Тёмная материя

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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, не участвующая в электромагнитном взаимодействии и поэтому недоступная прямому наблюдению. Составляет порядка четверти массы-энергии Вселенной и проявляется только в гравитационном взаимодействии. Понятие тёмной материи введеноПерейти к разделу «#История» для теоретического объяснения проблемы скрытой массы в эффектах аномально высокой скорости вращения внешних областей галактик и гравитационного линзирования (в них задействовано вещество, масса которого намного превышает массу обычной видимой материи); среди прочих предложенныхПерейти к разделу «#Альтернативные теории» оно наиболее удовлетворительно.

Состав и природа тёмной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках общепринятой космологической модели наиболее вероятной считается модель холодной тёмной материиПерейти к разделу «#Холодная тёмная материя». Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц тёмной материи — вимпыПерейти к разделу «#Суперсимметричные частицы». Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаруженыПерейти к разделу «#Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи».

История[править | править код]

Понятие тёмной материи исторически связано с проблемой скрытой массы, когда наблюдаемое движение небесных тел отклоняется 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[1].

Сам же термин «тёмная материя» (фр. matière obscure), возможно, впервые использовал в 1906 году французский физик и математик Анри Пуанкаре, развивая соображения лорда Кельвина относительно оценки массы звёзд Галактики исходя из распределения их скоростей: «Множество наших звёзд, возможно, даже их подавляющее большинство, могут быть тёмными телами (англ. dark bodies)», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней мере, её не так много, как видимой»[2][3]. К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик[3][4], а затем, в 1922 году — голландец Якобус Каптейн, который, по всей видимости, первым использовал термин «тёмная материя» (англ. dark matter) именно в смысле ненаблюдаемой материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному воздействию[3][4][5]:

Aquote1.png We therefore have the means of estimating the mass of the dark matter in the universe. As matters stand at present, it appears at once that this mass cannot be excessive. Таким образом мы можем оценить массу тёмной материи во Вселенной. Если рассматривать её состояние в текущий момент, доля этой массы, судя по всему, не может быть преобладающей. Aquote2.png
[6]

В том же году британский астроном Джеймс Джинс, также исследовавший движение звёзд в нашей Галактике[3][5], пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду приходится 2 «тёмных». Далее, ученик Каптейна Ян Оорт в 1932 году опубликовал[7] свою, более точную оценку плотности тёмной материи в нашей галактике, конкретно в окрестности Солнечной системы, на основании анализа вертикальных колебаний звёзд относительно плоскости Млечного пути[5]. Он вычислил, что общая плотность вещества превышает плотность обычной видимой материи всего вдвое (так называемый предел Оорта), то есть плотность тёмной материи примерно равна плотности видимых звёзд[4] и составляет 0,05 Mʘ/пк3[3]. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее достаточно света[2][3].

Серьёзное исследование тёмной материи, в том числе на внегалактических масштабах, фактически началось с работ Фрица Цвикки, который в 1933 году обнаружил[8] необычно большой разброс радиальных скоростей восьми галактик в скоплении Кома (созвездие Волосы Вероники) — около 1000 км/с — и применив вириальную теорему, заключил, что для устойчивости скопления его полная масса должна быть в 400 раз больше, чем масса входящих в него звёзд[2][9][5][10][11]:

Aquote1.png Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. Если это подтвердится, то мы придём к поразительному выводу — что количество тёмной материи гораздо больше, чем светящейся. Aquote2.png
[8]

В другой статье в 1937 году[12], где швейцарско-американский астрофизик уточнил свои расчёты, присутствует упоминание «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он также всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, Фриц Цвикки использовал в расчётах ошибочное (примерно в 8 раз большее) значение постоянной Хаббла и получил соответственно завышенное отношение масса/светимость и, как следствие, завышенное количество тёмной материи. Несмотря на все эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи[10][2]. Примерно в то же время, в 1936 году, американский астроном Синклер Смит получил[13] похожий результат для другого скопления галактик — Девы: средняя масса одной входящей в его состав галактики составляла, согласно его расчётам, 2⋅1011Mʘ, что на 2 порядка превышало оценку Э. Хаббла. Однако как и Цвикки, работу которого он, кстати, также цитировал, Смит объяснял данный парадокс присутствием в скоплении большого количества межгалактического вещества, либо однородно распределенного в пределах скопления, либо образовавшего гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик[5][14][10]. Между тем, астрономическое сообщество в тот период было настроено относительно гипотезы о тёмной материи довольно скептически, хотя и признавало существование проблемы недостающей массы[10][15][16].

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

Вскоре обозначилась ещё одна проблема с распределением масс и отношением масса/светимость для спиральных галактик, полученными по их кривым вращения[17][18]. Так, в 1939 году американец Хорес Бэбкок опубликовал в своей диссертации подробную кривую вращения галактики туманность Андромеды — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально (где  — расстояние до центра), а оставалась почти постоянной (см. рисунок). Бэбкок заключал, что это предполагало наличие значительной массы невидимого вещества во внешних областях галактики M 31, однако могло быть объяснено и сильным поглощением частицами пыли[17][18][14]. Годом позже Ян Оорт, проанализировав кривую вращения галактики NGC 3115, также получил аномально высокое отношение масса/светимость для внешних областей (~ 250), и это не соответствовало теоретической картине, предполагавшей, что вся масса галактики заключена в её звездах[18][14]. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся в 1939 году Второй мировой войной[14].

