Тёмная материя

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

Широкое распространение термин получил после работ Фрица Цвикки, который употребил его в 1933 году в своей работе^[5][6]. Цвикки измерил радиальные скорости восьми галактик в скоплении Кома (созвездие Волосы Вероники) и обнаружил, что для устойчивости скопления приходится предположить, что его полная масса в десятки раз больше, чем масса входящих в него звёзд. Вскоре другие астрономы пришли к таким же выводам для многих других галактик. Особенный интерес вызвала туманность Андромеды (Хорес Бэбкок, 1939) — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально ${\displaystyle {\sqrt {R}}}$  (где ${\displaystyle R}$  — расстояние до центра), а оставалась почти постоянной (см. рисунок). Это могло означать, что галактика на всём своём протяжении содержит значительную массу невидимого вещества («галактическое гало»). Данный эффект был также подтверждён для большинства исследованных галактик^[3].

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

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

Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным), по крайней мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. 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.Шаблон:-1

Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме Земного шара. Однако измерения дали значение 0,00±0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки заре��истрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными^[7][8][9].

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.^[10][11] Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии.^[12]

Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому не обнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: тёмные галактические гало, коричневые карлики и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Кроме того, такие гипотетические объекты, как кварковые звёзды, Q-звёзды и преонные звёзды также могут являться частью барионной тёмной материи.

Проблемы такого подхода проявляются в космологии Большого взрыва: если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов после первичного нуклеосинтеза, наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску гравитационного линзирования света звёзд нашей Галактики показывают, что достаточной концентрации крупных гравитирующих объектов типа планет или чёрных дыр для объяснения массы гало нашей Галактики не наблюдается, а мелкие объекты достаточной концентрации должны слишком сильно поглощать свет звёзд.

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

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 ${\displaystyle \Omega =\rho /\rho _{c}=1}$ , где ${\displaystyle \rho _{c}}$  — так называемая критическая плотность , необходимы нейтринные массы порядка ${\displaystyle (15\div 65)/N_{\nu }}$  эВ, где ${\displaystyle N_{\nu }}$  обозначает число типов лёгких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка ${\displaystyle 10^{-2}-10^{-3}}$  эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи.

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

Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике. Хотя считается, что аксионы должны быть очень лёгкими, они могут составлять существенную часть холодной тёмной материи. Космологические данные ограничивают массу аксиона на уровне не менее 10⁻⁵ эВ, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами.^[13]

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

В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино, гравитино, хиггсино (суперпартнёры фотона, гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино, и зино. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с массой порядка 10 ГэВ.

Космионы 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.

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 образовыв��лись области с определённой «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, магнитные монополи), линейные протяжённые объекты (космические струны), двумерные мембраны (доменные стенки), трёхмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2012 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.

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».

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.

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 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.

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной (который случился при температурах порядка 1 эВ), а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях, и этот рост существенно зависит от того, является ли ТМ релятивистской или нет на пылевидной стадии. Хорошим кандидатом на роль тёплой ТМ являются так называемые стерильные нейтрино — правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов Стандартной модели. Так, в модели νMSM, расширяющей Стандартную модель за счёт включения трёх стерильных нейтрино, одно из них может иметь массу порядка 1 кэВ/c² и являться, таким образом, кандидатом в ТМ. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.

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

• Динамический - распределение радиальных скоростей галактик в галактических скоплениях (или звезд, шаровых скоплений в галактиках) по методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и методик, с лучшей точностью и большей статистикой.

• Газодинамический - с помощью рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях. Температура и плотность газа может быть определена на основе энергии и потока ренгеновских лучей, затем можно расчитать температуру газа (из термодинамики), что дает возможность оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской орбитальной обсерватории Чандра основаны на этом подходе определения масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение барионной массы к полной массе на уровне 12–15 %, что не сильно противоречит данным с орбитальной обсерватории Планка дающим оценку в районе 15.5–16 %.^[14]

• Расчет сильного гравитационного линзирования - этот метод требует точных изображений сильно удаленных огромных структур: самых крупных галактических скоплений.

Непосредственное изучение распределения тёмной материи в скоплениях галактик стало возможным после получения их высокодетализированных изображений в 1990-х годах. При этом изображения более удалённых галактик, проецирующихся на скопление, в силу эффекта гравитационного линзирования оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько "копий" (сильное гравитационное линзирование). По характеру этих искажений становится возможным восстановить расп��еделение 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). ^[15] 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. ^[16]

• 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 ^[17].

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. ^[18] 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.^[19]

Таким образом, прямыми методами подтверждается^{[уточнить]} наличие скрытой массы (в виде тёмной материи или в другом виде) в галактических скоплениях. ^[20][21]

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

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

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

Эксперимент EDELWEISS направлен на прямое обнаружение частиц WIMP. В качестве мишени служат полупроводниковые детекторы, охлаждённые до температуры в несколько мК.^{[источник не указан 4136 дней]}

• Плазменная космология (космология плазмы)

Данная теория была разработана ещё в 1960-ых годах шведским физиком по имени Ханнес Альфвен на основе работ 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 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 ^[22]. 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 ^[23].

• Топологические дефекты пространства

Темная 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), оснащенных точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью GPS системы) ядерными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть ^[24][25] 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) ^[26].

• В серии игр «Mass Effect» тёмная материя и тёмная энергия в форме так называемого «Нулевого элемента» необходимы для движения со 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

• Тёмная энергия
• Скрытая масса
• Тёмная звезда
• шаблон не поддерживает такой синтаксис
• шаблон не поддерживает такой синтаксис

• 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 Дело ясное, что дело тёмное // Популярная механика, № 6, 2014. С. 36-40.

• Биленький С. М. Массы, смешивание и осцилляции нейтрино, УФН 173 1171—1186 (2003).
• Лукаш В. Н., Михеева Е. В. Тёмная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной, УФН 177 1023—1028 (2007).
• н/п д/ф «За пределами тьмы» из цикла Сквозь кротовую нору с Морганом Фрименом (видео).
• Черепащук А. «Новые формы материи во Вселенной, ч. 1» — Тёмная масса и тёмная энергия, из цикла лекций «ACADEMIA» (видео).