Тёмная материя

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Это старая версия этой страницы, сохранённая Raoul NK (обсуждение | вклад) в 11:25, 5 сентября 2019. Она может серьёзно отличаться от текущей версии.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Отпатрулированная версия этой страницы, проверенная 5 сентября 2019, была основана на этой версии.
У этого термина существуют и другие значения, см. Тёмная материя (значения).
Не следует путать с тёмной энергией.
Состав Вселенной по данным WMAP, используемым в рамках модели Лямбда-CDM

Тёмная мате́рия в астрономии и космологии, а также в теоретической физике — гипотетическая форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и напрямую не взаимодействует с ним[1]. Это свойство данной материи затрудняет и, возможно, даже делает невозможным её прямое наблюдение.

Вывод о существовании тёмной материи сделан на основании многочисленных, согласующихся друг с другом, но косвенных признаков поведения астрофизических объектов и по создаваемым ими гравитационным эффектам. Выяснение природы тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик[2].

История

В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел отклонялось от законов небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B. В 1922 году астрономы Джеймс Джинс и Якобус Каптейн исследовали движение звёзд в нашей Галактике и пришли к выводу, что бо́льшая часть вещества в галактике невидима; в этих работах, вероятно, впервые появился термин «тёмная материя» (англ. dark matter)[3]. Ян Оорт использовал тот же термин в статье 1932 года[4].

Кривая вращения галактики: (A) ожидаемая; (B) реальная

Широкое распространение термин получил после работ Фрица Цвикки, который употребил его в 1933 году в своей работе[5][6]. Цвикки измерил радиальные скорости восьми галактик в скоплении Кома (созвездие Волосы Вероники) и обнаружил, что для устойчивости скопления приходится предположить, что его полная масса в десятки раз больше, чем масса входящих в него звёзд[7]. Вскоре другие астрономы пришли к таким же выводам для многих других галактик. Особенный интерес вызвала туманность Андромеды (Хорес Бэбкок, 1939) — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально (где  — расстояние до центра), а оставалась почти постоянной (см. рисунок). Это могло означать, что галактика на всём своём протяжении содержит значительную массу невидимого вещества («галактическое гало»).

Начиная с 1960-х годов, когда начался бурный прогресс наблюдательных средств астрономии, число аргументов в пользу существования тёмной материи быстро росло. При этом оценки её параметров, полученные из разных источников и разными методами, в целом согласуются между собой[3].

  1. Описанное выше неубывание скорости вращения звёзд оказалось не аномалией, а типичной ситуацией в мире галактик.
  2. При исследовании движения спутников галактик и близко расположенных шаровых скоплений было подтверждено, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд.
  3. Было проведено изучение движения в системах двойных галактик и в галактических скоплениях. Оказалось, что в этих масштабах доля тёмной материи намного выше, чем внутри галактик.
  4. Звёздная масса эллиптических галактик, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактику горячего газа, если не учесть тёмную материю.
  5. Оценка массы скоплений галактик, осуществляющих гравитационное линзирование, даёт результаты, включающие вклад тёмной материи и близкие к полученным другими методами.

Большой вклад внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов астрономы Вера Рубин из Института Карнеги и Кент Форд[англ.] — они были первыми, кто провёл точные и надёжные вычисления, указывающие на наличие тёмной материи. Они работали с новым, более чувствительным спектрографом, который мог гораздо точнее измерять скорость вращения диска спиральных галактик даже при виде «с ребра»[8]. Рубин и Форд заявили на конференции Американского астрономического общества в 1975 году об открытии: большинство звёзд в спиральных галактиках двигаются по орбитам примерно с одинаковой угловой скоростью, что приводит к мысли, что плотность массы в галактиках одинакова и для тех регионов, где находится большинство звёзд (балдж), и для тех регионов (на краю диска), где звёзд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году[9]. В 1980 году работа Рубин была окончательно признана астрономическим сообществом[10][11].

