WikiDer > 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 Звездоносная 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 Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя 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 Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация · Формирование структуры Формирование галактики 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 Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Темная материя это форма иметь значение считается, что на долю приходится примерно 85% материи в вселенная и около четверти всего масса – плотность энергии или о 2.241×10⁻²⁷ кг / м³. Его присутствие подразумевается во множестве астрофизический наблюдения, в том числе гравитационный эффекты, которые нельзя объяснить принятыми теориями сила тяжести если только 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 она, кажется, не взаимодействует с электромагнитное поле, что означает, что он не поглощает, не отражает и не испускает электромагнитное излучение, и поэтому его трудно обнаружить.^[1]

Основное доказательство существования темной материи происходит из расчетов, показывающих, что многие галактики разлетелись бы на части, или что они не сформировались бы или не двигались бы так, как они, если бы они не содержали большого количества невидимой материи.^[2] Другие доказательства включают наблюдения в гравитационное линзирование^[3] и в космический микроволновый фон, наряду с астрономическими наблюдениями наблюдаемая вселеннаянынешней структуры, образование и эволюция галактик, массовое размещение во время галактические столкновения,^[4] и движение галактик внутри скопления галактик. В стандарте Лямбда-CDM модель космологии, общая масса – энергия Вселенной содержит 5% обычное дело и энергия, 27% темной материи и 68% формы энергии, известной как темная энергия.^[5][6][7][8] Таким образом, темная материя составляет 85%.^[а] всего масса, в то время как темная энергия плюс темная материя составляют 95% от общего массоэнергетического содержания.^{[9][10][11][12]}

Поскольку темная материя еще не наблюдалась напрямую, если она существует, она едва ли должна взаимодействовать с обычными барионный материя и излучение, кроме гравитации. Считается, что большая часть темной материи имеет небарионную природу; он может состоять из еще не обнаруженных субатомные частицы.^[b] Главный кандидат на роль темной материи - это некий новый вид элементарная частица который имеет еще не обнаружено, особенно, слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMPs).^[13] Активно проводится множество экспериментов по непосредственному обнаружению и изучению частиц темной материи, но ни один из них пока не увенчался успехом.^[14] Темная материя классифицируется как «холодная», «теплая» или «горячая» в зависимости от скорость (точнее, его длина бесплатного потокового воспроизведения). Текущие модели отдают предпочтение холодная темная материя сценарий, в котором структуры возникают путем постепенного накопления частиц.

Хотя существование темной материи в целом признано научным сообществом, некоторые астрофизики, заинтригованные определенными наблюдениями, которые не соответствуют некоторым теориям темной материи, выступают за различные модификации стандартных законов общая теория относительности, Такие как модифицированная ньютоновская динамика, тензор-вектор-скалярная гравитация, или же энтропийная гравитация. Эти модели пытаются учесть все наблюдения без привлечения дополнительной небарионной материи.^[15]

За пределами стандартной модели
Смоделированный Большой адронный коллайдер CMS данные детектора частиц, изображающие бозон Хиггса образуются сталкивающимися протонами, распадающимися на адронные струи и электроны
Стандартная модель
Свидетельство Проблема иерархии Темная материя Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темное излучение Темный фотон Проблема космологической постоянной Сильная проблема CP Колебания нейтрино
Теории Теория всего Гипотеза математической вселенной Теория Великого Объединения Море Дирака Разноцветный Теория Калуцы – Клейна Квантовая теория поля Квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени Теория теплового квантового поля Топологическая квантовая теория поля Конформная теория поля Двумерная конформная теория поля Теория поля Лиувилля 6D (2,0) суперконформная теория поля Квантовая механика Квантовая космология Космология браны Теория струн Теория суперструн М-теория Зеркальное дело Модель Рэндалла – Сундрама теория де Бройля – Бома Стохастическая электродинамика Гипотеза термализации собственного состояния Теория Янга – Миллса N = 4 суперсимметричная теория Янга – Миллса Твисторная теория струн Темная жидкость Теория сверхтекучего вакуума Двойная специальная теория относительности инвариант де Ситтера специальная теория относительности Причинные фермионные системы Квантовая термодинамика Термодинамика черной дыры Цифровая физика Физика без частиц Калибровочная теория Теория калибровочной гравитации Калибровочная теория гравитации Теория скрытых переменных Теория пилотных волн Симметрия CPT
Суперсимметрия MSSM NMSSM Теория суперструн М-теория Супергравитация Нарушение суперсимметрии Большие дополнительные размеры
Квантовая гравитация Теория струн Отжим пена Квантовая геометрия Петлевая квантовая гравитация Петлевая квантовая космология Причинная динамическая триангуляция Причинные фермионные системы Причинные множества Симметрия событий Каноническая квантовая гравитация Полуклассическая гравитация Теория сверхтекучего вакуума
Эксперименты ЭННИ Гран Сассо Я НЕ LHC SNO Супер-К Теватрон Новая звезда
v т е

