Темная материя: известное и неизвестное

Введение: загадка темной материи

Краткое определение темной материи и ее фундаментальная роль во Вселенной

Темная материя представляет собой гипотетическую форму материи, которая не испускает, не поглощает и не отражает электромагнитное излучение, что делает ее невидимой для прямого наблюдения. В отличие от обычной материи, которую мы можем видеть и изучать, темная материя проявляет себя исключительно через гравитационные эффекты, оказываемые на видимую материю и крупномасштабную структуру космоса. Ее существование выводится из этих гравитационных взаимодействий, поскольку они не могут быть объяснены только наблюдаемой барионной материей.

Современные космологические модели показывают, что темная материя является доминирующим компонентом массы Вселенной. Она составляет примерно 26,8% от общей массы-энергии Вселенной, в то время как обычная (барионная) материя, из которой состоят все звезды, планеты и галактики, составляет лишь около 4,9%. Оставшиеся ~68,3% приходятся на темную энергию, еще более загадочную субстанцию, ответственную за ускоренное расширение Вселенной. Таким образом, темная материя и темная энергия вместе составляют более 95% содержимого Вселенной, что подчеркивает глубокую неполноту нашего текущего понимания космоса.

Исторический контекст: первые предположения

Концепция темной материи возникла из наблюдений, которые невозможно было объяснить, исходя из известной физики и видимого вещества. История ее появления началась в 1933 году, когда швейцарский ученый Фриц Цвикки, изучая скопления галактик в созвездии Кома, обнаружил аномально высокие скорости их движения. Для того чтобы скопления оставались гравитационно связанными при таких скоростях, их общая масса должна была быть значительно больше массы всех наблюдаемых объектов. Цвикки предположил существование некой невидимой материи, проявляющей себя только через гравитацию, которую он назвал «темной материей».

Позднее, в конце 1970-х годов, астрофизики, в частности Вера Рубин, проводя детальные исследования кривых вращения спиральных галактик, таких как галактика Андромеды, обнаружили аналогичную аномалию. Ожидалось, что объекты на окраинах галактик будут вращаться медленнее, чем те, что находятся ближе к центру, подобно тому, как планеты на больших расстояниях от Солнца движутся медленнее. Однако наблюдения показали, что звезды и газ на периферии галактик вращаются почти с той же скоростью, что и в центральных областях. Это несоответствие указывало на наличие дополнительной, невидимой массы, равномерно распределенной по всей галактике, которая создавала бы необходимую гравитацию для удержания галактик от разрыва. Эти ранние наблюдения заложили основу для гипотезы о повсеместном существовании темной материи.

Состав Вселенной: место темной материи среди обычной материи и темной энергии

Космологическая модель, известная как ΛCDM (Лямбда-CDM), является наиболее успешной в описании эволюции и крупномасштабной структуры Вселенной. Она включает в себя как темную материю, так и темную энергию. Согласно данным, полученным космической обсерваторией «Планк» и другими миссиями, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной распределяется следующим образом:

Компонент Вселенной
Процентное содержание
Обычная (барионная) материя
~4,9%
Темная материя
~26,8%
Темная энергия
~68,3%

Таблица 1: Состав Вселенной (по данным WMAP/Planck)

Представленное распределение массы-энергии во Вселенной демонстрирует поразительный факт: подавляющее большинство ее содержимого остается неизвестным. Только около 5% Вселенной состоит из обычной материи, которую мы можем наблюдать и изучать с помощью электромагнитного излучения. Это означает, что все звезды, галактики, планеты и живые существа, включая нас самих, составляют лишь малую долю космического «бюджета».

Понимание этого распределения имеет глубокие последствия для фундаментальной физики и космологии. Несоответствие между наблюдаемой материей и гравитационными эффектами, впервые отмеченное Цвикки и Рубин, не было просто аномалией, а представляло собой системную проблему, проявляющуюся на различных масштабах — от скоплений галактик до отдельных галактик. Предложенное решение, «темная материя», потребовало радикального пересмотра предположения о том, что вся материя взаимодействует электромагнитно. Это привело к глубокому концептуальному вызову: наша Вселенная доминируется чем-то, что мы не можем ни видеть, ни напрямую взаимодействовать с этим, что вынуждает физиков переосмыслить само определение «материи» и «взаимодействия».

Такое доминирование неизвестных сущностей — темной материи и темной энергии — представляет собой одну из величайших загадок современной науки. Тот факт, что более 95% Вселенной состоит из неизвестных компонентов, означает, что наше понимание космической эволюции, формирования структур и даже конечной судьбы Вселенной остается принципиально неполным без расшифровки этих составляющих. Это не просто недостающая часть головоломки — это подавляющее большинство космического содержимого. Доминирование темной материи подразумевает, что она является не просто «поправочным коэффициентом», а фундаментальным двигателем космических процессов. Ее свойства, как только они будут поняты, переопределят наши космологические модели и потенциально приведут к открытию новых фундаментальных законов физики.

Наблюдательные доказательства существования темной материи

Существование темной материи подтверждается множеством независимых наблюдательных данных, полученных на различных космических масштабах. Эти доказательства, хотя и косвенные, указывают на ее повсеместное гравитационное влияние.

Кривые вращения галактик

Одним из наиболее ранних и убедительных доказательств существования темной материи являются аномальные кривые вращения спиральных галактик. Наблюдения, особенно радионаблюдения линии излучения нейтрального водорода, показывают, что скорость вращения звезд и газа на периферии галактик не уменьшается с расстоянием от центра, как это должно было бы происходить, если бы вся масса галактики была сосредоточена только в видимой ее части. Вместо этого кривые вращения остаются пологими или даже слегка возрастают на больших расстояниях от галактического центра.

