Темная материя

Часть серии статей о
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология вселенной
Ранняя вселенная Инфляция  · Нуклеосинтез Фоны Гравитационная волна (ГВ) Микроволновое излучение (CMB)  · Нейтрино (CNB)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Модель Лямбда-CDM Будущее расширяющейся Вселенной Окончательная судьба вселенной
Компоненты  · Структура Компоненты Темная энергия  · Темная материя Фотоны  · Барионы Структура Форма вселенной Галактическое волокно  · Формирование галактики Большая группа квазаров Крупномасштабная структура Реионизация  · Формирование структуры
Эксперименты Инициатива «Черная дыра» (BHI) Бумеранг Исследователь космического фонового излучения (COBE) Исследование темной энергии Космическая обсерватория «Планк» Слоуновский цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") Микроволновый анизотропный зонд Уилкинсона (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Коперник де Ситтер Дике Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Гюйгенс Кеплер Лемэтр Мазер Ньютон Пенроуз Пензиас Рубин Шмидт Смут Сунцев Сюняев Толман Уилсон Зельдович Список космологов
История предмета Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории Большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория Астрономический портал
в т е

В астрономии темная материя — это невидимая и гипотетическая форма материи , которая не взаимодействует со светом или другим электромагнитным излучением . Темная материя подразумевается гравитационными эффектами, которые не могут быть объяснены общей теорией относительности, если только материи не присутствует больше, чем можно наблюдать. Такие эффекты возникают в контексте формирования и эволюции галактик , ^[1] гравитационного линзирования , ^[2] наблюдаемой текущей структуры Вселенной , положения масс при столкновениях галактик , ^[3] движения галактик внутри скоплений галактик и анизотропии космического микроволнового фона .

В стандартной модели космологии Лямбда-CDM содержание массы и энергии во Вселенной составляет 5% обычной материи, 26,8% темной материи и 68,2% формы энергии, известной как темная энергия . ^{[4] [5] [6] [7]} Таким образом, темная материя составляет 85% от общей массы, в то время как темная энергия и темная материя составляют 95% от общего содержания массы и энергии. ^{[8] [9] [10] [11]}

Известно, что темная материя не взаимодействует с обычной барионной материей и излучением , за исключением гравитации, что затрудняет ее обнаружение в лабораторных условиях. Наиболее распространенное объяснение заключается в том, что темная материя — это некая пока еще не обнаруженная субатомная частица , например, слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) или аксионы . ^[12] Другая основная возможность заключается в том, что темная материя состоит из первичных черных дыр . ^{[13] [14] [15]}

Темная материя классифицируется как «холодная», «теплая» или «горячая» в зависимости от скорости (точнее, длины ее свободного течения ). Последние модели отдают предпочтение сценарию холодной темной материи , в котором структуры возникают путем постепенного накопления частиц.

Хотя сообщество астрофизиков в целом принимает существование темной материи, ^[16] меньшинство астрофизиков, заинтригованных конкретными наблюдениями, которые не очень хорошо объясняются обычной темной материей, выступают за различные модификации стандартных законов общей теории относительности. К ним относятся модифицированная ньютоновская динамика , тензорно-векторно-скалярная гравитация или энтропийная гравитация . Пока что ни одна из предложенных модифицированных теорий гравитации не может описать все наблюдаемые свидетельства одновременно, предполагая, что даже если гравитация должна быть изменена, некоторая форма темной материи все равно потребуется. ^[17]

Гипотеза темной материи имеет сложную историю. ^{[18] [19]} Уильям Томсон, лорд Кельвин , обсуждал потенциальное количество звезд вокруг Солнца в приложениях к книге, основанной на серии лекций, прочитанных в 1884 году в Балтиморе. ^{[20] [18]} Он вывел их плотность, используя наблюдаемую дисперсию скоростей звезд вблизи Солнца, предполагая, что Солнцу 20–100 миллионов лет. Он предположил, что произойдет, если в пределах 1  килопарсека от Солнца (на таком расстоянии их параллакс будет равен 1  миллисекунде дуги ) будет находиться тысяча миллионов звезд. Кельвин пришел к выводу

Многие из наших предполагаемых миллиардов звезд – возможно, подавляющее большинство из них – могут быть темными телами. ^{[20] [21]}

В 1906 году Пуанкаре ^[22] использовал французский термин [ matière obscure ] («темная материя») при обсуждении работы Кельвина. ^{[22] [21]} Он обнаружил, что количество темной материи должно быть меньше количества видимой материи, что, как оказалось, неверно. ^{[21] [18]}

Вторым, кто предположил существование темной материи, используя скорость звезд, был голландский астроном Якобус Каптейн в 1922 году. ^{[23] [24]}

Публикация шведского астронома Кнута Лундмарка от 1930 года указывает на то, что он был первым, кто понял, что Вселенная должна содержать гораздо больше массы, чем можно наблюдать. ^[25] Голландский пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году. ^{[24] [26] [27]} Оорт изучал звездные движения в галактических окрестностях и обнаружил, что масса в галактической плоскости должна быть больше наблюдаемой, но позже это измерение было признано неверным. ^[28]

В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки изучал скопления галактик , работая в Калифорнийском технологическом институте , и сделал похожий вывод. ^{[29] [a] [30]} Цвикки применил теорему вириала к скоплению Волос Вероники и получил доказательства невидимой массы, которую он назвал dunkle Materie («темная материя»). Цвикки оценил его массу на основе движений галактик вблизи его края и сравнил ее с оценкой, основанной на его яркости и количестве галактик. Он подсчитал, что скопление имело примерно в 400 раз большую массу, чем можно было визуально наблюдать. Гравитационный эффект видимых галактик был слишком мал для таких быстрых орбит, поэтому масса должна быть скрыта от глаз. Основываясь на этих выводах, Цвикки сделал вывод, что некая невидимая материя обеспечивала массу и связанное с ней гравитационное притяжение, удерживающее скопление вместе. ^[31] Оценки Цвикки были ошибочными более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения постоянной Хаббла ; ^[32] тот же расчет сегодня показывает меньшую долю, используя большие значения для светящейся массы. Тем не менее, Цвикки правильно заключил из своего расчета, что большая часть присутствующей гравитационной материи была темной. ^[21] Однако в отличие от современных теорий, Цвикки считал «темную материю» несветящейся обычной материей. ^{[18] : III.A}