История

Ранняя история

Гипотеза темной материи имеет сложную историю.^[16] В докладе 1884 г.^[17] Лорд Кельвин оценили количество темных тел в Млечный Путь из 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».^[18][19] В 1906 г. Анри Пуанкаре в «Млечном пути и теории газов» использовал «темную материю» или «matière obscure» по-французски при обсуждении работы Кельвина.^[20][19]

Первым, кто предположил существование темной материи с использованием звездных скоростей, был голландский астроном. Якобус Каптейн в 1922 г.^[21][22] Товарищ голландец и пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году.^[22][23][24] Оорт изучал движение звезд в местное галактическое соседство и обнаружили, что масса в галактической плоскости должна быть больше, чем наблюдалась, но это измерение позже было определено как ошибочное.^[25]

В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки, который учился скопления галактик работая в Калифорнийском технологическом институте, сделал аналогичный вывод.^[26][27] Цвикки применил теорема вириала к Кома кластер и получил доказательства невидимой массы, которую 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.^[28] Оценки Цвикки отклонялись более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения Постоянная Хаббла;^[29] 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.^[19]

Дальнейшие указания отношение массы к световому потоку не было единицы, полученной из измерений кривых вращения галактик. В 1939 г. Гораций В. Бэбкок сообщил кривую вращения для Туманность Андромеды (известная сейчас как Галактика Андромеды), из чего следует, что отношение массы к светимости увеличивается в радиальном направлении.^[30] Он объяснил это либо поглощением света внутри галактики, либо измененной динамикой во внешних частях спирали, а не отсутствующим веществом, которое он обнаружил. Следующий Бэбкока Сообщение 1939 года о неожиданно быстром вращении на окраинах галактики Андромеды и отношении массы к свету 50; в 1940 г. Ян Оорт обнаружил и написал о большом невидимом ореоле NGC 3115.^[31]

1970-е годы

Вера Рубин, Кент Форд, и Кен Фриманработы в 1960-1970-х гг.^[32] предоставили дополнительные убедительные доказательства, также используя кривые вращения галактик.^[33][34][35] Рубин и Форд работали с новым спектрограф измерить кривая скорости с ребром спиральные галактики с большей точностью.^[35] Этот результат был подтвержден в 1978 г.^[36] В одной влиятельной статье были представлены результаты Рубина и Форда в 1980 году.^[37] Они показали, что большинство галактик должно содержать примерно в шесть раз больше темной массы, чем видимая масса;^[38] таким образом, примерно к 1980 году очевидная потребность в темной материи была широко признана основной нерешенной проблемой в астрономии.^[33]

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 (ЗДРАВСТВУЙ) часто распространяется на гораздо большие галактические радиусы, 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 Green Bank^[39] и 250-футовая тарелка на Jodrell Bank^[40] уже показали, что кривая вращения H-I не отслеживает ожидаемого кеплеровского спада. Когда стали доступны более чувствительные приемники, Мортон Робертс и Роберт Уайтхерст^[41] смогли отследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что намного превышает оптические измерения. На рисунке 16, иллюстрирующем преимущества отслеживания газового диска на больших радиусах,^[41] объединяет оптические данные^[35] (скопление точек с радиусами менее 15 кпк с единственной точкой дальше) с данными H-I между 20–30 кпк, демонстрирующими 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 развивалось использование интерферометрических массивов для внегалактической спектроскопии H-I. В 1972 году Дэвид Рогстад ​​и Сет Шостак^[42] опубликовал кривые вращения пяти спиралей по горизонтали и горизонтали, нанесенные на карту с помощью интерферометра Owens Valley; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагало очень большие значения отношения массы к свету во внешних частях их протяженных дисков H-I.