Это явление противоречит законам Кеплера, которые предсказывают, что орбитальная скорость объектов должна уменьшаться по мере удаления от центра притяжения, подобно тому, как орбитальные скорости планет убывают с расстоянием от Солнца. Для объяснения наблюдаемых скоростей необходимо, чтобы значительная часть массы галактики была распределена далеко за пределами ее видимого диска. Наиболее простое объяснение этого эффекта — наличие у галактик массивных невидимых гало, простирающихся далеко за пределы видимого диска и дающих основной вклад в их общую массу. Масса этого гало является главным компонентом общей массы галактики.

Гравитационное линзирование

Гравитационное линзирование — это явление, предсказанное общей теорией относительности Эйнштейна, при котором свет от далеких источников отклоняется от прямолинейного пути при прохождении рядом с массивными космическими телами. Чем массивнее объект, тем сильнее его гравитационное поле искривляет пространство-время и, следовательно, тем сильнее эффект линзирования. Этот эффект позволяет астрономам «видеть» невидимую массу.

Астрономы используют гравитационное линзирование для картирования распределения массы, включая невидимую темную материю, в галактиках и скоплениях галактик. Существуют два основных типа линзирования, используемых для этой цели:

Сильное линзирование: Когда свет от очень далекой галактики проходит вблизи чрезвычайно массивного объекта, такого как скопление галактик, гравитация может значительно исказить и увеличить изображение источника, создавая множественные изображения, яркие дуги или даже полные кольца Эйнштейна. Анализ этих искажений позволяет математически определить распределение общей массы (как видимой, так и темной) в линзирующем объекте. Например, скопление галактик Cl 0024+17 демонстрирует такие искаженные изображения далеких галактик.

Слабое линзирование: В случаях, когда гравитационное поле недостаточно сильно для создания множественных изображений, оно все равно производит измеримое, хотя и тонкое, искажение формы далеких галактик. Коллективный анализ этих слабых искажений от миллионов галактик позволяет картировать распределение массы на крупнейших масштабах Вселенной. Этот метод позволяет исследователям картировать массу самой линзы, даже если она невидима.

Одним из наиболее убедительных прямых доказательств существования темной материи, полученных с помощью гравитационного линзирования, является скопление Пуля (Bullet Cluster, 1E 0657-56). Это скопление образовалось в результате столкновения двух меньших скоплений галактик. Рентгеновские наблюдения показывают, что горячий газ (обычная материя), составляющий большую часть барионной массы скопления, замедлился и отделился от основной массы из-за электромагнитных взаимодействий и сопротивления. В то же время карты гравитационного линзирования показывают, что общая масса (предположительно темная материя) прошла сквозь друг друга без значительного взаимодействия, оставаясь впереди газа. Это наблюдение является критически важным, поскольку оно демонстрирует, что большая часть массы скопления не является барионной и взаимодействует между собой и с обычной материей только гравитационно. Это стало своего рода «дымящимся пистолетом», подтверждающим существование небарионной темной материи. Другим примером является скопление Abell 1689, использование гравитационного линзирования которым позволило не только картировать его темную материю, но и исследовать природу темной энергии.

Космический микроволновый фон (КМФ)

Космический микроволновый фон (КМФ) — это реликтовое излучение, оставшееся после Большого взрыва, представляющее собой «снимок» Вселенной, когда ей было всего около 380 000 лет. Анизотропии (крошечные температурные различия) в КМФ являются прямым отражением небольших колебаний плотности в очень ранней Вселенной.

Эти вариации предоставляют убедительные доказательства присутствия темной материи. Темная материя, взаимодействующая в основном посредством гравитации, обеспечила гравитационные «семена», вокруг которых обычная материя могла собираться. В ранней Вселенной обычная материя была тесно связана с излучением и не могла эффективно коллапсировать под действием собственной гравитации из-за радиационного давления. Темная материя, не взаимодействующая с излучением, могла начать коллапсировать раньше, создавая гравитационные потенциальные ямы, в которые впоследствии падала обычная материя, образуя галактики и крупномасштабные структуры, которые мы видим сегодня. Измерения КМФ, полученные такими миссиями, как WMAP и Planck, не только подтверждают роль темной материи, но и предлагают ограничения на другие космологические параметры, поскольку модели, объясняющие эти неравномерности, требуют ее присутствия.

Крупномасштабная структура Вселенной

Темная материя играет решающую роль в формировании крупномасштабной структуры Вселенной. Без ее гравитационного притяжения обычная материя (газ и пыль) не смогла бы достаточно быстро собраться для формирования звезд, галактик и массивных скоплений галактик, которые мы наблюдаем сегодня. Компьютерное моделирование эволюции Вселенной, включающее темную материю, точно воспроизводит наблюдаемую «космическую паутину» — сеть галактических нитей, скоплений и войдов (пустот) между ними. Распределение галактик по Вселенной предполагает наличие основного каркаса из темной материи, который служит основой для формирования видимых структур.

Альтернативные гипотезы

Несмотря на подавляющее количество наблюдательных доказательств, существуют альтернативные гипотезы, которые пытаются объяснить наблюдаемые эффекты без введения темной материи. Наиболее известной из них является модифицированная ньютоновская динамика (MOND), предложенная Мордехаем Милгромом. MOND предполагает изменение законов гравитации на очень малых ускорениях, характерных для окраин галактик, что позволяет объяснить плоские кривые вращения без необходимости введения дополнительной невидимой массы. Другие модифицированные теории гравитации включают скалярно-тензорные теории (например, Бранса–Дикке), биметрические теории, квазилинейные теории и теории типа Калуцы–Клейна, которые расширяют общую теорию относительности до более высоких размерностей.