Дальнейшие указания на аномалии отношения массы к светимости были получены из измерений кривых вращения галактик . В 1939 году Х. У. Бабкок сообщил о кривой вращения для туманности Андромеды (теперь называемой Галактикой Андромеды ), которая предполагала, что отношение массы к светимости увеличивается радиально. ^[33] Он приписал это либо поглощению света внутри галактики, либо измененной динамике во внешних частях спирали, а не невидимой материи. После сообщения Бабкока 1939 года о неожиданно быстром вращении на окраинах Галактики Андромеды и отношении массы к светимости 50; в 1940 году Оорт открыл и написал о большом невидимом гало NGC 3115. ^[34]

Гипотеза темной материи в значительной степени укоренилась в 1970-х годах. Было синтезировано несколько различных наблюдений, чтобы доказать, что галактики должны быть окружены гало невидимой материи. В двух работах, появившихся в 1974 году, этот вывод был сделан совместно независимыми группами: в Принстоне, Нью-Джерси , Джеремией Острайкером , Джимом Пиблзом и Амосом Яхилом, и в Тарту, Эстония, Яаном Эйнасто , Энном Сааром и Антсом Каасиком. ^[35]

Одним из наблюдений, послуживших доказательством существования галактических гало темной материи, была форма кривых вращения галактик . Эти наблюдения были сделаны в оптической и радиоастрономии. В оптической астрономии Вера Рубин и Кент Форд работали с новым спектрографом, чтобы измерить кривую скорости спиральных галактик, видимых с ребра, с большей точностью. ^{[36] [37] [38]}

В то же время радиоастрономы использовали новые радиотелескопы для картирования линии атомарного водорода длиной 21 см в близлежащих галактиках. Радиальное распределение межзвездного атомарного водорода ( H ^I ) часто простирается на гораздо большие галактические расстояния, чем можно наблюдать как коллективный звездный свет, расширяя выборочные расстояния для кривых вращения — и, таким образом, общего распределения массы — до нового динамического режима. Раннее картирование Андромеды с помощью 300-футового (91 м) телескопа в Грин-Бэнке ^[39] и 250-футовой (76 м) тарелки в Джодрелл-Бэнке ^[40] уже показало, что кривая вращения H ^I не отслеживает спад, ожидаемый для кеплеровских орбит.

По мере того, как стали доступны более чувствительные приемники, Робертс и Уайтхерст (1975) ^[41] смогли проследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что намного превышает оптические измерения. Иллюстрируя преимущество отслеживания газового диска на больших радиусах; рисунок 16 ^[41] в этой статье объединяет оптические данные ^[38] (скопление точек на радиусах менее 15 кпк с одной точкой дальше) с данными H ^I между 20 и 30 кпк, демонстрируя плоскостность внешней кривой вращения галактики; сплошная кривая с пиком в центре представляет собой оптическую поверхностную плотность, в то время как другая кривая показывает кумулятивную массу, все еще линейно возрастающую при самом внешнем измерении. Параллельно разрабатывалось использование интерферометрических массивов для внегалактической спектроскопии H ^I. Рогстад ​​и Шостак (1972) ^[42] опубликовали кривые вращения H ^I пяти спиралей, нанесенные на карту с помощью интерферометра Owens Valley; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагает очень большие значения отношения массы к светимости во внешних частях их расширенных  дисков H ^{I. [42]} В 1978 году Альберт Босма продемонстрировал дополнительные доказательства плоских кривых вращения, используя данные с радиотелескопа синтеза Вестерборка . ^[43]

К концу 1970-х годов существование гало темной материи вокруг галактик было широко признано реальным и стало главной нерешенной проблемой в астрономии. ^[35]

Поток наблюдений в 1980–1990-х годах подтвердил наличие темной материи. Персик, Салуччи и Стел (1996) известны исследованием 967 спиралей. ^[44] Доказательства наличия темной материи также включали гравитационное линзирование фоновых объектов скоплениями галактик , ^{[45] (стр. 14–16)} распределение температуры горячего газа в галактиках и скоплениях и картину анизотропии в космическом микроволновом фоне .

Согласно текущему консенсусу среди космологов, темная материя в основном состоит из некоторого типа еще не охарактеризованных субатомных частиц . ^{[46] [47]} Поиск этой частицы различными способами является одним из основных направлений в физике элементарных частиц . ^[48]

В стандартных космологических расчетах «материя» означает любую составляющую Вселенной, плотность энергии которой масштабируется как обратный куб масштабного фактора , т. е. ρ ∝ a ⁻³ . Это контрастирует с «излучением» , которое масштабируется как обратная четвертая степень масштабного фактора ρ ∝ a ⁻⁴ , и космологической постоянной , которая не изменяется относительно a ( ρ ∝ a ⁰ ). ^[49] Различные масштабные факторы для материи и излучения являются следствием красного смещения излучения . Например, после удвоения диаметра наблюдаемой Вселенной посредством космического расширения масштаб a удвоился. Энергия космического микроволнового фонового излучения уменьшилась вдвое (потому что длина волны каждого фотона удвоилась); ^[50] энергия ультрарелятивистских частиц, таких как нейтрино стандартной модели ранней эры, также уменьшилась вдвое. ^[b] Космологическая постоянная, как внутреннее свойство пространства, имеет постоянную плотность энергии независимо от рассматриваемого объема. ^[49]

В принципе, «темная материя» означает все компоненты Вселенной, которые не видны, но все еще подчиняются ρ ∝ a ⁻³ . На практике термин «темная материя» часто используется для обозначения только небарионного компонента темной материи, т. е. исключая « отсутствующие барионы ». ^[51] Контекст обычно указывает, какое значение подразумевается.