Интересно, что сама Вера Рубин предпочитала модифицированную ньютоновскую динамику (MOND) как причину найденного ей эффекта, замечая: «Если бы я выбирала, то я бы хотела открыть, что это именно ньютоновские законы должны быть изменены для правильного описания гравитационных взаимодействий на больших расстояниях. Это более привлекательно, чем Вселенная, наполненная новым типом субъядерных частиц»[12].

Данные наблюдений

Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным) веществом, 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[13].

Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме земного шара. Однако измерения дали значение не более 0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными[14][15][16].

Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений космической обсерватории «Планк», интерпретированным с учётом стандартной космологической модели Лямбда-CDM, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной состоит на 4,9 % из обычной (барионной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из тёмной энергии[17][18]. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии[19].

Кандидаты на роль тёмной материи

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 не обнаружимого 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, чёрные карлики — они же остывшие 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 лёгких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка 10−2...10−3 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 лептонов — слабо взаимодействующих частиц (электронов, мюонов и таонов и их нейтрино) — равно 3. Эти данные верны для числа поколений лептонов с массой менее 45 ГэВ. Таким образом, тяжёлые нейтрино (парные тяжёлым лептонам с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются так называемыми «стерильными», то есть не проявляющимися в слабых взаимодействиях в обычных условиях. Теоретические модели предсказывают массу в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для следует диапазон масс приблизительно 10−1...104 эВ; таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.

Аксионы

Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы отсутствия сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике. Хотя считается, что аксионы должны быть очень лёгкими, они могут составлять существенную часть холодной тёмной материи. Космологические данные ограничивают массу аксиона на уровне не более 10−5 эВ, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами[20].

Суперсимметричные частицы

См. также: Легчайшая суперсимметричная частица

В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (так называемая легчайшая суперсимметричная частица, или LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино, гравитино, хиггсино (суперпартнёры фотона, гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино и зино. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с 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 определённой «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), трёхмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2018 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.

Первичные чёрные дыры

Существует гипотеза, что значительную часть тёмной материи составляют первичные чёрные дыры, образовавшиеся в первую секунду после Большого взрыва[21].

Возможно, что планковские чёрные дыры (максимоны), являющиеся конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильны и больше не подвержены излучению Хокинга. Планковские чёрные дыры характеризует крайне малое сечение взаимодействия — порядка 10−66 см2, на 20 порядков меньше сечения взаимодействия нейтрино. Малость сечения взаимодействия нейтральных максимонов с веществом приводит к тому, что значительная (или даже основная) часть материи во Вселенной в настоящее время могла бы состоять из максимонов, не приводя к противоречию с наблюдениями. Таким образом, максимоны могли бы играть роль тёмной материи[22].

Классификация тёмной материи

Ключевое предположение приводимой ниже классификации состоит в том, что частицы ТМ находились в термодинамическом равновесии с частицами космической плазмы на ранних стадиях эволюции Вселенной. В определённый момент времени температура упала настолько, что среднее время пролёта частиц ТМ в плазме превысило хаббловское (реакция «заморозилась»), и взаимодействия с барионным веществом прекратились. В зависимости от температуры, при которой это произошло, ТМ делят на «горячую», «холодную» и «тёплую».

Горячая тёмная материя

Если в момент выхода из равновесия энергия частиц ТМ намного превышала их массу (т. е. частицы были ультрарелятивистскими), ТМ называют горячей. Такими могли бы быть лёгкие частицы типа нейтрино, но космологические данные исключают возможность того, что последние составляют значительную долю ТМ.

