Википедия

Тёмная материя: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории
(Показать все непатрулированные изменения)
[непроверенная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правка
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Спасено источников — 3, отмечено мёртвыми — 0. Сообщить об ошибке. См. FAQ.) #IABot (v2.0.9.5
 
(не показано 527 промежуточных версий, сделанных более чем 100 участниками)
Строка 1:
{{нет источников|дата=2014-08-01}}<!-- см. СО -->
{{Falseredirect|Легчайшая суперсимметричная частица|:en:Lightest Supersymmetric Particle|англ.}}
[[Файл:Darkenergy.png|thumb|320px|right|Состав [[Вселенная|Вселенной]] по данным [[WMAP]]]]
'''Тёмная материя''' в [[астроном]]ии и [[Космология|космологии]], а также в теоретической физике — гипотетическая форма [[Материя (физика)|материи]], которая не испускает [[Электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] и не взаимодействует с ним<ref>[http://kpfu.ru/news/astronomy-vpervye-39uvideli39-chasticy-kandidaty.html Астрономы впервые «увидели» частицы-кандидаты тёмной материи.]</ref>. Это свойство данной формы вещества делает невозможным её прямое [[Наблюдаемая Вселенная|наблюдение]].
 
Вывод о существовании тёмной материи сделан на основании многочисленных, согласующихся друг с другом, но косвенных признаков поведения астрофизических объектов и по создаваемым ими [[Гравитация|гравитационным эффектам]]. Обнаружение природы тёмной материи поможет решить проблему [[Скрытая масса|скрытой массы]], которая, в частности, заключается в аномально высокой скорости вращения внешних областей [[Галактики|галактик]]<ref>[http://www.km.ru/science-tech/2013/04/04/kosmicheskie-issledovaniya-i-otkrytiya/707629-detektor-mks-obnaruzhil-vozmoz Детектор МКС обнаружил возможные следы темной материи]</ref>.
 
== История ==
В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел не подчинялось законам [[Небесная механика|небесной механики]]; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты [[Открытие Нептуна|планета Нептун]] и [[Сириус B]]. В 1922 году астрономы [[Джеймс Джинс]] и [[Каптейн, Якобус Корнелиус|Якобус Каптейн]] исследовали движение звёзд в [[Млечный Путь|нашей Галактике]] и пришли к выводу, что бо́льшая часть вещества в галактике невидима; в этих работах, вероятно, впервые появился термин «тёмная материя» ({{lang-en|dark matter}})<ref name=RESH>{{книга|автор=Решетников В.|заглавие=Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной |место=Фрязино |издательство=Век 2 |год=2012 |isbn=978-5-85099-189-0 }}</ref>. [[Оорт, Ян Хендрик|Ян Оорт]] использовал тот же термин в статье 1932 года<ref>''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.</ref>.
 
[[Файл:GalacticRotation2 ru.svg|мини|Кривая вращения галактики: (A) ожидаемая; (B) реальная]]
Широкое распространение термин получил после работ [[Цвикки, Фриц|Фрица Цвикки]], который употребил его в 1933 году в своей работе<ref>''Zwicky, F.'', 1933. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln. Helvetica Physica Acta 6, 110—127</ref><ref>{{статья|автор=Gustavo Yepes, Stefan Gottl, Yehuda Hoffman|заглавие=Dark Matter in the Local Universe|ссылка=|язык=en|издание=[[New Astronomy Reviews]] |год=2014 |arxiv=1312.0105}}</ref>. 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 [[Галактика Андромеды|туманность Андромеды]] ([[Бэбкок, Хорес Уэлкам|Хорес Бэбкок]], 1939) — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально <math>\sqrt{R}</math> (где <math>R</math> — 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]]»). Данный эффект был также подтверждён для большинства исследованных галактик<ref name=RESH/>.
 
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<ref name=RESH/>.
 
