Темная материя это: Темная материя |

Содержание

Темная материя

Игорь Сокальский,
кандидат физико-математических наук
«Химия и жизнь» №11, 2006

Невидимые действующие лица и их предполагаемые исполнители

В предыдущих статьях цикла мы рассмотрели устройство видимой Вселенной. Поговорили о ее структуре и частицах, которые формируют эту структуру. О нуклонах, играющих главную роль, поскольку именно из них состоит всё видимое вещество. О фотонах, электронах, нейтрино, а также о второстепенных актерах, занятых во вселенском спектакле, что разворачивается 14 миллиардов лет, прошедших с момента Большого взрыва. Казалось бы, рассказывать больше не о чем. Но это не так. Дело в том, что видимое нами вещество — лишь малая часть того, из чего состоит наш мир. Все остальное — нечто, о чем мы почти ничего не знаем. Это загадочное «нечто» получило название темной материи.

Если бы тени предметов зависели не от величины сих последних,
а имели бы свой произвольный рост, то, может быть,
вскоре не осталось бы на всем земном шаре ни одного светлого места.

Козьма Прутков

Что будет с нашим миром?

После открытия в 1929 году Эдвардом Хабблом красного смещения в спектрах удаленных галактик стало ясно, что Вселенная расширяется. Одним из вопросов, возникших в этой связи, был следующий: как долго будет продолжаться расширение и чем оно закончится? Силы гравитационного притяжения, действующие между отдельными частями Вселенной, стремятся затормозить разбегание этих частей. К чему торможение приведет — зависит от суммарной массы Вселенной. Если она достаточно велика, силы тяготения постепенно остановят расширение и оно сменится сжатием. В результате Вселенная в конце концов опять «схлопнется» в точку, из которой когда-то начала расширяться. Если же масса меньше некоторой критической массы, то расширение будет продолжаться вечно. Обычно принято говорить не о массе, а о плотности, которая связана с массой простым соотношением, известным из школьного курса: плотность есть масса, деленная на объем.

Расчетное значение критической средней плотности Вселенной примерно 10^–29 граммов на кубический сантиметр, что соответствует в среднем пяти нуклонам на кубический метр. Следует подчеркнуть, что речь идет именно о средней плотности. Характерная концентрация нуклонов в воде, земле и в нас с вами составляет около 10³⁰ на кубический метр. Однако в пустоте, разделяющей скопления галактик и занимающей львиную долю объема Вселенной, плотность на десятки порядков ниже. Значение концентрации нуклонов, усредненное по всему объему Вселенной, десятки и сотни раз измеряли, тщательно подсчитывая разными методами количества звезд и газопылевых облаков. Результаты таких измерений несколько различаются, но качественный вывод неизменен: значение плотности Вселенной едва дотягивает до нескольких процентов от критической.

Поэтому вплоть до 70-х годов XX столетия общепринятым был прогноз о вечном расширении нашего мира, которое неизбежно должно привести к так называемой тепловой смерти. Тепловая смерть — это такое состояние системы, когда вещество в ней распределено равномерно и разные ее части имеют одну и ту же температуру. Как следствие, невозможна ни передача энергии от одной части системы к другой, ни перераспределение вещества. В такой системе ничего не происходит и никогда уже не сможет произойти. Наглядной аналогией служит вода, разлитая по какой-либо поверхности. Если поверхность неровная и есть хотя бы небольшие перепады высот, вода перемещается по ней с более высоких мест на более низкие и в конце концов собирается в низинах, образуя лужи. Движение прекращается. Оставалось утешаться только тем, что тепловая смерть наступит через десятки и сотни миллиардов лет. Следовательно, еще очень-очень долго об этой мрачной перспективе можно не задумываться.

Однако постепенно стало ясно, что истинная масса Вселенной намного больше видимой массы, заключенной в звездах и газопылевых облаках и, скорее всего, близка к критической. А возможно, в точности равна ей.

Свидетельства существования темной материи

Первое указание на то, что с подсчетом массы Вселенной что-то не так, появилось в середине 30-х годов XX века. Швейцарский астроном Фриц Цвикки измерил скорости, с которыми галактики скопления Волосы Вероники (а это одно из самых больших известных нам скоплений, оно включает в себя тысячи галактик) движутся вокруг общего центра. Результат получился обескураживающим: скорости галактик оказались гораздо больше, чем можно было ожидать, исходя из наблюдаемой суммарной массы скопления. Это означало, что истинная масса скопления Волосы Вероники гораздо больше видимой. Но основное количество материи, присутствующей в этой области Вселенной, остается по каким-то причинам невидимой и недоступной для прямых наблюдений, проявляя себя только гравитационно, то есть только как масса.

О наличии скрытой массы в скоплениях галактик свидетельствуют также эксперименты по так называемому гравитационному линзированию. Объяснение этого явления следует из теории относительности. В соответствии с ней, любая масса деформирует пространство и подобно линзе искажает прямолинейный ход лучей света. Искажение, которое вызывает скопление галактик, столь велико, что его легко заметить. В частности, по искажению изображения галактики, которая лежит за скоплением, можно рассчитать распределение вещества в скоплении-линзе и измерить тем самым его полную массу. И оказывается, что она всегда во много раз больше, нежели вклад видимого вещества скопления.

Через 40 лет после работ Цвикки, в 70-е годы, американский астроном Вера Рубин изучала скорости вращения вокруг галактического центра вещества, расположенного на периферии галактик. В соответствии с законами Кеплера (а они напрямую следуют из закона всемирного тяготения), при движении от центра галактики к ее периферии скорость вращения галактических объектов должна убывать обратно пропорционально квадратному корню из расстояния до центра. Измерения же показали, что для многих галактик эта скорость остается почти постоянной на весьма значительном удалении от центра. Эти результаты можно истолковать только одним способом: плотность вещества в таких галактиках не убывает при движении от центра, а остается почти неизменной. Поскольку плотность видимого вещества (содержащегося в звездах и межзвездном газе) быстро падает к периферии галактики, недостающую плотность должно обеспечивать нечто, чего мы по каким-то причинам увидеть не можем. Для количественного объяснения наблюдаемых зависимостей скорости вращения от расстояния до центра галактик требуется, чтобы этого невидимого «чего-то» было примерно в 10 раз больше, чем обычного видимого вещества. Это «нечто» получило название «темная материя» (по-английски «dark matter») и до сих пор остается самой интригующей загадкой в астрофизике.

Еще одно важное свидетельство присутствия темной материи в нашем мире приходит из расчетов, моделирующих процесс формирования галактик, который начался примерно через 300 тысяч лет после начала Большого взрыва. Эти расчеты показывают, что силы гравитационного притяжения, которые действовали между разлетающимися осколками возникшей при взрыве материи, не могли скомпенсировать кинетической энергии разлета. Вещество просто не должно было собраться в галактики, которые мы тем не менее наблюдаем в современную эпоху. Эта проблема получила название галактического парадокса, и долгое время ее считали серьезным аргументом против теории Большого взрыва. Однако если предположить, что частицы обычного вещества в ранней Вселенной были перемешаны с частицами невидимой темной материи, то в расчетах всё становится на свои места и концы начинают сходиться с концами — формирование галактик из звезд, а затем скоплений из галактик становится возможным. При этом, как показывают вычисления, сначала в галактики скучивалось огромное количество частиц темной материи и только потом, за счет сил тяготения, на них собирались элементы обычного вещества, общая масса которого составляла лишь несколько процентов от полной массы Вселенной. Получается, что знакомый и, казалось бы, изученный до деталей видимый мир, который мы совсем недавно считали почти понятым, — только небольшая добавка к чему-то, из чего в действительности состоит Вселенная. Планеты, звезды, галактики да и мы с вами — всего лишь ширма для громадного «нечто», о котором мы не имеем ни малейшего представления.

Наконец, общая теория относительности однозначно связывает темп расширения Вселенной со средней плотностью вещества, заключенного в ней. В предположении о том, что средняя кривизна пространства равна нулю, то есть в нем действует геометрия Эвклида, а не Лобачевского (что надежно проверено, например, в экспериментах с реликтовым излучением), эта плотность должна быть равна 10^–29 граммам на кубический сантиметр. Плотность же видимого вещества примерно в 20 раз меньше. Недостающие 95% от массы Вселенной и есть темная материя. Обратите внимание, что измеренное из скорости расширения Вселенной значение плотности равно критическому. Два значения, независимо вычисленные совершенно разными способами, совпали! Если в действительности плотность Вселенной в точности равна критической, это не может быть случайным совпадением, а представляет собой следствие какого-то фундаментального свойства нашего мира, которое еще предстоит понять и осмыслить.

Что это?

Что же мы знаем сегодня о темной материи, составляющей 95% массы Вселенной? Почти ничего. Но что-то всё же знаем. Прежде всего, нет никаких сомнений в том, что темная материя существует — об этом неопровержимо свидетельствуют факты, приведенные выше. А еще нам доподлинно известно, что темная материя существует в нескольких формах. После того как к началу XXI века в результате многолетних наблюдений в экспериментах SuperKamiokande (Япония) и SNO (Канада) было установлено, что у нейтрино масса есть, стало ясно, что от 0,3% до 3% из 95% скрытой массы заключается в давно знакомых нам нейтрино — пусть масса их чрезвычайно мала, но количество во Вселенной примерно в миллиард раз превышает количество нуклонов: в каждом кубическом сантиметре содержится в среднем 300 нейтрино. Оставшиеся 92–95% состоят из двух частей — темной материи и темной энергии. Незначительную долю темной материи составляет обычное барионное вещество, построенное из нуклонов, за остаток отвечают, по-видимому, какие-то неизвестные массивные слабовзаимодействующие частицы (так называемая холодная темная материя). Баланс энергий в современной Вселенной представлен в таблице, а рассказ о ее трех последних графах — ниже.

Барионная темная материя

Небольшая (4–5%) часть темной материи — это обычное вещество, которое не испускает или почти не испускает собственного излучения и поэтому невидимо. Существование нескольких классов таких объектов можно считать экспериментально подтвержденным. Сложнейшие эксперименты, основанные всё на том же гравитационном линзировании, привели к открытию так называемых массивных компактных галообъектов, то есть расположенных на периферии галактических дисков. Для этого потребовалось следить за миллионами удаленных галактик в течение нескольких лет. Когда темное массивное тело проходит между наблюдателем и далекой галактикой, ее яркость на короткое время уменьшается (или увеличивается, поскольку темное тело выступает в роли гравитационной линзы). В результате кропотливых поисков такие события были выявлены. Природа массивных компактных галообъектов ясна не до конца. Скорее всего, это либо остывшие звезды (коричневые карлики), либо планетоподобные объекты, не связанные со звездами и путешествующие по галактике сами по себе. Еще один представитель барионной темной материи — недавно обнаруженный в галактических скоплениях методами рентгеновской астрономии горячий газ, который не светится в видимом диапазоне.

Небарионная темная материя

В качестве главных кандидатов на небарионную темную материю выступают так называемые WIMP (сокращение от английского Weakly Interactive Massive Particles — слабовзаимодействующие массивные частицы). Особенность WIMP состоит в том, что они почти никак не проявляют себя во взаимодействии с обычным веществом. Именно поэтому они и есть самая настоящая невидимая темная материя, и именно поэтому их чрезвычайно сложно обнаружить. Масса WIMP должна быть как минимум в десятки раз больше массы протона. Поиски WIMP ведутся во многих экспериментах в течение последних 20–30 лет, но, несмотря на все усилия, они до сих пор обнаружены не были.

Одна из идей состоит в том, что если такие частицы существуют, то Земля в своем движении вместе с Солнцем по орбите вокруг центра Галактики должна лететь сквозь дождь, состоящий из WIMP. Несмотря на то что WIMP представляет собой чрезвычайно слабо взаимодействующую частицу, какая-то очень малая вероятность провзаимодействовать с обычным атомом у нее всё же есть. При этом в специальных установках — очень сложных и дорогостоящих — может быть зарегистрирован сигнал. Количество таких сигналов должно меняться в течение года, поскольку, двигаясь по орбите вокруг Солнца, Земля меняет свою скорость и направление движения относительно ветра, состоящего из WIMP. Экспериментальная группа DAMA, работающая в итальянской подземной лаборатории Гран-Сассо, сообщает о наблюдаемых годичных вариациях скорости счета сигналов. Однако другие группы пока не подтверждают этих результатов, и вопрос, по существу, остается открытым.

Другой метод поиска WIMP основан на предположении о том, что в течение миллиардов лет своего существования различные астрономические объекты (Земля, Солнце, центр нашей Галактики) должны захватывать WIMP, которые накапливаются в центре этих объектов, и, аннигилируя друг с другом, рождать поток нейтрино. Попытки детектирования избыточного нейтринного потока из центра Земли в направлении к Солнцу и к центру Галактики были предприняты на подземных и подводных нейтринных детекторах MACRO, LVD (лаборатория Гран-Сассо), NT-200 (озеро Байкал, Россия), SuperKamiokande, AMANDA (станция Скотт-Амундсен, Южный полюс), но пока не привели к положительному результату.

Эксперименты по поиску WIMP активно проводят также на ускорителях элементарных частиц. В соответствии со знаменитым уравнением Эйнштейна Е=mс², энергия эквивалентна массе. Следовательно, ускорив частицу (например, протон) до очень высокой энергии и столкнув ее с другой частицей, можно ожидать рождения пар других частиц и античастиц (в том числе WIMP), суммарная масса которых равна суммарной энергии сталкивающихся частиц. Но и ускорительные эксперименты пока не привели к положительному результату.

Темная энергия

В начале прошлого века Альберт Эйнштейн, желая обеспечить космологической модели в общей теории относительности независимость от времени, ввел в уравнения теории так называемую космологическую постоянную, которую обозначил греческой буквой «лямбда» — Λ. Эта Λ была чисто формальной константой, в которой сам Эйнштейн не видел никакого физического смысла. После того как было открыто расширение Вселенной, надобность в ней отпала. Эйнштейн очень жалел о своей поспешности и называл космологическую постоянную Λ своей самой большой научной ошибкой. Однако спустя десятилетия выяснилось, что постоянная Хаббла, которая определяет темп расширения Вселенной, меняется со временем, причем ее зависимость от времени можно объяснить, подбирая величину той самой «ошибочной» эйнштейновской постоянной Λ, которая вносит вклад в скрытую плотность Вселенной. Эту часть скрытой массы и стали называть «темная энергия».

О темной энергии можно сказать еще меньше, чем о темной материи. Во-первых, она равномерно распределена по Вселенной, в отличие от обычного вещества и других форм темной материи. В галактиках и скоплениях галактик ее столько же, сколько вне их. Во-вторых, она обладает несколькими весьма странными свойствами, понять которые можно, лишь анализируя уравнения теории относительности и интерпретируя их решения. Например, темная энергия испытывает антигравитацию: за счет ее присутствия темп расширения Вселенной растет. Темная энергия как бы расталкивает саму себя, ускоряя при этом и разбегание обычной материи, собранной в галактиках. А еще темная энергия обладает отрицательным давлением, благодаря которому в веществе возникает сила, препятствующая его растяжению.

Главный кандидат на роль темной энергии — вакуум. Плотность энергии вакуума не изменяется при расширении Вселенной, что и соответствует отрицательному давлению. Еще один кандидат — гипотетическое сверхслабое поле, получившее название квинтэссенция. Надежды на прояснение природы темной энергии связывают прежде всего с новыми астрономическими наблюдениями. Продвижение в этом направлении, несомненно, принесет человечеству радикально новые знания, поскольку в любом случае темная энергия должна представлять собой совершенно необычную субстанцию, абсолютно непохожую на то, с чем имела дело физика до сих пор.

Итак, наш мир на 95% состоит из чего-то, о чем мы почти ничего не знаем. Можно по-разному относиться к такому не подлежащему никакому сомнению факту. Он может вызывать тревогу, которая всегда сопутствует встрече с чем-то неизвестным. Или огорчение, оттого что такой долгий и сложный путь построения физической теории, описывающей свойства нашего мира, привел к констатации: большая часть Вселенной скрыта от нас и неизвестна нам.

Но большинство физиков сейчас испытывают воодушевление. Опыт показывает, что все загадки, которые ставила перед человечеством природа, рано или поздно разрешались. Несомненно, разрешится и загадка темной материи. И это наверняка принесет совершенно новые знания и понятия, о которых мы пока не имеем никакого представления. И возможно, мы встретимся с новыми загадками, которые, в свою очередь, также будут разгаданы. Но это будет совсем другая история, которую читатели «Химии и жизни» смогут прочесть не раньше, чем через несколько лет. А может быть, и через несколько десятилетий.

Физики предположили, что темная материя существует в другом измерении

https://ria.ru/20210603/materiya-1735411502.html

Физики предположили, что темная материя существует в другом измерении

Физики предположили, что темная материя существует в другом измерении — РИА Новости, 27.08.2021

Физики предположили, что темная материя существует в другом измерении

Американские физики теоретически обосновали возможность существования особого типа сил, которые объясняют свойство темной материи ускользать от наблюдений. Для… РИА Новости, 27.08.2021

2021-06-03T13:11

2021-08-27T13:56

наука

сша

космос — риа наука

физика

математика

астрофизика

/html/head/meta[@name=’og:title’]/@content

/html/head/meta[@name=’og:description’]/@content

https://cdnn21.img.ria.ru/images/148303/09/1483030971_688:0:3312:1476_1920x0_80_0_0_81ec118c4f70c94914dab0ace2773316.jpg

МОСКВА, 3 июн — РИА Новости. Американские физики теоретически обосновали возможность существования особого типа сил, которые объясняют свойство темной материи ускользать от наблюдений. Для их описания авторы применили математический подход на основе принципа дополнительных измерений. Результаты исследования опубликованы в журнале Journal of High Energy Physics.По оценкам ученых, на темную материю приходится примерно 85 процентов материальной Вселенной. Но, в отличие от обычного вещества, темную материю нельзя ни обнаружить, ни описать ее свойства, так как она не поглощает, не отражает и не испускает свет. Физики из Калифорнийского университета в Риверсайде предположили, что в пространстве-времени есть дополнительное измерение, в котором и надо искать темную материю. Эта гипотеза представляет собой вариант теории самовзаимодействующей темной материи (SIDM — Self-interacting dark matter) — согласно ей, фактически невидимые частицы взаимодействуют между собой посредством неизвестной темной силы, результате чего перестают вести себя как частицы и становятся совершенно невидимыми.»Мы живем в океане темной материи, но очень мало знаем о том, чем она может быть. Мы знаем, что она существует, но не знаем, как ее искать, и не можем объяснить, почему не обнаружили ее там, где мы этого ожидали, — приводятся в пресс-релизе университета слова руководителя исследования доцента физики и астрономии Филипа Танедо (Philip Tanedo). — За последнее десятилетие физики пришли к пониманию того, что взаимодействиями темной материи могут управлять скрытые темные силы. Они могут полностью переписать правила того, как следует искать темную материю». Авторы доказали, что действие темных сил, благодаря которым частицы взаимно притягиваются или отталкиваются, можно описать с помощью математической теории дополнительных измерений.»Наблюдаемая Вселенная имеет три измерения. Мы предполагаем, что может быть четвертое измерение, о котором «знают» только темные силы. Дополнительное измерение может объяснить, почему темная материя так хорошо скрывается от наших попыток изучить ее в лаборатории», — говорит ученый.Исследователи отмечают, что, хотя дополнительные измерения могут показаться экзотической идеей, на самом деле это известный математический прием для описания трехмерных квантово-механических полей, не содержащих обычных частиц. В математике он называется голографическим принципом. Считается, что для описания природных систем он не подходит. Обычные силы описываются одним типом частиц с фиксированной массой. Ключевая особенность предложенной авторами теории заключается в том, что частицы темной материи описываются как континуум — бесконечное количество с разными массами. По словам авторов, предыдущие модели темной материи строились на теориях, имитирующих поведение видимых частиц. Но в реальном мире не существует аналогов темных сил, и реальная материя может не взаимодействовать с ними.Исследователи называют свою модель «континуумной» версией теории самовзаимодействующей темной материи. В отличие от классического варианта, в ней описываются взаимодействия не одинаковых частиц, а их континуума.»Наша модель идет дальше и упрощает объяснение космического происхождения темной материи, чем модель самовзаимодействующей темной материи. Это более реалистичная картина для темной силы», — заключил Танедо.

https://ria.ru/20210423/astronomy-1729637705.html

https://ria.ru/20210201/galo-1595533344.html

сша

РИА Новости

4.7

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

2021

РИА Новости

4. 7

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

Новости

ru-RU

https://ria.ru/docs/about/copyright.html

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/

РИА Новости

4.7

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

1920

1080

true

1920

1440

true

https://cdnn21.img.ria.ru/images/148303/09/1483030971_1016:0:2984:1476_1920x0_80_0_0_495b1cb03b041c8de218929831a5e863.jpg

1920

true

РИА Новости

4.7

[email protected]

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

РИА Новости

4.7

internet-group@rian. ru

7 495 645-6601

ФГУП МИА «Россия сегодня»

https://xn--c1acbl2abdlkab1og.xn--p1ai/awards/

сша, космос — риа наука, физика, математика, астрофизика

Наука, США, Космос — РИА Наука, Физика, математика, астрофизика

МОСКВА, 3 июн — РИА Новости. Американские физики теоретически обосновали возможность существования особого типа сил, которые объясняют свойство темной материи ускользать от наблюдений. Для их описания авторы применили математический подход на основе принципа дополнительных измерений. Результаты исследования опубликованы в журнале Journal of High Energy Physics.

По оценкам ученых, на темную материю приходится примерно 85 процентов материальной Вселенной. Но, в отличие от обычного вещества, темную материю нельзя ни обнаружить, ни описать ее свойства, так как она не поглощает, не отражает и не испускает свет.

Физики из Калифорнийского университета в Риверсайде предположили, что в пространстве-времени есть дополнительное измерение, в котором и надо искать темную материю. Эта гипотеза представляет собой вариант теории самовзаимодействующей темной материи (SIDM — Self-interacting dark matter) — согласно ей, фактически невидимые частицы взаимодействуют между собой посредством неизвестной темной силы, результате чего перестают вести себя как частицы и становятся совершенно невидимыми.

«Мы живем в океане темной материи, но очень мало знаем о том, чем она может быть. Мы знаем, что она существует, но не знаем, как ее искать, и не можем объяснить, почему не обнаружили ее там, где мы этого ожидали, — приводятся в пресс-релизе университета слова руководителя исследования доцента физики и астрономии Филипа Танедо (Philip Tanedo). — За последнее десятилетие физики пришли к пониманию того, что взаимодействиями темной материи могут управлять скрытые темные силы. Они могут полностью переписать правила того, как следует искать темную материю».

23 апреля 2021, 14:31Наука

Астрономы придумали необычный способ поиска темной материи

Авторы доказали, что действие темных сил, благодаря которым частицы взаимно притягиваются или отталкиваются, можно описать с помощью математической теории дополнительных измерений.

«Наблюдаемая Вселенная имеет три измерения. Мы предполагаем, что может быть четвертое измерение, о котором «знают» только темные силы. Дополнительное измерение может объяснить, почему темная материя так хорошо скрывается от наших попыток изучить ее в лаборатории», — говорит ученый.

Исследователи отмечают, что, хотя дополнительные измерения могут показаться экзотической идеей, на самом деле это известный математический прием для описания трехмерных квантово-механических полей, не содержащих обычных частиц. В математике он называется голографическим принципом. Считается, что для описания природных систем он не подходит.

Обычные силы описываются одним типом частиц с фиксированной массой. Ключевая особенность предложенной авторами теории заключается в том, что частицы темной материи описываются как континуум — бесконечное количество с разными массами.

По словам авторов, предыдущие модели темной материи строились на теориях, имитирующих поведение видимых частиц. Но в реальном мире не существует аналогов темных сил, и реальная материя может не взаимодействовать с ними.

Исследователи называют свою модель «континуумной» версией теории самовзаимодействующей темной материи. В отличие от классического варианта, в ней описываются взаимодействия не одинаковых частиц, а их континуума.

«Наша модель идет дальше и упрощает объяснение космического происхождения темной материи, чем модель самовзаимодействующей темной материи. Это более реалистичная картина для темной силы», — заключил Танедо.

1 февраля 2021, 19:00Наука

У карликовой галактики обнаружили огромное гало темной материи

Темная материя во Вселенной

Московский Государственный Университет им. М.В.Ломоносова
Физический факультет
Кафедра Общей Ядерной Физики

Роман Шугалей

Темная материя во Вселенной

Содержание

Введение
Свидетельства существования темной материи
2.1. Галактические ротационные кривые
2. 2. Динамика скоплений галактик
2.3. Космологические свидетельства
Кандидаты на роль темной материи
3.1. Барионная темная материя
3.2. Небарионная темная материя
3.3. Модифицированные теории

I. Введение

    Имеются веские аргументы в пользу того, что значительная
часть вещества во Вселенной ничего не излучает и поэтому невидима. О наличии
такой невидимой материи можно узнать по ее гравитационному взаимодействию с
излучающей материей. Исследование скоплений галактик и галактических ротационных
кривых свидетельствует о существовании этой так называемой темной материи. Итак,
по определению темная материя — это материя, которая не взаимодействует с
электромагнитным излучением, то есть не испускает его и не поглощает.
    Первое детектирование невидимой материи датируется прошлым
столетием. В 1844 г. Фридрих Бессель в письме к Карлу Гауссу писал, что
необъясненная неравномерность в движении Сириуса может быть результатом его
гравитационного взаимодействия с некоторым соседним телом, причем последнее в
этом случае должно иметь достаточно большую массу. Во времена Бесселя такой
темный компаньон Сириуса был невидимым, его оптически обнаружили лишь в 1862 г.
Им оказался белый карлик, получивший название Сириус-Б, в то время как сам
Сириус был назван Сириус-А.
    Плотность вещества во Вселенной можно оценить из
наблюдений движения отдельных галактик. Обычно приводится в
единицах так называемой критической плотности _с:

В этой формуле G — гравитационная постоянная, H — постоянная Хаббла, которая
известна с небольшой точностью (0.4 < H < 1), к тому же, вероятно, зависит от
времени:

V = HR — формула Хаббла для скорости расширения Вселенной,

H = 100 h км∙c ^-1∙Мпс^-1.

При > _c Вселенная замкнута, т.е.
гравитационное взаимодействие достаточно сильно для того, чтобы расширение
Вселенной сменилось сжатием.
Таким образом, критическая плотность дается выражением:

_c
= 2∙10^-29
h² г∙см^-3.

Космологическая плотность = /_c, определенная на основе динамики
галактических кластеров и суперкластеров, равна 0.1 <
< 0.3.
    Из наблюдения характера удаления крупномасштабных областей
Вселенной с помощью инфракрасного астрономического спутника IRAS получено, что
0.25 <  < 2.
    С другой стороны, оценка барионной плотности _b
по светимости галактик дает значительно меньшую величину: _b
< 0.02.
    Это рассогласование обычно рассматривается как указание на
существование невидимой материи.
    С недавних пор проблеме поиска темной материи стали уделять
очень большое внимание. Если принять во внимание все формы барионной материи,
такие, как межпланетная пыль, коричневые и белые карлики, нейтронные звезды и
черные дыры, то оказывается, что для объяснения всех наблюдаемых явлений
необходима значительная доля небарионной материи. Это утверждение остается в
силе даже после учета современных данных о так называемых MACHO-объектах
(MAssive Compact Halo Objects — массивные компактные галактические объекты),
обнаруженных с помощью эффекта гравитационных линз.

II. Свидетельства существования темной материи

2.1. Галактические ротационные кривые

В случае спиральных галактик скорость вращения отдельных
звезд вокруг центра галактики определяется из условия постоянства орбит.
Приравнивая центробежную и гравитационную силы:

для скорости вращения имеем:

где M_r — вся масса материи внутри сферы радиуса r. В случае
идеальной сферической или цилиндрической симметрии влияние массы, расположенной
вне этой сферы, взаимно компенсируется. В первом приближении центральную область
галактики можно считать сферической, т.е.

где — средняя плотность.
Во внутренней части галактики ожидается линейный рост
скорости вращения с увеличением расстояния от центра. Во внешней области
галактики масса M_r практически постоянна и зависимость скорости от
расстояния отвечает случаю с точечной массой в центре галактики:

    Ротационная скорость v(r) определяется, например, путем
измерения допплеровского сдвига в спектре излучения Hе-II областей вокруг
O-звезд. Поведение экспериментально измеренных ротационных кривых спиральных
галактик не соответствует уменьшению v(r) с ростом радиуса. Исследование 21-см
линии (переход сверхтонкой структуры в атоме водорода), излучаемой межзвездным
веществом, привело к аналогичному результату. Постоянство v(r) при больших
значениях радиуса означает, что масса M_r
также увеличивается с ростом радиуса: M_r ~ r. Это указывает на
присутствие невидимой материи. Звезды движутся быстрее, чем можно было ожидать
на основе видимого количества материи.
    На основе этого наблюдения было постулировано существование
сферического гало темной материи, окружающего галактику и ответственного за
неубывающее поведение ротационных кривых. Кроме того, сферическое гало могло бы
способствовать стабильности формы диска галактик и подтверждать гипотезу об
образовании галактик из сферической протогалактики. Модельные вычисления,
выполненные для Млечного Пути, с помощью которых удалось воспроизвести
ротационные кривые, приняв во внимание наличие гало, указывают на то, что
значительная часть массы должна находиться в этом гало. Свидетельства в пользу
существования сферических гало дают также глобулярные кластеры — сферические
скопления звезд, которые представляют собой наиболее древние объекты в галактике
и которые распределены сферически.
    Однако недавнее исследование прозрачности галактик бросило
тень сомнения на эту картину. Путем рассмотрения степени затемненности
спиральных галактик как функции угла наклонения можно сделать заключение о
прозрачности таких объектов. Если бы галактика была совершенно прозрачна, то
полная ее светимость не зависела бы от угла, под которым эта галактика
наблюдается, так как все звезды были бы видимы одинаково хорошо (в пренебрежении
размерами звезд). С другой стороны, постоянная поверхностная яркость означает,
что галактика не прозрачна. В этом случае наблюдатель видит всегда только
внешние звезды, т.е. всегда одно и то же их число на единицу поверхности
независимо от угла зрения. Экспериментально было установлено, что поверхностная
яркость остается в среднем постоянной, что могло бы свидетельствовать о
практически полной непрозрачности спиральных галактик. В таком случае
использование оптических методов для определения массовой плотности Вселенной не
совсем точно. Более тщательный анализ результатов измерений привел к заключению
о молекулярных облаках как абсорбирующем материале (их диаметр примерно 50 пс и
температура около 20 К). Согласно закону смещения Вина, такие облака должны
излучать в субмиллиметровой области. Этот результат мог бы дать объяснение
поведения ротационных кривых без предположения о дополнительной экзотической
темной материи.
    Свидетельства в пользу существования темной материи были
найдены и в эллиптических галактиках. Газообразные гало с температурами около 10⁷ К
были зарегистрированы по их поглощению рентгеновских лучей. Скорости этих
газовых молекул больше, чем скорость расширения:

v_r = (2GM/r)^1/2,

если предполагать, что их массы соответствуют светимости. Для эллиптических
галактик отношение массы к светимости примерно на два порядка больше, чем у
Солнца, которое является характерным примером средней звезды. Такое большое
значение обычно связывают с существованием темной материи.

2.2. Динамика скоплений галактик.

Динамика скоплений галактик свидетельствует в пользу
существования темной материи. Когда движение системы, потенциальная энергия
которой является однородной функцией координат, происходит в ограниченной
пространственной области, то усредненные по времени значения кинетической и
потенциальной энергии связаны друг с другом теоремой о вириале. Она может быть
использована для оценки плотности вещества в скоплениях большого числа галактик.
Если потенциальная энергия U — однородная функция
радиус-векторов r_i
степени k, то U и кинетическая энергия
связаны как 2 = k.
Так как +
= = E, то отсюда следует, что:

=
2E/(k + 2), =kE/(k + 2),

где E-полная энергия. Для гравитационного взаимодействия (U ~ 1/r) k = -1,
поэтому 2 = -.
Средняя кинетическая энергия скопления N галактик дается выражением:

= N<mv²>/2.

Эти N галактик могут попарно взаимодействовать друг с другом. Поэтому имеется
N(N-1)/2 независимых пар галактик, полная средняя потенциальная энергия которых
имеет вид

= GN(N — 1)²/2r.

При N = M и (N-1) N
для динамической массы получается M 2<r><v²>/ G.
Измерения среднего расстояния <r> и средней скорости <v> дают
значение динамической массы, которое примерно на два порядка превышает массу,
полученную на основе анализа светимости галактик. Данный факт может
интерпретироваться как еще одно свидетельство в пользу существования темной
материи.
Этот аргумент тоже имеет свои слабые места. Вириальное
уравнение справедливо только при усреднении по длительному временному периоду,
когда замкнутые системы находятся в состоянии равновесия. Однако измерения
галактических скоплений представляют собой нечто наподобие мгновенных
фотоснимков. Более того, скопления галактик не являются замкнутыми системами,
они связаны друг с другом. И наконец, не ясно, достигли они состояния равновесия
или нет.

2.3. Космологические свидетельства.

Выше было дано определение критической плотности _с
Формально его можно получить на основе ньютоновской динамики путем вычисления
критической скорости расширения сферической галактики:

Соотношение для _с
следует из выражения для Е, если принять, что H = r’/r = v/r.
Описание динамики Вселенной основывается на полевых
уравнениях Эйнштейна (Общая Теория Относительности — ОТО). Они несколько
упрощаются в предположении об однородности и изотропности пространства. В
метрике Робертсона-Уолкера инфинитезимальный линейный элемент дается выражением:

где r, , —
сферические координаты точки. Степени свободы этой метрики включены в параметр k
и масштабный множитель R. Величина k принимает только дискретные значения (если
не брать в рассмотрение фрактальную геометрию) и не зависит от времени. Значение
k представляет собой характеристику модели Вселенной (k = -1 — гиперболическая
метрика (открытая Вселенная), k = 0 — евклидова метрика (плоская Вселенная),
k = +1 — сферическая метрика (замкнутая Вселенная)).
Динамика Вселенной полностью задается масштабной функцией
R(t) (расстояние между двумя соседними точками пространства с координатами r, , меняется со временем как R(t)). В случае
сферической метрики R(t) представляет собой радиус Вселенной. Эта масштабная
функция удовлетворяет уравнениям Эйнштейна-Фридмана-Леметра:

где p(t) — полное давление, а — космологическая постоянная, которая в
рамках современных квантово-полевых теорий интерпретируется как плотность
энергии вакуума. Далее предположим, что = 0, как это часто делается для объяснения
опытных фактов без введения темной материи. Коэффициент R₀‘/R₀
определяет постоянную Хаббла H₀, где индексом «0» отмечены
современные значения соответствующих величин. Из вышеприведенных формул следует,
что для параметра кривизны k = 0 современная критическая плотность Вселенной
дается выражением, чья величина представляет собой границу между открытой и
замкнутой Вселенной (это значение как бы отделяет сценарий, в котором Вселенная
вечно расширяется, от того сценария, когда Вселенную ожидает коллапс в конце
фазы временного расширения):

Часто используется параметр плотности

где q₀ — параметр торможения: q(t) = -R(t)R»(t)/(R'(t))².
Тем самым возможны три случая:
₀ <
1 — открытая Вселенная,
₀ = 1
— плоская Вселенная,
₀ >
1 — замкнутая Вселенная.
Измерения параметра плотности дали оценку: ₀ 0.2, на основании которой
следовало ожидать открытый характер Вселенной. Однако ряд теоретических
представлений трудно согласовать с открытостью Вселенной, например, так
называемую проблему «плоскостности» и генезис галактик.

Проблема плоскостности

Как видно, плотность Вселенной очень близка к критической.
Из уравнений Эйнштейна-Фридмана-Леметра следует (при = 0), что

Поскольку плотность (t)
пропорциональна 1/R(t)³, то с помощью выражения для ₀
(k не равно 0) имеем:

Таким образом, значение
1 очень нестабильно. Любое отклонение от совершенно плоского случая сильно
увеличивается по мере расширения Вселенной. Это означает, что во время
первоначального ядерного синтеза Вселенная должна была быть значительно более
плоской, чем теперь.
Одно из возможных решений этой проблемы дается в инфляционных
моделях. Предполагается, что расширение ранней Вселенной (в интервале между 10^-34с и 10^-31 с после Большого Взрыва) происходило
экспоненциально в фазе инфляции. В этих моделях параметр плотности обычно не
зависит от времени
( = 1).
Однако имеются теоретические указания на то, что значение параметра плотности в
интервале
0.01< ₀
< 2 также согласуется с моделью инфляции.

Генезис галактик

    Для генезиса галактик необходимы неоднородности плотности.
Галактики должны были возникать в таких пространственных областях, где плотности
были больше, чем вокруг, так что в результате гравитационного взаимодействия эти
области успевали кластеризоваться быстрее, чем наступало их разрежение за счет
всеобщего расширения.
    Однако такого типа аккумулирование материи могло начаться
только после формирования атомов из ядер и электронов, т.е. примерно через 150
000 лет после Большого Взрыва при температурах около 3000 К (так как на ранних
этапах вещество и излучение находились в состоянии динамического равновесия:
любой образующийся сгусток материи тут же разрушался под воздействием излучения
и в то же время излучение не могло вырваться за пределы материи). Заметные
флуктуации плотности обычной материи в то время были исключены вплоть до очень
низкого уровня изотропностью фонового излучения. После стадии формирования
нейтральных атомов излучение перестает находиться в состоянии термического
равновесия с материей, тем самым возникающие после этого флуктуации плотности
материи не находят более своего отражения в характере излучения.
    Но если провести вычисления эволюции во времени процесса
сжатия материи, который как раз тогда и начался, то оказывается, что прошедшего
с тех пор времени недостаточно для того, чтобы могли успеть образоваться такие
крупные структуры, как галактики или их скопления. По-видимому, необходимо
потребовать существования массивных частиц, вышедших из состояния термического
равновесия на более ранней стадии, так чтобы эти частицы имели возможность
проявить себя как некоторые зародыши для конденсации вокруг них обычной материи.
Такими кандидатами могут быть так называемые WIMP-частицы. При этом необходимо
учитывать требование изотропности фонового космического излучения. Небольшая
анизотропия (10^-4) в реликтовом излучении (температура около 2.7 К)
была обнаружена лишь недавно с помощью спутника COBE.

III. Кандидаты на роль темной материи

3.1. Барионная темная материя

    Наиболее очевидным кандидатом на роль темной материи может
быть обычная барионная материя, которая не излучает и имеет соответствующую
распространенность. Одну из возможностей мог бы реализовать межзвездный или
межгалактический газ. Однако в этом случае должны возникать характерные линии
излучения или поглощения, которые не обнаружены.
    Другим кандидатом могут быть коричневые карлики — космические
тела с массами значительно меньше, чем масса Солнца (M < 0.08M_солнца).
Гравитационного давления внутри этих объектов оказывается недостаточно для
создания температур, при которых начинает процесс слияния протонов в гелий.
Из-за отсутствия ядерного синтеза излучение коричневых карликов очень слабо,
если не считать излучения тех из них, которые находятся на ранней стадии своего
развития. Планеты также могли бы входить в эту группу. Однако из-за отсутствия
знания о происхождении звезд и планет, а также из-за ограниченности
фотометрической детектируемости небесных тел расстоянием в несколько световых
лет особенно сложно оценить число таких объектов.
    Очень компактные объекты, находящиеся на конечных стадиях
развития звезд (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), также могли бы
входить в состав темной материи. Поскольку в течение своего времени жизни
практически каждая звезда достигает одной из этих трех конечных стадий, то
значительная часть массы более ранних и более тяжелых звезд должна
присутствовать в неизлучающей форме в виде белых карликов, нейтронных звезд или
черных дыр. Часть этого вещества возвращается в межзвездное пространство путем
вспышек сверхновых или другими путями и принимает участие в образовании новых
звезд. При этом не следует принимать во внимание звезды с массами M < 0.9M_солнца,
так как их время жизни больше, чем возраст Вселенной, и они еще не достигли
конечных стадий в своем развитии.
    Верхние границы на возможную плотность барионной материи во
Вселенной можно получить из данных о первоначальном ядерном синтезе, который
начался примерно через 3 минуты после Большого Взрыва. Особенно важны измерения
современной распространенности дейтерия — (D/H)₀ 10^-5, так
как во время первоначального ядерного синтеза шло образование главным образом
именно дейтерия. Хотя дейтерий также появился позднее в качестве промежуточного
продукта реакций слияния ядер, тем не менее полное количество дейтерия за счет
этого сильно не возросло. Анализ процессов, происходящих на стадии раннего
ядерного синтеза, дает верхнюю границу — _o,b < 0.1-0.2
для плотности возможной барионной материи во Вселенной. При этом учтена вся
материя, которая была сформирована во время ядерного синтеза в ранней Вселенной.
Данное значение хорошо согласуется с оценками, полученными из рассмотрения
характера вращения галактик.
    С другой стороны, сейчас совершенно ясно, что барионная
материя сама по себе не в состоянии удовлетворить требованию = 1, которое
следует из инфляционных моделей. Кроме того, остается неразрешенной проблема
образования галактик. Все это приводит к необходимости существования небарионной
темной материи, особенно в том случае, когда требуется удовлетворение условия = 1 при
нулевой космологической постоянной.

3.2. Небарионная темная материя

Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных
кандидатов на роль небарионной темной материи, в том числе: легкие и тяжелые
нейтрино, суперсимметричные частицы SUSY-моделей, аксионы, космионы, магнитные
монополи, частицы Хиггса — они сведены в таблице. Также в таблице присутствуют
теории, объясняющие опытные данные без введения темной материи (зависящая от
времени гравитационная постоянная в неньютоновой гравитации и космологическая
постоянная). Обозначения: DM — темная материя, GUT — теория Великого
Объединения, SUSY — суперсимметричные теории, SUGRA — супергравитация, QCD —
квантовая хромодинамика, QED — квантовая электродинамика, ОТО — общая теория
относительности. Понятие WIMP (слабовзаимодействующие массивные частицы)
используется для обозначения частиц с массой больше нескольких ГэВ/c²,
которые принимают участие только в слабом взаимодействии. С учетом новых
измерений реликтового излучения со спутника COBE и красного смещения с помощью
спутника IRAS недавно было заново проведено исследование распределения галактик
на больших расстояниях и образования структур большого масштаба в нашей
галактике. На основе анализа различных моделей формирования структур было
сделано заключение, что возможна только одна удовлетворительная модель Вселенной
с = 1, в
которой темная материя имеет смешанный характер: 70% существует в форме холодной
темной материи и 30% в форме горячей темной материи, причем последняя состоит из
двух безмассовых нейтрино и одного нейтрино с массой 7.2 + 2 эВ.
Это означает возрождение ранее отброшенной модели смешанной темной материи.

Легкие нейтрино

В отличие от всех остальных кандидатов на роль темной
материи, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют.
Примерно известна их распространенность во Вселенной. Для того, чтобы нейтрино
могли быть кандидатами на роль темной материи, они, несомненно, должны обладать
массой. Для достижения критической плотности Вселенной массы нейтрино должны
лежать в области нескольких ГэВ/c² или в области от 10 до 100 эВ/c².
В качестве таких кандидатов возможны и тяжелые нейтрино, так
как космологически значимое произведение exp
(-/kT_f)
становится малым и для больших масс. Здесь T_f— температура, при
которой тяжелые нейтрино перестают находиться в состоянии термического
равновесия. Этот больцмановский множитель дает распространенность нейтрино с
массой по отношению к распространенности
безмассовых нейтрино.

Частица	Масса	Теория	Проявление
G( R )	—	Неньютонова гравитация	Прозрачная DM на больших масштабах
(косм. постоянная)	—	ОТО	=1 без DM
Аксион, майорон, голдстоун. бозон	10^-5 эВ	QCD; нарушение сим. Печеи-Куина	Холодная DM
Обычное нейтрино	10-100 эВ	GUT	Горячая DM
Легкое хиггсино, фотино, гравитино, аксино, снейтрино	10-100 эВ	SUSY/DM
Парафотон	20-400 эВ	Модифиц. QED	Горячая, теплая DM
Правые нейтрино	500 эВ	Суперслабое взаимодействие	Теплая DM
Гравитино и т.д.	500 эВ	SUSY/SUGRA	Теплая DM
Фотино, гравитино, аксион, зеркал. частицы, нейтрино Симпсона	кэВ	SUSY/SUGRA	Теплая/холодная DM
Фотино, снейтрино, хиггсино, глюино, тяжелое нейтрино	МэВ	SUSY/SUGRA	Холодная DM
Теневая материя	МэВ	SUSY/SUGRA	Горячая/холодная (как барионы) DM
Преон	20-200 ТэВ	Составные модели	Холодная DM
Монополи	10¹⁶ ГэВ	GUT	Холодная DM
Пиргон, максимон, полюс Перри, newtorite, Шварцшильд	10¹⁹ ГэВ	Теории высших размерностей	Холодная DM
Суперструны	10¹⁹ ГэВ	SUSY/SUGRA	Холодная DM
Кварковые «самородки»	10¹⁵ г	QCD, GUT	Холодная DM
Косм. струны, доменные стенки	(10⁸-10¹⁰)M_солнца	GUT	Формирование галактик, могут не давать большого вклада в
Космион	4-11 ГэВ	Проблема нейтрино	Формирование потока нейтрино на Солнце
Черные дыры	10¹⁵-10³⁰ г	ОТО	Холодная DM

Для каждого типа нейтрино во Вселенной нейтринная
плотность связана с фотонной плотностью соотношением = (3/11).
Строго говоря, это выражение справедливо только для легких майорановских
нейтрино (для дираковских нейтрино при определенных обстоятельствах необходимо
ввести еще один статистический множитель, равный двум). Плотность фотонов может
быть определена на основе фонового реликтового 3 К излучения и достигает 400 см^-3.
Оказывается, что массовая плотность нейтрино получается
близкой к критической, если выполняется условие:

где —
статистический фактор, учитывающий число различных состояний спиральности для
каждого типа нейтрино. Для майорановских нейтрино этот множитель равен 2. Для
дираковских нейтрино он должен быть равен 4. Однако обычно считается, что правые
компоненты покинули состояние термического равновесия значительно раньше,
поэтому можно также считать, что
= 2 и для дираковского случая.
Поскольку нейтринная плотность имеет тот же порядок величины,
что и плотность фотонов, то существует примерно в 10⁹ раз больше
нейтрино, чем барионов, таким образом, даже малая масса нейтрино могла бы
определять динамику Вселенной. Для достижения = /_c = 1 необходимы нейтринные массы c²
15-65 эВ/, где
— число типов легких нейтрино. Экспериментальные верхние границы для масс трех
известных типов нейтрино таковы: m(_e)
< 7. 2 эВ/c²,
m(ν_μ) < 250 кэВ/c², m(ν_τ) < 31 МэВ/c².
Таким образом, электронное нейтрино практически исключается в качестве кандидата
на доминирующую фракцию темной материи. Экспериментальные данные для остальных
двух типов нейтрино не столь критичны, так что мюонные и тау-нейтрино остаются
среди возможных кандидатов. Нейтрино вышли из состояния термического равновесия
примерно через 1 с после Большого Взрыва при температуре 10¹⁰ К (что
отвечает энергии 1 МэВ). В это время они обладают релятивистскими энергиями и
тем самым считаются частицами горячей темной материи. Нейтрино также могут
давать вклад в процесс формирования галактик. В расширяющейся Вселенной, в
которой доминируют частицы массой m_i, согласно критерию Джинса, та масса, которая может коллапсировать за счет
гравитационных сил, равна:

Во Вселенной, где доминируют нейтрино, необходимая степень
сжатия могла установиться на относительно поздней стадии, первые структуры
соответствовали бы суперскоплениям галактик. Таким образом, скопления галактик и
галактики могли бы развиваться путем фрагментации этих первичных структур
(top-down модель). Однако при таком подходе возникают проблемы при рассмотрении
образования очень малых структур, таких как карликовые галактики. Для объяснения
образования довольно массивных сжатий также требуется принять во внимание
принцип Паули для фермионов.

Тяжелые нейтрино

Согласно данным LEP и SLAC, относящимся к прецизионному
измерению ширины распада Z⁰— бозона, существует только три типа
легких нейтрино и исключается существование тяжелых нейтрино вплоть до значений
масс 45 Гэ/c².
Когда нейтрино с такими большими массами покинули состояние
термического равновесия, они уже имели нерелятивистские скорости, поэтому их
называют частицами холодной темной материи. Присутствие тяжелых нейтрино могло
привести к раннему гравитационному сжатию материи. В этом случае сначала
образовались бы более мелкие структуры. Скопления и суперскопления галактик
сформировались бы позднее путем аккумулирования отдельных групп галактик
(bottom-up модель).

Аксионы.

Аксионы — это гипотетические частицы, которые возникают в
связи с проблемой CP-нарушения в сильном взаимодействии ( — проблема).
Существование такой псевдоскалярной частицы обусловлено нарушением киральной
симметрии Печеи-Куина. Масса аксиона дается выражением:

Взаимодействие с фермионами и калибровочными бозонами
описывается соответственно следующими константами связи:

Постоянная распада аксиона f_a
определяется вакуумным средним поля Хиггса. Так как f_a — свободная
константа, которая может принимать любые значения между электрослабым и
планковским масштабами, то возможные значения масс аксиона варьируются на 18
порядков. Различаются DFSZ-аксионы, непосредственно взаимодействующие с
электронами, и так называемые адронные аксионы, которые взаимодействуют с
электронами только в первом порядке теории возмущений. Обычно считается, что
аксионы составляют холодную темную материю. Для того, чтобы их плотность не
превышала критическую, необходимо иметь f_a < 10¹²
ГэВ. Стандартный аксион Печеи-Куина с f_a 250 ГэВ уже исключен
экспериментально, другие варианты с меньшими массами и, соответственно, большими
параметрами связи также значительно ограничены разнообразными данными, в первую
очередь астрофизическими.

Суперсимметричные частицы

    Большинство суперсимметричных теорий содержит одну
стабильную частицу, которая является новым кандидатом на роль темной материи.
Существование стабильной суперсимметричной частицы следует из сохранения
мультипликативного квантового числа — так называемой R-четности, которое
принимает значение +1 для обычных частиц, и -1 для их суперпартнеров. Это есть
закон сохранения R-четности. Согласно этому закону сохранения
SUSY-частицы могут образовываться только парами. SUSY-частицы могут распадаться
только на нечетное число SUSY-частиц. Следовательно, легчайшая суперсимметричная
частица должна быть стабильной.
    Имеется возможность нарушить закон сохранения R-четности.
Квантовое число R связано с барионным числом B и лептонным числом L соотношением
R = (-1)^3B+L+2S, где S-спин частицы. Другими словами, нарушение B
и/или L может приводить к несохранению R-четности. Однако существуют очень
жесткие границы для возможности нарушения R-четности.
    Предполагается, что легчайшая суперсимметричная частица (LSP)
не принимает участия ни в электромагнитном, но в сильном взаимодействии. В
противном случае она соединялась бы с обычной материей и проявлялась бы в
настоящее время в качестве необычной тяжелой частицы. Тогда распространенность
такой LSP, нормированная на распространенность протона, получилась бы равной 10^-10
для сильного взаимодействия, и 10^-6 для электромагнитного. Эти
значения противоречат экспериментальным верхним границам: n(LSP)/n(p) < 10^-15
— 10^-30. Приведенные оценки зависят от масс и в данном случае
отвечают области масс 1 ГэВ < m_LSPc²
< 10⁷ ГэВ. Поэтому был сделан вывод о том, что легчайшая
SUSY-частица, помимо гравитационного взаимодействия, принимает участие только в
слабом.
    Среди возможных кандидатов на роль нейтральной легчайшей
суперсимметричной частицы имеются фотино (S = 1/2) и зино (S = 1/2), которые
обычно называют гейджино, а также хиггсино (S = 1/2), снейтрино (S = 0) и
гравитино (S = 3/2). В большинстве теорий LSP-частица представляет собой
линейную комбинацию упомянутых выше SUSY-частиц со спином 1/2. Масса этого так
называемого нейтралино, скорее всего, должна быть больше 10 ГэВ/c².
Рассмотрение SUSY-частиц в качестве темной материи представляет особый интерес,
так как они появились совершенно в другом контексте и не были специально введены
для разрешения проблемы (небарионной) темной материи.

Космионы

Космионы первоначально были введены для решения проблемы
солнечных нейтрино. Благодаря своей большой скорости эти частицы проходят через
поверхность звезды практически беспрепятственно.. В центральной области звезды
они сталкиваются с ядрами. Если потеря энергии достаточно велика, то они не
могут опять покинуть эту звезду и накапливаются в ней с течением времени. Внутри
Солнца захваченные космионы влияют на характер передачи энергии и тем самым дают
вклад в охлаждение центральной области Солнца. Это привело бы к меньшей
вероятности образования нейтрино от ⁸В и объяснило бы, почему поток
нейтрино, измеряемый на Земле, оказывается меньше, чем ожидаемый. Для разрешения
этой нейтринной проблемы масса космиона должна лежать в интервале от 4 до
11 ГэВ/c² и сечение реакции взаимодействия космионов с материей
должно иметь значение 10^-36
см². Однако экспериментальные данные, по-видимому, исключают такое
решение проблемы солнечных нейтрино.

Топологические дефекты пространства-времени

    Кроме вышеуказанных частиц, топологические дефекты также
могут вносить свой вклад в темную материю. Предполагается, что в ранней
Вселенной при t 10^-36
c, E 10¹⁵
ГэВ, Т 10²⁸ К
произошло нарушение GUT-симметрии, которое привело к разъединению
взаимодействий, описываемых группами SU(3) и SU(2)xU(1). Хиггсовское поле
размерностью 24 приобрело определенную выстроенность, причем ориентация фазовых
углов спонтанного нарушения симметрии осталась произвольной. Как следствие этого
фазового перехода должны были образоваться пространственные области с различной
ориентацией. Эти области со временем увеличивались и в конце концов вошли в
соприкосновение друг с другом.
    Согласно современным представлениям топологически стабильные
точки дефектов образовались на граничных поверхностях, где произошла встреча
областей с различной ориентацией. Они могли иметь размерность от нуля до трех и
состоять из вакуума ненарушенной симметрии. После нарушения симметрии этот
первоначальный вакуум имеет очень большую энергию и плотность вещества.
    Наиболее важными являются точечноподобные дефекты. Они должны
нести изолированный магнитный заряд, т.е. быть магнитными монополями. Их масса
связана с температурой фазового перехода и составляет около 10¹⁶
ГэВ/c². До сих пор, несмотря на интенсивные поиски, существование
таких объектов не зарегистрировано.
    Аналогично магнитным монополям могут образовываться и
линейные дефекты — космические струны. Эти нитеобразные объекты обладают
характерной линейной массовой плотностью порядка 10²² г*см^-1
и могут быть как замкнутыми, так и незамкнутыми. За счет гравитационного
притяжения они могли служить зародышами для конденсации вещества, в результате
которой образовались галактики.
    Большие значения масс позволили бы детектировать такие струны
посредством эффекта гравитационных линз. Струны искривляли бы окружающее
пространство таким образом, что создавалось бы двойное изображение находящихся
за ними объектов. Свет от очень далеких галактик мог бы отклоняться этой струной
согласно законам общей теории гравитации. Наблюдатель на Земле увидел бы два
смежных зеркальных изображения галактик с идентичным спектральным составом. Этот
эффект гравитационных линз уже был обнаружен для удаленных квазаров, когда
галактика, находящаяся между квазаром и Землей, служила в качестве
гравитационной линзы.
    Обсуждается также возможность наличия сверхпроводящего
состояния в космических струнах. Электрически заряженные частицы, такие, как
электроны, в симметричном вакууме струны были бы безмассовыми, потому что они
приобретают свои массы только в результате нарушения симметрии благодаря
механизму Хиггса. Таким образом, пары частица-античастица, двигающиеся со
скоростью света, могут создаваться здесь при очень малых затратах энергии. В
результате возникает сверхпроводящий ток. Сверхпроводящие струны могли бы
переходить в возбужденное состояние посредством взаимодействия с заряженными
частицами, снятие этого возбуждения осуществлялось бы путем испускания
радиоволн.
    Рассматриваются также дефекты более высокой размерности,
включая двухмерные «доменные стенки» и, в частности, трехмерные дефекты или
«текстуры».

Другие экзотические кандидаты.

Теневая материя. В предположении, что струны — это одномерные
протяженные объекты, в суперструнных теориях предпринимаются попытки
повторить успех суперсимметричных моделей в устранении расходимостей также в
гравитации и проникнуть в энергетические области за массой Планка. С
математической точки зрения свободные от аномалий суперструнные теории могут
быть получены только для калибровочных групп SO(32) и E₈*E_8′.
Последняя расщепляется на два сектора, один из которых описывает обычную
материю, тогда как другой соответствует теневой материи (E_8′).
Эти два сектора могут взаимодействовать друг с другом только гравитационно.
«Кварковые самородки» были предложены в 1984 г. Это стабильные
макроскопические объекты из кварковой материи, состоящие из u-, d- и
s-кварков. Плотности этих объектов лежат в области ядерной плотности 10¹⁵
г/см³, а массы могут составлять от нескольких ГэВ/c²
до значений масс нейтронных звезд. Они образуются при гипотетическом фазовом
QCD-переходе, однако обычно считаются очень маловероятными.

3.3. Модифицированные теории ( космологическая
постоянная, MOND-теория, зависящая от времени гравитационная постоянная )

Первоначально космологическая постоянная
была введена Эйнштейном в полевые уравнения ОТО для обеспечения, согласно
воззрениям того времени, стационарности Вселенной. Однако после открытия Хабблом
в конце 20-х годов нашего столетия расширения Вселенной она оказалась излишней.
Посему стали считать, что = 0. Однако в рамках современных теорий
поля эта космологическая постоянная интерпретируется как плотность энергии
вакуума _v. Имеет
место следующее уравнение:

Случай = 0
отвечает предположению, что вакуум не дает вклада в плотность энергии. Эта
картина отвечает идеям классической физики. В квантовой же теории поля вакуум
содержит различные квантовые поля, находящиеся в состоянии с наименьшей
энергией, которая вовсе не обязательно равна нулю.
Принимая во внимание ненулевую космологическую постоянную, с
помощью соотношений

получаем меньшую критическую плотность и большее значение параметра
плотности, чем ожидалось согласно формулам, приведенным выше. Астрономические
наблюдения, основанные на подсчетах числа галактик, для современной
космологической постоянной дают верхнюю границу
< 3*10^-56 см^-2. Поскольку критическая плотность _с0 не
может быть отрицательной, легко оценить верхнюю границу

где для H_0,max использовано значение 100 км*с^-1*Мпс^-1.
В то время как ненулевая космологическая постоянная оказалась необходимой для
интерпретации ранней фазы эволюции, некоторые ученые пришли к выводу, что , не равная 0, могла бы играть роль и на
последующих стадиях развития Вселенной.
Космологическая постоянная величины

могла бы приводить к значению ( = 0), хотя на самом деле ( 0). Параметр ( = 0), определенный из ₀,
обеспечивал бы
= 1, как это требуется в инфляционных моделях, при условии, что космологическая
постоянная равна

Использование численных значений H₀ = 75 + 25 км*с^-1*Мпс^-1 и _0,obs = 0.2 + 0.1 приводит
к
=
(1.6 + 1.1)*10^-56 см^-2. Плотность энергии вакуума, соответствующая этому
значению, могла бы разрешить противоречие между наблюдаемым значением параметра
плотности и требуемым современными теориями значением = 1.
Помимо введения ненулевой космологической постоянной, имеются
другие модели, которые снимают по крайней мере часть проблем без привлечения
гипотезы темной материи.

Теория MOND (МОдифицированная Ньютоновская Динамика)

В этой теории предполагается, что закон гравитации
отличается от обычной ньютоновской формы и выглядит следующим образом:

В этом случае сила притяжения будет больше и должна быть компенсирована более
быстрым периодическим движением, которое в состоянии объяснить плоское поведение
ротационных кривых.

Гравитационная постоянная, зависящая от времени.

Зависимость от времени гравитационной постоянной G(t) могла иметь большое
значение для процесса формирования галактик. Однако до сих пор прецизионные
измерения не дали никаких указаний на временную вариацию G.

Литература

Г.В. Клапдор-Клайнгротхаус, А. Штаудт.»Неускорительная физика элементарных
частиц».
C. Нараньян. «Общая астрофизика и космология».
Bottino A. et al., 1994, Astropart. Phys., 2, 67, 77.

темной материи | Определение, открытие, распространение и факты

гравитационная линза

Посмотреть все медиа

Ключевые люди:: Кен Фриман
Адам Рисс

Похожие темы:: вселенная

Просмотреть весь связанный контент →

Прочтите краткий обзор этой темы

темная материя , компонент Вселенной, присутствие которого определяется его гравитационным притяжением, а не светимостью. Темная материя составляет 30,1 процента материально-энергетического состава Вселенной; остальное — темная энергия (69,4%) и «обычная» видимая материя (0,5%).

Первоначально известная как «недостающая масса», существование темной материи было впервые предположено швейцарско-американским астрономом Фрицем Цвикки, который в 1933 году обнаружил, что масса всех звезд в скоплении галактик Кома обеспечивает лишь около 1 процента необходимой массы. чтобы галактики не вырвались из-под гравитационного притяжения скопления. Реальность этой недостающей массы оставалась под вопросом в течение десятилетий, до 19 века. 70-х годов, когда американские астрономы Вера Рубин и У. Кент Форд подтвердили его существование, наблюдая подобное явление: масса звезд, видимых в типичной галактике, составляет всего около 10 процентов от массы, необходимой для удержания этих звезд вокруг центра галактики. В общем, скорость, с которой звезды вращаются вокруг центра своей галактики, не зависит от их расстояния от центра; действительно, орбитальная скорость либо постоянна, либо немного увеличивается с расстоянием, а не падает, как ожидалось. Чтобы объяснить это, масса галактики внутри орбиты звезд должна линейно увеличиваться с расстоянием звезд от центра галактики. Однако из этой внутренней массы не видно света — отсюда и название «темная материя».

Подробнее по этой теме

астрономия: темная материя

В течение 20-го века стало ясно, что во Вселенной есть гораздо больше, чем кажется на первый взгляд. По ранним оценкам…

Понимание гравитационных линз и важности отслеживания темной материи

Посмотреть все видео к этой статье

После подтверждения существования темной материи преобладание темной материи в галактиках и скоплениях галактик было выявлено благодаря явлению гравитационного линзирования — материи. действует как линза, искривляя пространство и искажая прохождение фонового света. Присутствие этой отсутствующей материи в центрах галактик и скоплениях галактик также было установлено по движению и теплу газа, которые вызывают наблюдаемое рентгеновское излучение. Например, рентгеновская обсерватория Чандра наблюдала в скоплении Пуля, состоящем из двух сливающихся галактических скоплений, что горячий газ (обычное видимое вещество) замедляется за счет эффекта сопротивления одного скопления, проходящего через другое. Однако масса скоплений не изменилась, что указывает на то, что большая часть массы состоит из темной материи.

Материя составляет 30,6% состава материи и энергии Вселенной. Только 0,5 процента приходится на массу звезд, а 0,03 процента этого вещества — в виде элементов тяжелее водорода. Остальное — темная материя. Было обнаружено, что существуют две разновидности темной материи. Первая разновидность составляет около 4,5% Вселенной и состоит из знакомых нам барионов (то есть протонов, нейтронов и атомных ядер), которые также составляют светящиеся звезды и галактики. Ожидается, что большая часть этой барионной темной материи будет существовать в виде газа внутри и между галактиками. Этот барионный, или обычный, компонент темной материи был определен путем измерения количества элементов тяжелее водорода, которые были созданы в первые несколько минут после Большого взрыва, произошедшего 13,8 миллиарда лет назад.

Темная материя, составляющая остальные 26,1 процента материи Вселенной, находится в незнакомой, небарионной форме. Скорость, с которой галактики и большие структуры, состоящие из галактик, сливались из-за флуктуаций плотности в ранней Вселенной, указывает на то, что небарионная темная материя является относительно «холодной» или «нерелятивистской», а это означает, что скелеты галактик и скопления галактик состоят из тяжелых , медленно движущиеся частицы. Отсутствие света от этих частиц также указывает на то, что они электромагнитно нейтральны. Эти свойства привели к общему названию частиц — слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP). Точная природа этих частиц в настоящее время неизвестна, и они не предсказываются стандартной моделью физики элементарных частиц. Однако ряд возможных расширений стандартной модели, таких как суперсимметричные теории, предсказывают гипотетические элементарные частицы, такие как аксионы или нейтралино, которые могут быть необнаруженными вимпами.

Предпринимаются экстраординарные усилия по обнаружению и измерению свойств этих невидимых вимпов либо путем наблюдения за их столкновением с помощью лабораторного детектора, либо путем наблюдения за их аннигиляцией после столкновения друг с другом. Также есть надежда, что об их присутствии и массе можно будет узнать из экспериментов на новых ускорителях частиц, таких как Большой адронный коллайдер.

Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту.
Подпишитесь сейчас

В качестве альтернативы темной материи были предложены модификации гравитации для объяснения очевидного присутствия «недостающей материи». Эти модификации предполагают, что сила притяжения обычной материи может усиливаться в условиях, существующих только в галактических масштабах. Однако большинство предложений неудовлетворительны с теоретической точки зрения, поскольку они мало или вообще не дают объяснения модификации гравитации. Эти теории также не могут объяснить наблюдения темной материи, физически отделенной от обычной материи в скоплении Пуля. Это разделение демонстрирует, что темная материя является физической реальностью и отличается от обычной материи.

Адам Рисс

Что такое темная материя? | Космос

Темная материя распределена во Вселенной по сетке
(Изображение предоставлено: NASA/JPL-Caltech)

Более 80% всей материи во Вселенной состоит из материалов, которые ученые никогда не видели. Это называется темной материей, и мы только предполагаем, что она существует, потому что без нее поведение звезд, планет и галактик просто не имело бы смысла. Вот что мы знаем об этом, или, скорее, то, что мы думаем, что знаем.

Что такое темная материя и почему она невидима?

Темная материя полностью невидима. Он не излучает ни света, ни энергии и поэтому не может быть обнаружен обычными датчиками и детекторами. Ученые считают, что ключ к его неуловимой природе должен лежать в его составе.

Видимая материя, также называемая барионной материей, состоит из барионов — общего названия субатомных частиц, таких как протоны, нейтроны и электроны. Ученые только предполагают, из чего состоит темная материя. Он может состоять из барионов, а может быть и небарионным, то есть состоящим из разных типов частиц.

Большинство ученых считают, что темная материя состоит из небарионной материи. Главный кандидат, WIMPS (слабо взаимодействующие массивные частицы), как полагают, имеет массу от десяти до ста раз больше массы протона, но их слабое взаимодействие с «нормальным» веществом затрудняет их обнаружение. Нейтралино, массивные гипотетические частицы, более тяжелые и более медленные, чем нейтрино, являются главными кандидатами, хотя их еще предстоит обнаружить.

Стерильные нейтрино — еще один кандидат. Нейтрино — это частицы, которые не составляют обычную материю. Река нейтрино вытекает из солнца , но поскольку они редко взаимодействуют с нормальной материей, они проходят через Землю и ее обитателей.

Есть три известных типа нейтрино; четвертый, стерильное нейтрино, предлагается в качестве кандидата на темную материю. Стерильное нейтрино будет взаимодействовать с обычным веществом только через гравитацию .

«Один из нерешенных вопросов заключается в том, существует ли закономерность для фракций, составляющих каждый вид нейтрино», — Тайс ДеЯнг, адъюнкт-профессор физики и астрономии Мичиганского государственного университета и сотрудник 9Обсерватория 0089 IceCube нейтрино в Антарктиде, сообщил Space.com.

Меньший нейтральный аксион и незаряженные фотино — обе теоретические частицы — также являются потенциальными заполнителями для темной материи.

Существует также такое понятие, как антиматерия , что не то же самое, что темная материя. Антиматерия состоит из частиц, которые по сути такие же, как частицы видимой материи, но с противоположными электрическими зарядами. Эти частицы называются антипротонами и позитронами (или антиэлектронами). Когда античастицы сталкиваются с частицами, происходит взрыв, в результате которого два типа материи нейтрализуют друг друга. Потому что мы живем в 9Вселенная 0089 состоит из материи, очевидно, что антиматерии вокруг не так много, иначе не осталось бы ничего. В отличие от темной материи, физики могут производить антиматерию в своих лабораториях.

Связанные : Галерея изображений: Темная материя во Вселенной

Почему мы думаем, что темная материя существует?

Но если мы не можем видеть темную материю, откуда мы знаем, что она существует? Ответ — гравитация, сила, действующая на объекты, состоящие из материи, пропорциональная их массе. С 19В 20-х годах астрономы выдвинули гипотезу, что Вселенная должна содержать больше материи, чем мы можем видеть, потому что гравитационные силы, которые, кажется, действуют во Вселенной, просто кажутся сильнее, чем можно было бы объяснить только видимой материей.

«Движение звезд говорит вам, сколько существует материи», — сказал Питер ван Доккум, исследователь из Йельского университета, в заявлении . «Им все равно, в какой форме материя, они просто говорят вам, что она есть».

Астрономы, изучавшие спиральные галактики в 1970-х годах, ожидали, что вещество в центре будет двигаться быстрее, чем на внешних краях. Вместо этого они обнаружили, что звезд в обоих местах движутся с одинаковой скоростью, что указывает на то, что галактики содержат больше массы, чем можно было увидеть.

Исследования газа в эллиптических галактиках также показали потребность в большей массе, чем в видимых объектах. Скопления галактик разлетались бы на части, если бы единственная масса, которую они содержали, была массой, видимой для обычных астрономических измерений.

Различные галактики содержат разное количество темной материи. В 2016 году группа под руководством Ван Доккума обнаружила галактику под названием Dragonfly 44 , которая, похоже, почти полностью состоит из темной материи. С другой стороны, с 2018 года астрономы обнаружили несколько галактик , в которых, похоже, вообще отсутствует темная материя .

Сила гравитации влияет не только на орбиты звезд в галактиках, но и на траекторию света. Знаменитый физик Альберт Эйнштейн в начале 20 века показал, что массивные объекты во Вселенной искривляются и искажают свет из-за силы их гравитации. Явление называется гравитационное линзирование . Изучая, как свет искажается скоплениями галактик, астрономы смогли создать карту темной материи во Вселенной.

Подавляющее большинство астрономического сообщества сегодня признает существование темной материи.

«Несколько астрономических измерений подтвердили существование темной материи, что привело к усилиям по наблюдению непосредственного взаимодействия частиц темной материи с обычной материей с помощью чрезвычайно чувствительных детекторов, что подтвердит ее существование и прольет свет на ее свойства», Национальная лаборатория Гран-Сассо в Италии (LNGS) сообщила, что в выписке (откроется в новой вкладке). «Однако эти взаимодействия настолько слабы, что до сих пор избегали прямого обнаружения, что вынуждает ученых создавать детекторы, которые становятся все более и более чувствительными».

Несмотря на все доказательства, указывающие на существование темной материи, существует также вероятность того, что такой вещи все-таки не существует и что законы гравитации, описывающие движение объектов в пределах солнечной системы , требуют пересмотра.

Темная материя, по-видимому, распространяется по космосу в виде сети, при этом скопления галактик формируются в узлах, где пересекаются волокна. Подтвердив, что гравитация действует одинаково как внутри, так и за пределами нашей Солнечной системы, исследователи предоставили дополнительные доказательства существования темной материи и темной энергии. (Изображение предоставлено WGBH)

Откуда берется темная материя?

Темная материя, по-видимому, распространяется по космосу в виде сети, с скоплениями галактик, образующимися в узлах, где пересекаются волокна. Подтвердив, что гравитация действует одинаково как внутри, так и за пределами нашей Солнечной системы, исследователи предоставили дополнительные доказательства существования темной материи. (Все еще сложнее, так как в дополнение к темной материи оказывается еще темная энергия , невидимая сила, ответственная за расширение Вселенной, которая действует против гравитации.)

Но откуда берется темная материя? Очевидный ответ: мы не знаем. Но есть несколько теорий. В исследовании , опубликованном в декабре 2021 года в The Astrophysical Journal, утверждается, что темная материя может быть сосредоточена в черных дырах , могущественных вратах в ничто, которые из-за чрезвычайной силы гравитации пожирают все вокруг себя. Таким образом, темная материя должна была быть создана в Большой взрыв вместе со всеми другими составляющими элементами Вселенной, какой мы ее видим сегодня.

Звездные остатки, такие как белые карлики и нейтронные звезды , также считаются содержащими большое количество темной материи, как и так называемые b r собственные карлики , несостоявшиеся звезды, которые не накопить достаточно материала, чтобы запустить ядерный синтез в своих ядрах.

Темная материя в центре галактики (Изображение предоставлено Маттиа Ди Мауро (ESO/Fermi-Lat))

Как ученые изучают темную материю?

Поскольку мы не можем видеть темную материю, можем ли мы ее изучать? Есть два способа узнать больше об этом таинственном материале. Астрономы изучают распределение темной материи во Вселенной, наблюдая за скоплением материи и движением объектов во Вселенной. Физики элементарных частиц, с другой стороны, стремятся обнаружить фундаментальные частицы, составляющие темную материю.

Эксперимент, установленный на Международной космической станции под названием Альфа-магнитный спектрометр (AMS) обнаруживает антивещество в космических лучах. С 2011 года на него обрушилось более 100 миллиардов космических лучей, что дает захватывающее представление о составе частиц, пересекающих Вселенную.

«Мы измерили избыток позитронов [аналог антивещества электрону], и этот избыток может исходить от темной материи», — сказал Space. com Сэмюэл Тинг, ведущий научный сотрудник AMS и лауреат Нобелевской премии Массачусетского технологического института. . «Но на данный момент нам все еще нужно больше данных, чтобы убедиться, что это из темной материи, а не из каких-то странных астрофизических источников. Это потребует от нас еще нескольких лет».

На Земле, под горой в Италии, LNGS XENON1T ищет признаки взаимодействия после столкновения вимпов с атомами ксенона.

«С XENON1T только что начался новый этап в гонке за обнаружением темной материи массивными детекторами со сверхнизким фоном на Земле», — заявила представитель проекта Елена Априле, профессор Колумбийского университета. вкладку). «Мы гордимся тем, что находимся в авангарде гонки с этим удивительным детектором, первым в своем роде».

Большой подземный ксеноновый эксперимент с темной материей (LUX), расположенный в золотом руднике в Южной Дакоте, также охотился на признаки взаимодействия вимпов и ксенона. Но до сих пор прибор не раскрыл загадочную материю.

«Хотя положительный сигнал и был бы кстати, природа оказалась не так добра!» Об этом говорится в заявлении Чам Гага, физика из Университетского колледжа Лондона и сотрудника LUX. «Тем не менее, нулевой результат имеет большое значение, поскольку он меняет ландшафт поля, ограничивая модели того, чем может быть темная материя помимо всего, что существовало ранее».

Связанное содержание:

Нейтринная обсерватория IceCube, эксперимент, погребенный под ледяной поверхностью Антарктиды, охотится за гипотетическими стерильными нейтрино. Стерильные нейтрино взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации, что делает ее сильным кандидатом на роль темной материи.

Эксперименты, направленные на обнаружение неуловимых частиц темной материи, также проводятся в мощных коллайдерах частиц в Европейской организации ядерных исследований (CERN) в Швейцарии.

Несколько телескопов на орбите Земли охотятся за эффектами темной материи. Космический корабль Planck Европейского космического агентства , выведенный из эксплуатации в 2013 году, провел четыре года в точке Лагранжа 2 (точка на орбите вокруг Солнца, где космический корабль сохраняет устойчивое положение относительно Земли), картируя распределение космический микроволновый фон, реликт Большого Взрыва, во Вселенной. Неравномерности в распределении этого микроволнового фона дали ключ к разгадке распределение темной материи (откроется в новой вкладке).

В 2014 году космический гамма-телескоп НАСА «Ферми» составил карты сердца нашей галактики Млечный Путь в гамма-излучении, выявив избыток гамма-излучения, исходящего от ее ядра.

«Обнаруженный нами сигнал не может быть объяснен предлагаемыми в настоящее время альтернативами и полностью согласуется с предсказаниями очень простых моделей темной материи», — сказал Space.com ведущий автор Дэн Хупер, астрофизик из Фермилаб в Иллинойсе.

Избыток можно объяснить аннигиляцией частиц темной материи с массой от 31 до 40 миллиардов электрон-вольт, говорят исследователи. Результат сам по себе недостаточен, чтобы считаться неопровержимым доказательством темной материи. Для подтверждения интерпретации потребуются дополнительные данные из других проектов наблюдений или экспериментов по прямому обнаружению.

Космический телескоп Джеймса Уэбба , запущенный после 30 лет разработки 25 декабря 2021 года, также должен внести свой вклад в поиски неуловимого вещества. Благодаря своим инфракрасным глазам, способным видеть начало времен, телескоп века не сможет увидеть темную материю напрямую, но, наблюдая за эволюцией галактик с самых ранних стадий Вселенной, он, как ожидается, даст представление что раньше было невозможно.

Дополнительные ресурсы

Вы можете узнать больше о темной материи на веб-сайте Национальной ускорительной лаборатории Ферми США (Fermilab), которая проводит высокоэнергетические эксперименты в передовых коллайдерах частиц с целью обнаружения частиц, которые заполнили бы пробелы в нашем понимании Вселенной. Европейская организация ядерных исследований (CERN ), крупнейшая лаборатория физики элементарных частиц в мире, также занимается поиском пропавших частиц темной материи. НАСА обсуждает разницу между темной материей и темной энергией в этот артикул .

Библиография

НАСА, темная энергия, темная материя

https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy

Клегг, Б. Темная материя и темная энергия : The Hidden 95% of the Universe, Icon Books, август 2019 г.

ЦЕРН, Dark Matter

https://home.cern/science/physics/dark-matter

Эта статья была обновлена 28 января 2022 г. Старший писатель Space.com Тереза Пултарова.

Присоединяйтесь к нашим космическим форумам, чтобы продолжать обсуждать последние миссии, ночное небо и многое другое! А если у вас есть новость, исправление или комментарий, сообщите нам об этом по адресу: [email protected].

Нола Тейлор Тиллман — автор статей для Space.com. Она любит все, что связано с космосом и астрономией, и наслаждается возможностью узнать больше. Она имеет степень бакалавра английского языка и астрофизики в колледже Агнес Скотт и проходила стажировку в журнале Sky & Telescope. В свободное время она обучает своих четверых детей дома. Подпишитесь на нее в Твиттере @NolaTRedd