Поток наблюдений в 1980-х годах подтвердил наличие темной материи, в том числе гравитационное линзирование фоновых объектов скопления галактик,^[43] распределение температуры горячего газа в галактиках и скоплениях, а также характер анизотропии в космический микроволновый фон. Согласно консенсусу среди космологов, темная материя состоит в основном из еще не охарактеризованного типа субатомная частица.^[13][44] Поиск этой частицы различными способами - одно из основных направлений деятельности физика элементарных частиц.^[14]

Техническое определение

В стандартной космологии материя - это все, чья плотность энергии масштабируется с обратным кубом масштаб, т.е. ρ ∝ а⁻³. В этом отличие от излучения, которое масштабируется как обратная четвертая степень масштабного фактора. ρ ∝ а⁻⁴, и космологическая постоянная, который не зависит от а. Эти масштабирования можно понять интуитивно: для обычной частицы в кубическом ящике удвоение длины сторон ящика уменьшает плотность (и, следовательно, плотность энергии) в 8 раз (= 2³). Для излучения плотность энергии уменьшается в 16 раз (= 2⁴), поскольку любое действие, действие которого увеличивает масштабный коэффициент, должно также вызывать пропорциональную красное смещение. Космологическая постоянная как внутреннее свойство пространства имеет постоянную плотность энергии независимо от рассматриваемого объема.^[45][c]

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

Наблюдательные свидетельства

Воспроизвести медиа

Впечатление этого художника показывает ожидаемое распределение темной материи в Млечный Путь галактика как синий ореол вещества, окружающего галактику.^[46]

Кривые вращения галактики

Кривая вращения типичной спиральной галактики: предсказано (А) и наблюдал (B). Темная материя может объяснить «плоский» вид кривой скорости до большого радиуса.

Руки спиральные галактики 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, как Солнечная система.^[d] Из Второй закон Кеплера, ожидается, что скорости вращения будут уменьшаться с удалением от центра, как в Солнечной системе. Этого не наблюдается.^[47] 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

Звезды в связанных системах должны подчиняться теорема 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^[48] не совпадают с предсказанным разбросом скоростей из наблюдаемого распределения массы, даже если предположить сложные распределения звездных орбит.^[49]

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

Скопления галактик

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

• По разбросу лучевых скоростей галактик внутри скоплений
• Из Рентгеновские лучи испускается горячим газом в кластерах. 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) может 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.^[50]

Гравитационное линзирование

Сильное гравитационное линзирование, наблюдаемое Космический телескоп Хаббла в Абель 1689 указывает на присутствие темной материи - увеличьте изображение, чтобы увидеть дуги линзирования.

Воспроизвести медиа

Модели вращающихся дисковых галактик в наши дни (слева) и десять миллиардов лет назад (справа). В современной галактике темная материя, показанная красным, более сконцентрирована около центра и вращается быстрее (эффект преувеличен).

Карта темной материи для участка неба, основанная на анализе гравитационного линзирования в Кило-градусном обзоре.^[51]

Одно из последствий общая теория относительности массивные объекты (например, скопление галактик), лежащий между более удаленным источником (например, квазар), а наблюдатель должен действовать как линза, чтобы отклонить 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 Абель 1689.^[52] Измеряя геометрию искажения, можно получить массу промежуточного кластера. В десятках случаев, когда это было сделано, полученные отношения массы к свету соответствуют динамическим измерениям скоплений темной материей.^[53] Лицензирование может привести к созданию нескольких копий изображения. Анализируя распределение нескольких копий изображений, ученые смогли вывести и нанести на карту распределение темной материи вокруг MACS J0416.1-2403 скопление галактик.^[54][55]

Слабое гравитационное линзирование исследует мельчайшие искажения галактик, используя статистический анализ обширных обзоры 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.^[56] Темная материя не искривляет свет; масса (в данном случае масса темной материи) изгибается пространство-время. Свет следует кривизне пространства-времени, что приводит к эффекту линзирования.^[57][58]

Космический микроволновый фон

Хотя 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. Карту анизотропии звездного неба можно разложить на угловой спектр мощности, который, как наблюдается, содержит серию акустических пиков на почти равном расстоянии, но разной высоте. Серии пиков могут быть предсказаны для любого предполагаемого набора космологических параметров с помощью современного компьютера. коды, такие как CMBFAST и CAMB, и соответствие теории с данными, таким образом, ограничивает космологические параметры.^[59] Первый пик в основном показывает плотность барионной материи, а третий пик в основном относится к плотности темной материи, измеряя плотность материи и плотность атомов.^[59]

Анизотропия CMB была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя разрешение у него было слишком низким, чтобы обнаружить акустические пики. После открытия первого акустического пика воздушным шаром Бумеранг В эксперименте 2000 г. спектр мощности точно наблюдался WMAP в 2003–2012 гг., а точнее Космический корабль Планк в 2013–2015 гг. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.^[60][61]

