Тёмная материя

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Состав Вселенной по данным WMAP

Тёмная материя в астрономии и космологии, а также в теоретической физике — гипотетическая форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним[1]. Это свойство данной формы вещества 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. Обнаружение природы тёмной материи поможет решить проблему скрытой массы, которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик[2].

История[править | править вики-текст]

В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел не подчинялось законам небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и 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. 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 \sqrt{R} (где R — 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 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 внесла в конце 1960-х и начале 1970-х годов астроном Вера Рубин из Института Карнеги — она была первой, кто провел точные и надёжные вычисления, указывающие на наличие тёмной материи. Она работала с новым, более чувствительным спектрографом, который мог гораздо точнее измерять скорость вращения диска спиральных галактик даже при виде «с ребра»[7]. Вместе с соавтором (Кент Форд), Рубин заявила на конференции Американского Астрономического Общества в 1975 году об открытии: большинство звезд 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 большинство звезд (балдж), и для тех регионов на краю диска, где звезд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году[8]. В 1980 году работа Рубин была окончательно признана астрономическим сообществом. [9]

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 суб-ядерных частиц»[10].

Данные наблюдений[править | править вики-текст]

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 [уточнить]. 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.[11]

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 0,00±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[12][13][14].

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.[15][16] Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии.[17]

Кандидаты на роль тёмной материи[править | править вики-текст]

Барионная тёмная материя[править | править вики-текст]

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, черные 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[править | править вики-текст]

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

Лёгкие нейтрино[править | править вики-текст]

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  \Omega=\rho / \rho_{c}=1, где  \rho_{c} — так называемая критическая плотность , необходимы нейтринные массы порядка (15\div65)/N_{\nu} эВ, где N_{\nu} 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[править | править вики-текст]

Из данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо взаимодействующих частиц (в том числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино \nu_{s} (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются так называемыми «стерильными», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу \nu_{s} в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для \nu_{s} следует диапазон масс приблизительно 10^{-1}-10^4 эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.

Аксионы[править | править вики-текст]

Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы 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 менее 10−5 эВ, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами.[18]

Суперсимметричные частицы[править | править вики-текст]

См. также: Легчайшая суперсимметричная частица (англ. Lightest Supersymmetric Particle, LSP)

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 (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[править | править вики-текст]

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[править | править вики-текст]

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 (2012 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.

Так как топологические дефекты пространства-времени не являются материей, то данное предположение относится скорее к альтернативным теориям. [уточнить]

Классификация тёмной материи[править | править вики-текст]

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[править | править вики-текст]

Если в момент выхода из равновесия энергия частиц много превышала их массу, 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[править | править вики-текст]

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.

Проблема распределения холодной тёмной материи в реальности и при моделировании[править | править вики-текст]

Существует так называемая "проблема сингулярного гало" (англ. cuspy halo problem) возникающая из простой космологической симуляции (численного моделирования) распределения ТМ. Расчеты 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 примитивным языком, тёмная материя в галактике, например в нашей Галактике Млечного Пути будет падать в центр, стягиваться в ядро галактики гораздо сильнее, чем 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 (каспов) в своем распределении.

Цитаты из работ по данной тематике:

"Наличие каспа в центре хало холодной тёмной материи это один из наиболее ранних и сильных результатов, выведенных из космологических симуляций взаимодействия N-тел." "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."[19]

"Основная из них, что 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." "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."[20]

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

Конфликт между моделированием и астрономическими наблюдениями дает численные ограничения по данной проблеме, которые можно определить, основываясь на теоретических ограничениях космологических параметров. Согласно работе [21] всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:

  1. "CDM гало должны иметь сингулярности (каспы), таким образом определенные 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."[22]
  2. "Что-то (обратная связь, модификации в самой природе тёмной материи) устраняет каспы и в этом и есть космологические ограничения." "Something (e.g. feedback, modifications of the nature of dark matter) eliminates cusps and thus the constraints on cosmology."[23]
  3. "Картина образования гало предложенная CDM моделированием 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: Теплая тёмная материя, нечеткая (fuzzy) холодная тёмная материя, само-взаимодействующая тёмная материя, мета-холодная тёмная материя. [24]

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 темной материи (соотношение "массы к свету" составляет около 1000).[25]

Тёплая тёмная материя[править | править вики-текст]

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. 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. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.

Обнаружение[править | править вики-текст]

Астрономические наблюдения[править | править вики-текст]

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

  • Динамический - распределение радиальных скоростей галактик в галактических скоплениях (или звезд, 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 ренгеновских лучей, затем можно расчитать температуру газа (из термодинамики), что дает 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 %.[26]
  • Расчет сильного гравитационного линзирования - этот метод требует точных изображений сильно удаленных огромных структур: самых крупных галактических скоплений.
Скоплении галактик Abell 1689. HST. Галактики самого скопления изображены желтым 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 подсчеты были произведены для гигантского скопления галактик Abell 1689, которое состоит из 160000 шаровых скоплений и демонстрирует четкие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования (на фото). [27] Точное измерение геометрии искажений позволяет вычислить полную массу скопления и массу тёмной материи скопления, после чего результат сравнивается с массой тёмной материи определенной другим, независимым динамическим методом (по скорости движения удаленных от скопления галактик). Подобные подсчеты были проведены для более чем десяти скоплений и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответсвует динамическому методу измерения массы тёмной материи данных скоплений. [28]

  • Расчет 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 ученых в реальности тёмной материи [29].