Холодная тёмная материя

Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной» (англ.  CDM — Cold Dark Matter). Она наиболее предпочтительна с точки зрения космологии, так как частицы горячей ТМ при движении с релятивистскими скоростями разглаживали бы неоднородности плотности материи на масштабах порядка хаббловского в ту эпоху и, таким образом, препятствовали бы образованию крупномасштабных структур, что противоречит наблюдательным данным. Фактически, поведение частиц уже с массами ≥30 кэВ обнаруживает все свойства холодной ТМ. К числу кандидатов на роль частиц холодной ТМ относится в первую очередь класс частиц, называемых вимпами (WIMP — weakly interacting massive particle), чья масса варьируется от нескольких десятков ГэВ до нескольких ТэВ, а сечения аннигиляции и рассеяния на частицах барионного вещества сравнимы с сечениями слабых процессов. Преимущество вимпов в том, что их остаточная концентрация естественным образом даёт нужный вклад в баланс энергии в современной Вселенной, а величина взаимодействий с частицами барионного вещества делает возможным их прямое обнаружение. Чаще всего на роль вимпа предлагается легчайшая (и, таким образом, стабильная) частица суперсимметричного расширения Стандартной модели, являющаяся суперпозицией суперпартнёров калибровочных и хиггсовских бозонов (см. выше подраздел Суперсимметричные частицы).

Проблема сингулярного гало

Существует так называемая «проблема сингулярного гало» (англ. cuspy halo problem) возникающая из простой космологической симуляции (численного моделирования) распределения ТМ. Расчёты однозначно указывают на то, что холодная тёмная материя (CDM) будет образовывать касп или сингулярность (резкий пик в распределении) в центре галактики или в целом в более плотных областях Вселенной. Говоря понятным языком, тёмная материя в галактике, например в нашей Галактике Млечный Путь, будет двигаться в основном в центр галактики, а не в другие регионы. Однако все прямые астрономические наблюдения, приведшие к обнаружению эффекта тёмной материи, показывают обратную картину: тёмная материя образует гало вокруг галактики (заполняет пустоты между скоплениями галактик) и не показывает никаких сингулярностей в своём распределении.

Цитаты из работ по данной тематике:

The presence of a cusp in the centers of CDM halos is one of the earliest and strongest results derived from N-body cosmological simulations. Наличие сингулярности в центре гало холодной тёмной материи — это один из наиболее ранних и сильных результатов, выведенных из космологических расчётов взаимодействия N тел.


The main one that has attracted a lot of attention is the cuspy halo problem, namely that CDM models predict halos that have a high density core or have an inner profile that is too steep compared to observations. Основная [проблема], которая привлекла много внимания, — это проблема сингулярного гало, а конкретно то, что CDM модели предсказывают ядро высокой плотности или имеют внутренний профиль [плотности], который слишком крут по сравнению с наблюдениями.

Эта проблема пока не разрешена. Есть только голословные, ничем не подкреплённые предположения, что барионная материя как-то вытесняет или заменяет холодную тёмную материю в ядрах спиральных галактик (механизм этого никак не объясняется).

Согласно работе[25] всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:

  1. «CDM гало должны иметь сингулярности (каспы), таким образом заявленные пределы сохраняются и дают новые ограничения на космологические параметры» («CDM halos must have cusps, so the stated limits hold and provide new constraints on cosmological parameters»)[26];
  2. «Что-то (обратная связь, модификации в самой природе тёмной материи) устраняет каспы и, вследствие этого, космологические ограничения» («Something (e.g. feedback, modifications of the nature of dark matter) eliminates cusps and thus the constraints on cosmology»)[27];
  3. «Картина образования гало, предложенная моделированием CDM, неверна» («The picture of halo formation suggested by CDM simulations is wrong»).

Ещё один подход к решению этой проблемы: изменение свойств и природы тёмной материи. Предлагаются разновидности: тёплая тёмная материя, нечёткая (fuzzy) холодная тёмная материя, самовзаимодействующая тёмная материя, мета-холодная тёмная материя[28].