Однако с другой стороны, война способствовала и бурному прогрессу наблюдательных средств радиоастрономии — они дали возможность регистрировать 21-сантиметровую линию излучения атомарного водорода, определяя его присутствие в межзвёздных облаках и скорость движения[17]. Большую роль в этом снова сыграл Ян Оорт; его студент Хенрик ван де Хюлст в 1957 году первым получил[19] таким методом кривую вращения галактики M 31, обнаружив, что источник радиоизлучения в ней простирается на расстояние до 30 кпк от центра, то есть далеко за пределы оптически видимого диска, и в этой внешней области отношение масса/светимость составляло порядка 20. Это расходилось с результатом M/L ~ 2 для центральной области диска, опубликованным[20] незадолго до этого, и получалось, что в отличие от внутренней видимой области, где распределение масс примерно совпадало со светящимся веществом, во внешнем гало невидимой, но оказывающей гравитационное воздействие материи было гораздо больше[21]. Проводимые в это время радионаблюдения галактики M 31 выявили также, что она сближается с нашей, а поскольку это сближение вызвано силами взаимного притяжения, можно было количественно оценить их суммарную массу, что было выполнено в 1959 году[22] немецко-британским астрофизиком Францем Каном[en] и другим известным голландским учеником Яна Оорта Лодевийком Вольтером[it]. Они получили величину ~1,5⋅1012Mʘ, в 6 раз большую, чем сумма отдельных значений, считавшихся тогда массами Млечного пути (~ 4⋅1011Mʘ) и M 31 (~ 1⋅1011Mʘ), и заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего (~ 105K) газа, окружающих галактики[21][14][16].

Проблема масс скоплений галактик стала к этому моменту предметом столь активных дискуссий, что её обсуждению был посвящена конференция «О нестабильности галактических систем»[23] в рамках симпозиума «О проблемах внегалактических исследований» в Санта-Барбаре в августе 1961 года, организованного Международным астрономическим союзом. Многие объяснения расхождения масс, полученных с помощью вириальной теоремы и рассчитанных из наблюдаемых кривых вращения, предполагали существование «невидимого межгалактического вещества, составляющего 90—99 % масс скоплений»[15][24][16].

Большой вклад в принятие гипотезы тёмной материи внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов астрономы Вера Рубин из Института Карнеги и Кент Форд (англ.) — они были первыми, кто получил точные и надёжные спектрографические данные по скорости вращения звёзд галактики M 31[25]. Кривая вращения оставалась пологой на расстоянии до 24 кпк от центра, что согласовывалось с опубликованными ранее[26] измерениями в радиодиапазоне[21][18][2]. Тогда же, в 1970 году, австралиец Кен Фримен в своей знаменитой работе[27], анализируя данные по галактикам M 33 и NGC 300, пришёл к заключению, что

Aquote1.png if [the data] are correct, then there must be in these galaxies additional matter which is undetected, either optically or at 21 cm. Its mass must be at least as large as the mass of the detected galaxy, and its distribution must be quite different from the exponential distribution which holds for the optical galaxy. Если [данные] верны, то в этих галактиках должна присутствовать материя, которая не регистрируется ни на оптической, ни на радиочастоте. Её масса должна быть по меньшей мере такой же, как и масса зарегистрированной обычным путём галактики, а её распределение может сильно отличаться от экспоненциального, которое характерно для оптически наблюдаемой галактики Aquote2.png
[27]

Затем в 1970-х гг аргументы в пользу массивных гало или «корон» галактик вдали от их центра, были высказаны и другими известными учёными: Яаном Эйнасто[28], а также Джереми Острайкером и Джимом Пиблсом[29], которые проанализировали накопленный объём данных, помимо кривых вращения, по движению карликовых галактик, пар и скоплений галактик[30][31][32]. Так, статья Острайкера и Пиблса начиналась со слов

Aquote1.png There are reasons, increasing in number and quality, to believe that the masses of ordinary galaxies may have been underestimated by a factor of 10 or more. Есть основания, всё более многочисленные и достоверные, считать, что оценки масс обычных галактик до настоящего времени могли быть занижены не менее, чем в 10 раз. Aquote2.png
[29]

Важным моментом стала работа Альберта Босмы из Гронингенского университета: в 1978 году в своей диссертации на степень доктора философии он представил[33] пологие кривые вращения уже для 25 галактик[34]. В этот период были сформулированы, помимо наблюдательных, и теоретические аргументы в пользу существования тёмной материи, основанные на космологических соображениях и результатах численного моделирования[35]. Те же Острайкер и Пиблс, опираясь на работы Цвикки, показали[36], что без добавления массивных сферических гало галактики были бы неустойчивыми[11][34]. Настроения в астрономическом сообществе к концу десятилетия отразились в обзоре американских астрофизиков Сандры Фабер и Джона Галлахера[en][37], в котором[34]

Aquote1.png It is concluded that the case for invisible mass in the universe is very strong and becoming stronger. Заключается, что доводы в пользу невидимой массы во Вселенной очень убедительны и становятся всё убедительнее. Aquote2.png
[37]

Были опубликованы и новые работы Веры Рубин[38]. Интересно, что сама она при этом 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»[39].