Скопление Пули Bullet Cluster: HST + Чандра (телескоп). 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 Пули, где, как выяснилось в ходе анализа снимков в разных диапазонах, тёмная и барионная материя оказались четко разделены в результате прямого столкновения двух галактических скоплений. Это уникальное разделение было вызвано тем, что горячий газ одного скопления, взаимодействующий электромагнитно, столкулся с горячим газом другого скопления, нагрелся ещё больше, замедлился и застрял в центре новообразованного скопления, а тёмная материя обоих первоначальных скоплений прошла сквозь друг друга, не испытывая электромагнитного взаимодействия (не нагреваясь, не излучая, не замедляясь) и в результате оказалась распределенной симметрично по обе стороны от скопления Пуля[30]. Это доказательство наличия тёмной материи (в отличии от распределения радиальных скоростей в галактиках) не зависит от деталей Ньютоновой механики и гравитации на дальних дистанциях (так как столкновение скоплений прямое, без вращения) и потому считается лучшим прямым доказательством[31].

Таким образом, прямыми методами подтверждается[уточнить] наличие скрытой массы (в виде тёмной материи или в другом виде) в галактических скоплениях. [32][33]

Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи[править | править вики-текст]

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

При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры.

Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

Эксперимент EDELWEISS направлен на прямое обнаружение частиц WIMP. В качестве мишени служат полупроводниковые детекторы, охлаждённые до температуры в несколько мК.[источник не указан 617 дней]

Альтернативные теории[править | править вики-текст]

  • Плазменная космология (космология плазмы)

Эта теория была разработана ещё в 1960-ых 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 [34]), распределение скорости вращения галактических дисков от радиуса, устраняет необходимость введения гало из тёмной материи. Но, на данный момент, таких мощных токов в масштабах десятков мегапарсек современная астрофизика не наблюдает, но предположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масшабах (так называемая Крупномасштабная структура Вселенной), сделанные Альфвеном [35] и Энтони Перратом [36], неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-ых и в 1990-ых годах (смотри работу Маргарет Геллер и Джон Хукра [37]). 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), либо изначальное наличие структуры тёмной материи, вдоль которых и формируется структура видимой материи [38] (происхождение такой структуры тёмной материи никак не объясняется).

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 MACRO объектами как чёрные карлики, которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет белых карликов.

В некоторых теориях о дополнительных измерениях гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений [39]. 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 [40].

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 системы) ядерными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть [41][42]. 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) [43].

В массовой культуре[править | править вики-текст]

