Тёмная материя
Тёмная мате́рия, вещество небарионной природы, выявляемое по его гравитационному воздействию на распространение света (гравитационное линзирование) и на движение и структуру галактик, их скоплений и сверхскоплений. Совместный анализ наблюдательных данных по анизотропии реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной приводит к значению космологической плотности тёмной материи около (где критическая плотность Вселенной).
В пользу существования тёмной материи имеется множество свидетельств. Исторически первое из них относится к работам 1930-х гг. по исследованию дисперсии скоростей галактик в гравитационном поле скоплений галактик. Установленная по величине дисперсии (в предположении о выполнении теоремы вириала для галактик в скоплении) полная масса скопления оказывалась в десятки и сотни раз больше, чем суммарная масса звёзд, входящих в галактики. Ещё одним аргументом в пользу существования тёмной материи стало открытие плоских кривых вращения у большинства спиральных галактик. Проведённые исследования показали, что длительное существование галактического диска и наличие спирального узора возможны только при наличии сфероидального гало галактики, стабилизирующего погружённый в него вращающийся диск. В 1980-х гг. массы скоплений галактик были измерены по температуре содержащегося в скоплениях горячего межгалактического газа и по гравитационному линзированию удалённых галактик близлежащими телами. Измеренные независимыми способами массы скоплений совпали. С развитием наблюдательной техники становится возможным всё более детальный анализ эффектов гравитационного линзирования. Особого интереса заслуживают случаи, когда оказывается, что светящееся вещество не лежит в «гравитационной яме», создаваемой тёмной материей (примером является скопление галактик MACS J0025.4–1222), или когда можно выделить неоднородности в распределении тёмной материи внутри гало, соответствующего массивному скоплению галактик (примером является скопление галактик Cl 0024+17, см. рисунок).
Слева: изображение массивного скопления галактик Cl 0024+17 (ZwCl 0024+1652), сделанное космическим телескопом «Хаббл». На фоне скопления видны изображения более далёких галактик, подвергшиеся слабому гравитационному линзированию гравитационным полем скопления (эти изображения вытянуты в направлении, перпендикулярном направлению на центр скопления). Массы видимого вещества скопления недостаточно, чтобы вызвать данный эффект, что указывает на присутствие в скоплении невидимой тёмной материи. Справа: голубоватым цветом показано распределение тёмной материи в скоплении, реконструированное по данным о гравитационном линзировании изображений фоновых галактик.Тёмная материя не может состоять из барионов, потому что число барионов во Вселенной надёжно устанавливается на основании сравнения расчётов первичного нуклеосинтеза с наблюдательными данными о распространённости химических элементов во Вселенной и по амплитуде пиков в спектре анизотропии реликтового излучения, и их количество оказывается значительно меньше, чем измеренное количество тёмной материи.
Как и барионы, частицы тёмной материи являются нерелятивистскими. Основное различие между тёмной и обычной материей состоит в том, что частицы тёмной материи являются слабо взаимодействующими. Остывая, барионы оседают в центральной области галактики и формируют диск размером в несколько килопарсек. Частицы тёмной материи не могут быстро терять свою энергию и формируют гало размером в десятки раз больше диска. Наблюдения показывают, что вся тёмная материя входит в состав гравитационно-связанных гало (тёмные гало галактик) и массы этих гало в основном находятся в диапазоне 1011–1014 масс Солнца, что соответствует массивным галактикам и группам галактик.
В Стандартной модели физики элементарных частиц нет подходящих по свойствам кандидатов в частицы тёмной материи, поэтому частицы тёмной материи следует искать в расширенных моделях элементарных частиц. Список возможных кандидатов приведён в таблице в порядке возрастания их массы.
Кандидаты в частицы тёмной материи | |
Кандидат | Масса (по порядку величины) |
10–21 эВ | |
10–5 эВ | |
10 кэВ | |
1 ГэВ | |
1 ТэВ | |
Сверхмассивные частицы | 1013 ГэВ |
1019 ГэВ | |
10–16–102 масс Солнца | |
В силу принципа эквивалентности движение частиц в гравитационном поле не зависит от их массы. Поэтому масса частицы тёмной материи остаётся пока неизвестной. Тем не менее известно, что частица тёмной материи – стабильная, электрически нейтральная и взаимодействующая слабо. Большинство перечисленных в таблице кандидатов никогда не находились в тепловом равновесии с излучением в ранней Вселенной. Исключением является нейтралино – гипотетическая частица, возникающая в минимальной суперсимметричной теории.
Поиск частиц тёмной материи ведётся на больших ускорителях (например, в ЦЕРН) и в подземных детекторах по регистрации событий их упругого рассеяния на атомных ядрах вещества. Интересным следствием существования частиц тёмной материи является возможность наблюдения продуктов их аннигиляции (в случае если частица тождественна своей античастице, как фотон) в местах повышенной плотности, например в ядрах галактик. Частицы типа нейтралино могут образовывать минигало с массами вплоть до массы Земли и размером с Солнечную систему. Существование таких гипотетических минигало определяется малоизученной коротковолновой частью спектра флуктуаций плотности.
В 2015 г. были детектированы гравитационные волны, возникшие в результате слияния двух чёрных дыр. Анализ наблюдательных данных показал, что собственные моменты вращения чёрных дыр были невелики, что стало аргументом в пользу того, что они являлись первичными, т. е. возникли не в результате эволюции звёзд, а вследствие других процессов. Тем не менее исследования в широком диапазоне значений масс (см. таблицу) показывают, что первичные чёрные дыры, если и существуют, дают лишь незначительный вклад в космологическую плотность тёмной материи, а значит, физическая природа тёмной материи остаётся неизвестной.