С данной проблемой также тесно связана проблема дефицита карликовых галактик (также известная как «проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников»). Суть её в том, что число карликовых галактик (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур тёмной материи. Есть два возможных решения проблемы: 1. карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик; 2. карликовые галактики просто не видны, так как их тёмная материя не в состоянии привлечь достаточное количество барионной материи, чтобы они стали видимыми. Второе решение частично подтверждается недавним (2007 год) открытием обсерваторией Кека восьми ультра-тусклых карликовых галактик — спутников Млечного пути. Шесть из них на 99,9 % состоят из тёмной материи (соотношение «массы к свету» составляет около 1000)[29].

Тёплая тёмная материя

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. В момент выхода из равновесия эти частицы были релятивистскими[источник не указан 2198 дней]. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной (который случился при температурах порядка 1 эВ), а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях, и этот рост существенно зависит от того, является ли ТМ релятивистской или нет на пылевидной стадии. Хорошим кандидатом на роль тёплой ТМ являются так называемые стерильные нейтрино — правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов Стандартной модели. Так, в модели νMSM, расширяющей Стандартную модель за счёт включения трёх стерильных нейтрино, одно из них может иметь массу порядка 1 кэВ/c² и являться, таким образом, кандидатом в ТМ. В частности, представлена оценка массы такой частицы: 800 ± 200 эВ по данным сопоставления экспериментального и теоретического значения энергии спин-спинового взаимодействия протона и дейтрона в молекуле водорода HD[30]. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.

Обнаружение

Астрономические наблюдения

Четыре независимых друг от друга метода прямого астрономического наблюдения невидимой массы (тёмной материи):

  • Динамический — распределение радиальных скоростей галактик в галактических скоплениях (или звёзд, шаровых скоплений в галактиках) по методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и методик, с лучшей точностью и большей статистикой.
  • Газодинамический — с помощью рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях. Температура и плотность газа может быть определена на основе энергии и потока рентгеновских лучей, затем можно рассчитать температуру газа (из термодинамики), что даёт возможность оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской орбитальной обсерватории «Чандра» основаны на этом подходе определения масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение барионной массы к полной массе на уровне 12—15 %, что не сильно противоречит данным с орбитальной обсерватории Планка дающим оценку в районе 15,5—16 %[31].
  • Расчёт сильного гравитационного линзирования — этот метод требует точных изображений сильно удалённых огромных структур: самых крупных галактических скоплений.
Скоплении галактик Abell 1689 (снимок телескопа Хаббл). Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом; галактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги (видно при увеличении снимка)

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, в силу эффекта гравитационного линзирования оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование). По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления независимо от наблюдений галактик самого скопления (их движения).

Такие подсчёты были произведены для гигантского скопления галактик Abell 1689, которое состоит из 160 тыс. шаровых скоплений и демонстрирует чёткие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования (на фото)[32]. Точное измерение геометрии искажений позволяет вычислить полную массу скопления и массу тёмной материи скопления, после чего результат сравнивается с массой тёмной материи, определённой другим, независимым динамическим методом (по скорости движения удалённых от скопления галактик). Подобные подсчёты были проведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует динамическому методу измерения массы тёмной материи данных скоплений[33].

  • Расчёт слабого гравитационного линзирования — на снимках наблюдаются небольшие (слабые) искажения удаленных галактик по причине того, что массивный объект (или объекты) расположены перед ними на прямой к наблюдателю. Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки — только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в реальности тёмной материи[34].
Скопление Пуля (снимок телескопов «Хаббл» + «Чандра»). Полное распределение массы, полученной из обработки сильного и слабого гравитационного линзирования, показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа показано красным