# Описанное выше неубывание скорости вращения звёзд оказалось не аномалией, а типичной ситуацией в мире галактик.
# При исследовании движения [[Галактика-спутник|спутников галактик]] и близко расположенных [[Шаровое звёздное скопление|шаровых скоплений]] было подтверждено, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает массу её звёзд.
# 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.
# Звёздная масса [[Эллиптическая галактика|эллиптических галактик]], согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактику горячего газа, если не учесть тёмную материю.
# Оценка массы скоплений галактик, осуществляющих [[Гравитационная линза|гравитационное линзирование]], даёт результаты, включающие вклад тёмной материи и близкие к полученным другими методами.
 
== Данные наблюдений ==
Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» ([[барион]]ным), по крайней мере, [[Гравитация|гравитационным]] образом и представляет собой среду со средней [[космологическая плотность|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 [[свет]]ом, свет испускается<!-- именно испускаются! А не искривляется! Не меняйте! --> 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.{{-1|<ref>{{книга|автор=Dodelson, Scott.|часть=Ch. 7. Inhomogeneities|заглавие=Modern Cosmology|издательство=Academic Press|год=2003|pages=208—209|isbn=978-0-12-219141-1}}</ref>}}
 
Опубликованное в [[2012 год]]у исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 [[Световой год|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 [[Элементарная частица|частиц]] тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными<ref>{{статья|автор=C. Moni Bidin et al.|заглавие=Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk. II. A lack of dark matter in the solar neighborhood|ссылка=http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1217/eso1217.pdf|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|год=2012|volume=|pages=|doi=}}</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1217/ Serious Blow to Dark Matter Theories?]</ref><ref>[http://www.inforigin.ru/article/1334852592.html В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено] // Inforigin, 19.04.12</ref>.
 
Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений [[Планк (космическая обсерватория)|космической обсерватории «Планк»]], интерпретированным с учётом стандартной космологической модели [[Модель Лямбда-CDM|Лямбда-CDM]], общая [[масса-энергия]] [[метагалактика|наблюдаемой Вселенной]] состоит на 4,9 % из обычной ([[барион]]ной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из [[тёмная энергия|тёмной энергии]].<ref name="planck_overview">{{cite journal|author=P. A. R. Ade ''et al''. (Planck Collaboration) |title=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results&nbsp;– Table 9 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]]|volume=1303 |pages=5062|url=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers |date=22 March 2013 |arxiv=1303.5062|bibcode = 2013arXiv1303.5062P|displayauthors=30}}</ref><ref name="wmap7parameters">{{cite web|title = First Planck results: the Universe is still weird and interesting|url =http://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/|author=Francis, Matthew |date=22 March 2013|work=Arstechnica}}</ref> Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии<!-- 26.8 + 68.3 -->.<ref name=planckcam>{{cite web |url=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |title=Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |date=21 March 2013 |publisher=University of Cambridge |accessdate=21 March 2013}}</ref>
 
== Кандидаты на роль тёмной материи ==
 
=== Барионная тёмная материя ===
Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, [[барион]]ного 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: [[Галактика#Проблема тёмного гало|тёмные галактические гало]], [[Коричневый карлик|коричневые карлики]] и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: [[Белый карлик|белые карлики]], [[Нейтронная звезда|нейтронные звёзды]], [[Чёрная дыра|чёрные дыры]]. Кроме того, такие гипотетические объекты, как [[Кварковая звезда|кварковые звёзды]], [[Q-звезда|Q-звёзды]] и [[Преонная звезда|преонные звёзды]] также могут являться частью барионной тёмной материи.
 
Проблемы такого подхода проявляются в космологии [[Большой взрыв|Большого взрыва]]: если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов после [[Нуклеосинтез|первичного нуклеосинтеза]], наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску [[Гравитационная линза|гравитационного линзирования]] света звёзд [[Млечный Путь|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 [[Поглощение излучения|поглощать свет звёзд]].
 
=== Небарионная тёмная материя ===
Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных кандидатов на роль небарионной невидимой материи. Перечислим некоторые из них.
 
==== Лёгкие нейтрино ====
В отличие от остальных кандидатов, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Поскольку число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут определять динамику Вселенной. Для достижения <math> \Omega=\rho / \rho_{c}=1</math>, где <math> \rho_{c}</math> — так называемая [[Критическая плотность (космология)|критическая плотность ]], необходимы нейтринные массы порядка <math>(15\div65)/N_{\nu}</math> эВ, где <math>N_{\nu}</math> обозначает число типов лёгких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка <math> 10^{-2}-10^{-3}</math> эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи.
 