  • В серии игр «Mass Effect» тёмная материя и тёмная энергия в форме так называемого «Нулевого элемента» необходимы для движения со сверхсветовыми скоростями. Некоторые люди, т.н. биотики, используя тёмную энергию, могут контролировать поля эффекта массы.
  • В мультсериале «Футурама» тёмная материя - "Чернуха" - используется в качестве топлива для космического корабля компании «Межпланетный экспресс». Появляется материя на свет в виде испражнений инопланетной расы «зубастильонцы», и по плотности крайне велика.
  • В игре Quake 4 есть оружие Dark Matter Gun (генератор тёмной материи в некоторых русификациях) в качестве боеприпасов использует тёмную энергию, которую преобразовывает в миниатюрные чёрные дыры.
  • В сериале «Теория большого взрыва» Шелдон Купер переходит к изучению тёмной материи после того, как разочаровывается в теории струн.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Астрономы впервые «увидели» частицы-кандидаты тёмной материи.
  2. Детектор МКС обнаружил возможные следы темной материи
  3. 1 2 Решетников В. Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной. — Фрязино: Век 2, 2012. — ISBN 978-5-85099-189-0.
  4. Oort, J. H., 1932. The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems. Bull. Astron. Inst. Netherlands 6, 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. — arΧiv1312.0105
  7. (February 1970) «Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions». The Astrophysical Journal 159: 379–403. DOI:10.1086/150317. Bibcode1970ApJ...159..379R.
  8. Bosma, A. (1978). «The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types» (Rijksuniversiteit Groningen).
  9. (1980) «Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R = 4kpc) to UGC 2885 (R = 122kpc)». The Astrophysical Journal 238. DOI:10.1086/158003. Bibcode1980ApJ...238..471R.
  10. 13 things that do not make sense. New Scientist. Проверено 19 октября 2010.
  11. Dodelson, Scott. Ch. 7. Inhomogeneities // Modern Cosmology. — Academic Press, 2003. — P. 208—209. — ISBN 978-0-12-219141-1.
  12. 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. — 2012.
  13. Serious Blow to Dark Matter Theories?
  14. В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено // Inforigin, 19.04.12
  15. P. A. R. Ade et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9». Astronomy and Astrophysics 1303: 5062. Bibcode2013arXiv1303.5062P.
  16. Francis, Matthew. First Planck results: the Universe is still weird and interesting. Arstechnica (22 March 2013).
  17. Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light. University of Cambridge (21 March 2013). Проверено 21 марта 2013.
  18. Г. В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука, 1997. — 528 с. — ISBN 5-02-015092-4.
  19. de Blok, W. J. G. (2009). «The core-cusp problem». DOI:10.1155/2010/789293. Bibcode2010AdAst2010E...5D.
  20. Hui, L. (2001). «Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem». Phys. Rev. Lett. 86: 3467–3470. DOI:10.1103/PhysRevLett.86.3467. Bibcode2001PhRvL..86.3467H.
  21. McGaugh, S.S.; Barker, M.K.; de Blok, W.J.G. (Feb 20, 2003). «A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies». The Astrophysical Journal 584: 566–576. DOI:10.1086/345806. Bibcode2003ApJ...584..566M.
  22. Valenzuela, O.; Rhee, G.; Klypin, A.; Governato, F.,Stinson, G.; Quinn, T.; Wadsley, J. (Feb 20, 2007). «Is There Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies? The Case of NGC 3109 and NGC 6822». The Astrophysical Journal 657: 773–789. DOI:10.1086/508674. Bibcode2007ApJ...657..773V.
  23. Governato, F.; Brook, C.; Mayer, L.; Brooks, A.,Rhee, G.; Jonsson, P.; Willman, B.;Stinson, G.; Quinn, T.;Madau, P. (Jan 20, 2010). «Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows». Nature 463: 203–206. DOI:10.1038/nature08640. Bibcode2010Natur.463..203G.
  24. McGaugh, S.S.; de Blok, W.J.G.; Schombert, J.M.; Kuzio de Naray, R.; Kim, J.H. (April 10, 2007). «The rotation velocity attributable to dark matter at intermediate radii in disk galaxies». The Astrophysical Journal 659: 149–161. DOI:10.1086/511807. Bibcode2007ApJ...659..149M.
  25. Simon, J. D. and Geha, M. (Nov 2007). «The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem». The Astrophysical Journal 670 (1): 313–331. DOI:10.1086/521816. Bibcode2007ApJ...670..313S.
  26. (2006) «Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass–Temperature Relation». The Astrophysical Journal 640 (2): 691–709. DOI:10.1086/500288. Bibcode2006ApJ...640..691V.
  27. (1998) «Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 (Увеличение гравитационными линзами и масса скопления Абель 1689)». The Astrophysical Journal 501 (2). DOI:10.1086/305827. Bibcode1998ApJ...501..539T.
  28. (1998) «A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy? (Сравнение различных оценок масс скоплений: соответствие или расхождение?)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 301 (3): 861–871. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x. Bibcode1998MNRAS.301..861W.
  29. (2003) «Weak gravitational lensing by large-scale structure». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 41 (1): 645–668. DOI:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. Bibcode2003ARA&A..41..645R.
  30. (2007) «Dark matter maps reveal cosmic scaffolding (Тёмная материя выявила механику "космических подмостков")». Nature 445 (7125): 286–290. DOI:10.1038/nature05497. PMID 17206154. Bibcode2007Natur.445..286M.
  31. (2006) «A direct empirical proof of the existence of dark matter (Прямое эмперическое доказательство существования темной материи)». The Astrophysical Journal 648 (2): 109–113. DOI:10.1086/508162. Bibcode2006ApJ...648L.109C.
  32. Clowe Douglas et al. A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter (англ.) // The Astrophysical Journal Letters. — 2006. — Vol. 648. — № 2. — P. L109–L113. — DOI:10.1086/508162 — Bibcode2006ApJ...648L.109C — arΧivastro-ph/0608407
  33. д/ф Конец Вселенной (с 35 мин. — наблюдаемое гравитационное линзирование)
  34. Природа спиральных рукавов Галактик
  35. Hannes, A (1990). «Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition». IEEE Transactions on Plasma Science 18: 5–10. DOI:10.1109/27.45495. ISSN 0093-3813. Bibcode1990ITPS...18....5P.
  36. (1983) «On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas». Astrophysics and Space Science 91: 19–33. DOI:10.1007/BF00650210. Bibcode1983Ap&SS..91...19P.
  37. M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989).
  38. Riordan Michael. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe. — W H Freeman & Co (Sd). — ISBN 0-7167-2157-0.
  39. Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes. CERN. 17 November 2014.
  40. Siegfried, T.. Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries, The Dallas Morning News (5 July 1999).
  41. Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS
  42. Тёмная материя может быть обнаружена с помощью GPS
  43. Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites (19 November 2014). Проверено 24 ноября 2014.

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]