Тёмная материя

Тёмная материя — это гипотетическая форма материи, которая не проявляет себя в электромагнитном взаимодействии, не излучает и не поглощает свет, но проявляет себя гравитационно. Её существование постулируется для объяснения наблюдаемых астрофизических явлений, которые невозможно объяснить, исходя только из массы видимого (барионного) вещества. Тёмная материя составляет около 85 % всей материи во Вселенной и около 27 % её полной энергетической плотности (включая тёмную энергию).

История открытия и гипотезы

Первые наблюдения

В 1933 году швейцарский астроном Фриц Цвикки, изучая скопление галактик в созвездии Волос Вероники (скопление Кома), обнаружил, что галактики в нём движутся слишком быстро. Согласно законам гравитации, для удержания таких скоростей необходима масса, значительно превышающая массу, наблюдаемую в виде звёзд и газа. Цвикки ввёл термин «тёмная материя» (нем. dunkle Materie), предположив, что в скоплении присутствует невидимая масса.

Кривые вращения галактик

В 1970-х годах американский астроном Вера Рубин совместно с Кентом Фордом измерила скорости вращения спиральных галактик. Согласно законам Кеплера, скорость вращения звёзд вокруг центра галактики должна убывать с расстоянием от центра. Однако наблюдения показали, что на больших расстояниях от центра галактики скорости остаются почти постоянными («плоские кривые вращения»). Это указывало на наличие значительного количества невидимой массы, распределённой в галактическом гало.

Гравитационное линзирование

Другим важным подтверждением стало гравитационное линзирование — эффект искривления света от далёких объектов под действием гравитации массивных тел. Наблюдения за скоплениями галактик, такими как Пуля (1E 0657-558), показали, что гравитационное поле скопления не совпадает с распределением видимого вещества (рентгеновского газа), а сосредоточено в двух отдельных областях, соответствующих гало тёмной материи.

Свойства и гипотетические частицы

Тёмная материя не участвует в электромагнитном взаимодействии, поэтому она невидима, не излучает и не поглощает свет. Она взаимодействует с обычной материей только гравитационно, а возможно, и через слабое взаимодействие. Основные гипотетические частицы-кандидаты:

WIMP (Weakly Interacting Massive Particles)

Слабовзаимодействующие массивные частицы — наиболее популярный класс кандидатов. Предполагается, что они имеют массу от нескольких ГэВ до нескольких ТэВ и взаимодействуют через слабое ядерное взаимодействие. Поиск WIMP ведётся в подземных детекторах (например, XENON1T, LUX) и на коллайдерах (Большой адронный коллайдер).

Аксионы

Гипотетические лёгкие частицы, предсказанные для решения проблемы сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике. Аксионы могут иметь массу от 10⁻⁶ до 10⁻³ эВ. Их поиск осуществляется с помощью резонансных детекторов (ADMX, CAST).

Стерильные нейтрино

Гипотетические частицы, которые не участвуют в слабом взаимодействии, но могут быть тяжелее обычных нейтрино. Их масса оценивается в килоэлектронвольтном диапазоне. Поиск ведётся через рентгеновское излучение, которое они могут испускать при распаде.

MACHO (Massive Astrophysical Compact Halo Objects)

Массивные астрофизические компактные объекты гало — класс объектов, состоящих из обычной материи, но не излучающих свет (например, коричневые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры). Однако наблюдения за гравитационным микролинзированием показали, что MACHO не могут составлять значительную часть тёмной материи.

Космологические и астрофизические проявления

Крупномасштабная структура Вселенной

Тёмная материя играет ключевую роль в формировании крупномасштабной структуры Вселенной. Согласно модели ΛCDM (лямбда-холодная тёмная материя), после Большого взрыва флуктуации плотности тёмной материи послужили «затравками» для гравитационного сжатия, в результате которого образовались галактики и скопления галактик. Компьютерные симуляции (например, проект Millennium Simulation) показывают, что без тёмной материи наблюдаемая структура не могла бы сформироваться.

Реликтовое излучение

Анализ анизотропии реликтового излучения (космического микроволнового фона) позволяет оценить плотность тёмной материи. Данные спутников WMAP (2001–2010) и Planck (2013–2018) показывают, что тёмная материя составляет около 27 % от общей плотности энергии Вселенной, а обычное вещество — около 5 %.