Рукава спиральных галактик вращаются вокруг своего галактического центра. Плотность светящейся массы спиральной галактики уменьшается по мере продвижения от центра к окраинам. Если бы светящаяся масса была всей материей, то галактику можно было бы смоделировать как точечную массу в центре и пробные массы, вращающиеся вокруг нее, подобно Солнечной системе . ^[c] Из третьего закона Кеплера следует, что скорости вращения будут уменьшаться с расстоянием от центра, подобно Солнечной системе. Этого не наблюдается. ^[52] Вместо этого кривая вращения галактики остается плоской или даже увеличивается с увеличением расстояния от центра.

Если законы Кеплера верны, то очевидным способом разрешения этого несоответствия является вывод о том, что распределение масс в спиральных галактиках не похоже на распределение в Солнечной системе. В частности, на окраинах галактики может быть много несветящейся материи (темной материи).

Звезды в связанных системах должны подчиняться теореме вириала . Теорема, вместе с измеренным распределением скоростей, может быть использована для измерения распределения масс в связанной системе, такой как эллиптические галактики или шаровые скопления. За некоторыми исключениями, оценки дисперсии скоростей эллиптических галактик ^[53] не соответствуют предсказанной дисперсии скоростей из наблюдаемого распределения масс, даже предполагая сложные распределения звездных орбит. ^[54]

Как и в случае с кривыми вращения галактик, очевидный способ разрешить это противоречие — постулировать существование несветящейся материи.

Скопления галактик особенно важны для изучения темной материи, поскольку их массы можно оценить тремя независимыми способами:

• Из разброса лучевых скоростей галактик внутри скоплений
• Из рентгеновских лучей, испускаемых горячим газом в скоплениях. Из энергетического спектра и потока рентгеновского излучения можно оценить температуру и плотность газа, а следовательно, и давление; предполагая, что давление и баланс гравитации определяют профиль массы скопления.
• Гравитационное линзирование (обычно более далеких галактик) позволяет измерять массы скоплений, не полагаясь на наблюдения динамики (например, скорости).

В целом, эти три метода находятся в разумном согласии относительно того, что темная материя превосходит видимую материю примерно в 5 раз. ^[55]

Одним из следствий общей теории относительности является гравитационная линза . Гравитационное линзирование происходит, когда массивные объекты между источником света и наблюдателем действуют как линза, отклоняя свет от этого источника. Линзирование не зависит от свойств массы; оно требует только наличия массы. Чем массивнее объект, тем больше наблюдается линзирование. Примером может служить скопление галактик, лежащее между более удаленным источником, таким как квазар , и наблюдателем. В этом случае скопление галактик будет линзировать квазар.

Сильное линзирование — это наблюдаемое искажение фоновых галактик в дуги, когда их свет проходит через такую ​​гравитационную линзу. Оно наблюдалось вокруг многих далеких скоплений, включая Abell 1689. [ ^56] Измеряя геометрию искажения, можно получить массу промежуточного скопления. В слабом режиме линзирование не искажает фоновые галактики в дуги, вызывая вместо этого мельчайшие искажения. Изучая кажущуюся деформацию сдвига соседних фоновых галактик, можно охарактеризовать среднее распределение темной материи. Измеренные отношения массы к свету соответствуют плотностям темной материи, предсказанным другими крупномасштабными структурными измерениями. ^{[57] [58]}

Хотя и темная материя, и обычная материя являются материей, они ведут себя по-разному. В частности, в ранней Вселенной обычная материя была ионизирована и активно взаимодействовала с излучением посредством томсоновского рассеяния . Темная материя не взаимодействует напрямую с излучением, но она влияет на космический микроволновый фон (CMB) своим гравитационным потенциалом (в основном в больших масштабах) и своим влиянием на плотность и скорость обычной материи. Таким образом, возмущения обычной и темной материи по-разному развиваются со временем и оставляют разные отпечатки на CMB.

Реликтовое излучение очень близко к абсолютно черному телу, но содержит очень малые температурные анизотропии в несколько частей на 100 000. Карту анизотропии неба можно разложить на угловой спектр мощности, который, как наблюдается, содержит ряд акустических пиков на почти равном расстоянии, но разной высоте. Расположение этих пиков зависит от космологических параметров. Таким образом, соответствие теории данным ограничивает космологические параметры. ^[59]

Анизотропия CMB была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя разрешение было слишком грубым, чтобы обнаружить акустические пики. После открытия первого акустического пика экспериментом BOOMERanG на воздушном шаре в 2000 году, спектр мощности был точно обнаружен WMAP в 2003–2012 годах, и еще более точно космическим аппаратом Planck в 2013–2015 годах. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM. ^{[60] [61]}

Наблюдаемый угловой спектр мощности реликтового излучения предоставляет весомые доказательства в поддержку темной материи, поскольку ее точная структура хорошо описывается моделью Lambda-CDM ^[61] , но ее трудно воспроизвести с помощью любой конкурирующей модели, такой как модифицированная ньютоновская динамика (MOND). ^{[61] [62]}

Формирование структуры относится к периоду после Большого взрыва , когда возмущения плотности коллапсировали, образуя звезды, галактики и скопления. До формирования структуры решения Фридмана для общей теории относительности описывают однородную вселенную. Позже небольшие анизотропии постепенно росли и уплотняли однородную вселенную в звезды, галактики и более крупные структуры. Обычная материя подвергается воздействию излучения, которое является доминирующим элементом вселенной в очень ранние времена. В результате ее возмущения плотности размываются и не могут конденсироваться в структуру. ^[64] Если бы во вселенной была только обычная материя, не было бы достаточно времени для того, чтобы возмущения плотности выросли в галактики и скопления, которые мы наблюдаем в настоящее время.