==== Тяжёлые нейтрино ====
Из данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо взаимодействующих частиц (в том числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино <math>\nu_{s}</math> (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются так называемыми «[[Стерильные нейтрино|стерильными]]», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу <math>\nu_{s}</math> в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для <math>\nu_{s}</math> следует диапазон масс приблизительно <math>10^{-1}-10^4</math> эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.
 
==== Аксионы ====
[[Аксион]]ы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы сильного [[Нарушение CP-инвариантности#Сильная CP-проблема|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<sup>−5</sup> эВ, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами.<ref name="NonAc">
{{книга
|автор = Г. В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт
|заглавие = Неускорительная физика элементарных частиц
|место = М.
|издательство = Наука
|год = 1997
|страницы =
|страниц = 528
|isbn = 5-02-015092-4
|тираж =
}}</ref>
 
==== Суперсимметричные частицы ====
: ''См. также:'' [[Легчайшая суперсимметричная частица]] ({{lang-en|[[:en:Lightest Supersymmetric Particle|Lightest Supersymmetric Particle]], LSP}})
 
В рамках [[Суперсимметрия|суперсимметричных]] ([[SUSY]]) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица ([[Легчайшая суперсимметричная частица|LSP]]) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать [[фотино]], [[гравитино]], [[хиггсино]] (суперпартнёры [[фотон]]а, [[гравитон]]а и [[Бозон Хиггса|бозона Хиггса]] соответственно), а также [[снейтрино]], [[Гейджино|вино]], и [[Гейджино|зино]]. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с массой порядка 10 ГэВ.
 
==== Космионы ====
[[Космион]]ы 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 [[Нейтринные осцилляции|нейтринных осцилляций]] и [[MSW-эффект|эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна]], так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи.
 
==== Топологические дефекты пространства-времени ====
Согласно современным [[Космология|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 [[Барионная асимметрия Вселенной|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, [[Магнитный монополь|магнитные монополи]]), линейные протяжённые объекты ([[Космическая струна|космические струны]]), двумерные мембраны ([[Доменная стенка|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.
{{Заготовка раздела}}
 
== Классификация тёмной материи ==
Ключевое предположение приводимой ниже классификации состоит в том, что частицы ТМ находились в термодинамическом равновесии с частицами космической плазмы на ранних стадиях эволюции Вселенной. В определённый момент времени температура упала настолько, что среднее время пролёта частиц ТМ в плазме превысило хаббловское (реакция «заморозилась»), и взаимодействия с барионным веществом прекратились. В зависимости от температуры, при которой это произошло, ТМ делят на «горячую», «холодную» и «тёплую».
 
=== Горячая тёмная материя ===
Если в момент выхода из равновесия энергия частиц 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 ===
Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной». 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 [[вимп]]ами (WIMP — weakly interacting massive particle), чья масса варьируется от нескольких десятков ГэВ до нескольких ТэВ, а сечения [[Анигиляция|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.
 
=== Тёплая тёмная материя ===
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 [[Стерильное нейтрино|стерильные нейтрино]] — правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов [[Стандартная модель|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 ==
 
=== Астрономические наблюдения ===
 
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 (телескоп)|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 [[Планк (космическая обсерватория)|обсерватории Планка]] дающим оценку в районе 15.5–16 %.<ref>
{{Cite journal
|last1=Vikhlinin |first1=A.
|author2=et al.
|date=2006
|title=Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass–Temperature Relation
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=640 |issue=2 |pages=691–709
|arxiv=astro-ph/0507092
|bibcode=2006ApJ...640..691V
|doi=10.1086/500288
}}</ref>
 
* Расчет сильного гравитационного линзирования - этот метод требует точных изображений сильно удаленных огромных структур: самых крупных галактических скоплений.
 