Исследования реликтового излучения, в частности, выявление высокой степени его изотропности, дали толчок развитию космологии. Так, в 1982 году Джим Пиблс высказал идею[40], что противоречие между отсутствием существенных флуктуаций плотности барионной материи в момент рекомбинации и современной крупномасштабной структурой Вселенной, которая не успела бы развиться за прошедшее с этого момента время, может быть устранено предположением о большом количестве небарионной материи — рост её флуктуаций способствовал бы формированию наблюдаемых неоднородностей распределения масс, никак не отпечатавшись при этом в реликтовом излучении. А сформулированная в 1980-х годах гипотеза инфляции, объяснявшая изотропность реликтового излучения, предполагала и то, что Вселенная является плоской и что, как следствие, плотность её вещества в точности равна критической. Поскольку оценки плотности обычного барионного вещества давали лишь ничтожную долю этой величины, это означало, в свою очередь, необходимость существования тёмной материи[35][41].

В 1980-х годах, когда гипотеза тёмной материи уже установилась в качестве общепринятой, её исследования сфокусировались на том, что именно она собой представляет[2], каковы её свойства и роль в эволюции Вселенной[42][43]. Это осуществлялось с помощью активно развивавшегося тогда благодаря прогрессу вычислительной техники численного моделирования, результаты которого сравнивались с данными наблюдений[42]. Важную роль, например, сыграл обзор[44] красных смещений CfA1[en]. А начиная со следующего десятилетия интерес сместился к моделированию вида распределения тёмной материи в галактических гало[42]. Предлагались различные его аналитические формы: профиль Наварро — Френка — Уайта[45], профиль Эйнасто[46].

Доказательства существования[править | править код]

Наблюдательные[править | править код]

  • Кривые вращения галактик, демонстрирующие отсутствие убывания скорости вращения на периферии звёздных дисков. Наиболее простым объяснением этого эффекта является наличие у галактик массивных невидимых гало, дающих большой вклад в их массы[47][48].
  • Динамика и морфология галактик-спутников и шаровых скоплений возле массивных галактик[49]. Мелкие галактики-спутники движутся вокруг крупных, подчиняясь тем же законам, что и звёзды на периферии обычных галактик, таким образом являясь пробными телами такого же рода, но на большем масштабе, что позволяет делать выводы о распределении гравитационного потенциала таких массивных галактик[32]. Анализ данных для нашей и других галактик подтвердил, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд[49].
  • Динамика систем галактик от двойных галактик до галактических скоплений. Анализ лучевых скоростей их членов даёт характерный разброс скоростей галактик, что позволяет оценить полные массы этих систем[50][49]. Таким образом выявлено, что тёмная материя присутствует на всех уровнях галактической иерархии, причём её доля растёт с увеличением масштаба: в двойных системах она превышает вклад видимой материи в несколько раз, а в скоплениях галактик (состоящих из сотен и тысяч объектов) — в десятки или сотни раз[51].
Гигантское скопление галактик Abell 1689 (снимок телескопа Хаббл). Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом; галактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги — чёткие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования, благодаря которому был выполнен точный расчёт полной массы скопления[52].
Скопление галактик Abell 2218[en] (снимок телескопа Хаббл). Дугообразные детали на снимке также представляют собой изображения далёких галактик, искажённые гравитационным полем скопления[53][54]. С помощью анализа эффектов сильного и слабого гравитационного линзирования получено распределение масс в скоплении[55].
  • Рентгеновское излучение горячего газа в гигантских эллиптических галактиках и их скоплениях, зарегистрированное такими орбитальными обсерваториями как «Эйнштейн»[51], «ROSAT», «XMM-Newton» и «Чандра»[56]. С помощью рентгеновских телескопов определяется распределение поверхностной яркости (в рентгеновском диапазоне) и температуры таких объектов в двумерной проекции, на основании этих характеристик строится радиальное распределение плотности и температуры газа, что даёт возможность получить массовый профиль галактики или скопления, исходя из условия гидростатического равновесия[56][57][58]. Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы объекта[56]. Масса одних лишь звёзд и газа, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю[51]. Такой горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя — ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю[58]. При этом радиальное распределение газа (в зависимости от расстояния до центра объекта) примерно повторяет гипотетическое распределение тёмной материи — профиль Наварро — Френка — Уайта[57][58].
  • Гравитационное линзирование — отклонение света удалённых объектов гравитационным полем находящихся на его пути массивных скоплений, ввиду чего изображения более удалённых галактик, проецирующихся на некое наблюдаемое скопление, оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование)[59][54]. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления, в том числе скрытой[54][60][61].

Такие подсчёты были произведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует другим методам измерения массы тёмной материи данных скоплений[54][60][62].

Трёхмерная карта распределения тёмной материи, построенная с помощью метода слабого гравитационного линзирования в рамках проекта COSMOS[en][63][64].