Наблюдаемый угловой спектр мощности реликтового излучения является убедительным доказательством существования темной материи, поскольку его точная структура хорошо согласуется с Лямбда-CDM модель,^[61] но трудно воспроизвести с любой конкурирующей моделью, такой как модифицированная ньютоновская динамика (МОНД).^[61][62]

Формирование структуры

Трехмерная карта крупномасштабного распределения темной материи, восстановленная по измерениям слабое гравитационное линзирование с Космический телескоп Хаббла.^[63]

Формирование структуры относится к периоду после Большого взрыва, когда возмущения плотности коллапсировали с образованием звезд, галактик и скоплений. До формирования структуры Решения Фридмана к 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.^[64] 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 привлекательный потенциальная яма ведь обычная материя позже схлопывается, что ускоряет процесс формирования структуры.^[64][65]

Пуля кластера

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.^[66] Стандартные модели темной материи могут легко объяснить это наблюдение, но модифицированной гравитации гораздо труднее,^[67][68] особенно потому, что данные наблюдений не зависят от модели.^[69]

Измерения расстояний до сверхновых типа Ia

Тип Ia сверхновые может использоваться как стандартные свечи для измерения внегалактических расстояний, которые, в свою очередь, могут быть использованы для измерения скорости расширения Вселенной в прошлом.^[70] Данные указывают на то, что Вселенная расширяется с ускорением, причину которого обычно приписывают темная энергия.^[71] Поскольку наблюдения показывают, что Вселенная почти плоская,^[72][73][74] ожидается, что общая плотность энергии всего во Вселенной должна составлять 1 (Ω_малыш ≈ 1). Измеренная плотность темной энергии составляет Ω_Λ ≈ 0.690; наблюдаемая плотность энергии обычной (барионной) материи равна Ω_б ≈ 0.0482 а плотность энергии излучения ничтожна. Остается недостающий Ω_дм ≈ 0.258 которая, тем не менее, ведет себя как материя (см. раздел технических определений выше) - темная материя.^[75]

Обзоры неба и барионные акустические колебания

Барионные акустические колебания (БАО) - это колебания плотности видимого барионный 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 крупных обзорах красного смещения галактик: Sloan Digital Sky Survey и Обзор красного смещения галактики 2dF.^[76] Объединение наблюдений CMB с измерениями BAO из галактики обзоры красного смещения дает точную оценку Постоянная Хаббла и средняя плотность вещества во Вселенной.^[77] Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.

Искажения пространства красного смещения

Большая галактика обзоры красного смещения может быть использован для создания трехмерной карты распределения галактик. Эти карты немного искажены, потому что расстояния оцениваются по наблюдаемым красные смещения; красное смещение содержит вклад так называемой пекулярной скорости галактики в дополнение к доминирующему члену расширения Хаббла. В среднем сверхскопления расширяются медленнее среднего космического из-за своей гравитации, 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.^[78] Результаты согласуются с Лямбда-CDM модель.

Лиман-альфа лес

В астрономическая спектроскопия, лес Лайман-альфа - это сумма линии поглощения вытекающие из Лайман-альфа переход нейтральный водород в спектрах далеких галактики и квазары. Наблюдения за лесом Лайман-альфа также могут ограничивать космологические модели.^[79] Эти ограничения согласуются с ограничениями, полученными из данных WMAP.

Теоретические классификации

Сочинение

Есть разные гипотезы о том, из чего может состоять темная материя, изложено в таблице ниже.

Нерешенная проблема в физике: Что такое темная материя? Как это было создано? (больше нерешенных задач по физике)

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 нового типа фундаментальной частицы, 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).

Воспроизвести медиа

Ферми-ЛАТ наблюдения карликовых галактик позволяют по-новому взглянуть на темную материю.

Барионная материя

Барионы (протоны и нейтроны) составляют обычные звезды и планеты. Однако барионная материя также включает в себя менее распространенные не-изначальные черные дыры, нейтронные звезды, слабый старый белые карлики и коричневые карлики, известные как массивные компактные гало-объекты (MACHO), которые сложно обнаружить.^[87]

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 Нуклеосинтез Большого взрыва предсказывает наблюдаемые изобилие химических элементов. Если барионов больше, то во время Большого взрыва должно быть больше гелия, лития и более тяжелых элементов.^[88][89] Согласие с наблюдаемым содержанием требует, чтобы барионная материя составляла от 4 до 5% всей Вселенной. критическая плотность. В отличие, крупномасштабная структура и другие наблюдения показывают, что общая плотность вещества составляет около 30% от критической плотности.^[75]
• Астрономические поиски гравитационное микролинзирование в Млечный Путь найденное самое большее, лишь небольшая часть темной материи может быть в темных, компактных, обычных объектах (MACHOs и т. д.); исключенный диапазон масс объекта составляет от половины массы Земли до 30 масс Солнца, что охватывает почти все вероятные кандидаты.^{[90][91][92][93][94][95]}
• Детальный анализ мелких неоднородностей (анизотропии) в космический микроволновый фон.^[96] Наблюдения WMAP и Планк указывают на то, что около пяти шестых всей материи находится в форме, которая значительно взаимодействует с обычной материей или фотоны только за счет гравитационных эффектов.

Небарионная материя

Кандидатами в небарионную темную материю являются гипотетические частицы, такие как аксионы, стерильные нейтрино, слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMPs), гравитационно взаимодействующие массивные частицы (GIMP), суперсимметричный частицы, или изначальные черные дыры.^[97] 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 только небольшую долю темной материи из-за ограничений, вытекающих из крупномасштабная структура и высокийкрасное смещение галактики.^[98]

В отличие от барионной материи, небарионная материя не способствовала формированию элементы в ранней вселенной (Нуклеосинтез Большого взрыва)^[13] и поэтому его присутствие обнаруживается только через его гравитационные эффекты, или слабое линзирование. Кроме того, если частицы, из которых он состоит, суперсимметричны, они могут подвергаться уничтожение взаимодействия между собой, что может привести к наблюдаемым побочным продуктам, таким как гамма излучение и нейтрино (непрямое обнаружение).^[98]

Агрегация темной материи и плотные объекты темной материи

Если темная материя состоит из слабо взаимодействующих частиц, возникает очевидный вопрос, может ли она образовывать объекты, эквивалентные планеты, звезды, или же черные дыры. Исторически сложилось так, что нельзя,^{[99][100][101]} из-за двух факторов:

Ему не хватает эффективных средств для потери энергии

^[100] Обычная материя образует плотные объекты, потому что у нее есть множество способов терять энергию. Потеря энергии будет существенной 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, будет нагреваться и увеличиваться. скорость и импульс. Темной материи, похоже, не хватает средств для потери энергии просто потому, что она не способна сильно взаимодействовать другими способами, кроме гравитации. В 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 ускользнуть.

В нем отсутствует ряд взаимодействий, необходимых для формирования структур.

^[101] Обычная материя взаимодействует по-разному. Это позволяет материи образовывать более сложные структуры. Например, звезды образуются под действием силы тяжести, но частицы внутри них взаимодействуют и могут излучать энергию в виде нейтрино и электромагнитное излучение через слияние когда они станут достаточно энергичными. Протоны и нейтроны может связываться через сильное взаимодействие а затем сформировать атомы с электроны в основном через электромагнитное взаимодействие. Но нет никаких доказательств того, что темная материя способна к такому разнообразию взаимодействий, поскольку кажется, что она взаимодействует только посредством гравитации (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 изначальные черные дыры, вернулся^[102] следующие результаты гравитационная волна 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.^[103]

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 Радиация 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.^[104] Тем не менее, исследования и теории, предполагающие, что плотная темная материя объясняет темную материю, продолжаются с 2018 года, включая подходы к охлаждению темной материи,^[105][106] и вопрос остается нерешенным. В 2019 году отсутствие эффектов микролинзирования при наблюдении за Андромедой предполагает, что крошечные черные дыры не существуют.^[107]

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.^[108][109]

Бесплатная длина трансляции

Темную материю можно разделить на холодный, теплый, и горячей категории.^[110] 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 бесплатная потоковая передача длина (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 протогалактика (объект, который позже превращается в карликовая галактика): 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.^[111][112] Также возможны смеси вышеперечисленного: теория смешанная темная материя был популярен в середине 1990-х годов, но был отвергнут после открытия темная энергия.^{[нужна 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 формирования сверху вниз с большими скоплениями материи, формирующимися на ранней стадии, а затем фрагментированными на отдельные галактики;^{[требуется разъяснение]} последнее исключается наблюдениями галактик с большим красным смещением.^[14]

Эффекты спектра колебаний

Эти категории также соответствуют спектр колебаний эффекты и интервал после Большого взрыва, в котором каждый тип стал нерелятивистским. Дэвис и другие. писал в 1985 году:^[113]

Частицы-кандидаты можно разделить на три категории в зависимости от их влияния на спектр колебаний (Связь и другие. 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. Гравитинос и фотино были 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.