[[File:Gravitationell-lins-4.jpg|thumb|left|Скоплении галактик [[Abell 1689]]. [[Hubble Space Telescope|HST]]. Галактики самого скопления изображены желтым цветом. Галактики на заднем фоне (синии 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 [[Гравитационная линза|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).
<ref> {{Cite journal
|last1=Taylor |first1=A. N.
|author2=et al.
|date=1998
|title=Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 (Увеличение гравитационными линзами и масса скопления Абель 1689)
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=501 |issue=2 |page=539
|arxiv=astro-ph/9801158
|bibcode=1998ApJ...501..539T
|doi=10.1086/305827
}}</ref>
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. <ref>{{Cite journal
|last1=Wu |first1=X.
|last2=Chiueh |first2=T.
|last3=Fang |first3=L.
|last4=Xue |first4=Y.
|date=1998
|title=A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy? (Сравнение различных оценок масс скоплений: соответствие или расхождение?)
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=301 |issue=3 |pages=861–871
|arxiv=astro-ph/9808179
|bibcode=1998MNRAS.301..861W
|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x
}}</ref>
 
 
* 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 <ref>
{{Cite journal
|last1=Refregier |first1=A.
|date=2003
|title=Weak gravitational lensing by large-scale structure
|journal=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]
|volume=41 |issue=1 |pages=645–668
|arxiv=astro-ph/0307212
|bibcode=2003ARA&A..41..645R
|doi=10.1146/annurev.astro.41.111302.102207
}}</ref>.
 
[[File:1e0657 scale.jpg|thumb| Скопление Пули [[Bullet Cluster]]: [[Hubble Space Telescope|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 ново-образованного 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. <ref>
{{Cite journal
|last1=Massey |first1=R.
|author2=et al.
|date=2007
|title=Dark matter maps reveal cosmic scaffolding (Тёмная материя выявила механику "космических подмостков")
|journal=[[Nature (journal)|Nature]]
|volume=445 |issue=7125 |pages=286–290
|arxiv=astro-ph/0701594
|bibcode=2007Natur.445..286M
|doi=10.1038/nature05497
|pmid=17206154
}}</ref>
Это доказательство наличия тёмной материи (в отличии от распределения радиальных скоростей в галактиках) независит от деталей Ньютоновой механики и гравитации на дальних дистанциях (так как столкновение скоплений прямое, без вращения) и потому считается лучшим прямым доказательством.<ref name=Clowe>
{{Cite journal
|last1=Clowe |first1=D.
|author2=et al.
|date=2006
|title=A direct empirical proof of the existence of dark matter (Прямое эмперическое доказательство существования темной материи)
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=648 |issue=2 |pages=109–113
|arxiv=astro-ph/0608407
|bibcode=2006ApJ...648L.109C
|doi=10.1086/508162
}}</ref>
 
Таким образом, прямыми методами подтверждается{{уточнить}}<!-- или же «подтверждено» (100 % и тп.) ? --> наличие скрытой массы (в виде тёмной материи или в другом виде) в галактических скоплениях.
<ref>{{статья
| автор = Clowe Douglas et al.
| год = 2006
| заглавие = A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter
| язык = en
| издание = The Astrophysical Journal Letters
| volume = 648
| номер = 2
| pages = L109–L113
| arxiv=astro-ph/0608407
| doi = 10.1086/508162
| bibcode=2006ApJ...648L.109C
}}</ref><ref>д/ф [http://www.youtube.com/watch?list=PLC3103305F734771A&v=ld11MSrftuI Конец Вселенной] (с 35 мин. — наблюдаемое гравитационное линзирование)</ref>
 
=== Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи ===
 
Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный.
 
При прямом 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 [[Аннигиляция|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.{{нет АИ|11|09|2013}}
 
== Альтернативные теории ==
* Плазменная космология (космология плазмы)
Данная теория была разработана ещё в 1960-ых годах шведским физиком по имени [[Альфвен, Ханнес|Ханнес Альфвен]] на основе работ [[Биркеланд, Кристиан|Кристиана Биркеланда]].
Основой теории является предположение, что электрические силы являются более весомыми на больших расстояних (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, которые создают мощное галактическое магнитное поле, которое в свою очередь формирует структуру как галактик, так и их скоплений (филаментов). Наличие такой силы объясняет формирование галактических рукавов, распределение скорости их вращения от радиуса, устраняет необходимость введения гало из темной материи. В настоящее время данная теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]].
* [[Модифицированная ньютоновская динамика]]
* Материя из других измерений (параллельных Вселенных)
В некоторых теориях о дополнительных измерениях гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений <ref name="Extra-Dim">[http://home.web.cern.ch/about/physics/extra-dimensions-gravitons-and-tiny-black-holes Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes]. CERN. 17 November 2014.</ref>. 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 темной материи может быть логично объяснен 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 <ref name="Parallel">
{{Cite news
|last=Siegfried |first=T.
|date=5 July 1999
|title=Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries
|url=http://www.physics.ucdavis.edu/~kaloper/siegfr.txt
|work=[[The Dallas Morning News]]
}}</ref>.
 