Однако, несмотря на то что MOND успешно объясняет кривые вращения отдельных галактик, она сталкивается с серьезными трудностями при объяснении других явлений. Например, MOND не может адекватно объяснить гравитационное линзирование в скоплениях галактик, особенно в таких случаях, как скопление Пуля, где темная материя и барионная материя явно разделены. Модифицированные теории гравитации также испытывают сложности с объяснением анизотропий КМФ и формированием крупномасштабной структуры Вселенной. Текущий научный консенсус склоняется к модели с темной материей, поскольку она обеспечивает более согласованное и универсальное объяснение всех наблюдательных данных на различных масштабах.

Доказательство
Описание
Ключевое наблюдение
Кривые вращения галактик
Аномально высокие скорости вращения звезд и газа на периферии галактик
Скорости не убывают с расстоянием от центра, что указывает на дополнительную невидимую массу в гало
Гравитационное линзирование
Отклонение света от далеких источников массивными объектами
Искажения изображений далеких галактик; разделение массы и горячего газа в скоплении Пуля, указывающее на небарионную природу невидимой массы
Космический микроволновый фон (КМФ)
Мельчайшие температурные флуктуации в реликтовом излучении
Анизотропии КМФ, соответствующие моделям, где темная материя служила «гравитационными семенами» для формирования структур в ранней Вселенной
Крупномасштабная структура Вселенной
Наблюдаемое распределение галактик, скоплений и войдов
Моделирование формирования крупномасштабной структуры согласуется с данными только при наличии доминирующего компонента темной материи

Таблица 2: Основные наблюдательные доказательства темной материи

Представленное выше разнообразие наблюдательных доказательств, полученных независимыми методами и на различных масштабах, значительно усиливает гипотезу о существовании темной материи. Это не просто одноразовое наблюдение, а совокупность данных, которые последовательно указывают на присутствие невидимой массы. Если бы существовал только один вид доказательств, его можно было бы отнести к аномалии или специфической наблюдательной погрешности. Однако согласованность результатов, полученных из кривых вращения галактик, гравитационного линзирования, космического микроволнового фона и крупномасштабной структуры Вселенной, делает аргумент в пользу темной материи чрезвычайно надежным. Такой многоканальный подход к получению доказательств затрудняет для альтернативных теорий (например, модифицированной гравитации) одновременное объяснение всех явлений без введения собственных сложностей или противоречий, тем самым укрепляя темную материю как ведущую парадигму.

Особенно важным является наблюдение скопления Пуля. Его столкновение позволило физически разделить обычную материю (горячий газ, обнаруженный рентгеновскими лучами) от общего распределения массы (картированного с помощью гравитационного линзирования). Наблюдение того, что общая масса (доминируемая темной материей) прошла через столкновение практически беспрепятственно, в то время как барионный газ был замедлен электромагнитными взаимодействиями, предоставляет убедительное прямое доказательство того, что темная материя не только невидима, но также является небарионной и слабо взаимодействующей с самой собой и обычной материей, за исключением гравитации. Это является критическим шагом, выходящим за рамки простого вывода о ее присутствии из гравитационных эффектов. Это наблюдение сильно ограничивает свойства темной материи, исключая многие барионные кандидаты и отдавая предпочтение экзотическим частицам, не входящим в Стандартную модель.

Кроме того, данные КМФ служат своего рода окном в очень раннюю Вселенную. Специфические закономерности температурных флуктуаций в КМФ чрезвычайно чувствительны к составу Вселенной. Успешное моделирование этих закономерностей требует присутствия темной материи, обеспечивающей «гравитационные семена» для формирования структуры до того, как обычная материя могла бы скопиться из-за радиационного давления. Это означает, что темная материя влияла на структуру Вселенной даже тогда, когда она была горячей, плотной плазмой. Это отодвигает происхождение и влияние темной материи к самым ранним моментам космической истории, делая ее неотъемлемой частью модели Большого взрыва и формирования всего, что мы видим сегодня. Это также подчеркивает предсказательную силу модели ΛCDM, которая включает темную материю.

Физические свойства темной материи

Хотя темная материя остается неуловимой, наблюдательные данные позволяют нам вывести некоторые ее ключевые физические свойства.

Основные свойства

Темная материя характеризуется несколькими фундаментальными свойствами, которые отличают ее от обычной барионной материи:

• Невидимость: Она не испускает, не поглощает и не отражает электромагнитное излучение, что делает ее невидимой для всех существующих телескопов, работающих в электромагнитном спектре (гамма-лучи, рентген, ультрафиолет, видимый свет, инфракрасное, микроволновое, радиоволны). Это означает, что она не взаимодействует с электромагнитной силой.
• Гравитационное взаимодействие: Ее существование выводится исключительно из гравитационных эффектов, которые она оказывает на видимую материю, излучение и крупномасштабную структуру космоса. Это единственное известное взаимодействие темной материи.
• Небарионная природа: Большинство ученых сходятся во мнении, что темная материя не состоит из протонов, нейтронов или электронов, то есть она не является барионной материей. Это подтверждается, в частности, данными о первичном нуклеосинтезе и наблюдениями скопления Пуля. Барионная темная материя, такая как коричневые карлики или первичные черные дыры (MACHOs), была в значительной степени исключена в качестве основного компонента темной материи.
• Слабое взаимодействие (помимо гравитации): Предполагается, что частицы темной материи взаимодействуют с обычной материей очень слабо или вообще не взаимодействуют, за исключением гравитации. Это свойство делает их чрезвычайно трудными для обнаружения.

Классификация по температуре (холодная, теплая, горячая темная материя)

В зависимости от их скорости и массы в ранней Вселенной частицы темной материи классифицируются как горячая, теплая или холодная темная материя. Эта классификация имеет решающее значение для понимания того, как формировались структуры во Вселенной.