Влияние слабого гравитационного линзирования выделяется при статистическом анализе множества изображений наземных и космических телескопов. При отсутствии близкой концентрации массы ориентация далеких, фоновых галактик должна быть хаотической. Если же такая масса присутствует, это приводит к изменению видимых вытянутостей галактик и к появлению некоторой упорядоченности в их ориентациях[53][64]. Поскольку искажения составляют порядка нескольких процентов амплитуды, такой метод требует высокой точности обработки, минимизации системных погрешностей, больших исследуемых областей обзора. Поэтому совпадение результатов с другими методами является важным свидетельством в пользу существования тёмной материи[65].

Скопление Пуля (комбинированный снимок телескопов «Хаббл» + «Чандра»). Полное распределение массы, полученное с помощью слабого гравитационного линзирования, показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа — розовым[66].
  • Распределение масс в сталкивающихся скоплениях галактик, где тёмная и барионная материя оказываются чётко разделены, что выявляется путём наблюдений в разных частотных диапазонах. Самым известным примером комплексного применения методов выявления тёмной материи является исследование скопления галактик Пуля, наблюдаемого в момент прямого столкновения двух скоплений галактик. Если бы тёмной материи не существовало, расположение основной массы скопления (которое можно определить с помощью слабого гравитационного линзирования) соответствовало бы распределению плазмы (наблюдаемой в рентгеновском диапазоне), составляющей основную часть барионной материи. Однако наблюдается иная картина: распределение основной массы совпадает с оптическими изображениями галактик. Это непосредственно свидетельствует о наличии темной материи; характерно, что опубликованные работы, посвящённые исследованию скопления Пуля, содержали в заголовках слова «Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи»[66][67][68][69][70].

Ещё одним примером такого необычного объекта является скопление CL0024+17[en], в котором наблюдается пик плотности в кольцеобразной удалённой от центра области, не совпадающей с расположением горячего газа, равно как и звёзд. Теоретическое моделирование показало, что это является результатом того же процесса, что и в скоплении Пуля, однако CL0024+17 наблюдается не сбоку, а вдоль линии столкновения и на гораздо более позднем этапе. Такую картину невозможно объяснить в рамках альтернативных теорий[71].

Выявлено и множество других скоплений такого рода, для которых путём анализа снимков в разных диапазонов получено распределение массы, в том числе скрытой: MACS J0025.4-1222[72], Abell 2744[73], Abell 520[74] и другие.

Теоретические[править | править код]

  • Моделирование устойчивости галактик[75].
  • Моделирование формирования галактик. Галактики формируются и растут за счёт гравитационной неустойчивости из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной[75][76]. Через 400 000 лет после Большого взрыва эти флуктуации плотности были ещё очень малы (~10-5 относительно самой плотности). И если бы во Вселенной в этот момент было только обычное барионное вещество, то эти неоднородности просто не успели бы усилиться до такой степени, чтобы создать наблюдаемое разнообразие структур, — для этого флуктуации в эпоху первичной рекомбинации должны были бы составлять порядка 10-3. Решением этого парадокса и является предположение о наличии во Вселенной значительного количества небарионной скрытой массы. Фотоны реликтового излучения взаимодействуют лишь с барионным веществом, и поэтому температурная анизотропия фонового излучения несёт информацию только о флуктуациях плотности обычной материи. Небарионное же вещество на момент рекомбинации могло быть скучено уже́ гораздо сильнее, формируя таким образом основу для роста будущих галактик и их скоплений[76][77][78].
  • Оценка критической плотности Вселенной. Показано, что полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20–30 % от значения критической плотности, тогда как барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4,5 %. Следовательно, то, что дополняет плотность барионов — это небарионная скрытая масса, которой должно быть примерно в 5 раз больше, чем обычного вещества[79].

Кандидаты на роль тёмной материи[править | править код]

Барионная тёмная материя[править | править код]

Основная статья: Барионная тёмная материя

По мере развития астрофизики и утверждения гипотезы о тёмной материи для ряда специалистов наиболее естественным было 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. Кандидатами на роль подобных объектов могли бы быть планеты, коричневые карлики, красные карлики, белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Астрофизик Ким Грист (англ. Kim Griest) предложил для их обозначения термин MACHO (массивный астрофизический компактный объект гало, англ. massive astrophysical compact halo object)[80].

Однако судя по всему, доля барионного вещества в составе тёмной материи мала. Во-первых, эксперименты по поиску объектов MACHO в гало нашей Галактики путём выявления событий гравитационного микролинзирования света звёзд соседних галактик привели к заключению, что доля таких компактных объектов, по крайней мере с массами в диапазоне от 10-7 до 102 масс Солнца, составляет не более 8%[80][81]. С другой стороны, ни один известный тип кандидатов на роль составляющих тёмной материи не соответствует наблюдательным данным по её количеству[82]. Кроме того, из космологических соображений следует, что соотношение первичных концентраций лёгких элементов, в особенности доля дейтерия (наблюдаемое в самых старых астрономических объектах), свидетельствует о достаточно малом вкладе барионов в полную плотность Вселенной — всего 4,5 % от значения критической плотности, тогда как полученные независимыми методами оценки массы всего вещества дают 20-30 % этого значения[81][79][82].