Темная материя дает решение этой проблемы, поскольку она не подвержена влиянию радиации. Поэтому ее возмущения плотности могут расти первыми. Результирующий гравитационный потенциал действует как притягивающая потенциальная яма для обычной материи, которая позже коллапсирует, ускоряя процесс формирования структуры. ^{[64] [65]}

Скопление Пуля является результатом недавнего столкновения двух скоплений галактик. Оно заслуживает особого внимания, поскольку местоположение центра масс , измеренное с помощью гравитационного линзирования, отличается от местоположения центра масс видимой материи. Это трудно объяснить модифицированным теориям гравитации, которые обычно предсказывают линзирование вокруг видимой материи. ^{[66] [67] [68] [69]} Однако стандартная теория темной материи не имеет проблем: горячий видимый газ в каждом скоплении охлаждается и замедляется электромагнитными взаимодействиями, в то время как темная материя (которая не взаимодействует электромагнитно) не охлаждается. Это приводит к тому, что темная материя отделяется от видимого газа, создавая отдельный пик линзирования, как и наблюдается. ^[70]

Сверхновые типа Ia можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения внегалактических расстояний, которые, в свою очередь, можно использовать для измерения того, насколько быстро Вселенная расширялась в прошлом. ^[71] Данные указывают на то, что Вселенная расширяется с ускорением, причиной чего обычно считается темная энергия . ^[72] Поскольку наблюдения показывают, что Вселенная почти плоская, ^{[73] [74] [75]} ожидается, что общая плотность энергии всего во Вселенной должна быть равна 1 ( Ω _tot ≈ 1 ). Измеренная плотность темной энергии составляет Ω _Λ ≈ 0,690 ; наблюдаемая плотность энергии обычной (барионной) материи составляет Ω _b ≈ 0,0482 , а плотность энергии излучения пренебрежимо мала. Это оставляет недостающее Ω _dm ≈ 0,258 , которое, тем не менее, ведет себя как материя (см. раздел технического определения выше) – темная материя. ^[76]

Барионные акустические осцилляции (BAO) — это флуктуации плотности видимой барионной материи (нормальной материи) Вселенной в больших масштабах. Предполагается, что они возникают в модели Лямбда-CDM из-за акустических колебаний в фотонно-барионной жидкости ранней Вселенной и могут наблюдаться в угловом спектре мощности космического микроволнового фона. BAO устанавливают предпочтительную шкалу длины для барионов. Поскольку темная материя и барионы слипаются после рекомбинации, эффект намного слабее в распределении галактик в близлежащей Вселенной, но его можно обнаружить как тонкое (≈1 процент) предпочтение для пар галактик, разделенных на 147 Мпк, по сравнению с парами галактик, разделенными на 130–160 Мпк. Эта особенность была теоретически предсказана в 1990-х годах, а затем обнаружена в 2005 году в двух крупных обзорах красного смещения галактик, Sloan Digital Sky Survey и 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[77] Объединение наблюдений CMB с измерениями BAO из обзоров красного смещения галактик дает точную оценку постоянной Хаббла и средней плотности материи во Вселенной. ^[78] Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.

Большие обзоры красного смещения галактик могут быть использованы для создания трехмерной карты распределения галактик. Эти карты слегка искажены, поскольку расстояния оцениваются по наблюдаемым красным смещениям ; красное смещение содержит вклад так называемой пекулярной скорости галактики в дополнение к доминирующему члену расширения Хаббла. В среднем сверхскопления расширяются медленнее, чем космическое среднее из-за их гравитации, в то время как пустоты расширяются быстрее среднего. На карте красного смещения галактики перед сверхскоплением имеют избыточные радиальные скорости по отношению к нему и имеют красное смещение немного выше, чем подразумевает их расстояние, в то время как галактики за сверхскоплением имеют красное смещение немного ниже своего расстояния. Этот эффект заставляет сверхскопления казаться сжатыми в радиальном направлении, а пустоты также растягиваются. Их угловые положения не затронуты. Этот эффект не обнаруживается для какой-либо одной структуры, поскольку истинная форма неизвестна, но может быть измерен путем усреднения по многим структурам. Это было предсказано количественно Ником Кайзером в 1987 году и впервые достоверно измерено в 2001 году с помощью 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[79] Результаты согласуются с моделью Lambda-CDM .

В астрономической спектроскопии лес Лайман-альфа представляет собой сумму линий поглощения , возникающих при переходе Лайман-альфа нейтрального водорода в спектрах далеких галактик и квазаров . Наблюдения леса Лайман-альфа также могут ограничивать космологические модели. ^[80] Эти ограничения согласуются с ограничениями, полученными из данных WMAP.

Темную материю можно разделить на холодную , теплую и горячую категории. ^[81] Эти категории относятся к скорости, а не к фактической температуре, и указывают, насколько далеко соответствующие объекты переместились из-за случайных движений в ранней Вселенной, прежде чем они замедлились из-за космического расширения. Это расстояние называется длиной свободного потока (ДСП). Категории темной материи устанавливаются относительно размера протогалактики ( объекта, который позже эволюционирует в карликовую галактику ): частицы темной материи классифицируются как холодные, теплые или горячие, если их ДСП намного меньше (холодная), похожа на (теплая) или намного больше (горячая), чем протогалактика. ^{[82] [83] [84]} Смеси вышеперечисленного также возможны: теория смешанной темной материи была популярна в середине 1990-х годов, но была отвергнута после открытия темной энергии . ^{[ требуется ссылка ]}

Значение длины свободного потока заключается в том, что Вселенная началась с некоторых первичных флуктуаций плотности от Большого взрыва (в свою очередь, возникающих из-за квантовых флуктуаций в микромасштабе). Частицы из сверхплотных областей естественным образом распространятся в области с пониженной плотностью, но поскольку Вселенная быстро расширяется, у них есть ограничение по времени, чтобы сделать это. Более быстрые частицы (горячая темная материя) могут преодолеть ограничение по времени, в то время как более медленные частицы не могут. Частицы проходят расстояние, равное длине свободного потока, в пределах ограничения по времени; поэтому эта длина устанавливает минимальный масштаб для последующего формирования структуры. Поскольку флуктуации плотности размером с галактику вымываются свободным потоком, горячая темная материя подразумевает, что первыми объектами, которые могут образоваться, являются огромные блины размером со сверхскопление, которые затем фрагментируются в галактики, в то время как для холодной темной материи верно обратное.