Горячая темная материя (ГТМ):

• Частицы ГТМ были релятивистскими (двигались со скоростью, близкой к скорости света) в момент выхода из равновесия с барионным веществом в ранней Вселенной, и их масса была менее 1 эВ. Они оставались релятивистскими даже к моменту перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии эволюции Вселенной.
• В моделях с ГТМ сначала формируются самые крупные структуры — сверхскопления, которые затем распадаются на более мелкие — скопления. Галактики формируются в последнюю очередь, и этот процесс должен был начаться не так давно. Такая последовательность формирования структур противоречит наблюдениям, поэтому горячая темная материя может составлять лишь небольшую часть всей темной материи.
• Обычные нейтрино являются единственными экспериментально подтвержденными частицами, которые могли бы быть кандидатами на горячую темную материю, но они могут составлять лишь небольшую часть всей темной материи.

Холодная темная материя (ХТМ):

• Частицы ХТМ были нерелятивистскими (двигались медленно) уже в момент отщепления от обычного вещества, то есть их масса была значительно больше температуры среды. Они характеризуются небольшой длиной свободного пробега.
• ХТМ является наиболее предпочтительным вариантом с космологической точки зрения, поскольку она позволяет флуктуациям плотности на малых масштабах не подавляться. Это приводит к формированию крупномасштабной структуры Вселенной по принципу «снизу вверх», где сначала образуются небольшие структуры (карликовые галактики), которые затем сливаются, образуя более крупные галактики и скопления.
• Результаты моделирования эволюции Вселенной с такими параметрами (в рамках модели ΛCDM) в точности соответствуют наблюдаемой картине скоплений, галактических нитей и войдов между ними. Нижний предел массы частиц ХТМ составляет 1 кэВ.
• Основными кандидатами на роль ХТМ являются слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) и аксионы.
• Однако модель ХТМ сталкивается с некоторыми проблемами при описании внутренних областей гало галактик, такими как проблема каспов (численное моделирование предсказывает более высокую плотность в центре галактик, чем наблюдается) и проблема дефицита карликовых галактик (наблюдается меньше карликовых галактик, чем предсказывает моделирование).

Теплая темная материя (ТТМ):

• Частицы ТТМ были релятивистскими в момент выхода из равновесия, но их масса была такова, что они перестали быть релятивистскими до перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной.
• Флуктуации плотности для ТТМ подавляются только на совсем малых масштабах — на уровне карликовых галактик и ниже. Это делает ТТМ промежуточным вариантом между ГТМ и ХТМ, потенциально способным решить некоторые проблемы ХТМ, такие как проблема дефицита карликовых галактик.
• Стерильные нейтрино являются кандидатами на теплую темную материю.

Распределение плотности и взаимодействия между частицами

Наблюдения показывают, что темная материя способна собираться в сгустки размером с галактику или скопление галактик, и ее распределение плотности коррелирует с распределением галактик и их скоплений. Это указывает на то, что темная материя не является полностью однородной, а образует структуры, которые служат гравитационным каркасом для видимой материи.

Что касается взаимодействий, темная материя, по определению, не участвует в электромагнитном взаимодействии. Ее основное проявление — это гравитация. Вопрос о том, взаимодействует ли темная материя с собой или с обычной материей через другие, пока неизвестные силы, является центральным для текущих исследований. Гипотезы, такие как самовзаимодействующая темная материя (SIDM), предполагают, что частицы темной материи могут взаимодействовать друг с другом, что потенциально может объяснить проблему каспов в центрах галактических гало. Также рассматриваются «темные силы» или «темные фотоны», которые могли бы опосредовать взаимодействия внутри «темного сектора» частиц. Эти гипотезы выходят за рамки Стандартной модели физики элементарных частиц и представляют собой активную область теоретических и экспериментальных поисков.

Теоретические кандидаты на роль темной материи

Поиск частиц темной материи является одной из главных задач современной физики элементарных частиц и космологии. Поскольку темная материя не является барионной, она должна состоять из новых, пока не обнаруженных частиц. Существует широкий спектр гипотетических кандидатов, каждый из которых имеет свои уникальные свойства и предсказывает различные способы взаимодействия с обычной материей.

Ведущие кандидаты

Слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP):

• WIMP (Weakly Interacting Massive Particles) являются одним из ведущих кандидатов на роль холодной темной материи. Они представляют собой гипотетические частицы, которые взаимодействуют только через слабое ядерное взаимодействие (помимо гравитации). Это делает их чрезвычайно трудными для обнаружения, поскольку они почти никак не проявляют себя во взаимодействии с обычным веществом.
• Предполагается, что их масса находится в диапазоне от 10 ГэВ до нескольких ТэВ. WIMP-частицы должны были быть произведены в ранней Вселенной в результате теплового равновесия и «выморожены» по мере ее расширения и охлаждения. Они могут объяснить наблюдаемую структуру галактик и являются естественными кандидатами во многих теориях, выходящих за рамки Стандартной модели, таких как суперсимметрия. Например, нейтралино в суперсимметричных моделях является популярным кандидатом на роль WIMP.

Аксионы:

• Аксионы — это гипотетические сверхлегкие частицы, предложенные для решения «сильной CP-проблемы» в квантовой хромодинамике (КХД). Они чрезвычайно легки и очень слабо взаимодействуют с обычной материей, что делает их жизнеспособными кандидатами на роль холодной темной материи.
• Аксионы могут образовывать конденсат, который ведет себя как классическое поле, и потенциально могут быть обнаружены по их влиянию на электромагнитные поля. Некоторые исследования указывают на волновую природу темной материи, состоящей из сверхлегких аксионов, что может быть подтверждено гравитационным линзированием.

Стерильные нейтрино:

• Стерильные нейтрино — это гипотетический тип нейтрино, который, в отличие от обычных нейтрино, не взаимодействует через стандартные слабые взаимодействия, что делает их «стерильными». Они могли бы объяснить наблюдаемые массы нейтрино и также служить кандидатом на темную материю.
• Их производство в ранней Вселенной могло бы привести к сценарию теплой темной материи, влияя на формирование структуры. Однако, поскольку большинство теорий отдают предпочтение холодной темной материи, а стерильные нейтрино, вероятно, были бы релятивистскими (горячая темная материя), маловероятно, что они являются единственным компонентом темной материи.

Менее предпочтительные или исключенные кандидаты

Массивные компактные объекты гало (MACHOs):

• MACHOs (Massive Compact Halo Objects) — это массивные объекты, такие как черные дыры, нейтронные звезды или тусклые звезды (белые карлики, коричневые карлики), которые могли бы существовать в гало галактик и вносить вклад в темную материю.
• Их можно было бы обнаружить с помощью событий гравитационного микролинзирования, когда их масса искривляет свет от фоновых звезд.
• Однако, несмотря на первоначальный интерес, MACHOs в значительной степени исключены как основной компонент темной материи. Исследования с использованием данных космического телескопа Хаббл показали, что звезды малой массы могут составлять не более 3% темной материи Млечного Пути. Комбинация теории и данных спутника Hipparcos исключила коричневые карлики как основной компонент. Звездные остатки, такие как белые карлики, также были ограничены: они произвели бы слишком много инфракрасного излучения, потребовали бы слишком большой доли барионной массы Вселенной и перепроизвели бы углерод и азот. Эксперименты по микролинзированию, такие как MACHO и EROS, показали, что MACHOs с массой менее 0,1 солнечной массы вносят незначительный вклад. Хотя они могут составлять небольшую, но значительную часть темной материи (до 15% гало Млечного Пути в виде белых карликов), они не могут быть ее основным компонентом.

Первичные черные дыры:

• Первичные черные дыры — это черные дыры, образовавшиеся в ранней Вселенной (менее чем за одну секунду) не в результате коллапса звезд, а из-за флуктуаций плотности, вызывающих локальный гравитационный коллапс. Их масса может варьироваться от очень малой до нескольких солнечных масс.
• Хотя они являются правдоподобными кандидатами на темную материю, их наблюдаемое количество ставит под сомнение, что они являются единственным компонентом. Некоторые исследования предполагают, что гравитационные волны, обнаруженные LIGO/VIRGO, согласуются с тем, что первичные черные дыры составляют 100% темной материи, если они кластеризуются в гало карликовых галактик.

Пушистая темная материя (Fuzzy Dark Matter):

• Эта гипотеза предполагает, что темная материя состоит из ультралегких бозонов, которые ведут себя как волны, создавая «пушистую» структуру на галактических масштабах. Эта модель может объяснить формирование галактик и их кривые вращения без необходимости традиционной холодной темной материи. Пушистая темная материя может быть обнаружена по ее влиянию на гравитационное линзирование и формирование структуры.

Самовзаимодействующая темная материя (SIDM):

• SIDM постулирует, что частицы темной материи могут взаимодействовать друг с другом, что приводит к иной динамике, чем у традиционной холодной темной материи. Это взаимодействие может помочь объяснить проблему каспов (слишком высокая предсказанная плотность в центрах галактик) в формировании галактик. Модели SIDM могут приводить к наблюдаемым эффектам в скоплениях галактик и формировании структуры.

Экзотические гипотезы

Помимо основных кандидатов, существуют и другие, более экзотические гипотезы, которые исследуются в рамках физики за пределами Стандартной модели:

• Частицы Калуцы–Клейна: Частицы, возникающие из теорий, расширяющих измерения пространства-времени за пределы привычных четырех. Они могут быть связаны с темной материей и новыми измерениями.
• Гравитино: Суперпартнеры гравитонов в теориях суперсимметрии, предсказываемые как очень легкие и слабо взаимодействующие.
• «Темный сектор» и «темные силы»: Некоторые теории предполагают существование целого «темного сектора» частиц, которые взаимодействуют друг с другом через свои собственные «темные силы», аналогичные электромагнитной силе, но не взаимодействующие с обычной материей. «Темные фотоны» могут быть посредниками таких сил.

Разнообразие кандидатов на роль темной материи отражает глубину загадки, которую она представляет. Отсутствие прямого обнаружения до сих пор означает, что мы либо ищем не те частицы, либо используем не те методы, либо темная материя обладает свойствами, которые мы еще не до конца понимаем. Каждая из этих гипотез имеет свои уникальные предсказания, которые могут быть проверены в ходе будущих экспериментов, и успех в обнаружении любой из них произведет революцию в нашем понимании Вселенной.

Методы обнаружения темной материи

Поиск темной материи ведется по трем основным направлениям: прямое детектирование, косвенное детектирование и поиск на коллайдерах. Каждый метод основан на различных предположениях о природе темной материи и ее взаимодействиях.

Прямое обнаружение

Прямое детектирование темной материи направлено на непосредственное измерение столкновений частиц темной материи с атомами обычного вещества в земных лабораториях. Принцип заключается в том, что по мере движения Земли через гало темной материи Млечного Пути частицы темной материи должны периодически сталкиваться с ядрами атомов в детекторе. Эти эксперименты обычно располагаются глубоко под землей, чтобы минимизировать фоновый шум от космических лучей и других источников радиации.