Первичные чёрные дыры[править | править код]

Одними из кандидатов на роль объектов MACHO являются первичные чёрные дыры, образовавшиеся в момент начального расширения Вселенной сразу после Большого взрыва[83]. Исследования, основанные на подсчёте событий гравитационного микролинзирования света далёких сверхновых, дают существенные ограничения на возможную долю чёрных дыр с массой более 0,01 масс Солнца в составе тёмной материи — не более 23 %[84][85]. Тем не менее, остаются ещё не исключённые значения масс, которые могут иметь первичные чёрные дыры, в частности, такие объекты с массами более 103 солнечных масс могут играть важную роль в космологических процессах, даже составляя очень небольшую долю тёмной материи[86].

Максимоны[править | править код]

Кроме того, высказывалось предположение, что роль частиц тёмной материи могли бы играть гипотетические планковские чёрные дыры (максимоны), являющиеся конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильные и более не подверженные излучению Хокинга. Эти объекты характеризует крайне малое сечение взаимодействия — порядка 10−66 см2, на 20 порядков меньше сечения взаимодействия нейтрино. Согласно данной теории, 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[87].

Небарионная тёмная материя[править | править код]

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

Нейтрино[править | править код]

Нейтрино, не участвующие в сильном и электромагнитном взаимодействиях, закономерно стали исторически первыми кандидатами на роль частиц тёмной материи. В отличие от остальных кандидатов, они существуют и описываются в рамках Стандартной модели[88]. Соответствующая гипотеза была предложена и исследована в начале 1980-х годов[89]. Однако численное моделирование показало, что нейтрино, будучи очень лёгкими, имели бы в ранней Вселенной очень высокие скорости, то есть представляли бы собой горячую тёмную материю, и формирование структуры происходило бы сверху вниз (от более крупного масштаба к мелкому), и в результате она отличалась бы от наблюдаемой сейчас. Так было показано, что обычные нейтрино из Стандартной модели не могут быть частицами тёмной материи[90].

После этого закономерно возникло предположение, что частицами тёмной материи являются тяжёлые нейтрино — некая не открытая ранее разновидность[76]. Если бы они доминировали в ранней Вселенной, то в такой среде флуктуации начали бы расти гораздо раньше, чем в барионной, и крупномасштабная структура Вселенной успела бы сформироваться[68]. Согласно опубликованной в начале 1990-х годов гипотезе, тёмная материя могла бы состоять из так называемых стерильных нейтрино[en], которые не участвуют даже в слабом взаимодействии и могут образовываться из обычных нейтрино лишь посредством осцилляций. Теоретические модели дают широкий диапазон масс и, соответственно, температур, которыми могут обладать такие нейтрино, то есть они могут составлять как холодную, так и тёплую тёмную материю[90].

Аксионы[править | править код]

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[91].

Суперсимметричные частицы[править | править код]

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[править | править код]

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 код]

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.

Классификация тёмной материи[править | править код]

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 код]

Если в момент выхода из равновесия энергия частиц ТМ намного превышала их массу (то есть 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[править | править код]

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[править | править код]

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:

Aquote1.png 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. Aquote2.png
[92]
Aquote1.png 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. Aquote2.png
[93]

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[94] всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:

  1. «Гало из холодной тёмной материи 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»)[95];
  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»)[96];
  3. «Картина образования гало, предложенная моделированием холодной тёмной материи, 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[97].

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)[98].

Тёплая тёмная материя[править | править код]

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. В момент выхода из равновесия эти частицы были релятивистскими[источник не указан 626 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[99]. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.

Экспериментальные данные[править | править код]

Тёмная материя в ближней Вселенной[править | править код]

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[100].

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[101][102][103].

Опубликованное в 2013 году исследование движения тел Солнечной системы, основанное на данных 677 тысяч позиционных наблюдений планет и космических аппаратов c 1910 года по настоящее время, позволило получить верхнюю оценку на количество возможного тёмного вещества в Солнечной системе - общее количество тёмной материи в пределах сферы, ограниченной орбитой Сатурна, составляет не более 1,7⋅10-10 Mʘ[104][105]

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[106][107]. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии[108].

Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи[править | править код]

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[править | править код]

Модифицированная ньютоновская динамика[править | править код]

Эта теория предложена в 1983 году израильским астрофизиком Мордехаем Милгромом и представляет собой модификацию закона тяготения таким образом, чтобы объяснялся наблюдаемый вид кривых вращения галактик.

Плазменная космология[править | править код]

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[109]), 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[110] и Энтони Перратом[111], неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах[112], 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[113] (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)[править | править код]

В некоторых теориях с дополнительными измерениями гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений[114]. 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[115].

Топологические дефекты пространства[править | править код]

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[116][117]. 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)[118].