Хорошим примером применения двух последних методов и газодинамического метода является исследование уникального скопления галактик Пуля, где, как выяснилось в ходе анализа снимков в разных диапазонах, тёмная и барионная материя оказались чётко разделены в результате прямого столкновения двух скоплений галактик. Это уникальное разделение было вызвано тем, что горячий газ одного скопления, взаимодействующий электромагнитно, столкнулся с горячим газом другого скопления, нагрелся ещё больше, замедлился и застрял в центре новообразованного скопления, а тёмная материя обоих первоначальных скоплений предположительно прошла сквозь друг друга, не испытывая электромагнитного взаимодействия (не нагреваясь, не излучая, не замедляясь) и в результате оказалась распределённой симметрично по обе стороны от скопления Пуля[35]. Этот вариант доказательства наличия тёмной материи (в отличие от распределения радиальных скоростей в галактиках) не зависит от деталей ньютоновской механики и гравитации на дальних дистанциях (так как столкновение скоплений прямое, без вращения) и потому считается лучшим прямым обоснованием гипотезы тёмной материи[36].

Таким образом, прямыми методами подтверждается[уточнить] наличие скрытой массы (в виде тёмной материи или в другом виде) в галактических скоплениях[36][37].

Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи

Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный.

При прямом экспериментальном поиске ТМ с помощью наземной аппаратуры изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами в чувствительном объёме низкофонового ядерно-физического детектора. При рассеянии частицы тёмной материи, входящей в состав галактического гало, на частице обычного вещества (электроне или нуклоне) последняя получает определённую кинетическую энергию и может быть зарегистрирована обычными методами. Проблема заключается в чрезвычайной малости сечения взаимодействия частиц ТМ с обычными частицами. Дополнительная экспериментальная сигнатура, позволяющая подавить фон, но вносящая определённую модельную зависимость, основана на ожидаемом периодическом изменении скорости Земли (и детектора вместе с ней) относительно гало тёмной материи ввиду орбитального движения вокруг Солнца, что должно приводить к вариациям сигнала с годичной периодичностью и максимумом в начале июня. Вариант прямого поиска лёгких частиц ТМ (в частности, аксионов) заключается в детектировании их распада на фотоны в магнитном поле в высокодобротной резонансной полости (так называемом галоскопе).

Косвенные методы детектирования основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц (нейтрино, фотонов и т.п.), которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

Альтернативные теории

Модифицированная ньютоновская динамика

Основная статья: Модифицированная ньютоновская динамика

Плазменная космология

Эта теория была разработана в 1960-х годах шведским физиком по имени Ханнес Альфвен (нобелевский лауреат 1970 года за открытия по магнитодинамике) — при этом он использовал опыт своих исследований околоземной плазмы (полярное сияние) и ранние работы Кристиана Биркеланда.

Основой теории является предположение, что электрические силы являются более весомыми на больших расстояниях (масштаб галактики и скопления галактик), чем гравитация. Если допустить, что плазма заполняет всю вселенную и имеет хорошую проводимость, то она могла бы проводить огромные электрические токи (около 1017 — 1019 ампер) на масштабах в десятки мегапарсек. Такие токи создают мощное галактическое магнитное поле, которое в свою очередь формирует структуру как галактик, так и их скоплений (галактических нитей или филаментов). Наличие такого мощного поля легко объясняет формирование галактических рукавов (единого мнения о причине образования галактических рукавов пока нет[38]), распределение скорости вращения галактических дисков от радиуса, устраняет необходимость введения гало из тёмной материи. Но на данный момент ни таких мощных токов в масштабах десятков мегапарсек, ни высоких межгалактических и внутригалактических магнитных полей современная астрофизика не наблюдает. Предположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масштабах (так называемая Крупномасштабная структура Вселенной), сделанные Альфвеном[39] и Энтони Перратом[40], неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах[41], однако эти наблюдения объясняются и в рамках общепринятой космологической модели. Для объяснения нитевидной структуры Вселенной в настоящее время используется теория образования нитей за счёт гравитационной неустойчивости (первоначально почти однородное распределение массы концентрируется на каустиках и приводит к образованию нитей), на растущих структурах тёмной материи, вдоль которых и формируется структура видимой материи[42] (происхождение такой структуры тёмной материи объясняется квантовыми флуктуациями в процессе инфляции).