— M. Davis, G. Efstathiou, C.S. Frenk, S.D.M. Уайт, Эволюция крупномасштабной структуры во Вселенной, где доминирует холодная темная материя.

Альтернативные определения

Еще одна приблизительная разделительная линия - теплая темная материя стала нерелятивистской, когда Вселенной был примерно 1 год и 1 миллионная от ее нынешнего размера, а эпоха с преобладанием радиации (фотоны и нейтрино) с температурой фотонов 2,7 миллиона Кельвинов. Стандартная физическая космология дает горизонт частиц размер как 2c 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 примерно 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 мегапикселям.парсек, сегодня размером примерно со среднюю большую галактику.

2,7 миллионаK температура фотона дает типичную энергию фотона 250 электронвольт, тем самым устанавливая типичный масштаб массы для теплой темной материи: частицы гораздо более массивные, чем это, например, масса ГэВ – ТэВ WIMPs, станут нерелятивистскими намного раньше, чем через год после Большого взрыва, и, таким образом, будут иметь ППС намного меньше протогалактики, что сделает 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

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 МАЧО (например, черные дыры^[114] и Преонские звезды^[115]) или же RAMBOs (например, скопления коричневых карликов), к новым частицам, таким как WIMPs и аксионы.

Исследования Нуклеосинтез Большого взрыва и гравитационное линзирование убедили большинство космологов^{[14][116][117][118][119][120]} что МАЧО^[116][118] не может составлять больше, чем небольшую долю темной материи.^[13][116] По словам А. Петра: «... единственный действительно правдоподобно кандидатами в темную материю являются новые частицы ".^[117]

1997 год DAMA / NaI эксперимент и его преемник ДАМА / ВЕСЫ в 2013 году утверждалось, что оно непосредственно обнаруживает частицы темной материи, проходящие через Землю, но многие исследователи остаются скептически настроенными, поскольку отрицательные результаты подобных экспериментов кажутся несовместимыми с результатами DAMA.

Много суперсимметричный модели предлагают кандидатов в темную материю в виде WIMPy Самая легкая суперсимметричная частица (ЛСП).^[121] Отдельно тяжелые стерильные нейтрино существуют в несуперсимметричных расширениях стандартная модель которые объясняют небольшой нейтрино масса через механизм качелей.

Теплая темная материя

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.^{[нужна цитата]}

Никакие известные частицы нельзя отнести к категории теплой темной материи. Постулируемый кандидат - это стерильное нейтрино: Более тяжелая и медленная форма нейтрино, которая не взаимодействует через слабая сила, в отличие от других нейтрино. Некоторые модифицированные теории гравитации, такие как скалярно-тензорно-векторная гравитация, требуется «теплая» темная материя, чтобы их уравнения работали.

Горячая темная материя

Горячая темная материя состоит из частиц, FSL которых намного больше размера протогалактики. В нейтрино квалифицируется как такая частица. Они были открыты независимо, задолго до охоты за темной материей: они были постулированы в 1930 году и обнаружен в 1956 г.. Нейтрино масса меньше 10⁻⁶ что из электрон. Нейтрино взаимодействуют с нормальной материей только через гравитацию и слабая сила, что затрудняет их обнаружение (слабое взаимодействие работает только на небольшом расстоянии, таким образом, нейтрино вызывает событие слабого взаимодействия, только если оно попадает в ядро ​​прямо в лоб). Это делает их «слабовзаимодействующими легкими частицами» (WILP), в отличие от WIMP.

Три известных ароматы нейтрино - это электрон, мюон, и тау. Их массы немного разные. Нейтрино колеблются между ароматами, когда они движутся. Трудно определить точное верхняя граница от коллективной средней массы трех нейтрино (или для любого из трех по отдельности). Например, если средняя масса нейтрино была больше 50эВ/ c² (менее 10⁻⁵ массы электрона) Вселенная схлопнулась 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.^[122]

Поскольку флуктуации плотности галактики размываются свободным потоком, горячая темная материя подразумевает, что первые объекты, которые могут образоваться, огромны. сверхскопление-размерные блины, которые затем распадаются на галактики. Наблюдения в глубоком поле вместо этого покажите, что сначала образовались галактики, а затем скопления и сверхскопления, когда галактики сгущались вместе.