Примечания[править | править код]

  1. Решетников, 2012, p. 107.
  2. 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. A history of dark matter (англ.). Ars Technica (3 February 2017). Дата обращения 1 декабря 2019.
  3. 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018, p. 045002—4.
  4. 1 2 3 Einasto, 2012, p. 156.
  5. 1 2 3 4 5 Решетников, 2012, p. 108.
  6. Kapteyn J. C. First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1922. — Vol. 55. — P. 302—327. — doi:10.1086/142670. — Bibcode1922ApJ....55..302K.
  7. 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.
  8. 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (нем.) // Helvetica Physica Acta. — 1933. — Bd. 6. — S. 110—127. — Bibcode1933AcHPh...6..110Z.
  9. Горькавый Ник. Сказка о тёмной материи тёмного космоса (рус.) // Наука и жизнь. — 2017. — Вып. 7. — С. 81—88.
  10. 1 2 3 4 Bertone, 2018, p. 045002—5.
  11. 1 2 «Большая часть Вселенной невидима» / «Most of our Universe is Missing» [д/ф]. Великобритания: BBC Two. (2006). Проверено 1 января 2020.
  12. Zwicky F. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 1937. — Т. 86, № 3 (October). — С. 217—246. — Bibcode1937ApJ....86..217Z. — doi:10.1086/143864.
  13. Smith S. The Mass of the Virgo Cluster (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1936. — January (vol. 83). — P. 23—30. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/143697. — Bibcode1936ApJ....83...23S.
  14. 1 2 3 4 5 Решетников, 2012, p. 109.
  15. 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—6.
  16. 1 2 3 Einasto, 2012, p. 157.
  17. 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—7.
  18. 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 158.
  19. van de Hulst H. C., Raimond E., vanWoerden H. Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line : [англ.] // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. — 1957. — Т. 14, № 480 (9 November). — С. 1. — Bibcode1957BAN....14....1V.
  20. Schwarzschild M. Mass distribution and mass-luminosity ratio in galaxies : [англ.] // Astronomical Journal. — 1954. — Т. 59, № 1220 (September). — С. 273—284. — Bibcode1954AJ.....59..273S. — doi:10.1086/107013.
  21. 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—8.
  22. Kahn F. D., Woltjer,L. Intergalactic Matter and the Galaxy : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 1959. — Т. 130, № 3 (November). — С. 705—717. — Bibcode1959ApJ...130..705K. — doi:10.1086/146762.
  23. Neyman, J.; Page, T.; Scott, E. CONFERENCE on the Instability of Systems of Galaxies (Santa Barbara, California, August 10-12, 1961): Summary of the conference : [англ.] // Astronomical Journal. — 1961. — Т. 66, № 10 (December). — С. 633—636. — Bibcode1961AJ.....66..633N. — doi:10.1086/108476.
  24. Irwin J. B. Symposium on Galaxies : [англ.] // IAU News Bulletin : journal. — 1961. — Вып. 6 (22 August). — С. 7—8.
  25. Rubin V. C., Ford W. K. 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. — Bibcode1970ApJ...159..379R.
  26. Roberts M. S. A High-Resolution 21-CM Hydrogen-Line Survey of the Andromeda Nebula : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1966. — Т. 144, № 2 (May). — С. 639—656. — Bibcode1966ApJ...144..639R. — doi:10.1086/148645.
  27. 1 2 Freeman K. C. On the Disks of Spiral and S0 Galaxies : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 1970. — Т. 160 (June). — С. 811—830. — Bibcode1970ApJ...160..811F. — doi:10.1086/150474.
  28. Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamic evidence on massive coronas of galaxies : [англ.] // Nature. — 1974. — Т. 250, вып. 5464 (27 July). — С. 309—310. — Bibcode1974Natur.250..309E. — doi:10.1038/250309a0.
  29. 1 2 Jerry Ostriker, Jim Peebles and Amos Yahil. The size and mass of galaxies, and the mass of the universe : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 1974. — Т. 193 (1 October). — С. L1-L4. — doi:10.1086/181617.
  30. Bertone, 2018, p. 045002—9.
  31. Bertone, 2018, p. 045002—21.
  32. 1 2 Einasto, 2012, p. 162.
  33. Bosma, A. The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types (англ.) : journal. — University of Groningen, 1978. — Bibcode1978PhDT.......195B.
  34. 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—10.
  35. 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—22.
  36. Ostriker J. P., Peebles P. J. E. A Numerical Study of the Stability of Flattened Galaxies: or, can Cold Galaxies Survive? : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1973. — Т. 186 (1 December). — С. 467—480. — Bibcode1973ApJ...186..467O. — doi:10.1086/152513.
  37. 1 2 Faber S. M., Gallagher J. S. Masses and mass-to-light ratios of galaxies : [англ.] // Annual review of astronomy and astrophysics. — 1979. — Т. 17. — С. 135—187. — Bibcode1979ARA&A..17..135F. — doi:10.1146/annurev.aa.17.090179.001031.
  38. 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. — 1 June (vol. 238). — P. 471—487. — doi:10.1086/158003. — Bibcode1980ApJ...238..471R.
  39. Michael Brooks. 13 things that do not make sense (англ.). New Scientist (16 March 2005). — «If I could have my pick, I would like to learn that Newton’s laws must be modified in order to correctly describe gravitational interactions at large distances. That’s more appealing than a universe filled with a new kind of sub-nuclear particle.». Дата обращения 19 октября 2010.