В настоящее время плазменная космология как теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути Большого Взрыва. С другой стороны, если отказаться от теории Большого Взрыва и считать возраст Вселенной гораздо большим, чем 13,5 миллиардов лет, то скрытая масса во многом может быть объяснена такими MACHO-объектами как чёрные карлики, которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет белых карликов.

Материя из других измерений (параллельных Вселенных)

В некоторых теориях с дополнительными измерениями гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений[43]. Это предположение помогает объяснить относительную слабость гравитационного взаимодействия по сравнению с тремя другими основными взаимодействиями (электромагнитным, сильным и слабым): гравитация слабее, так как может взаимодействовать с массивной материей в дополнительных измерениях, проникать сквозь барьер, недоступный другим взаимодействиям.

Отсюда следует, что эффект тёмной материи может быть логично объяснён взаимодействием видимой материи из наших обычных измерений с массивной материей из других (дополнительных, невидимых) измерений через гравитацию. При этом остальные типы взаимодействий эти измерения и эту материю в них не могут никак ощутить, не могут с ней взаимодействовать. Материя в других измерениях (фактически в параллельной Вселенной) может формироваться в структуры (галактики, скопления галактик, филаменты) похожим на наши измерения способом или формировать свои, экзотические структуры, которые в наших измерениях ощущаются как гравитационное гало вокруг видимых галактик[44].

Топологические дефекты пространства

Тёмная материя может просто являться изначальными (возникшими в момент Большого Взрыва) дефектами пространства и/или топологии квантовых полей, которые могут содержать в себе энергию, тем самым вызывая гравитационные силы.

Это предположение может быть исследовано и проверено с помощью орбитальной сети космических зондов (вокруг Земли или в пределах Солнечной системы), оснащённых точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью GPS) атомными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть[45][46]. Эффект проявится как необъяснимое (обычными релятивистскими причинами) рассогласование хода этих часов, имеющее чёткое начало и, со временем, конец (в зависимости от направления движения и размеров такого топологического дефекта)[47].