Основной принцип работы большинства детекторов прямого обнаружения WIMP-частиц заключается в регистрации ядерной отдачи. Когда частица темной материи (например, WIMP) сталкивается с ядром атома в детекторе, она передает ему часть своей энергии, вызывая его отдачу. Эта отдача может быть обнаружена различными способами:

• Криогенные кристаллические детекторы: Используют диски из германия и кремния, охлажденные до чрезвычайно низких температур (около 50 милликельвинов). Взаимодействующая WIMP-частица возбуждает кристаллическую решетку, посылая вибрации на поверхность. Энергия, выделяемая вибрацией, детектируется по изменению сопротивления покрытия. Примеры включают эксперименты CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) и CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers).
• Сцинтилляторы на основе благородных газов: Используют свойства таких материалов, как жидкий ксенон, излучать свет (сцинтиллировать) при поглощении энергии от частицы. Когда частица темной материи сталкивается с жидким ксеноном, она быстро высвобождает фотон, который детектируется фотоумножителями. Электрическое поле предотвращает полную рекомбинацию выбитых электронов, которые дрейфуют вверх и также детектируются, что позволяет реконструировать взаимодействие в 3D. Эти детекторы могут различать ядерные и электронные отдачи по соотношению энергии фотонов и высвобожденных электронов. Примеры: серия экспериментов XENON (XENON1T, XENONnT) и XMASS.
• Кристаллические сцинтилляторы: Гибридный подход, использующий кристаллы и их сцинтилляционные свойства. Эти эксперименты пытаются измерить ежегодные вариации потока темной материи, основанные на изменении относительного движения Земли к гало темной материи. DAMA/LIBRA — один из первых и наиболее известных экспериментов такого типа, расположенный в Италии.
• Пузырьковые камеры: Заполнены перегретой жидкостью, находящейся близко к фазовому переходу. Когда частица взаимодействует с жидкостью, выделенная энергия вызывает фазовый переход, и заряженные частицы оставляют след ионизации в виде пузырьков, которые детектируются. Пример: эксперимент PICO в Канаде.

Для аксионов, которые являются бозонными кандидатами на темную материю, используются другие методы, основанные на эффекте Примакова. Эксперимент ADMX (Axion Dark Matter Experiment) использует резонансную микроволновую полость в сильном магнитном поле для преобразования аксионов темной материи в микроволновые фотоны. Эффект Примакова описывает конверсию аксионов в фотоны в присутствии очень сильного электромагнитного поля.

Косвенное обнаружение

Косвенные методы детектирования ищут продукты аннигиляции или распада частиц темной материи в космосе. Если частицы темной материи аннигилируют друг с другом или распадаются, они могут производить частицы Стандартной модели, такие как гамма-лучи, космические лучи (позитроны, антипротоны) или нейтрино.

• Гамма-лучи: Гамма-лучи являются идеальными сигналами для косвенного детектирования, поскольку они не отклоняются магнитными полями и указывают на источник. Поиск гамма-лучей от аннигиляции или распада темной материи ведется в регионах с высокой плотностью темной материи, таких как центр Галактики, карликовые галактики-спутники или скопления галактик. Примеры экспериментов: Fermi Gamma-ray Space Telescope-Large Area Telescope (FGST-LAT) и наземные телескопы, такие как VERITAS и MAGIC.
• Космические лучи: Поиск аномалий в потоках космических лучей, таких как избыток позитронов или антипротонов, может указывать на аннигиляцию темной материи. Эти античастицы редко производятся в обычных астрофизических процессах, что делает их потенциальными «отпечатками» темной материи. Примеры экспериментов: AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer) и PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics).
• Нейтрино: Нейтрино также являются ценными сигналами, поскольку они слабо взаимодействуют и могут проходить через плотные среды, не отклоняясь. Поиск нейтрино от аннигиляции темной материи ведется в таких местах, как центр Солнца или Земли, где темная материя могла бы накапливаться и аннигилировать. Примеры нейтринных телескопов: IceCube Neutrino Observatory, Super-Kamiokande и ANTARES.

Поиск на коллайдерах

Поиск темной материи на коллайдерах, таких как Большой адронный коллайдер (LHC) в ЦЕРН, основан на предположении, что частицы темной материи могут быть произведены в высокоэнергетических столкновениях обычных частиц.

Принцип работы (недостающая энергия и импульс): Если частицы темной материи образуются в столкновении на LHC, они, как предполагается, будут проходить через детекторы незамеченными из-за их чрезвычайно слабого взаимодействия с обычной материей. Однако их присутствие может быть выведено из принципа сохранения энергии и импульса.

В столкновениях протонов на LHC до столкновения суммарный поперечный импульс (импульс в плоскости, перпендикулярной оси пучка) равен нулю. После столкновения, согласно закону сохранения импульса, общий поперечный импульс конечного состояния также должен быть равен нулю.

Если частицы темной материи производятся, они уносят часть энергии и импульса, которые не регистрируются детекторами. Это приводит к так называемой «недостающей поперечной энергии» — несбалансированному конечному состоянию, где видимые частицы движутся в одном направлении, а невидимые частицы уносят импульс в противоположном направлении. Физики могут вывести существование темной материи, измеряя количество «недостающей» энергии и импульса после столкновения. Примером такого события является «моноструйное» событие, где невидимые частицы производятся в ассоциации с энергичной струей.

Типы сигналов и теоретические основы: Поиск темной материи на коллайдерах требует теоретической основы для предсказания механизма ее производства. Большинство поисков предполагают, что кандидат темной материи является фермионом Дирака (или Майораны). Теоретические модели часто постулируют существование как минимум двух новых частиц: самой частицы темной материи и посредника, который связывает темную материю с частицами Стандартной модели. Примеры включают модели, вдохновленные суперсимметрией, и модели «посредник-DM».

На сегодняшний день эксперименты ATLAS и CMS на LHC опубликовали более 50 анализов, чувствительных к производству темной материи. Пока ни один из этих поисков не обнаружил значительного избытка данных над ожидаемым фоном Стандартной модели. Тем не менее эти эксперименты устанавливают строгие ограничения на свойства частиц темной материи и их взаимодействия.

Все три подхода к обнаружению темной материи — прямое, косвенное и коллайдерное — дополняют друг друга. Отсутствие прямого обнаружения до сих пор указывает на то, что частицы темной материи либо очень слабо взаимодействуют, либо имеют очень малую или очень большую массу, что затрудняет их регистрацию существующими методами. Тем не менее постоянное совершенствование детекторов и увеличение энергии коллайдеров дают надежду на прорыв в этой области.