  40. P. J. E. Peebles. Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1982. — Т. 263 (1 December). — С. L1-L5. — doi:10.1086/183911.
  41. Однако предполагаемого количества тёмной материи было всё ещё недостаточно для равенства средней плотности вещества критическому значению, что повлекло необходимость введения концепции тёмной энергии.
  42. 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—23.
  43. Einasto, 2012, p. 169.
  44. Davis M., Huchra J., Latham D. W., Tonry J. A survey of galaxy redshifts. II. The large scale space distribution : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1982. — Т. 253 (15 February). — С. 423—445. — doi:10.1086/159646.
  45. Navarro J. F., Frenk C. S., White S. D. M. The Structure of Cold Dark Matter Halos (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1996. — 10 May (vol. 462). — P. 563. — doi:10.1086/177173. — Bibcode1996ApJ...462..563N. — arXiv:astro-ph/9508025.
  46. Merritt D. et al. Empirical Models for Dark Matter Halos (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — 20 December (vol. 132, no. 6). — P. 2685—2700. — doi:10.1086/508988. — Bibcode2006AJ....132.2685M. — arXiv:astro-ph/0509417.
  47. Решетников, 2012, p. 110.
  48. Решетников, 2012, p. 111.
  49. 1 2 3 Решетников, 2012, p. 112.
  50. Именно на этом и основывалась работа Цвикки и Смита, которые впервые обнаружили тёмную материю в скоплениях Кома и Дева.
  51. 1 2 3 Решетников, 2012, p. 113.
  52. Taylor A. N. et al. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 (Увеличение гравитационными линзами и масса скопления Abell 1689) (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — IOP Publishing, 1998. — 10 July (vol. 501, no. 2). — P. 539—553. — doi:10.1086/305827. — Bibcode1998ApJ...501..539T. — arXiv:astro-ph/9801158.
  53. 1 2 Решетников, 2012, p. 115.
  54. 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 168.
  55. Abdelsalam, Hanadi M.; Saha, Prasenjit; Williams, Liliya L. R. (1998). “Non-parametric reconstruction of Abell 2218 from combined weak and strong lensing”. The Astronomical Journal. 116 (4): 1541—1552. arXiv:astro-ph/9806244. Bibcode:1998AJ....116.1541A. DOI:10.1086/300546.
  56. 1 2 3 Einasto, 2012, p. 167.
  57. 1 2 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. — Bibcode2006ApJ...640..691V. — arXiv:astro-ph/0507092.
  58. 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Dark matter profile in clusters of galaxies : [англ.] // Brazilian Journal of Physics. — 2005. — Т. 35, № 4b (December). — ISSN 1678-4448. — doi:10.1590/S0103-97332005000700042.
  59. Выделяется также гравитационное микролинзирование, при котором не наблюдается искажения формы, но количество света, приходящего от удалённых объектов, изменяется со временем. Однако оно используется не как метод выявления тёмной материи, а как способ поиска объектов барионной скрытой массы.
  60. 1 2 Решетников, 2012, p. 114.
  61. Daniel H. Birman. Конец Вселенной (End of the Universe) [Документальный фильм, канал "Культура"]. обо всём. (2012). Проверено 29 июля 2020. Время от начала источника: 35:04.
  62. Wu X. et al. 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. — Bibcode1998MNRAS.301..861W. — arXiv:astro-ph/9808179.
  63. NASA, ESA and R. Massey (California Institute of Technology). Three-dimensional distribution of dark matter in the Universe (artist's impression) (англ.). ESA Hubble Space Telescope (7 January 2007). Дата обращения 14 марта 2020.
  64. 1 2 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. — Bibcode2007Natur.445..286M. — arXiv:astro-ph/0701594. — PMID 17206154.
  65. 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. — Bibcode2003ARA&A..41..645R. — arXiv:astro-ph/0307212.
  66. 1 2 Clowe D. 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. — Bibcode2006ApJ...648L.109C. — arXiv:astro-ph/0608407.
  67. С. Б. Попов. Черная кошка обнаружена. Астронет (22.08.2006). Дата обращения 24 июля 2020.
  68. 1 2 Einasto, 2012, p. 174.
  69. Einasto, 2012, p. 175.
  70. Bertone, 2010, p. 045022-14.
  71. M. J. Jee et. al. Discovery of a Ringlike Dark Matter Structure in the Core of the Galaxy Cluster Cl 0024+17 : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 2007. — Т. 661, № 2. — С. 728. — doi:10.1086/517498.
  72. Brada, M; Allen, S. W; Ebeling, H; Massey, R; Morris, R. G; von der Linden, A; Applegate, D. Revealing the Properties of Dark Matter in the Merging Cluster MACS J0025.4-1222 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — doi:10.1086/591246. — Bibcode2008ApJ...687..959B. — arXiv:0806.2320.
  73. J. Merten et. al. Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744 : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011. — Т. 417, вып. 1 (19 September). — С. 333-347. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x.
  74. Jee, M. J.; Mahdavi, A.; Hoekstra, H.; Babul, A.; Dalcanton, J. J.; Carroll, P.; Capak, P. (2012-03-01). “A Study of the Dark Core in A520 with the Hubble Space Telescope: The Mystery Deepens”. The Astrophysical Journal. 747: 96. arXiv:1202.6368. Bibcode:2012ApJ...747...96J. DOI:10.1088/0004-637X/747/2/96.
  75. 1 2 Решетников, 2012, p. 116.
  76. 1 2 3 Einasto, 2012, p. 173.
  77. Решетников, 2012, p. 117.