См. также

Примечания

  1. ↑ Астрономы впервые «увидели» частицы-кандидаты тёмной материи.
  2. ↑ Детектор МКС обнаружил возможные следы тёмной материи
  3. ↑ 1 2 Решетников В. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной // Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная.. — Фрязино: Век 2, 2012. — ISBN 978-5-85099-189-0.
  4. ↑ Oort, J. H. The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems (англ.) // Bull. Astron. Inst. Netherlands. — 1932. — Vol. 6. — P. 249.
  5. ↑ Zwicky, F., 1933. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln. Helvetica Physica Acta 6, 110—127
  6. ↑ Gustavo Yepes, Stefan Gottl, Yehuda Hoffman. Dark Matter in the Local Universe (англ.) // New Astronomy Reviews. — 2014. — arXiv:1312.0105.
  7. ↑ Ник. Горькавый Сказка о тёмной материи тёмного космоса // Наука и жизнь. — 2017. — № 7. — С. 81 — 88
  8. ↑ Rubin, Vera C.[англ.]; Ford, W. Kent, Jr.[англ.]. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 1970. — February (vol. 159). — P. 379—403. — doi:10.1086/150317. — Bibcode: 1970ApJ...159..379R.
  9. ↑ Bosma, A. The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types (англ.) : journal. — University of Groningen, 1978.
  10. ↑ Rubin, V.; Thonnard, W. K. Jr.; Ford, N. Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R = 4 kpc) to UGC 2885 (R = 122 kpc) (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 1980. — Vol. 238. — P. 471. — doi:10.1086/158003. — Bibcode: 1980ApJ...238..471R.
  11. ↑ д/ф «Большая часть Вселенной невидима» / «Most of our Universe is Missing» (BBC Two, 2006)
  12. ↑ 13 things that do not make sense. New Scientist. Дата обращения: 19 октября 2010.
  13. ↑ Dodelson, Scott. Ch. 7. Inhomogeneities // Modern Cosmology. — Academic Press, 2003. — P. 208—209. — ISBN 978-0-12-219141-1.
  14. ↑ C. Moni Bidin et al. Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk. II. A lack of dark matter in the solar neighborhood (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing?!, 2012.
  15. ↑ Serious Blow to Dark Matter Theories?
  16. ↑ В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено (недоступная ссылка) // Inforigin, 19.04.12
  17. ↑ P. A. R. Ade et al. (Planck Collaboration). Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2013. — 22 March (vol. 1303). — P. 5062. — Bibcode: 2013arXiv1303.5062P. — arXiv:1303.5062. Архивировано 23 марта 2013 года.
  18. ↑ Francis, Matthew. First Planck results: the Universe is still weird and interesting. Arstechnica (22 марта 2013).
  19. ↑ Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light. University of Cambridge (21 марта 2013). Дата обращения: 21 марта 2013.
  20. ↑ Г. В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука, 1997. — 528 с. — ISBN 5-02-015092-4.
  21. ↑ Хуан Гарсиа Бейидо, Себастьен Клесс. Чёрные дыры в начале времён // В мире науки. — 2017. — № 8/9. — С. 130—137.
  22. ↑ Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика чёрных дыр. — Москва : Наука, 1986. — С. 296—298. — 328 с.
  23. ↑ de Blok, W. J. G. The core-cusp problem (неопр.). — 2009. — doi:10.1155/2010/789293. — Bibcode: 2010AdAst2010E...5D. — arXiv:0910.3538.
  24. ↑ Hui L. Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem (англ.) // Phys. Rev. Lett. : journal. — 2001. — Vol. 86. — P. 3467—3470. — doi:10.1103/PhysRevLett.86.3467. — Bibcode: 2001PhRvL..86.3467H. — arXiv:astro-ph/0102349.
  25. ↑ McGaugh S. S., Barker M. K., de Blok W. J. G. A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2003. — 20 February (vol. 584). — P. 566—576. — doi:10.1086/345806. — Bibcode: 2003ApJ...584..566M. — arXiv:astro-ph/0210641.
  26. ↑ Valenzuela O. et al. Is There Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies? The Case of NGC 3109 and NGC 6822 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2007. — 20 February (vol. 657). — P. 773—789. — doi:10.1086/508674. — Bibcode: 2007ApJ...657..773V. — arXiv:astro-ph/0509644.
  27. ↑ Governato F. et al. Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows (англ.) // Nature : journal. — 2010. — 20 January (vol. 463). — P. 203—206. — doi:10.1038/nature08640. — Bibcode: 2010Natur.463..203G. — arXiv:0911.2237.
  28. ↑ McGaugh S. S. et al. The rotation velocity attributable to dark matter at intermediate radii in disk galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2007. — 10 April (vol. 659). — P. 149—161. — doi:10.1086/511807. — Bibcode: 2007ApJ...659..149M. — arXiv:astro-ph/0612410.
