, но не помню. В общем, для составления такого нужен ум масштаба Гинзбурга :-) (Рубаков, что ли?)
В общем, можно перебирать по пальцам основные frontiers космологии, и по ним - перечислять проблемы. Frontiers таковы:
- "что было раньше?" - теория инфляции (или её альтернативы);
- "чего мы не видим?" - DM и DE;
- детальное понимание "чего мы видим" - формирование структур и вообще сами структуры.
Некоторые вопросы висят без бурного обсуждения, потому что завязаны на смежные отрасли:
- для понимания начальных стадий горячей Вселенной, в т. ч. бариогенеза, нужны теории от ФЭЧ и ускорительные эксперименты;
- для обсуждения гравитационных волн, нейтрино, частиц DM - нужны наблюдательные результаты;
- для обсуждения возникновения галактик - нужна астрофизика галактик, чёрных дыр, симуляции.
Вообще, надо
Pphantom спросить, он может такой список буквально под рукой иметь.
4. Насколько завершена теория неустойчивостей для однородного распределения в космологии?
Смотря, что под этим понимать. Если рассуждения на уровне Джинса - то всё просто: берём ОТО, космологическое решение ОТО в качестве фона, и закладываем модельное уравнение состояния. Например, пыль (холодный газ), излучение (горячий газ, где "горячий" означает ультрарелятивистские температуры
), можно какое-нибудь поле, хотя это уже экзотическая идея. Получаем оценки на уровне Джинса же: такие-то неоднородности растут, а такие-то нет.
Реально задача ставится для набора разных компонент, каким-то образом между собой взаимодействующих, и ещё хорошо бы это привязать к наблюдениям. Это всё далеко от завершения, и это как раз область бурных исследований в настоящий момент (в последние полтора десятилетия).
Кстати, эта задача близка к астрофизической задаче возникновения звёзд (и м. б. беззвёздных чёрных дыр).