Обнаружение частиц темной материи

Если темная материя состоит из субатомных частиц, то миллионы, а возможно, и миллиарды таких частиц должны проходить через каждый квадратный сантиметр Земли каждую секунду.^[123][124] Многие эксперименты направлены на проверку этой гипотезы. Несмотря на то что WIMPs популярные поисковые кандидаты,^[14] то Аксионский эксперимент с темной материей (ADMX) ищет аксионы. Другой кандидат тяжелый скрытый сектор частицы, 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.^[98]

Прямое обнаружение

Эксперименты по прямому обнаружению направлены на наблюдение низкоэнергетической отдачи (обычно несколько кэВ) ядер, вызванных взаимодействием с частицами темной материи, которые (теоретически) проходят через Землю. После такой отдачи ядро ​​излучает энергию в виде мерцание свет или фононы, поскольку они проходят через чувствительный прибор обнаружения. Чтобы сделать это эффективно, крайне важно поддерживать низкий фон, поэтому такие эксперименты проводятся глубоко под землей, чтобы уменьшить помехи от космические лучи. Примеры подземных лабораторий с экспериментами по прямому обнаружению включают Шахта Ставелл, то Судан шахта, то СНОЛАБ подземная лаборатория в Садбери, то Национальная лаборатория Гран-Сассо, то Подземная лаборатория Канфранка, то Подземная лаборатория Боулби, то Лаборатория глубинной подземной науки и инженерии и Подземная лаборатория Китая Цзиньпин.

В этих экспериментах в основном используются технологии детекторов криогенных или благородных жидкостей. Криогенные детекторы, работающие при температурах ниже 100 мК, обнаруживают тепло, выделяемое при столкновении частицы с атомом в кристаллическом поглотителе, таком как германий. Благородная жидкость детекторы обнаруживают мерцание произведенный столкновением частиц в жидкости ксенон или же аргон. Эксперименты с криогенным детектором включают: CDMS, КРЕСТ, ЭДЕЛЬВЕЙС, EURECA. Благородные жидкие эксперименты включают ZEPLIN, КСЕНОН, DEAP, ArDM, WARP, Темная сторона, PandaX, и LUX, Большой подземный ксеноновый эксперимент. 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 ПРОСТО и ПИКАССО.

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.^[125] В DAMA / NaI и более поздние ДАМА / ВЕСЫ экспериментальные коллаборации обнаружили ежегодную модуляцию скорости событий в своих детекторах,^[126][127] которое, как они утверждают, связано с темной материей. Это результат ожидания того, что при вращении Земли вокруг Солнца скорость детектора относительно ореол темной материи будет отличаться на небольшую сумму. Это утверждение пока не подтверждено и противоречит отрицательным результатам других экспериментов, таких как LUX, SuperCDMS.^[128] и XENON100.^[129]

Частным случаем экспериментов по прямому обнаружению являются эксперименты с направленной чувствительностью. Это стратегия поиска, основанная на движении Солнечной системы вокруг Галактический Центр.^{[130][131][132][133]} Низкое давление камера времени проекции позволяет получить доступ к информации о треках отдачи и ограничить кинематику WIMP-ядра. WIMPs, идущие со стороны Солнца (примерно в Лебедь) затем можно отделить от фона, который должен быть изотропным. Направленные эксперименты с темной материей включают DMTPC, ДРИФТ, Newage и MIMAC.

Косвенное обнаружение

Коллаж шести столкновений кластеров с картами темной материи. Скопления наблюдались при исследовании того, как темная материя в скоплениях галактик ведет себя при столкновении скоплений.^[134]

Воспроизвести медиа

Видео о потенциале обнаружение гамма-излучения темной материи уничтожение вокруг сверхмассивные черные дыры. (Продолжительность 0:03:13, см. Также описание файла.)

Эксперименты по косвенному обнаружению ищут продукты самоаннигиляции или распада частиц темной материи в космическом пространстве. Например, в областях с высокой плотностью темной материи (например, центр нашей галактики) две частицы темной материи могли уничтожать производить гамма излучение или пары частиц и античастиц Стандартной модели.^[135] В качестве альтернативы, если частица темной материи нестабильна, она может распасться на частицы Стандартной модели (или другие). Эти процессы можно было обнаружить косвенно по избытку гамма-лучей, антипротоны или же позитроны исходящие из областей с высокой плотностью в нашей или других галактиках.^[136] 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][98]

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 высокоэнергетического нейтрино.^[137] Такой сигнал был бы сильным косвенным доказательством темной материи вимпов.^[14] Нейтринные телескопы высоких энергий, такие как АМАНДА, Кубик льда и АНТАРЕС ищут этот сигнал.^[138]Обнаружение LIGO в Сентябрь 2015 г. гравитационных волн, открывает возможность наблюдения темной материи по-новому, особенно если она имеет вид изначальные черные дыры.^{[139][140][141]}