Наблюдения в глубоком поле показывают, что сначала образовались галактики, а затем скопления и сверхскопления, поскольку галактики объединяются вместе, ^[48] и поэтому большая часть темной материи холодная. Это также причина, по которой нейтрино , которые движутся почти со скоростью света и, следовательно, попадают под горячую темную материю, не могут составлять основную часть темной материи. ^[64]

Что такое темная материя, неизвестно, но существует множество гипотез о том, из чего она может состоять, как указано в таблице ниже.

Темная материя может относиться к любой субстанции, которая взаимодействует преимущественно посредством гравитации с видимой материей (например, звездами и планетами). Следовательно, в принципе, она не обязательно должна состоять из нового типа фундаментальных частиц, но может, по крайней мере частично, состоять из стандартной барионной материи , такой как протоны или нейтроны. Большая часть обычной материи, знакомой астрономам, включая планеты, коричневые карлики, красные карлики, видимые звезды, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, попадает в эту категорию. ^{[18] [99]} Черная дыра поглощает как барионную, так и небарионную материю, которая подходит достаточно близко к ее горизонту событий; впоследствии различие между ними теряется. ^[100]

Эти массивные объекты, которые трудно обнаружить, известны под общим названием MACHO . Некоторые ученые изначально надеялись, что барионные MACHO могут объяснить и объяснить всю темную материю. ^{[45] : 286  [101]}

Однако многочисленные доказательства указывают на то, что большая часть темной материи не является барионной:

• Достаточно большое количество рассеянного барионного газа или пыли было бы заметно при подсветке звездами.
• Теория нуклеосинтеза Большого взрыва предсказывает наблюдаемое обилие химических элементов . Если барионов больше, то должно быть больше гелия, лития и более тяжелых элементов, синтезированных во время Большого взрыва. ^{[102] [103] Согласие с наблюдаемым обилием требует, чтобы барионная материя составляла от 4 до 5%} критической плотности Вселенной . Напротив, крупномасштабная структура и другие наблюдения указывают на то, что общая плотность материи составляет около 30% критической плотности. ^[76]
• Астрономические поиски гравитационного микролинзирования в Млечном Пути обнаружили, что в лучшем случае лишь малая часть темной материи может находиться в темных, компактных, обычных объектах (MACHO и т. д.); исключенный диапазон масс объектов составляет от половины массы Земли до 30 масс Солнца, что охватывает почти всех вероятных кандидатов. ^{[104] [105] [106] [107] [108] [109]}
• Подробный анализ небольших неоднородностей (анизотропий) в космическом микроволновом фоне, проведенный WMAP и Planck, показывает, что около пяти шестых всей материи находится в форме, которая взаимодействует с обычной материей или фотонами только посредством гравитационных эффектов. ^[110]

Если барионная материя не может составлять большую часть темной материи, то темная материя должна быть небарионной. Есть два основных кандидата на небарионную темную материю: новые гипотетические частицы и первичные черные дыры .

В отличие от барионной материи, небарионные частицы не вносят вклад в образование элементов в ранней Вселенной ( нуклеосинтез Большого взрыва ) ^[46] , и поэтому его присутствие ощущается только через его гравитационные эффекты (такие как слабое линзирование ). Кроме того, некоторые кандидаты на темную материю могут взаимодействовать сами с собой ( самовзаимодействующая темная материя ) или с обычными частицами (например, WIMP или слабовзаимодействующие массивные частицы), что может приводить к наблюдаемым побочным продуктам, таким как гамма-лучи и нейтрино (косвенное обнаружение). ^[85] Кандидатов предостаточно (см. таблицу выше), каждый со своими собственными сильными и слабыми сторонами.

Не существует формального определения слабовзаимодействующей массивной частицы, но в широком смысле это элементарная частица , которая взаимодействует посредством гравитации и любой другой силы (или сил), которая слабее или слабее слабой ядерной силы , но также неисчезающей по силе. Ожидается, что многие кандидаты в WIMP были созданы термически в ранней Вселенной, подобно частицам Стандартной модели ^[111] согласно космологии Большого взрыва , и обычно будут составлять холодную темную материю . Получение правильного содержания темной материи сегодня посредством термического производства требует сечения самоуничтожения , что примерно соответствует ожидаемому для новой частицы в диапазоне масс 100  ГэВ , которая взаимодействует посредством электрослабой силы .${\displaystyle \langle \sigma v\rangle \simeq 3\times 10^{-26}\mathrm {cm} ^{3}\;\mathrm {s} ^{-1}}$

Поскольку суперсимметричные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц легко предсказывают новую частицу с этими свойствами, это кажущееся совпадение известно как « чудо WIMP », а стабильный суперсимметричный партнер долгое время был основным объяснением темной материи. ^[112] Экспериментальные попытки обнаружить WIMP включают поиск продуктов аннигиляции WIMP, включая гамма-лучи , нейтрино и космические лучи в близлежащих галактиках и скоплениях галактик; эксперименты по прямому обнаружению, предназначенные для измерения столкновения WIMP с ядрами в лабораторных условиях, а также попытки непосредственного производства WIMP в коллайдерах, таких как Большой адронный коллайдер в ЦЕРНе .

В начале 2010-х годов результаты экспериментов по прямому обнаружению, а также отсутствие доказательств суперсимметрии в эксперименте на Большом адронном коллайдере (БАК) ^{[113] [114]} поставили под сомнение простейшую гипотезу WIMP. ^[115]

Аксионы — гипотетические элементарные частицы, первоначально теоретически предложенные в 1978 году независимо Фрэнком Вильчеком и Стивеном Вайнбергом как бозон Голдстоуна теории Печчеи–Куинна , которая была предложена в 1977 году для решения проблемы сильного CP в квантовой хромодинамике (КХД). Эффекты КХД создают эффективный периодический потенциал, в котором движется поле аксиона. ^[116] Расширяя потенциал около одного из его минимумов, можно обнаружить, что произведение массы аксиона на константу распада аксиона определяется топологической восприимчивостью вакуума КХД. Аксион с массой намного меньше 60 кэВ является долгоживущим и слабо взаимодействующим: идеальный кандидат на темную материю.