  78. Daniel H. Birman. Конец Вселенной (End of the Universe) [Документальный фильм, канал "Культура"]. обо всём. (2012). Проверено 29 июля 2020. Время от начала источника: 15:37.
  79. 1 2 Решетников, 2012, p. 119.
  80. 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—11.
  81. 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—12.
  82. 1 2 Einasto, 2012, p. 172.
  83. Поиск изначальных черных дыр. Космос-Журнал (20 сентября 2011). Дата обращения 7 мая 2020.
  84. Астрономы отвергли связь черных дыр и темной материи, Naked Science (3 октября 2018). Дата обращения 19 июня 2020.
  85. Zumalacárregui M., Seljak U. Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae // Physical Review Letters. — 2018. — Т. 121, вып. 14. — С. 141101. — doi:10.1103/PhysRevLett.121.141101.
  86. Carr B. Primordial Black Holes as Dark Matter and Generators of Cosmic Structure // Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium (англ.) / Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. — Springer International Publishing, 2019. — P. 29—39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, volume 56). — ISBN 978-3-030-31593-1. — doi:10.1007/978-3-030-31593-1_4.
  87. Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика чёрных дыр. — Москва : Наука, 1986. — С. 296—298. — 328 с.
  88. Bertone, 2018, p. 045002-15.
  89. На тот момент, однако, существование третьего типа нейтрино — тау-нейтрино — ещё не было экспериментально подтверждено.
  90. 1 2 Bertone, 2018, p. 045002-17.
  91. Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука, 1997. — 528 с. — ISBN 5-02-015092-4.
  92. de Blok W. J. G. The core-cusp problem (англ.) // Advances in Astronomy. — 2010. — Vol. 2010. — P. 789293. — doi:10.1155/2010/789293. — Bibcode2010AdAst2010E...5D. — arXiv:0910.3538.
  93. 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. — Bibcode2001PhRvL..86.3467H. — arXiv:astro-ph/0102349.
  94. 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. — Bibcode2003ApJ...584..566M. — arXiv:astro-ph/0210641.
  95. 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. — Bibcode2007ApJ...657..773V. — arXiv:astro-ph/0509644.
  96. 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. — Bibcode2010Natur.463..203G. — arXiv:0911.2237.
  97. 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. — Bibcode2007ApJ...659..149M. — arXiv:astro-ph/0612410.
  98. Simon J. D., 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. — Bibcode2007ApJ...670..313S. — arXiv:0706.0516.
  99. 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 (рус.) // Письма ЖЭТФ. — 2014. — Т. 100, вып. 10. — С. 691—695. — doi:10.7868/S0370274X14220019.
  100. Dodelson S. Ch. 7. Inhomogeneities // Modern Cosmology. — Academic Press, 2003. — P. 208—209. — ISBN 978-0-12-219141-1.
  101. Moni Bidin C. 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.
  102. Serious Blow to Dark Matter Theories?
  103. В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено (недоступная ссылка) // Inforigin, 19.04.12
  104. Питьев Н. П., Питьева Е. В. Ограничения на темную материю в Солнечной системе (рус.) // Письма в Астрономический журнал. — 2013. — Т. 39. — С. 163—172. — doi:10.7868/S032001081302006X.
  105. Pitjev N. P., Pitjeva E. V. Constraints on dark matter in the solar system (англ.) // en:Astronomy Letters. — Pleiades Publishing, 2013. — Vol. 39. — P. 141—149. — doi:10.1134/S1063773713020060.
  106. 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. — EDP Sciences (англ.), 2013. — 22 March (vol. 1303). — P. 5062. — Bibcode2013arXiv1303.5062P. — arXiv:1303.5062. Архивировано 23 марта 2013 года.
  107. Francis, Matthew. First Planck results: the Universe is still weird and interesting. Arstechnica (22 марта 2013).
  108. Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light. University of Cambridge (21 марта 2013). Дата обращения 21 марта 2013.
  109. Природа спиральных рукавов Галактик
  110. 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. — Bibcode1990ITPS...18....5P.
  111. 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. — Bibcode1983Ap&SS..91...19P.
  112. 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.
  113. Riordan M., Schramm D. N. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe (англ.). — W H Freeman & Co (Sd), 1991. — ISBN 0-7167-2157-0.
  114. Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes. CERN. 17 November 2014.
  115. Siegfried, T.. Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries, The Dallas Morning News (5 июля 1999).
  116. Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS // UNR.edu
  117. Тёмная материя может быть обнаружена с помощью GPS // theuniversetimes.ru
  118. Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites. Ars Technica (19 ноября 2014). Дата обращения 24 ноября 2014.

Литература[править | править код]

Книги
  • Einasto J. Dark matter // Astronomy and Astrophysics : [англ.] / Ed. by Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny and John Lattanzio. — Singapore : EOLSS Publishers, 2012. — Т. 2. — С. 152—198. — 488 с. — (Encyclopedia of Life Support Systems). — ISBN 978-1-84826-823-4.
  • 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.
  • Решетников В. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной // Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. — Фрязино: Век 2, 2012. — 167 с. — ISBN 978-5-85099-189-0.
Статьи

Ссылки[править | править код]