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 введено
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 предложенных
оно наиболее удовлетворительно.
Состав и природа тёмной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках общепринятой космологической модели наиболее вероятной считается модель холодной тёмной материи
Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц тёмной материи — вимпы
Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаружены
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[1][2]. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии[3].
История
______________________________________________
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[4].
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»[5][6]. К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик[6][7], 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[6][7][8]:
Доказательства существования
________________________________________________
НаблюдательныеПравить
- Динамика и морфология галактик-спутников и шаровых скоплений возле массивных галактик[65]. 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[35]. Анализ данных для нашей и других галактик подтвердил, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд[65].
- 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[66][65]. 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[67].
- Рентгеновское излучение горячего газа в гигантских эллиптических галактиках и их скоплениях, зарегистрированное такими орбитальными обсерваториями как «Эйнштейн»[67], «ROSAT», «XMM-Newton» и «Чандра»[72]. 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[72][73][74]. Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы объекта[72]. Масса одних лишь звёзд и газа, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю[67]. Такой горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя — ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю[74]. При этом радиальное распределение газа (в зависимости от расстояния до центра объекта) примерно повторяет гипотетическое распределение тёмной материи — профиль Наварро — Френка — Уайта[73][74].
- 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)[75][70]. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления, в том числе скрытой[70][76][77].
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[70][76][78].
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[69][80]. 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[81].
- 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; опубликованные работы, посвящённые исследованию скопления Пуля, содержали в заголовках слова «Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи»[82][83][84][85][86].
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[87][⇨].
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[88], Abell 2744[89], Abell 520[90] и другие.
ТеоретическиеПравить
- Анализ неоднородности реликтового излучения. Галактики формируются и растут за счёт гравитационной неустойчивости из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной[91][92]. 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[92][93][94].
- Моделирование формирования галактик на основании общепринятой теории состава Вселенной, в частности, с определённой долей тёмной материи. Если она устанавливается в качестве начального условия, получающиеся в результате распределение и свойства галактик (например, форма) идентичны наблюдаемым[14][57].
- 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[95].
Свойства тёмной материи
______________________________________________
ТемператураПравить
В большинстве теорий генерации тёмной материи предполагается, что на ранних стадиях эволюции Вселенной частицы тёмной материи находились в кинетическом равновесии с обычным веществом — барионами, электронами и фотонами, составлявшими на тот момент единую среду. В определённый момент времени, при определённой температуре, Td, они вышли из равновесия и с тех пор распространяются свободно[96]. В зависимости от соотношения этой температуры и массы частиц тёмной материи её делят на «горячую», «холодную» и «тёплую»[97].
Горячая тёмная материяПравить
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 материяПравить
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 галоПравить
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.
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[100] всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:
- «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»)[101];
- «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»)[102];
- «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[103].
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)[104].
Тёплая тёмная материяПравить
Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. В момент выхода из равновесия эти частицы были релятивистскими[источник не указан 649 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[105]. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.