Колебания аксионного поля около минимума эффективного потенциала, так называемый механизм смещения, генерируют космологическую популяцию холодных аксионов с обилием, зависящим от массы аксиона. ^{[117] [118] [119]} С массой выше 5  мкэВ/ c2 (в 10−11 ^раз больше ^массы электрона ) аксионы могли бы составлять темную материю и, таким образом, быть как кандидатом на темную материю, так и решением сильной проблемы CP. Если инфляция происходит в малых масштабах и длится достаточно долго, масса аксиона может быть всего лишь 1 пэВ/ c2. [ ^{120 ] [121] [122]}

Поскольку аксионы имеют чрезвычайно малую массу, их длина волны де Бройля очень велика, что в свою очередь означает, что квантовые эффекты могут помочь разрешить проблемы малого масштаба модели Лямбда-CDM . Один сверхлегкий аксион с константой распада в масштабе теории великого объединения обеспечивает правильную реликтовую плотность без тонкой настройки. ^[123]

Аксионы как кандидаты на темную материю приобрели популярность в последние годы из-за необнаружения вимпов. ^[124]

Первичные черные дыры — это гипотетические черные дыры , которые образовались вскоре после Большого взрыва . В инфляционную эпоху и во Вселенной, где доминировало излучение , чрезвычайно плотные карманы субатомной материи могли быть плотно упакованы до точки гравитационного коллапса , создавая первичные черные дыры без сжатия сверхновой, которое обычно необходимо для создания черных дыр сегодня. Поскольку создание первичных черных дыр предшествовало появлению первых звезд, они не ограничиваются узким диапазоном масс звездных черных дыр и также не классифицируются как барионная темная материя.

Идея о том, что черные дыры могли образоваться в ранней Вселенной, была впервые высказана Яковом Зельдовичем и Игорем Дмитриевичем Новиковым в 1967 году и независимо Стивеном Хокингом в 1971 году. Быстро стало ясно, что такие черные дыры могут составлять по крайней мере часть темной материи. Первичные черные дыры как кандидат на темную материю имеют главное преимущество, поскольку они основаны на хорошо изученной теории ( Общая теория относительности ) и объектах ( черные дыры ), которые, как известно, уже существуют. Однако создание первичных черных дыр требует экзотической космической инфляции или физики за пределами стандартной модели физики элементарных частиц [ ^125] и также может потребовать тонкой настройки. ^[126] Первичные черные дыры также могут охватывать почти весь возможный диапазон масс, от размеров атома до сверхмассивных.

Идея о том, что первичные черные дыры составляют темную материю, приобрела известность в 2015 году ^[127] после результатов измерений гравитационных волн , которые обнаружили слияние черных дыр средней массы. Черные дыры с массой около 30 солнечных не должны образовываться ни в результате звездного коллапса (обычно менее 15 солнечных масс), ни в результате слияния черных дыр в галактических центрах (миллионы или миллиарды солнечных масс), что предполагает, что обнаруженные черные дыры могут быть первичными. Более позднее исследование около тысячи сверхновых не обнаружило никаких событий гравитационного линзирования, тогда как можно было бы ожидать около восьми, если бы первичные черные дыры средней массы выше определенного диапазона масс составляли более 60% темной материи. ^[128] Однако это исследование предполагало, что все черные дыры имеют одинаковую или близкую массу к диапазону масс LIGO/Virgo, что может быть не так (как предполагалось последующими наблюдениями космического телескопа Джеймса Уэбба ). ^{[129] [92]}

Возможность того, что первичные черные дыры размером с атом составляют значительную долю темной материи, была исключена измерениями потоков позитронов и электронов за пределами гелиосферы Солнца космическим аппаратом Voyager 1. Предполагается, что крошечные черные дыры испускают излучение Хокинга . Однако обнаруженные потоки были слишком низкими и не имели ожидаемого энергетического спектра, что говорит о том, что крошечные первичные черные дыры недостаточно распространены, чтобы объяснить темную материю. ^[130] Тем не менее, исследования и теории, предлагающие плотную темную материю, объясняющую темную материю, продолжаются по состоянию на 2018 год, включая подходы к охлаждению темной материи, ^{[131] [132],} и вопрос остается нерешенным. В 2019 году отсутствие эффектов микролинзирования при наблюдении за Андромедой предполагает, что крошечных черных дыр не существует. ^[133]

Тем не менее, все еще существует в значительной степени неограниченный диапазон масс, меньший, чем тот, который может быть ограничен оптическими наблюдениями микролинзирования, где первичные черные дыры могут объяснять всю темную материю. ^{[134] [135]}

Если темная материя состоит из слабо взаимодействующих частиц, то очевидный вопрос заключается в том, может ли она образовывать объекты, эквивалентные планетам , звездам или черным дырам . Исторически ответ был: не может, ^{[e] [136] [137] [138]} из-за двух факторов:

У него нет эффективного способа потерять энергию ^[136]

Обычная материя образует плотные объекты, потому что у нее есть множество способов потерять энергию. Потеря энергии была бы необходима для формирования объекта, потому что частица, которая получает энергию во время уплотнения или падения «внутрь» под действием гравитации и не может потерять ее каким-либо другим способом, будет нагреваться и увеличивать скорость и импульс . Темная материя, по-видимому, не имеет возможности терять энергию просто потому, что она не способна сильно взаимодействовать другими способами, кроме как через гравитацию. Теорема вириала предполагает, что такая частица не останется связанной с постепенно формирующимся объектом — по мере того, как объект начнет формироваться и уплотняться, частицы темной материи внутри него будут ускоряться и стремиться к выходу.