* Топологические дефекты пространства
Темная материя может просто являться изначальными (возникшими в момент [[Большой_Взрыв|Большого Взрыва]]) дефектами пространства и/или [[топология|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), оснащенных точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью [[GPS]] системы) ядерными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть <ref name="Der-Eng">[http://www.unr.edu/nevada-today/news/2014/finding-dark-matter Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS]</ref><ref name="Der-Rus">[http://www.theuniversetimes.ru/temnaya-materiya-mozhet-byt-obnaruzhena-s-pomoshhyu-gps.html Темная материя может быть обнаружена с помощью GPS]</ref> Эффект проявится как необъяснимое (обычными релятивисткими причинами) рассогласование хода этих часов, имеющее четкое начало и, со временем, конец (в зависимости от направления движения и размеров такого топологического дефекта) <ref name="Top-Defect">{{cite web|last1=Rzetelny|first1=Xaq|title=Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites|url=http://www.arstechnica.com/science/2014/11/looking-for-a-different-sort-of-dark-matter-with-gps-satellites/#p3|website=Ars Technica|accessdate=24 November 2014|date=19 November 2014}}</ref>.
 
== В массовой культуре ==
* В серии игр «[[Mass Effect (серия)|Mass Effect]]» тёмная материя и тёмная энергия в форме так называемого «Нулевого элемента» необходимы для движения со [[Сверхсветовое движение|сверхсветовыми скоростями]]. Некоторые люди, 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
{{Нет ссылок в разделе|дата=12 мая 2011}}
 
== См. также ==
* [[Тёмная энергия]]
* [[Скрытая масса]]
* [[Тёмная звезда (тёмная материя)|Тёмная звезда]]
* {{не переведено|:en:DAMA/LIBRA|DAMA/LIBRA}}
* {{не переведено|:en:Large Underground Xenon Detector|LUX}}
 
== Примечания ==
{{примечания|2}}
 
== Литература ==
* [http://www.modcos.com/ Сайт Modern Cosmology], содержащий в том числе подборку материалов по тёмной материи.
* ''Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А.'' Неускорительная физика элементарных частиц. М.: Наука, Физматлит, 1997.
* ''Алексей Левин'' [http://www.popmech.ru/magazine/2014/140-issue/ Дело ясное, что дело тёмное] // [[Популярная механика]], № 6, 2014. С. 36-40.
 
== Ссылки ==
* ''Биленький С. М.'' [http://ufn.ru/en/articles/2003/11/b/ Массы, смешивание и осцилляции нейтрино], УФН 173 1171—1186 (2003).
* ''Лукаш В. Н., Михеева Е. В.'' [http://ufn.ru/ru/articles/2007/9/h/ Тёмная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной], УФН 177 1023—1028 (2007).
* н/п д/ф [http://discovery-world.ru/video/skvoz-krotovuyu-noru-s-morganom-frimenom-za-predelami-temnoty-1-sezon-1-ceriya/5158 «За пределами тьмы»] из цикла [[Сквозь кротовую нору с Морганом Фрименом]] (видео).
* ''[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А.]]'' [http://www.vesti.ru/videos?vid=302858&cid=1000 «Новые формы материи во Вселенной, ч. 1» — Тёмная масса и тёмная энергия], из цикла лекций «[[ACADEMIA]]» (видео).
 
{{rq|sources|check|topic=astronomy}}
 
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Космология]]
[[Категория:Тёмная материя|*]]
[[Категория:Гипотезы]]
[[Категория:Астрономические гипотезы]]
Источник — https://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя