Темная материя

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Темная материя - это форма материи, на которую, как считается, приходится примерно 85% материи во Вселенной и около четверти ее общей плотности массы-энергии или около2,241 × 10 ⁻²⁷  кг / м ³ . Его присутствие подразумевается во множестве астрофизических наблюдений, включая гравитационные эффекты, которые нельзя объяснить общепринятыми теориями гравитации, если не присутствует больше материи, чем можно увидеть. По этой причине большинство экспертов считают, что темная материя в изобилии во Вселенной и что она оказала сильное влияние на ее структуру и эволюцию. Темная материя называется темной, потому что кажется, что она не взаимодействует с электромагнитным полем , что означает, что она не поглощает, не отражает и не испускает электромагнитное излучение , и поэтому ее трудно обнаружить. ^[1]

Основное свидетельство темной материи прибывает из расчетов, показывающих, что многие галактики разлетелись бы или что они не сформировались бы или не двигались бы так, как они это делают, если бы они не содержали большого количества невидимой материи. ^[2] Другие доказательства включают наблюдения в гравитационном линзировании ^[3] и в космическом микроволновом фоне , наряду с астрономическими наблюдениями текущей структуры наблюдаемой Вселенной , образования и эволюции галактик , расположения масс во время столкновений галактик , ^{[4 ]} и движение галактик внутри скоплений галактик . В стандартной Лямбда-CDMСогласно модели космологии, полная масса-энергия Вселенной содержит 5% обычной материи и энергии , 27% темной материи и 68% формы энергии, известной как темная энергия . ^{[5] [6] [7] [8]} Таким образом, темная материя составляет 85% ^[a] общей массы , в то время как темная энергия плюс темная материя составляют 95% от общей массы-энергии. ^{[9] [10] [11] [12]}

Поскольку темная материя еще не наблюдалась напрямую, если она существует, она едва ли должна взаимодействовать с обычной барионной материей и излучением, кроме как через гравитацию. Считается, что большая часть темной материи имеет небарионную природу; он может состоять из еще не открытых субатомных частиц . ^[b] Первичный кандидат в темную материю - это некий новый вид элементарных частиц, который еще не был обнаружен , в частности, слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP). ^[13] Многие эксперименты по непосредственному обнаружению и изучению частиц темной материи активно проводятся, но ни один из них пока не увенчался успехом. ^[14]Темная материя классифицируется как «холодная», «теплая» или «горячая» в зависимости от ее скорости (точнее, длины свободного потока ). Современные модели отдают предпочтение сценарию холодной темной материи , в котором структуры возникают в результате постепенного накопления частиц.

Хотя существование темной материи общепризнано научным сообществом, ^[15] некоторые астрофизики, заинтригованные некоторыми наблюдениями, которые не соответствуют некоторым теориям темной материи, выступают за различные модификации стандартных законов общей теории относительности , такие как модифицированная ньютоновская динамика. , тензорно-векторно-скалярная гравитация или энтропийная гравитация . Эти модели пытаются объяснить все наблюдения без привлечения дополнительной небарионной материи. ^[16]

История [ править ]

Ранняя история [ править ]

Гипотеза темной материи имеет сложную историю. ^[17] В докладе, сделанном в 1884 году, ^[18] лорд Кельвин оценил количество темных тел в Млечном Пути по наблюдаемой дисперсии скоростей звезд, вращающихся вокруг центра галактики. Используя эти измерения, он оценил массу галактики, которая, как он определил, отличается от массы видимых звезд. Таким образом, лорд Кельвин заключил, что «многие из наших звезд, возможно, подавляющее большинство из них, могут быть темными телами». ^{[19] [20]} В 1906 году Анри Пуанкаре в своей работе «Млечный путь и теория газов» использовал «темную материю», или «matière unscure» по-французски, при обсуждении работы Кельвина. ^{[21] [20]}

Первым, кто предположил существование темной материи с использованием звездных скоростей, был голландский астроном Якобус Каптейн в 1922 году. ^{[22] [23]} Голландец и пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году. ^{[23] [24] [25]} Оорт изучал движение звезд в окрестностях галактики и обнаружил, что масса в галактической плоскости должна быть больше, чем наблюдаемая, но это измерение позже было определено как ошибочное. ^[26]

В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки , изучавший скопления галактик во время работы в Калифорнийском технологическом институте, сделал аналогичный вывод. ^{[27] [28]} Цвикки применил теорему вириала к скоплению комы и получил свидетельство невидимой массы, которое он назвал dunkle Materie.('темная материя'). Цвикки оценил его массу, основываясь на движении галактик у ее края, и сравнил ее с оценкой, основанной на ее яркости и количестве галактик. По его оценкам, масса скопления была примерно в 400 раз больше, чем можно было наблюдать визуально. Влияние гравитации видимых галактик было слишком мало для таких быстрых орбит, поэтому масса должна быть скрыта от глаз. Основываясь на этих выводах, Цвикки предположил, что некоторая невидимая материя обеспечивает массу и соответствующее гравитационное притяжение, удерживающее скопление вместе. ^[29] Оценки Цвикки были ошибочными более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения постоянной Хаббла ; ^[30]тот же расчет сегодня показывает меньшую долю, используя большие значения световой массы. Тем не менее, Цвикки правильно сделал из своих расчетов, что большая часть вещества была темной. ^[20]

Дальнейшие указания на то, что отношение массы к свету отличалось от единицы, пришли из измерений кривых вращения галактик. В 1939 году Гораций Бэбкок сообщил о кривой вращения туманности Андромеды (известной сейчас как Галактика Андромеды), которая показала , что отношение массы к светимости увеличивается в радиальном направлении. ^[31] Он объяснил это либо поглощением света внутри галактики, либо измененной динамикой во внешних частях спирали, а не отсутствующим веществом, которое он обнаружил. После сообщения Бэбкока 1939 года о неожиданно быстром вращении на окраинах галактики Андромеды и отношении массы к свету 50; в 1940 году Ян Оорт обнаружил и написал о большом невидимом ореолеNGC 3115 . ^[32]

1970-е [ править ]

Работы Веры Рубин , Кента Форда и Кена Фримена в 1960-х и 1970-х годах ^[33] предоставили дополнительные убедительные доказательства, также используя кривые вращения галактик. ^{[34] [35] [36]} Рубин и Форд работали с новым спектрографом для более точного измерения кривой скорости видимых с ребра спиральных галактик . ^[36] Этот результат был подтвержден в 1978 году. ^[37] В влиятельной статье были представлены результаты Рубина и Форда в 1980 году. ^[38] Они показали, что большинство галактик должно содержать примерно в шесть раз больше темной массы, чем видимая масса; ^[39]таким образом, примерно к 1980 году очевидная потребность в темной материи была широко признана основной нерешенной проблемой в астрономии. ^[34]

В то же время, когда Рубин и Форд исследовали кривые оптического вращения, радиоастрономы использовали новые радиотелескопы, чтобы нанести на карту 21-сантиметровую линию атомарного водорода в близлежащих галактиках. Радиальное распределение межзвездного атомарного водорода ( HI ) часто простирается до гораздо больших галактических радиусов, чем те, которые доступны оптическим исследованиям, расширяя выборку кривых вращения - и, следовательно, общего распределения массы - до нового динамического режима. Раннее картирование Андромеды с помощью 300-футового телескопа в Грин-Бэнк ^[40] и 250-футовой тарелки в Джодрелл-Бэнк ^[41] уже показало, что кривая вращения HI не отслеживает ожидаемого кеплеровского спада. Когда стали доступны более чувствительные приемники, Мортон Робертс и Роберт Уайтхерст^[42] смогли проследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что намного превышает оптические измерения. Иллюстрируя преимущество отслеживания газового диска на больших радиусах, рисунок 16 этой статьи ^[42] объединяет оптические данные ^[36] (кластер точек с радиусом менее 15 кпк с единственной точкой дальше) с данными HI. между 20–30 кпк, демонстрируя пологость кривой вращения внешней галактики; сплошная кривая с максимумом в центре представляет собой оптическую поверхностную плотность, а другая кривая показывает совокупную массу, которая все еще линейно возрастает при крайнем измерении. Параллельно разрабатывалось использование интерферометрических массивов для внегалактической HI-спектроскопии. В 1972 году Дэвид Рогстад ​​и Сет Шостак ^[43]опубликовали кривые вращения пяти спиралей, нанесенные на карту с помощью интерферометра Оуэнс-Вэлли; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагает очень большие значения отношения массы к свету во внешних частях их протяженных дисков HI.

Поток наблюдений в 1980-х годах подтвердил наличие темной материи, включая гравитационное линзирование фоновых объектов скоплениями галактик , ^[44] распределение температуры горячего газа в галактиках и скоплениях, а также характер анизотропии в космическом микроволновом фоне . Согласно консенсусу среди космологов, темная материя состоит в основном из еще не охарактеризованного типа субатомных частиц . ^{[13] [45]} Поиск этой частицы различными способами является одним из основных направлений физики элементарных частиц . ^[14]

Техническое определение [ править ]

В стандартной космологии, материи есть что - нибудь, плотность энергии чешуйка с обратной кубой масштабного коэффициента , то есть, р & alpha ; ^-3 . Это в отличие от излучения, чешуйки в качестве обратной четвертой степени масштабного коэффициента р & alpha ; ^-4 , и космологической постоянной , которая не зависит от . Эти масштабирования можно понять интуитивно: для обычной частицы в кубической коробке удвоение длины сторон коробки уменьшает плотность (и, следовательно, плотность энергии) в 8 раз (= 2 ³ ). Для излучения плотность энергии уменьшается в 16 раз (= 2 ⁴), потому что любое действие, действие которого увеличивает масштабный коэффициент, должно также вызывать пропорциональное красное смещение . Космологическая постоянная как внутреннее свойство пространства имеет постоянную плотность энергии независимо от рассматриваемого объема. ^{[46] [c]}

В принципе, «темная материя» означает все компоненты Вселенной, которые не видны, но все же подчиняются ρ ∝ a ⁻³ . На практике термин «темная материя» часто используется для обозначения только небарионной составляющей темной материи, т. Е. Исключая « недостающие барионы ». Контекст обычно указывает, какое значение имеется в виду.

Наблюдательные доказательства [ править ]

Кривые вращения галактики [ править ]

Рукава спиральных галактик вращаются вокруг галактического центра. Плотность светящейся массы спиральной галактики уменьшается по мере продвижения от центра к окраинам. Если бы все дело в светящейся массе, то мы могли бы смоделировать галактику как точечную массу в центре и проверить массы, вращающиеся вокруг нее, подобно Солнечной системе . ^[d] Исходя из Второго закона Кеплера , ожидается, что скорости вращения будут уменьшаться с расстоянием от центра, как в Солнечной системе. Этого не наблюдается. ^[48] Вместо этого кривая вращения галактики остается плоской по мере увеличения расстояния от центра.

Если законы Кеплера верны, то очевидный способ устранить это несоответствие - сделать вывод, что распределение массы в спиральных галактиках не похоже на распределение массы в Солнечной системе. В частности, на окраинах Галактики много несветящейся материи (темной материи).

Дисперсия скорости [ править ]

Звезды в связанных системах должны подчиняться теореме вириала . Теорема вместе с измеренным распределением скоростей может использоваться для измерения распределения массы в связанной системе, такой как эллиптические галактики или шаровые скопления. За некоторыми исключениями, оценки дисперсии скоростей эллиптических галактик ^[49] не совпадают с предсказанной дисперсией скоростей по наблюдаемому распределению масс, даже при допущении сложных распределений звездных орбит. ^[50]

Как и в случае с кривыми вращения галактик, очевидный способ разрешить несоответствие - постулировать существование несветящейся материи.

Скопления галактик [ править ]

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

• По разбросу лучевых скоростей галактик внутри скоплений
• Из рентгеновских лучей, испускаемых горячим газом в скоплениях. По энергетическому спектру и потоку рентгеновского излучения можно оценить температуру и плотность газа, что дает давление; предполагая, что баланс давления и силы тяжести определяет профиль массы скопления.
• Гравитационное линзирование (обычно более далеких галактик) позволяет измерять массы скоплений, не полагаясь на наблюдения динамики (например, скорости).

Как правило, эти три метода разумно согласуются с тем, что темная материя превышает видимую материю примерно в 5: 1. ^[51]

Гравитационное линзирование [ править ]

Одно из следствий общей теории относительности - массивные объекты (например, скопление галактик ), лежащие между более удаленным источником (например, квазаром ), и наблюдатель должен действовать как линза, отклоняющая свет от этого источника. Чем массивнее объект, тем больше наблюдается линзирование.

Сильное линзирование - это наблюдаемое искажение фоновых галактик в дуги, когда их свет проходит через такую ​​гравитационную линзу. Это наблюдалось вокруг многих далеких скоплений, включая Abell 1689 . ^[53] Измеряя геометрию искажения, можно получить массу промежуточного кластера. В десятках случаев, когда это было сделано, полученные отношения массы к свету соответствуют динамическим измерениям кластеров темной материей. ^[54] Лицензирование может привести к созданию нескольких копий изображения. Анализируя распределение нескольких копий изображений, ученые смогли вывести и составить карту распределения темной материи вокруг скопления галактик MACS J0416.1-2403 . ^{[55] [56]}

Слабое гравитационное линзирование исследует мельчайшие искажения галактик, используя статистический анализ обширных обзоров галактик . Изучая видимую деформацию сдвига соседних фоновых галактик, можно охарактеризовать среднее распределение темной материи. Отношение массы к свету соответствует плотности темной материи, предсказанной другими крупномасштабными измерениями структуры. ^[57] Темная материя не искривляет свет; масса (в данном случае масса темной материи) искривляет пространство-время . Свет следует кривизне пространства-времени, что приводит к эффекту линзирования. ^{[58] [59]}

Космический микроволновый фон [ править ]

Хотя и темная материя, и обычная материя являются материей, они не ведут себя одинаково. В частности, в ранней Вселенной обычная материя была ионизирована и сильно взаимодействовала с излучением через томсоновское рассеяние . Темная материя не взаимодействует напрямую с излучением, но влияет на реликтовое излучение своим гравитационным потенциалом (в основном в больших масштабах) и своим влиянием на плотность и скорость обычного вещества. Таким образом, возмущения обычной и темной материи по-разному развиваются со временем и оставляют разные отпечатки на космическом микроволновом фоне (CMB).

Космический микроволновый фон очень близок к идеальному черному телу, но содержит очень небольшую анизотропию температуры, составляющую несколько частей на 100000. Карта звездного неба с анизотропией может быть разложена на угловой спектр мощности, который, как наблюдается, содержит серию акустических пиков на почти равном расстоянии, но разной высоте. Последовательность пиков может быть предсказана для любого предполагаемого набора космологических параметров с помощью современных компьютерных программ, таких как CMBFAST и CAMB , и поэтому теория сопоставления с данными ограничивает космологические параметры. ^[60] Первый пик в основном показывает плотность барионной материи, а третий пик относится в основном к плотности темной материи, измеряя плотность материи и плотность атомов. ^[60]

Анизотропия реликтового излучения была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя разрешение у нее было слишком низким для обнаружения акустических пиков. После открытия первого акустического пика в эксперименте BOOMERanG на воздушном шаре в 2000 г. спектр мощности точно наблюдался WMAP в 2003–2012 гг., А еще точнее - космическим кораблем Planck в 2013–2015 гг. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM. ^{[61] [62]}

Спектр угловой мощности Наблюдаемый CMB предоставляет мощные доказательства в поддержку темной материи, так как его точная структура хорошо подбираются с помощью модели лямбда-CDM , ^[62] , но трудно воспроизвести с любой конкурирующей модели , такие как модифицированные ньютоновской динамики (MOND). ^{[62] [63]}

Формирование структуры [ править ]

Формирование структуры относится к периоду после Большого взрыва, когда возмущения плотности коллапсировали с образованием звезд, галактик и скоплений. До образования структуры решения Фридмана общей теории относительности описывают однородную Вселенную. Позже небольшие анизотропии постепенно росли и уплотняли однородную Вселенную в звезды, галактики и более крупные структуры. На обычную материю влияет излучение, которое в очень ранние времена было доминирующим элементом Вселенной. В результате возмущения его плотности размываются и не могут конденсироваться в структуру. ^[65] Если бы во Вселенной была только обычная материя, не было бы достаточно времени, чтобы возмущения плотности переросли в галактики и скопления, видимые в настоящее время.

Темная материя дает решение этой проблемы, потому что на нее не влияет излучение. Следовательно, в первую очередь могут вырасти его возмущения плотности. Результирующий гравитационный потенциал действует как притягивающая потенциальная яма для коллапса обычного вещества позже, ускоряя процесс формирования структуры. ^{[65] [66]}

Bullet Cluster [ править ]

Если темной материи не существует, то следующим наиболее вероятным объяснением должна быть общая теория относительности - преобладающая теория гравитации - неверна и должна быть изменена. Скопление Пуля, возникшее в результате недавнего столкновения двух скоплений галактик, представляет собой проблему для модифицированных теорий гравитации, потому что его кажущийся центр масс далеко смещен от барионного центра масс. ^[67] Стандартные модели темной материи могут легко объяснить это наблюдение, но модифицированной гравитации гораздо труднее, ^{[68] [69]} особенно потому, что данные наблюдений не зависят от модели. ^[70]

Измерения расстояний до сверхновых типа Ia [ править ]

Сверхновые типа Ia можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения внегалактических расстояний, которые, в свою очередь, можно использовать для измерения скорости расширения Вселенной в прошлом. ^[71] Данные указывают на то, что Вселенная расширяется с ускоряющейся скоростью, причину этого обычно приписывают темной энергии . ^[72] Поскольку наблюдения показывают, что Вселенная почти плоская, ^{[73] [74] [75]} ожидается, что общая плотность энергии всего во Вселенной должна быть в сумме 1 ( Ω _tot ≈ 1 ). Измеренная плотность темной энергии составляет Ω _Λ ≈ 0,690.; наблюдаемая плотность энергии обычного (барионного) вещества составляет Ω _b ≈ 0,0482, а плотность энергии излучения пренебрежимо мала. Остается недостающее Ω _dm ≈ 0,258, которое, тем не менее, ведет себя как материя (см. Раздел технических определений выше) - темная материя. ^[76]

Обзоры неба и барионные акустические колебания [ править ]

Барионные акустические колебания (БАО) - это колебания плотности видимого барионного излучения.материя (обычная материя) Вселенной в больших масштабах. В модели Lambda-CDM предсказывается, что они возникнут из-за акустических колебаний в фотонно-барионной жидкости ранней Вселенной и могут наблюдаться в угловом спектре мощности космического микроволнового фона. БАО устанавливают предпочтительную шкалу длины для барионов. Поскольку темная материя и барионы сгруппировались вместе после рекомбинации, этот эффект намного слабее в распределении галактик в соседней Вселенной, но обнаруживается как тонкое (≈1 процент) предпочтение для пар галактик, разделенных на 147 Мпк, по сравнению с разделенные на 130–160 Мпк. Эта особенность была теоретически предсказана в 1990-х годах, а затем обнаружена в 2005 году в двух больших 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 обеспечивает точную оценку постоянной Хаббла и средней плотности вещества во Вселенной. ^[78] Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.

Искажения пространства красного смещения [ править ]

Крупные обзоры красного смещения галактик могут быть использованы для построения 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 из-за своей гравитации расширяются медленнее, чем в среднем по космосу, в то время как пустоты расширяются быстрее, чем в среднем. На карте красного смещения галактики перед сверхскоплением имеют избыточные лучевые скорости по направлению к нему и красные смещения немного выше, чем можно было бы предположить на их расстоянии, в то время как галактики позади сверхскопления имеют красные смещения, немного меньшие для своего расстояния. Этот эффект заставляет сверхскопления казаться сжатыми в радиальном направлении, а пустоты растягиваются. Их угловое положение не изменилось. Этот эффект не обнаруживается ни для одной структуры, поскольку истинная форма неизвестна, но его можно измерить путем усреднения по многим структурам.Количественно он был предсказан Ником Кайзером в 1987 году и впервые решительно измерен в 2001 году.Обзор красного смещения галактики 2dF . ^[79] Результаты согласуются с моделью Lambda-CDM .

Лайман-альфа лес [ править ]

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

Теоретические классификации [ править ]

Состав [ править ]

Существуют различные гипотезы о том, из чего может состоять темная материя, изложенные в таблице ниже.

Темная материя может относиться к любому веществу, которое преимущественно через гравитацию взаимодействует с видимой материей (например, звезды и планеты). Следовательно, в принципе, он не должен состоять из фундаментальных частиц нового типа, но может, по крайней мере частично, состоять из стандартной барионной материи, такой как протоны или нейтроны. ^[e] Однако по причинам, изложенным ниже, большинство ученых считают, что в темной материи преобладает небарионный компонент, который, вероятно, состоит из неизвестной в настоящее время фундаментальной частицы (или аналогичного экзотического состояния).

Барионная материя [ править ]

Барионы ( протоны и нейтроны ) составляют обычные звезды и планеты. Однако барионная материя также включает в себя менее распространенные не-изначальные черные дыры , нейтронные звезды , слабые старые белые карлики и коричневые карлики , известные под общим названием массивные компактные гало-объекты (MACHO), которые может быть трудно обнаружить. ^[88]

Однако многочисленные свидетельства показывают, что большая часть темной материи не состоит из барионов:

• Достаточно диффузный барионный газ или пыль будут видны при свете звезд.
• Теория нуклеосинтеза Большого взрыва предсказывает наблюдаемое количество химических элементов . Если барионов больше, то во время Большого взрыва должно быть больше гелия, лития и более тяжелых элементов. ^{[89] [90]} Согласие с наблюдаемым содержанием требует, чтобы барионная материя составляла 4–5% критической плотности Вселенной . Напротив, крупномасштабная структура и другие наблюдения показывают, что общая плотность вещества составляет около 30% от критической плотности. ^[76]
• Астрономические поиски гравитационного микролинзирования в Млечном Пути обнаружили, что самое большее, лишь небольшая часть темной материи может находиться в темных, компактных, обычных объектах (MACHO и т. Д.); исключенный диапазон масс объекта составляет от половины массы Земли до 30 масс Солнца, что охватывает почти все вероятные кандидаты. ^{[91] [92] [93] [94] [95] [96]}
• Детальный анализ мелких неоднородностей (анизотропии) космического микроволнового фона . ^[97] Наблюдения WMAP и Planck показывают, что около пяти шестых всей материи находится в форме, которая существенно взаимодействует с обычной материей или фотонами только посредством гравитационных эффектов.

Небарионная материя [ править ]

Кандидатами в небарионную темную материю являются гипотетические частицы, такие как аксионы , стерильные нейтрино , слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP), гравитационно взаимодействующие массивные частицы (GIMP), суперсимметричные частицы или первичные черные дыры . ^[98] Три уже наблюдаемых типа нейтрино действительно многочисленны, темны и материи, но поскольку их индивидуальные массы - какими бы неопределенными они ни были - почти наверняка слишком малы, они могут поставлять лишь небольшую часть темной материи из-за пределы, вытекающие из крупномасштабной структуры и галактик с большим красным смещением . ^[99]

В отличие от барионной материи, небарионная материя не участвовала в формировании элементов в ранней Вселенной ( нуклеосинтез Большого взрыва ) ^[13], и поэтому ее присутствие обнаруживается только с помощью гравитационных эффектов или слабого линзирования . Кроме того, если частицы, из которых он состоит, являются суперсимметричными, они могут подвергаться аннигиляционным взаимодействиям друг с другом, что может привести к наблюдаемым побочным продуктам, таким как гамма-лучи и нейтрино (непрямое обнаружение). ^[99]

Агрегация темной материи и плотные объекты темной материи [ править ]

Если темная материя состоит из слабо взаимодействующих частиц, очевидный вопрос, может ли он формировать объекты , эквивалентные планет , звезд или черных дыр . Исторически сложилось так, что ответ был невозможен ^{[100] [101] [102]} по двум причинам:

Ему не хватает эффективных средств для потери энергии

^[101] Обычная материя образует плотные объекты, потому что у нее есть множество способов терять энергию. Потеря энергии была бы существенна для образования объекта, потому что частица, которая набирает энергию во время уплотнения или падает «внутрь» под действием силы тяжести и не может потерять ее каким-либо другим способом, нагревается и увеличивает скорость и импульс . Темной материи, похоже, не хватает средств для потери энергии просто потому, что она не способна сильно взаимодействовать другими способами, кроме гравитации. Теорема вириала предполагает, что такая частица не будет оставаться связанной с постепенно формирующимся объектом - по мере того, как объект начинает формироваться и уплотняться, частицы темной материи внутри него ускоряются и стремятся улететь.

В нем отсутствует ряд взаимодействий, необходимых для формирования структур.

^[102] Обычная материя взаимодействует по-разному. Это позволяет материи образовывать более сложные структуры. Например, звезды формируются под действием силы тяжести, но частицы внутри них взаимодействуют и могут излучать энергию в виде 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 за счет электромагнитного взаимодействия.. Но нет никаких доказательств того, что темная материя способна к такому широкому разнообразию взаимодействий, поскольку кажется, что она взаимодействует только через гравитацию (и, возможно, с помощью некоторых средств, не более сильных, чем слабое взаимодействие , хотя до тех пор, пока темная материя не будет лучше изучена, это только обнадеживающие предположения).

В 2015–2017 годах идея плотной темной материи состояла из первичных черных дыр , вернувшаяся ^[103] после результатов исследования гравитационных волн.измерения, обнаружившие слияние черных дыр промежуточной массы. Формирование черных дыр с массой около 30 солнечных масс не прогнозируется ни в результате коллапса звезд (обычно меньше 15 масс Солнца), ни в результате слияния черных дыр в центрах галактик (миллионы или миллиарды солнечных масс). Было высказано предположение, что черные дыры промежуточной массы, вызывающие обнаруженное слияние, образовались в горячей плотной ранней фазе Вселенной из-за коллапса более плотных областей. Более поздний обзор около тысячи сверхновых не обнаружил никаких событий гравитационного линзирования, тогда как можно было бы ожидать около восьми, если бы первичные черные дыры промежуточной массы выше определенного диапазона масс составляли большую часть темной материи. ^[104]

Вероятность того, что первичные черные дыры размером с атом составляют значительную часть темной материи, была исключена измерениями потоков позитронов и электронов за пределами гелиосферы Солнца космическим кораблем "Вояджер-1". Теоретически крошечные черные дыры испускают излучение Хокинга . Однако обнаруженные потоки были слишком низкими и не имели ожидаемого энергетического спектра, предполагая, что крошечные первичные черные дыры недостаточно широко распространены, чтобы объяснить темную материю. ^[105] Тем не менее, исследования и теории, предполагающие, что плотная темная материя объясняет темную материю, продолжаются с 2018 года, включая подходы к охлаждению темной материи, ^{[106] [107]}и вопрос остается нерешенным. В 2019 году отсутствие эффектов микролинзирования при наблюдении за Андромедой предполагает, что крошечные черные дыры не существуют. ^[108]

Тем не менее, все еще существует в значительной степени неограниченный диапазон масс, меньший, чем тот, который может быть ограничен наблюдениями с помощью оптического микролинзирования, где первичные черные дыры могут составлять всю темную материю. ^{[109] [110]}

Бесплатная продолжительность потоковой передачи [ править ]

Темную материю можно разделить на холодную , теплую и горячую категории. ^[111] Эти категории относятся к скорости, а не к фактической температуре, показывая, насколько далеко перемещались соответствующие объекты из-за случайных движений в ранней Вселенной, прежде чем они замедлились из-за космического расширения - это важное расстояние, называемое длиной свободного потока (FSL) . Первичные флуктуации плотности, меньшие этой длины, вымываются по мере распространения частиц от сверхплотных к разреженным областям, в то время как более крупные флуктуации не затрагиваются; поэтому эта длина задает минимальный масштаб для последующего формирования структуры.

Категории устанавливаются в соответствии с размером протогалактики (объект, который позже эволюционирует в карликовую галактику ): частицы темной материи классифицируются как холодные, теплые и горячие в соответствии с их FSL; намного меньше (холодная), похожая на (теплая) или намного больше (горячая), чем протогалактика. ^{[112] [113]} Также возможны комбинации вышеперечисленного: теория смешанной темной материи была популярна в середине 1990-х годов, но была отвергнута после открытия темной энергии . ^{[ необходима цитата ]}

Холодная темная материя приводит к восходящему формированию структуры с галактиками, формирующими первые, и скоплениями галактик на последней стадии, в то время как горячая темная материя приводит к сценарию образования сверху вниз с большими скоплениями материи, формирующимися на ранней стадии, а затем фрагментируются на отдельные галактики; ^{[ необходимо пояснение ]} последнее исключено наблюдениями галактик с большим красным смещением. ^[14]

Эффекты спектра колебаний [ править ]

Эти категории также соответствуют эффектам спектра флуктуаций и интервалу после Большого взрыва, когда каждый тип стал нерелятивистским. Davis et al. писал в 1985 г .: ^[114]

Частицы-кандидаты можно сгруппировать в три категории на основе их влияния на спектр флуктуаций (Бонд и др., 1983). Если темная материя состоит из большого количества легких частиц, которые остаются релятивистскими незадолго до рекомбинации, то ее можно назвать «горячей». Наилучшим кандидатом на роль горячей темной материи является нейтрино ... Вторая возможность состоит в том, что частицы темной материи будут взаимодействовать слабее, чем нейтрино, быть менее многочисленными и иметь массу порядка 1 кэВ. Такие частицы называют «теплой темной материей», потому что они имеют более низкие тепловые скорости, чем массивные нейтрино ... в настоящее время существует несколько частиц-кандидатов, которые подходят под это описание. Гравитино и фотинобыли предложены (Pagels, Primack 1982; Bond, Szalay and Turner 1982) ... Любые частицы, которые очень рано стали нерелятивистскими и, таким образом, могли рассеиваться на незначительное расстояние, называются "холодной" темной материей (CDM). Есть много кандидатов на роль CDM, включая суперсимметричные частицы.

-  М. Дэвис, Дж. Эфстатиу, К. С. Френк и С. Д. Уайт, Эволюция крупномасштабной структуры во Вселенной, где доминирует холодная темная материя.

Альтернативные определения [ править ]

Еще одна приблизительная разделительная линия - теплая темная материя стала нерелятивистской, когда Вселенной был примерно 1 год и была 1 миллионная от ее нынешнего размера и в эпоху преобладания излучения (фотоны и нейтрино) с температурой фотонов 2,7 миллиона Кельвинов. Стандартная физическая космология дает размер горизонта частиц как 2  c t(скорость света, умноженная на время) в эпоху с преобладанием радиации, то есть 2 световых года. Сегодня область такого размера расширилась бы до 2 миллионов световых лет (без образования структур). Фактическая длина FSL приблизительно в 5 раз превышает указанную выше длину, поскольку она продолжает медленно расти, поскольку скорости частиц уменьшаются обратно пропорционально масштабному коэффициенту после того, как они становятся нерелятивистскими. В этом примере FSL будет соответствовать 10 миллионам световых лет, или 3 мегапарсека , сегодня, примерно того же размера, что и средняя большая галактика.

Температура фотона в 2,7 миллиона  К дает типичную энергию фотона в 250 электронвольт, тем самым устанавливая типичный масштаб массы для теплой темной материи: частицы гораздо более массивные, чем это, такие как WIMP с массой ГэВ – ТэВ , станут нерелятивистскими намного раньше, чем один через год после Большого взрыва и, таким образом, их ППС намного меньше протогалактики, что делает их холодными. И наоборот, гораздо более легкие частицы, такие как нейтрино с массой всего в несколько эВ, имеют ППС намного больше, чем протогалактика, что позволяет квалифицировать их как горячие.

Холодная темная материя [ править ]

Холодная темная материя предлагает простейшее объяснение большинства космологических наблюдений. Это темная материя, состоящая из компонентов, ППС которых намного меньше протогалактики. Это центр исследований темной материи, поскольку горячая темная материя, похоже, не способна поддерживать формирование галактик или скоплений галактик, и большинство кандидатов в частицы рано замедлились.

Состав холодной темной материи неизвестен. Возможности варьируются от крупных объектов, таких как MACHO (такие как черные дыры ^[115] и звезды Preon ^[116] ) или RAMBO (например, скопления коричневых карликов), до новых частиц, таких как WIMP и аксионы .

Исследования нуклеосинтеза Большого взрыва и гравитационного линзирования убедили большинство космологов ^{[14] [117] [118] [119] [120] [121],} что MACHO ^{[117] [119]} не могут составлять более, чем небольшую долю темной материи. ^{[13] [117]} По словам А. Питера: «... единственными действительно правдоподобными кандидатами в темную материю являются новые частицы». ^[118]

Эксперимент DAMA / NaI 1997 года и его преемник DAMA / LIBRA в 2013 году утверждали, что они напрямую обнаруживают частицы темной материи, проходящие через Землю, но многие исследователи остаются скептичными, поскольку отрицательные результаты подобных экспериментов кажутся несовместимыми с результатами DAMA.

Многие суперсимметричные модели предлагают кандидатов в темную материю в виде самой легкой суперсимметричной частицы (LSP) WIMPy . ^[122] Отдельно тяжелые стерильные нейтрино существуют в несуперсимметричных расширениях стандартной модели, которые объясняют малую массу нейтрино через механизм качелей .

Теплая темная материя [ править ]

Теплая темная материя состоит из частиц с FSL, сопоставимым с размером протогалактики. Прогнозы, основанные на теплой темной материи, аналогичны предсказаниям для холодной темной материи в больших масштабах, но с меньшими возмущениями плотности в мелком масштабе. Это уменьшает предсказываемое количество карликовых галактик и может привести к снижению плотности темной материи в центральных частях больших галактик. Некоторые исследователи считают, что это лучше соответствует наблюдениям. Проблемой для этой модели является отсутствие кандидатов в частицы с требуемой массой от ≈ 300 до 3000 эВ. ^{[ необходима цитата ]}

Никакие известные частицы нельзя отнести к категории теплой темной материи. Постулируемый кандидат - стерильное нейтрино : более тяжелая и медленная форма нейтрино, которая не взаимодействует посредством слабого взаимодействия , в отличие от других нейтрино. Некоторые модифицированные теории гравитации, такие как скалярно-тензорно-векторная гравитация , требуют, чтобы их уравнения работали «теплой» темной материей.

Горячая темная материя [ править ]

Горячая темная материя состоит из частиц, FSL которых намного больше размера протогалактики. Нейтрино квалифицируются как такая частица. Они были открыты независимо, задолго до охоты за темной материей: они были постулированы в 1930 году и обнаружены в 1956 году . Масса нейтрино меньше 10 ^-6 массы электрона . Нейтрино взаимодействуют с нормальной материей только через гравитацию и слабое взаимодействие , что затрудняет их обнаружение (слабое взаимодействие работает только на небольшом расстоянии, поэтому нейтрино вызывает событие слабого взаимодействия, только если оно попадает в ядро ​​прямо). Это делает их «слабовзаимодействующими легкими частицами» (WILP), в отличие от WIMP.

Три известных ароматов нейтрино являются электрон , мюон и тау . Их массы немного разные. При движении нейтрино колеблются среди вкусов. Трудно определить точную верхнюю границу коллективной средней массы трех нейтрино (или любого из трех по отдельности). Например, если бы средняя масса нейтрино была более 50  эВ / c ² (менее 10 ^-5 массы электрона), Вселенная рухнула бы. Данные CMB и другие методы показывают, что их средняя масса, вероятно, не превышает 0,3 эВ / c ² . Таким образом, наблюдаемые нейтрино не могут объяснить темную материю. ^[123]

Поскольку флуктуации плотности галактик размываются свободным потоком, горячая темная материя подразумевает, что первые объекты, которые могут образоваться, представляют собой огромные блины размером со сверхскопление , которые затем фрагментируются на галактики. Напротив, наблюдения в глубоком поле показывают, что сначала сформировались галактики, а затем скопления и сверхскопления, когда галактики слиплись.

Обнаружение частиц темной материи [ править ]

Если темная материя состоит из субатомных частиц, то миллионы, а возможно, миллиарды таких частиц должны проходить через каждый квадратный сантиметр Земли каждую секунду. ^{[124] [125]} Многие эксперименты направлены на проверку этой гипотезы. Хотя WIMPs популярные поисковые кандидаты, ^[14] Эксперимент Axion Dark Matter (ADMX) ищет аксионы . Другой кандидат - тяжелые частицы скрытого сектора, которые взаимодействуют с обычным веществом только через гравитацию.

Эти эксперименты можно разделить на два класса: эксперименты по прямому обнаружению, которые ищут рассеяния частиц темной материи на атомных ядрах внутри детектора; и косвенное обнаружение, которое ищет продукты аннигиляции или распада частиц темной материи. ^[99]

Прямое обнаружение [ править ]

Эксперименты по прямому обнаружению направлены на наблюдение низкоэнергетической отдачи ядер (обычно несколько кэВ ), вызванной взаимодействием с частицами темной материи, которые (теоретически) проходят через Землю. После такой отдачи ядро ​​будет излучать энергию в виде сцинтилляционного света или фононов , когда они проходят через чувствительное устройство обнаружения. Чтобы сделать это эффективно, крайне важно поддерживать низкий фон, поэтому такие эксперименты проводятся глубоко под землей, чтобы уменьшить помехи от космических лучей . Примеры подземных лабораторий с экспериментами прямого обнаружения включают в себя шахту Stawell , в шахту Soudan , тем SNOLAB подземной лаборатории наСадбери , то Национальной лаборатории Гран - Сассо , то лаборатория Подземная Канфранк , то лаборатория Подземная Boulby , то Deep Underground науки и техники лаборатория и Китай Лаборатория Цзиньпин Underground .

В этих экспериментах в основном используются технологии детекторов криогенных или благородных жидкостей. Криогенные детекторы, работающие при температурах ниже 100 мК, обнаруживают тепло, выделяемое при ударе частицы об атом в кристаллическом поглотителе, таком как германий . Детекторы благородных жидкостей обнаруживают сцинтилляцию , вызванную столкновением частиц в жидком ксеноне или аргоне . Эксперименты с криогенными детекторами включают: CDMS , CRESST , EDELWEISS , EURECA . Благородные жидкие эксперименты включают ZEPLIN, XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide., PandaX и LUX, эксперимент с большим подземным ксеноном . Оба этих метода в значительной степени сосредоточены на их способности отличать фоновые частицы (которые преимущественно рассеиваются на электронах) от частиц темной материи (которые рассеиваются на ядрах). Другие эксперименты включают SIMPLE и PICASSO .

В настоящее время нет четко установленных требований об обнаружении темной материи с помощью эксперимента по прямому обнаружению, что вместо этого приводит к строгим верхним ограничениям на массу и сечение взаимодействия с нуклонами таких частиц темной материи. ^[126] ДАМА / NaI и более поздняя ДАМА / LIBRA экспериментальные совместные работы обнаружили годовую модуляцию в курсе событий в их детекторах, ^{[127] [128]} , которые утверждают , что они из - за темную материю. Это результат ожидания того, что когда Земля вращается вокруг Солнца, скорость детектора относительно гало темной материибудет отличаться на небольшую сумму. Это утверждение пока не подтверждено и противоречит отрицательным результатам других экспериментов, таких как LUX, SuperCDMS ^[129] и XENON100. ^[130]

Частным случаем экспериментов по прямому обнаружению являются эксперименты с направленной чувствительностью. Это стратегия поиска, основанная на движении Солнечной системы вокруг Галактического центра . ^{[131] [132] [133] [134]} Временная проекционная камера низкого давления позволяет получить доступ к информации о треках отдачи и ограничить кинематику WIMP-ядра. Вимпы, исходящие из направления, в котором движется Солнце (приблизительно к Лебедю ), затем могут быть отделены от фона, который должен быть изотропным. Направленные эксперименты с темной материей включают DMTPC , DRIFT , Newage и MIMAC.

Косвенное обнаружение [ править ]

Эксперименты по косвенному обнаружению ищут продукты самоаннигиляции или распада частиц темной материи в космическом пространстве. Например, в областях с высокой плотностью темной материи (например, в центре нашей галактики ) две частицы темной материи могут аннигилировать с образованием гамма-лучей или пар частицы-античастицы Стандартной модели. ^{[136] 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 областей с высокой плотностью в нашей или других галактиках. ^[137]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, потребуется несколько сигналов. ^{[14] [99]}

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 дать отличительный сигнал в виде нейтрино высокой энергии . ^[138] Такой сигнал был бы сильным косвенным доказательством темной материи вимпов. ^[14] Нейтринные телескопы высоких энергий, такие как AMANDA , IceCube и ANTARES , ищут этот сигнал. ^[139] Обнаружение LIGO в сентябре 2015 г.гравитационных волн, открывает возможность наблюдения темной материи по-новому, особенно если она находится в форме первичных черных дыр . ^{[140] [141] [142]}

Было предпринято множество экспериментальных поисков такого излучения при аннигиляции или распаде темной материи, примеры которых приведены ниже. Energetic Gamma Ray Experiment Telescope наблюдали больше гамма - лучей в 2008 году , чем ожидалось от Млечного Пути , но ученые пришли к выводу , что это , скорее всего , из - за неправильной оценки чувствительности телескопа. ^[143]

Космический гамма-телескоп Ферми ищет похожие гамма-лучи. ^[144] В апреле 2012 года анализ ранее доступных данных с помощью прибора Large Area Telescope дал статистические данные о сигнале 130 ГэВ в гамма-излучении, исходящем из центра Млечного Пути. ^[145] Аннигиляция вимпов рассматривалась как наиболее вероятное объяснение. ^[146]

При более высоких энергиях наземные гамма-телескопы установили ограничения на аннигиляцию темной материи в карликовых сфероидальных галактиках ^[147] и в скоплениях галактик. ^[148]

PAMELA эксперимент (запущен в 2006) обнаружил избыток позитронов . Они могли быть результатом аннигиляции темной материи или пульсаров . Избыточных антипротонов не наблюдалось. ^[149]

В 2013 году результаты альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции показали избыточные космические лучи высокой энергии, которые могли быть вызваны аннигиляцией темной материи. ^{[150] [151] [152] [153] [154] [155]}

Коллайдер ищет темную материю [ править ]

Альтернативный подход к обнаружению частиц темной материи в природе - их производство в лаборатории. Эксперименты с Большим адронным коллайдером (LHC) могут быть в состоянии обнаружить частицы темной материи, образующиеся в результате столкновений протонных пучков LHC . Поскольку частица темной материи должна иметь незначительные взаимодействия с нормальной видимой материей, она может быть обнаружена косвенно как (большие количества) недостающей энергии и импульса, которые ускользают от детекторов, при условии, что обнаруживаются другие (не пренебрежимо малые) продукты столкновения. ^[156] Ограничения на темную материю также существуют из эксперимента LEP, использующего аналогичный принцип, но исследующего взаимодействие частиц темной материи с электронами, а не с кварками. ^[157] Любое открытие 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.

Альтернативные гипотезы [ править ]

Поскольку темная материя еще не была окончательно идентифицирована, появилось много других гипотез, направленных на объяснение наблюдаемых явлений, для объяснения которых была задумана темная материя. Самый распространенный метод - модифицировать общую теорию относительности. Общая теория относительности хорошо проверена в масштабах Солнечной системы, но ее применимость в галактических или космологических масштабах не доказана. Подходящая модификация общей теории относительности, вероятно, может устранить необходимость в темной материи. Наиболее известными теориями этого класса являются MOND и его релятивистское обобщение тензорно-векторно-скалярной гравитации (TeVeS), ^[158] f (R) гравитация , ^[159] отрицательная масса , темная жидкость , ^{[160] [161][162]} и энтропийная гравитация . ^[163] Существует множество альтернативных теорий . ^{[164] [165]}

Проблема с альтернативными гипотезами заключается в том, что данные наблюдений о темной материи исходят из очень многих независимых подходов (см. Раздел «Данные наблюдений» выше). Объяснить любое отдельное наблюдение можно, но объяснить их все очень сложно. Тем не менее, были некоторые разрозненные успехи для альтернативных гипотез, таких как испытание гравитационного линзирования в энтропийной гравитации в 2016 году ^{[166] [167] [168]} и измерение уникального эффекта MOND в 2020 году. ^{[169] [170]}

Преобладающее мнение среди большинства астрофизиков заключается в том, что, хотя модификации общей теории относительности могут предположительно объяснить часть наблюдательных данных, вероятно, имеется достаточно данных, чтобы сделать вывод, что должна быть какая-то форма темной материи. ^[171]

В популярной культуре [ править ]

Упоминание о темной материи встречается в художественных произведениях. В таких случаях ему обычно приписываются необычные физические или магические свойства. Такие описания часто несовместимы с предполагаемыми свойствами темной материи в физике и космологии.

См. Также [ править ]

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]

• Randall, Lisa (2015). Dark Matter and the Dinosaurs: The Astounding Interconnectedness of the Universe. New York: Ecco / Harper Collins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.

Further reading[edit]

• Hossenfelder, Sabine; McGaugh, Stacy S. (August 2018). "Is dark matter real?". Scientific American. Vol. 319 no. 2. pp. 36–43.

External links[edit]

Wikimedia Commons has media related to Dark matter.

• Dark matter at Curlie
• Dark matter (Astronomy) at the Encyclopædia Britannica
• "A history of dark matter". Ars Technica. February 2017.
• "What is dark matter?". CosmosMagazine.com. Archived from the original on 20 November 2015.
• “Missing Dark Matter” in a far-away galaxy, Tech Explorer news item, from a 2020 Astrophysical Journalarticle, DOI: 10.3847/1538-4357/abc340
• Kroupa, Pavel (18 August 2010). "The Dark Matter Crisis". posted in General. scilogs.com.
• "Helmholtz Alliance for Astroparticle Physics". 26 January 2018.
• "NASA finds direct proof of dark matter" (Press release). NASA. 21 August 2006.
• Tuttle, Kelen (22 August 2006). "Dark Matter Observed". SLAC (Stanford Linear Accelerator Center) Today.
• "Astronomers claim first 'dark galaxy' find". New Scientist. 23 February 2005.
• Sample, Ian (17 December 2009). "Dark Matter Detected". Guardian. London, UK. Retrieved 1 May 2010.
• Tremaine, Scott. lecture on dark matter (Video). IAS.
• "Astronomers' doubts about the Dark Side ..." Science Daily.
• Gray, Meghan; Merrifield, Mike; Copeland, Ed (2010). Haran, Brady (ed.). "Dark Matter". Sixty Symbols. University of Nottingham.
• Carmeli, Oded (27 February 2017). "The physicist who denies that dark matter exists". Cosmos on Nautilus.