Ему не хватает разнообразия взаимодействий, необходимых для формирования структур ^[138]

Обычная материя взаимодействует многими различными способами, что позволяет ей образовывать более сложные структуры. Например, звезды формируются посредством гравитации, но частицы внутри них взаимодействуют и могут испускать энергию в форме нейтрино и электромагнитного излучения посредством синтеза , когда они становятся достаточно энергичными. Протоны и нейтроны могут связываться посредством сильного взаимодействия , а затем образовывать атомы с электронами в основном посредством электромагнитного взаимодействия . Нет никаких доказательств того, что темная материя способна к такому широкому спектру взаимодействий, поскольку она, по-видимому, взаимодействует только посредством гравитации (и, возможно, каким-то образом не сильнее слабого взаимодействия , хотя до тех пор, пока темная материя не будет лучше понята, это всего лишь предположение).

Если темная материя состоит из субатомных частиц, то миллионы, возможно, миллиарды таких частиц должны проходить через каждый квадратный сантиметр Земли каждую секунду. ^{[139] [140]} Многие эксперименты направлены на проверку этой гипотезы. Хотя WIMP были основными кандидатами для поиска, ^[48] аксионы привлекли новое внимание, с экспериментом Axion Dark Matter Experiment (ADMX), который ищет аксионы, и многими другими, запланированными в будущем. ^[141] Другим кандидатом являются тяжелые частицы скрытого сектора , которые взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации.

Эти эксперименты можно разделить на два класса: эксперименты по прямому обнаружению, в ходе которых ищут рассеяние частиц темной материи на атомных ядрах внутри детектора; и эксперименты по косвенному обнаружению, в ходе которых ищут продукты аннигиляции или распада частиц темной материи. ^[85]

Эксперименты по прямому обнаружению направлены на наблюдение низкоэнергетических откатов (обычно несколько кэВ ) ядер, вызванных взаимодействиями с частицами темной материи, которые (теоретически) проходят через Землю. После такого отката ядро ​​будет испускать энергию в виде сцинтилляционного света или фононов , проходя через чувствительную аппаратуру обнаружения. Чтобы делать это эффективно, крайне важно поддерживать чрезвычайно низкий фон, что является причиной того, что такие эксперименты обычно проводятся глубоко под землей, где помехи от космических лучей сведены к минимуму. Примерами подземных лабораторий с экспериментами по прямому обнаружению являются шахта Stawell , шахта Soudan , подземная лаборатория SNOLAB в Садбери , Национальная лаборатория Gran Sasso , Подземная лаборатория Canfranc , Подземная лаборатория Boulby , Глубокая подземная научно-техническая лаборатория и Подземная лаборатория China Jinping .

В этих экспериментах в основном используются либо криогенные, либо технологии детекторов благородных жидкостей. Криогенные детекторы, работающие при температурах ниже 100 мК, обнаруживают тепло, выделяемое при столкновении частицы с атомом в кристаллическом поглотителе, таком как германий . Детекторы благородных жидкостей обнаруживают сцинтилляцию , выделяемую столкновением частиц в жидком ксеноне или аргоне . Эксперименты с криогенными детекторами включают такие проекты, как CDMS , CRESST , EDELWEISS и EURECA , в то время как эксперименты с благородными жидкостями включают LZ , XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX и LUX, Большой подземный эксперимент с ксеноном . Оба эти метода в значительной степени сосредоточены на их способности отличать фоновые частицы (которые в основном рассеиваются электронами) от частиц темной материи (которые рассеиваются ядрами). Другие эксперименты включают SIMPLE и PICASSO , которые используют альтернативные методы в своих попытках обнаружить темную материю.

В настоящее время нет ни одного обоснованного заявления об обнаружении темной материи с помощью прямого эксперимента по обнаружению, что приводит вместо этого к сильным верхним пределам массы и сечения взаимодействия с нуклонами таких частиц темной материи. ^[142] Экспериментальные коллаборации DAMA /NaI и более поздние DAMA/LIBRA обнаружили ежегодную модуляцию скорости событий в своих детекторах, ^{[143] [144]} которая, как они утверждают, вызвана темной материей. Это происходит из-за ожидания того, что по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, скорость детектора относительно гало темной материи будет изменяться на небольшую величину. Это заявление пока не подтверждено и противоречит отрицательным результатам других экспериментов, таких как LUX, SuperCDMS ^[145] и XENON100. ^[146]

Особый случай экспериментов по прямому обнаружению охватывает эксперименты с направленной чувствительностью. Это стратегия поиска, основанная на движении Солнечной системы вокруг Галактического центра . ^{[147] [148] [149] [150]} Камера проекции времени низкого давления позволяет получить доступ к информации о треках отдачи и ограничить кинематику WIMP-ядра. WIMP, приходящие с направления, в котором движется Солнце (приблизительно к Лебедю ), затем могут быть отделены от фона, который должен быть изотропным. Эксперименты по направленной темной материи включают DMTPC , DRIFT , Newage и MIMAC.

Эксперименты по косвенному обнаружению ищут продукты самоуничтожения или распада частиц темной материи в космическом пространстве. Например, в регионах с высокой плотностью темной материи (например, в центре Млечного Пути ) две частицы темной материи могут аннигилировать , чтобы произвести гамма-лучи или пары частица-античастица Стандартной модели. ^[152] В качестве альтернативы, если частица темной материи нестабильна, она может распасться на частицы Стандартной модели (или другие). Эти процессы могут быть обнаружены косвенно через избыток гамма-лучей, антипротонов или позитронов, исходящих из регионов с высокой плотностью в Млечном Пути и других галактиках. ^[153] Основная трудность, присущая таким поискам, заключается в том, что различные астрофизические источники могут имитировать сигнал, ожидаемый от темной материи, и поэтому для окончательного открытия, вероятно, потребуются множественные сигналы. ^{[48] [85]}

Некоторые частицы темной материи, проходящие через Солнце или Землю, могут рассеиваться от атомов и терять энергию. Таким образом, темная материя может накапливаться в центре этих тел, увеличивая вероятность столкновения/аннигиляции. Это может создать отличительный сигнал в виде нейтрино высокой энергии . ^[154] Такой сигнал был бы сильным косвенным доказательством темной материи WIMP. ^[48] Телескопы для нейтрино высокой энергии, такие как AMANDA , IceCube и ANTARES, ищут этот сигнал. ^{[45] : 298} Обнаружение гравитационных волн LIGO в сентябре 2015 года открывает возможность наблюдения темной материи новым способом, особенно если она находится в форме первичных черных дыр . ^{[155] [156] [157]}

Было проведено множество экспериментальных исследований для поиска такого излучения в результате аннигиляции или распада темной материи, примеры которых приведены ниже.