Роль темной материи в эволюции и структуре Вселенной

Темная материя играет фундаментальную и решающую роль в формировании и эволюции крупномасштабной структуры Вселенной. Без ее гравитационного влияния наблюдаемая нами космическая структура, включающая галактики, скопления галактик и их распределение в виде «космической паутины», просто не могла бы существовать в том виде, в каком мы ее видим.

Формирование крупномасштабной структуры

В ранней Вселенной, сразу после Большого взрыва, материя была распределена почти однородно, с очень небольшими флуктуациями плотности. Обычная (барионная) материя была тесно связана с излучением (фотонами) и не могла эффективно коллапсировать под действием собственной гравитации из-за сильного радиационного давления. Однако темная материя, которая, по определению, не взаимодействует с электромагнитным излучением, была свободна от этого давления.

Это позволило темной материи начать гравитационно коллапсировать в более плотные области значительно раньше, чем обычная материя. Эти области повышенной плотности темной материи действовали как «гравитационные семена» или «потенциальные ямы». По мере расширения и охлаждения Вселенной, когда обычная материя «отделилась» от излучения (формирование космического микроволнового фона), она начала падать в эти гравитационные потенциальные ямы, созданные темной материей.

Этот процесс, известный как иерархическое формирование структуры или «снизу вверх», привел к образованию сначала небольших сгустков темной материи, которые затем сливались, образуя более крупные структуры — гало темной материи. Внутри этих гало обычная материя конденсировалась, образуя звезды, галактики и, в конечном итоге, скопления галактик. Плотность распределения темной материи коррелирует с плотностью распределения галактик и скоплений галактик. Таким образом, темная материя формирует невидимый «скелет», на котором строится видимая Вселенная.

Влияние на эволюцию галактик

Темная материя не только способствует формированию галактик, но и оказывает значительное влияние на их дальнейшую эволюцию. Галактики существуют в окружении массивных гало темной материи, которые простираются далеко за пределы их видимых дисков. Гравитация этих гало объясняет аномальные кривые вращения галактик, удерживая звезды и газ на периферии от разлета.

Кроме того, гало темной материи играют ключевую роль в процессах слияния галактик и их взаимодействий. Столкновения и слияния галактик, которые являются важными этапами их эволюции, определяются гравитационным взаимодействием их гало темной материи. Например, столкновение скоплений галактик, как в случае со скоплением Пуля, демонстрирует, как гало темной материи проходят друг сквозь друга, в то время как барионная материя взаимодействует и замедляется.

Исследования подтвердили влияние темной материи на эволюцию галактик. Ее свойства, такие как температура (холодная, теплая или горячая), определяют, как формируются структуры. Модель холодной темной материи (ΛCDM) лучше всего соответствует наблюдаемой картине крупномасштабной структуры, поскольку она позволяет формироваться структурам «снизу вверх», что согласуется с наблюдениями ранних галактик. Если бы темная материя была горячей (релятивистской), то мелкие структуры разрушались бы, и галактики формировались бы гораздо позже, что противоречит наблюдательным данным.

Нерешенные вопросы и будущие направления исследований

Несмотря на убедительные косвенные доказательства и значительный прогресс в понимании роли темной материи, ее фундаментальная природа остается одной из величайших нерешенных загадок современной физики.

Ключевые нерешенные вопросы

• Что такое темная материя? Это самый фундаментальный вопрос. Является ли она одной новой частицей или целым «темным сектором» с множеством частиц и, возможно, своими собственными силами, аналогичными известным взаимодействиям?
• Из чего состоит темная материя? Несмотря на множество кандидатов (WIMP, аксионы, стерильные нейтрино и т.д.), ни один из них пока не был окончательно обнаружен. Отсутствие обнаружения WIMP-частиц в текущих экспериментах заставляет ученых пересматривать их свойства или искать другие кандидаты.
• Как темная материя взаимодействует? Помимо гравитации, существуют ли другие, более слабые взаимодействия темной материи с обычной материей или самой собой? Понимание этих взаимодействий критически важно для ее прямого обнаружения.
• Является ли темная материя действительно материей, или это модификация гравитации? Хотя модель темной материи является доминирующей, альтернативные теории, такие как MOND, продолжают развиваться. Необходимо окончательно определить, является ли феномен темной материи следствием существования новой формы материи или же это указывает на неполноту нашей текущей теории гравитации на больших масштабах.
• Проблемы модели холодной темной материи (ΛCDM): Несмотря на свой успех, модель ΛCDM сталкивается с проблемами на малых масштабах, такими как «проблема каспов» (предсказанная более высокая плотность в центрах галактик, чем наблюдается) и «проблема дефицита карликовых галактик» (несоответствие между предсказанным и наблюдаемым количеством карликовых галактик-спутников). Эти проблемы могут указывать на необходимость модификации модели ХТМ, например, введением самовзаимодействующей или теплой темной материи.

Будущие направления исследований

Будущие исследования будут сосредоточены на нескольких ключевых областях:

• Эксперименты по прямому детектированию: Продолжение и совершенствование экспериментов, таких как XENONnT, LZ, DARWIN, которые используют все более чувствительные детекторы для поиска редких столкновений частиц темной материи с ядрами атомов. Также будут развиваться новые методы для поиска аксионов и других легких кандидатов.
• Косвенное детектирование: Увеличение чувствительности телескопов, таких как космический гамма-телескоп Ферми, обсерватория IceCube, а также новые миссии по поиску космических лучей и нейтрино, чтобы обнаружить продукты аннигиляции или распада темной материи в космосе.
• Поиск на коллайдерах: Продолжение экспериментов на Большом адронном коллайдере (LHC) и будущих коллайдерах с более высокой энергией для поиска новых частиц, которые могли бы быть кандидатами на темную материю, путем анализа «недостающей энергии» в столкновениях. Разработка новых методов анализа данных и теоретических моделей для интерпретации результатов.
• Астрофизические и космологические наблюдения: Новые поколения телескопов, такие как космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST), обсерватория Рубина (LSST) и будущие обсерватории гравитационных волн, будут предоставлять более точные данные о распределении массы во Вселенной, гравитационном линзировании и формировании структур, что поможет уточнить свойства темной материи и ее роль.
• Теоретические разработки: Разработка новых теорий за пределами Стандартной модели, которые могут предсказывать существование и свойства частиц темной материи, а также исследование альтернативных моделей гравитации.

Эти исследования, несомненно, принесут человечеству радикально новые знания, поскольку в любом случае темная материя должна представлять собой совершенно необычную субстанцию, абсолютно непохожую на то, с чем имела дело физика до сих пор.

Заключение

Темная материя остается одной из наиболее интригующих и фундаментальных загадок современной науки. Несмотря на ее невидимость, совокупность убедительных наблюдательных доказательств — от аномальных кривых вращения галактик и мощных эффектов гравитационного линзирования до тонких анизотропий в космическом микроволновом фоне и крупномасштабной структуры Вселенной — неопровержимо указывает на ее повсеместное присутствие и доминирующее гравитационное влияние. Эти данные последовательно демонстрируют, что большая часть массы Вселенной не состоит из обычной барионной материи, а является невидимой, небарионной сущностью, взаимодействующей преимущественно гравитационно.

Текущий научный консенсус, воплощенный в модели ΛCDM, успешно описывает Вселенную, включая темную материю как холодный, слабо взаимодействующий компонент, который сыграл решающую роль в формировании космических структур «снизу вверх». Однако, несмотря на успех этой модели, природа частиц темной материи остается неизвестной. Множество теоретических кандидатов, таких как WIMP, аксионы и стерильные нейтрино, активно исследуются, но ни один из них пока не был прямо обнаружен.

Поиск темной материи ведется по трем основным направлениям: прямое детектирование в подземных лабораториях, косвенное детектирование продуктов аннигиляции или распада в космосе и поиск на высокоэнергетических коллайдерах, таких как LHC. Отсутствие окончательного обнаружения до сих пор подчеркивает экстремально слабую природу ее взаимодействия с обычной материей и бросает вызов текущим технологическим возможностям.

Нерешенные вопросы, связанные с точной природой темной материи и ее возможных дополнительных взаимодействий, продолжают стимулировать передовые исследования. Будущие эксперименты с повышенной чувствительностью, новые поколения телескопов и дальнейшее развитие теоретических моделей критически важны для разгадки этой космической тайны. Раскрытие природы темной материи не только завершит наше понимание состава Вселенной, но и, вероятно, приведет к открытию новой физики за пределами Стандартной модели, радикально изменив наши представления о фундаментальных законах природы.

Список источников

1. Creswick, R. J., & Wootters, W. K. (2014).  Dark Matter: An Introductory Review . University of Tennessee, Knoxville.
2. Dark Matter: CERN . (n.d.). 
3. What is Dark Energy? What is Dark Matter?  (n.d.). 
4. Dark Matter, the Universe and all that . (n.d.). 
5. New data confirms dark matter distribution in the Universe . (2022). 
6. The Hunt for Dark Matter . (2020). 
7. Dark matter exists, say astronomers . (2020). 
8. What is dark matter?  (n.d.). 
9. Zwicky, F. (1933).  Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln . Helvetica Physica Acta, 6, 110-127.
10. What is the Bullet Cluster and what does it tell us about dark matter?  (2006).
11. Planck reveals an almost perfect Universe . (2013). 
12. Rubin, V. C., & Ford, W. K., Jr. (1970).  Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions . The Astrophysical Journal, 159, 379.
13. Gravitational Lensing: Chandra X-ray Center . (n.d.). 
14. Gravitational Lensing: How it Works and What it Reveals . (2018). 
15. What is Gravitational Lensing?  (n.d.).
16. New Insights into the Evolution of the Universe from the Fermi Gamma-ray Space Telescope . (2018). 
17. Dark Matter: Astronomy and Physics . (n.d.). 
18. Milgrom, M. (1983).  A modification of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis . Physical Review Letters, 50(17), 1231–1234.
19. The Curious Case of Dark Matter . (2023). 
20. Dark Matter Alternative Gets a Boost . (2016). 
21. Modified Newtonian Dynamics (MOND) . (2003). 
22. Astronomers See Direct Evidence of Dark Matter . (2006). 
23. Warm Dark Matter Review . (2017). 
24. Hot, Warm & Cold Dark Matter . (2022). 
25. Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters . (2023). 
26. Dark Matter: Theory and Experiment . (n.d.). 
27. Astronomers Discover Evidence of a 'Dark Sector' . (2021). 
28. Searching for dark matter . (n.d.). 
29. Looking for dark matter at the LHC . (n.d.).
30. Dark matter might not be so dark after all, NASA scientist says . (2021). 
31. The evolving hunt for dark matter particles . (2022).
32. First Results from XENON1T . (2017).
33. Gamma-rays from dark matter annihilation . (n.d.). 
34. Fermi Finds No Signs of Dark Matter in Milky Way's Center . (2012). 
35. Dark Matter: AMS-02 . (n.d.). 
36. IceCube searches for dark matter . (2012). 
37. An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5–100 GeV . (2013). 
38. Searches for Dark Matter with Neutrino Telescopes . (2013). 
39. New research confirms influence of dark matter on galaxies . (2023). 
40. What is Dark Matter?  (n.d.). 
41. Dark Matter, Dark Energy Facts . (n.d.). 
42. LHC to continue dark matter hunt after shutdown and upgrade . (2023). 
43. New particle discovery narrows down candidates for dark matter . (2023).