  29. ↑ Simon, J. D. and Geha, M. The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2007. — November (vol. 670, no. 1). — P. 313—331. — doi:10.1086/521816. — Bibcode: 2007ApJ...670..313S. — arXiv:0706.0516.
  30. ↑ Неронов Ю. И., Серегин Н. Н. Определение константы спин-спиновой связи для изотопного аналога водорода HD с целью оценки существования спин-зависимого взаимодействия неэлектромагнитного происхождения // Письма ЖЭТФ. — 2014. — Т. 100, вып. 10. — С. 691—695. — doi:10.7868/S0370274X14220019.
  31. ↑ Vikhlinin, A.; et al. Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass–Temperature Relation (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing?!, 2006. — Vol. 640, no. 2. — P. 691—709. — doi:10.1086/500288. — Bibcode: 2006ApJ...640..691V. — arXiv:astro-ph/0507092.
  32. ↑ Taylor, A. N.; et al. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 (Увеличение гравитационными линзами и масса скопления Абель 1689) // The Astrophysical Journal : журнал. — IOP Publishing?!, 1998. — Т. 501, № 2. — С. 539. — doi:10.1086/305827. — Bibcode: 1998ApJ...501..539T. — arXiv:astro-ph/9801158.
  33. ↑ Wu, X.; Chiueh, T.; Fang, L.; Xue, Y. A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy? (Сравнение различных оценок масс скоплений: соответствие или расхождение?) (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1998. — Vol. 301, no. 3. — P. 861—871. — doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x. — Bibcode: 1998MNRAS.301..861W. — arXiv:astro-ph/9808179.
  34. ↑ Refregier A. Weak gravitational lensing by large-scale structure (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.]. — Annual Reviews, 2003. — Vol. 41, iss. 1. — P. 645—668. — doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. — Bibcode: 2003ARA&A..41..645R. — arXiv:astro-ph/0307212.
  35. ↑ Massey R. et al. Dark matter maps reveal cosmic scaffolding (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 445, no. 7125. — P. 286—290. — doi:10.1038/nature05497. — Bibcode: 2007Natur.445..286M. — arXiv:astro-ph/0701594. — PMID 17206154.
  36. ↑ 1 2 Clowe Douglas et al. A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter (Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи) (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing?!, 2006. — Vol. 648, no. 2. — P. L109—L113. — doi:10.1086/508162. — Bibcode: 2006ApJ...648L.109C. — arXiv:astro-ph/0608407.
  37. ↑ д/ф Конец Вселенной (с 35 мин. — наблюдаемое гравитационное линзирование)
  38. ↑ Природа спиральных рукавов Галактик
  39. ↑ Hannes, A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition (англ.) // IEEE Transactions on Plasma Science : journal. — 1990. — Vol. 18. — P. 5—10. — ISSN 0093-3813. — doi:10.1109/27.45495. — Bibcode: 1990ITPS...18....5P.
  40. ↑ Peratt A. L., Green J. On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas (англ.) // Astrophysics and Space Science[англ.] : journal. — 1983. — Vol. 91. — P. 19—33. — doi:10.1007/BF00650210. — Bibcode: 1983Ap&SS..91...19P.
  41. ↑ Geller M. J., Huchra J. P. Mapping the Universe (англ.) // Science. — 1989. — Vol. 246, iss. 4932. — P. 897—903. — doi:10.1126/science.246.4932.897.
  42. ↑ Riordan, Michael. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe / Michael Riordan, David N. Schramm. — W H Freeman & Co (Sd), March 1991. — ISBN 0-7167-2157-0.
  43. ↑ Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes. CERN. 17 November 2014.
  44. ↑ Siegfried, T. (1999-07-05). "Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries". The Dallas Morning News.
  45. ↑ Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS // UNR.edu
  46. ↑ Тёмная материя может быть обнаружена с помощью GPS // theuniversetimes.ru
  47. ↑ Rzetelny, Xaq Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites. Ars Technica (19 ноября 2014). Дата обращения: 24 ноября 2014.
  48. ↑ Василий Макаров Физики собираются получить тёмную материю в заброшенной шахте // Популярная механика — № 3 — 2017 г.

Литература

Книги
  • Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука Физматлит, 1997.
  • Sanders R. H. The Dark Matter Problem: A Historical Perspective. — Cambridge University Press, 2010.
  • Гальпер А. М., Гробов А. В., Свадковский И. В. Эксперименты по исследованию природы тёмной материи: Учебное пособие. — М.: МИФИ, 2014.
  • Majumdar D. Dark Matter: An Introduction. — CRC Press, 2014.
  • Эйнасто Я., Чернин А. Д. Тёмная материя и тёмная энергия. — М.: Век-2, 2018. — 176 с. — ISBN 978-5-85099-197-5.
Статьи

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Тёмная_материя&oldid=101992728