Экспериментальный телескоп по исследованию энергетических гамма-лучей в 2008 году зафиксировал больше гамма-лучей от Млечного Пути , чем ожидалось , но ученые пришли к выводу, что это, скорее всего, было связано с неправильной оценкой чувствительности телескопа. ^[158]

Космический гамма-телескоп Ферми ищет похожие гамма-лучи. ^[159] В 2009 году в данных Ферми был обнаружен пока необъяснимый избыток гамма-лучей из галактического центра Млечного Пути. Этот избыток ГэВ в галактическом центре может быть вызван аннигиляцией темной материи или популяцией пульсаров. ^[160] В апреле 2012 года анализ ранее доступных данных с инструмента Большого телескопа Ферми дал статистические доказательства сигнала 130 ГэВ в гамма-излучении, исходящем из центра Млечного Пути. ^[161] Аннигиляция WIMP рассматривалась как наиболее вероятное объяснение. ^[162]

При более высоких энергиях наземные гамма-телескопы установили ограничения на аннигиляцию темной материи в карликовых сфероидальных галактиках ^[163] и в скоплениях галактик. ^[164]

Эксперимент PAMELA (запущенный в 2006 году) обнаружил избыток позитронов . Они могли быть результатом аннигиляции темной материи или пульсаров . Избыток антипротонов не наблюдался. ^[165]

В 2013 году результаты, полученные с помощью альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции, указали на избыток высокоэнергетических космических лучей , которые могли быть вызваны аннигиляцией темной материи. ^{[166] [167] [168] [169] [170] [171]}

Альтернативный подход к обнаружению частиц темной материи в природе заключается в их создании в лабораторных условиях. Эксперименты с Большим адронным коллайдером (БАК) могут обнаружить частицы темной материи, полученные в результате столкновений протонных пучков БАК. Поскольку частица темной материи должна иметь пренебрежимо малое взаимодействие с обычной видимой материей, ее можно обнаружить косвенно как (большие количества) недостающей энергии и импульса, которые выходят за пределы детекторов, при условии обнаружения других (непренебрежимо малых) продуктов столкновения. ^[172] Ограничения на темную материю также существуют из эксперимента LEP , использующего аналогичный принцип, но исследующего взаимодействие частиц темной материи с электронами, а не с кварками. ^[173] Любое открытие, полученное в результате поисков на коллайдере, должно быть подтверждено открытиями в секторах косвенного или прямого обнаружения, чтобы доказать, что обнаруженная частица на самом деле является темной материей.

Поскольку темная материя еще не была идентифицирована, появилось много других гипотез, направленных на объяснение тех же наблюдаемых явлений без введения нового неизвестного типа материи. Теория, лежащая в основе большинства наблюдательных свидетельств темной материи, общая теория относительности, хорошо проверена в масштабах Солнечной системы, но ее справедливость в галактических или космологических масштабах не была хорошо доказана. ^[174] Подходящая модификация общей теории относительности может в принципе предположительно устранить необходимость в темной материи. Наиболее известными теориями этого класса являются MOND и ее релятивистское обобщение тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS), ^[175] f(R) гравитация , ^[176] отрицательная масса , темная жидкость , ^{[177] [178] [179]} и энтропийная гравитация . ^[180] Альтернативных теорий предостаточно. ^{[181] [182]}

Проблема с альтернативными гипотезами заключается в том, что наблюдательные доказательства темной материи исходят из столь многих независимых подходов (см. раздел «наблюдательные доказательства» выше). Объяснение любого отдельного наблюдения возможно, но объяснение всех из них в отсутствие темной материи очень сложно. Тем не менее, были некоторые разрозненные успехи альтернативных гипотез, такие как тест гравитационного линзирования в энтропийной гравитации в 2016 году ^{[183] ​​[184] [185]} и измерение уникального эффекта MOND в 2020 году. ^{[186] [187]}

Среди большинства астрофизиков преобладает мнение, что, хотя модификации общей теории относительности, по-видимому, могут объяснить часть наблюдательных данных, вероятно, имеется достаточно данных, чтобы сделать вывод о том, что во Вселенной должна присутствовать некая форма темной материи. ^[17]

Темная материя регулярно появляется как тема в гибридных периодических изданиях, которые охватывают как фактические научные темы, так и научную фантастику, ^[188] а сама темная материя упоминается как «вещь научной фантастики». ^[189]

Темная материя упоминается в художественных произведениях. В таких случаях ей обычно приписываются необычные физические или магические свойства, что противоречит предполагаемым свойствам темной материи в физике и космологии. Например:

• Темная материя служит сюжетным приемом в эпизоде ​​« Мягкий свет » сериала «Секретные материалы » 1995 года. ^[190]
• Вдохновленная темной материей субстанция, известная как «Пыль», занимает видное место в трилогии Филипа Пулмана « Темные начала » . ^[191]
• Существа, состоящие из темной материи, являются антагонистами в «Последовательности Ксиле » Стивена Бакстера . [ ^192]

В более широком смысле фраза «темная материя» используется в художественной литературе метафорически, чтобы обозначить нечто невидимое или невидимое. ^[193]