Было предпринято множество экспериментальных поисков такого излучения при аннигиляции или распаде темной материи, примеры которых приведены ниже. Энергетический телескоп для экспериментов с гамма-лучами наблюдал больше гамма-лучей в 2008 г., чем ожидалось от Млечный Путь, но ученые пришли к выводу, что это, скорее всего, связано с неправильной оценкой чувствительности телескопа.^[142]

В Космический гамма-телескоп Ферми ищет похожие гамма-лучи.^[143] В апреле 2012 г. был проведен анализ ранее доступных данных из Телескоп большой площади Инструмент предоставил статистические доказательства сигнала 130 ГэВ в гамма-излучении, исходящем из центра Млечного Пути.^[144] Аннигиляция вимпов рассматривалась как наиболее вероятное объяснение.^[145]

При более высоких энергиях наземные гамма-телескопы установили ограничения на аннигиляцию темной материи в карликовые сфероидальные галактики^[146] и в скоплениях галактик.^[147]

В ПАМЕЛА эксперимент (запущен в 2006 г.) обнаружил превышение позитроны. Они могли быть от аннигиляции темной материи или от пульсары. Без лишнего антипротоны наблюдались.^[148]

В 2013 году по результатам Альфа-магнитный спектрометр на Международная космическая станция указал на избыток высокоэнергетических космические лучи что могло быть связано с аннигиляцией темной материи.^{[149][150][151][152][153][154]}

Коллайдер ищет темную материю

Альтернативный подход к обнаружению частиц темной материи в природе - их производство в лаборатории. Эксперименты с Большой адронный коллайдер (LHC) может обнаруживать частицы темной материи, образующиеся при столкновениях с LHC. протон балки. 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.^[155] Ограничения на темную материю также существуют из LEP Экспериментируйте, используя аналогичный принцип, но исследуя взаимодействие частиц темной материи с электронами, а не с кварками.^[156] 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

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. Самые известные теории этого класса: MOND и его релятивистское обобщение тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS),^[157] f (R) гравитация,^[158] отрицательная масса, темная жидкость,^{[159][160][161]} и энтропийная гравитация.^[162] Альтернативные теории в изобилии.^[163][164]

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 проверка гравитационного линзирования в энтропийной гравитации в 2016 году.^{[165][166][167]}

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.^[168]

В популярной культуре

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.

Смотрите также

Примечания

Рекомендации

• Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры: поразительная взаимосвязь Вселенной. Нью-Йорк: Ecco / Harper Collins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.CS1 maint: ref = harv (связь)

дальнейшее чтение

• Хоссенфельдер, Сабина; Макгоу, Стейси С. (Август 2018 г.). «Реальна ли темная материя?». Scientific American. Vol. 319 нет. 2. С. 36–43.

внешняя ссылка

Викискладе есть медиафайлы по теме Темная материя.

• Темная материя в Керли
• Темная материя (Астрономия) на Британская энциклопедия
• «История темной материи». Ars Technica. Февраль 2017 г.
• "Что такое темная материя?". CosmosMagazine.com. Архивировано из оригинал 20 ноября 2015 г.
• Крупа, Павел (18 августа 2010 г.). "Кризис темной материи". размещен в общем. scilogs.com.
• "Альянс Гельмгольца по физике астрономических частиц". 26 января 2018.
• «НАСА находит прямое доказательство существования темной материи» (Пресс-релиз). НАСА. 21 августа 2006 г.
• Таттл, Келен (22 августа 2006 г.). «Наблюдаемая темная материя». SLAC (Стэнфордский центр линейных ускорителей) Сегодня.
• «Астрономы утверждают, что первая находка« темной галактики »». Новый ученый. 23 февраля 2005 г.
• Образец, Ян (17 декабря 2009 г.). «Обнаружена темная материя». Хранитель. Лондон, Великобритания. Получено 1 мая 2010.
• Tremaine, Скотт. лекция о темной материи (Видео). IAS.
• «Сомнения астрономов по поводу Темной стороны ...» Science Daily.
• Грей, Меган; Меррифилд, Майк; Коупленд, Эд (2010). Харан, Брэди (ред.). "Темная материя". Шестьдесят символов. Ноттингемский университет.
• Кармели, Одед (27 февраля 2017 г.). «Физик, который отрицает существование темной материи». Космос на Наутилусе.