Скорости движения галактик в скоплениях

Измерения дисперсии скоростей галактик в скоплениях (например, в скоплении Девы) показывают, что для удержания галактик на орбитах необходима масса, в 10–100 раз превышающая видимую.

Поиски и эксперименты

Прямые методы

Прямые поиски направлены на регистрацию столкновений частиц тёмной материи с ядрами атомов в детекторах. Основные эксперименты:

• XENON1T (Италия) — детектор на жидком ксеноне, установленный в подземной лаборатории Гран-Сассо. Установил рекордные ограничения на сечение взаимодействия WIMP с нуклонами.
• LUX (США) — детектор на жидком ксеноне, работавший в подземной лаборатории Сэнфорда.
• DarkSide (Италия) — детектор на жидком аргоне.

Косвенные методы

Косвенные поиски основаны на регистрации продуктов аннигиляции или распада частиц тёмной материи в космосе:

• AMS-02 (Альфа-магнитный спектрометр) — установлен на Международной космической станции. Измеряет потоки позитронов, антипротонов и других частиц.
• Fermi-LAT (космический гамма-телескоп) — ищет гамма-излучение от аннигиляции тёмной материи в галактических центрах и карликовых галактиках.
• IceCube (Южный полюс) — нейтринный детектор, ищущий нейтрино от аннигиляции тёмной материи в Солнце.

Ускорительные методы

На Большом адронном коллайдере (ЦЕРН, Швейцария) ведётся поиск частиц тёмной материи по недостающей энергии в столкновениях протонов. Если частица тёмной материи рождается в столкновении, она не регистрируется детекторами, что проявляется как дисбаланс поперечного импульса.

Альтернативные теории

Несмотря на широкое признание, существуют альтернативные гипотезы, объясняющие наблюдаемые явления без введения тёмной материи:

MOND (Modified Newtonian Dynamics)

Модифицированная ньютоновская динамика, предложенная Мордехаем Милгромом в 1983 году. Согласно MOND, при малых ускорениях (менее 10⁻¹⁰ м/с²) закон гравитации Ньютона модифицируется, что объясняет плоские кривые вращения галактик. Однако MOND не объясняет гравитационное линзирование в скоплениях и анизотропию реликтового излучения.

Теории модифицированной гравитации

Общие теории относительности (например, f(R)-гравитация, скалярно-тензорные теории) пытаются объяснить космологические явления изменением уравнений Эйнштейна. Однако эти теории пока не получили экспериментального подтверждения.

Критика и нерешённые проблемы

Основные проблемы гипотезы тёмной материи:

• Проблема каспа (cusp problem) — симуляции предсказывают, что плотность тёмной материи в центрах галактик должна резко возрастать (образуя «касп»), но наблюдения показывают более плавное распределение.
• Проблема спутников (missing satellites problem) — симуляции предсказывают гораздо большее количество карликовых галактик-спутников вокруг Млечного Пути, чем наблюдается.
• Проблема слишком больших гало (too big to fail) — предсказанные массы гало тёмной материи вокруг карликовых галактик слишком велики по сравнению с наблюдаемыми массами.

Интересные факты

• В 2006 году наблюдения скопления Пуля (1E 0657-558) с помощью рентгеновского телескопа Chandra и гравитационного линзирования показали, что центр массы скопления не совпадает с центром видимого газа, что считается одним из самых убедительных доказательств существования тёмной материи.
• В 2013 году эксперимент AMS-02 сообщил об избытке позитронов в космических лучах, что может быть связано с аннигиляцией тёмной материи, хотя возможны и астрофизические объяснения (пульсары).
• В 2023 году детектор XENONnT (улучшенная версия XENON1T) начал работу с повышенной чувствительностью, но пока не обнаружил убедительных сигналов.

Источники

• Цвикки Ф. «Красное смещение спектральных линий в скоплениях галактик» (1933)
• Рубин В., Форд К. «Вращение галактики NGC 3198» (1980)
• Планковская коллаборация. «Результаты Planck 2018» (2018)
• Милгром М. «Модифицированная ньютоновская динамика» (1983)
• Кластер Пуля: наблюдения Chandra и HST (2006)
• Эксперимент XENON1T: результаты поиска WIMP (2018)
• AMS-02: избыток позитронов (2013)