Темная материя и темная энергия
Объекты глубокого космоса > Темная материя и темная энергия
Около 80% пространства представлено материалом, который скрыт от прямого наблюдения. Речь идет о темной материи – вещество, которое не производит энергию и свет. Как же исследователи поняли, что оно доминирует?
В 1950-х годах ученые начали активно заниматься изучением других галактик. В ходе анализов заметили, что Вселенная наполнена большим количеством материала, чем удается уловить на «видимый глаз». Сторонники темной материи появлялись каждый день. Хотя прямых доказательств ее наличия не было, но теории росли, как и обходные пути наблюдения.
Видимый нами материал называют барионной материей. Она представлена протонами, нейтронами и электронами. Полагают, что темная материя способна совмещать в себе барионную и небарионную материю. Чтобы Вселенная оставалась в привычной целостности, темная материя обязана находиться в количестве 80%.
Неуловимое вещество может быть невероятно сложным для поисков, если вмещает барионное вещество. Среди претендентов называют коричневых и белых карликов, а также нейтронные звезды. Разницу могут прибавлять и сверхмассивные черные дыры. Но они должны были вносить больше влияния чем то, что видели ученые. Есть и те, кто думает, что темная материя должна состоять из чего-то более непривычного и редкого.
Комбинированное изображение телескопа Хаббл, отображающее призрачное кольцо темной материи в скоплении галактик Cl 0024+17
Большая часть научного мира полагает, что неизвестное вещество представлено в основном небарионной материей. Наиболее популярный кандидат – WIMPS (слабо контактирующие массивные частицы), чья масса в 10-100 раз превосходит показатели протона. Но их взаимодействие с обычной материей слишком слабое, из-за чего сложнее находить.
Сейчас очень внимательно рассматривают и нейтралино – массивные гипотетические частички, превосходящие по массе нейтрино, но отличаются медлительностью. Их пока не нашли. В качестве возможных вариантов также учитывают меньшую нейтральную аксиому и нетронутые фотоны.
Еще один вариант – устаревшие знания о гравитации, которые требуют обновления.
Невидимая темная материя и темная энергия
Но, если мы чего-то не видим, как доказать, что оно существует? И с чего мы решили, что темная материя и темная энергия — это нечто реальное?
Масса крупных объектов вычисляется по их пространственному перемещению. В 50-х годах исследователи, рассматривавшие галактики спирального типа, предполагали, что приближенный к центру материал будет двигаться намного быстрее удаленного. Но выяснилось, что звезды перемещались с одинаковой скоростью, а значит, было намного больше массы, чем думали ранее. Изученный газ в эллиптических типах показал те же результаты. Напрашивался один и тот же вывод: если ориентироваться только на видимую массу, то галактические скопления давно бы разрушились.
Модель распределения темной материи во Вселенной 13.6 миллиардов лет назад.
Альберт Эйнштейн смог доказать, что крупные вселенские объекты способны изгибать и искажать световые лучи. Это позволило использовать их как естественную увеличительную линзу. Исследуя этот процесс, ученым удалось создать карту темной материи.
Получается, что большая часть нашего мира представлена все еще неуловимым веществом. Вы узнаете больше интересного о темной материи, если посмотрите видео.
Если говорить о материи, то темная безусловно лидирует по процентному соотношению. Но в целом она занимает лишь четверть всего. Вселенная же изобилует темной энергией.
С момента Большого Взрыва пространство запустило процесс расширения, что продолжается и сегодня. Исследователи полагали, что в итоге начальная энергия закончится и она замедлит свой ход. Но далекие сверхновые демонстрируют, что пространство не останавливается, а набирает скорость. Все это возможно только в том случае, если количество энергии настолько огромное, что преодолевает гравитационное влияние.
Разъяснение загадки
Мы знаем, что Вселенная, по большей части, представлена темной энергией. Это загадочная сила, которая приводит к тому, что пространство увеличивает скорость расширения Вселенной. Еще одним таинственным компонентом выступает темная материя, поддерживающая контакт с объектами только при помощи гравитации.
Ученые не могут разглядеть темную материю в прямом наблюдении, но эффекты доступны для изучения. Им удается уловить свет, изогнутый гравитационной силой невидимых объектов (гравитационное линзирование). Также замечают моменты, когда звезда совершает обороты вокруг галактики намного быстрее, чем должна.
Все это объясняется наличием огромного количества неуловимого вещества, воздействующего на массу и скорость. На самом деле, это вещество покрыто тайнами. Получается, что исследователи скорее могут сказать не, что перед ними, а чем «оно» не является.
На этом коллаже показаны изображения шести разных галактических скоплений, сделанные при помощи космического телескопа НАСА Хаббл. Кластеры были обнаружены во время попыток исследовать поведение темной материи в галактических скоплениях при их столкновении
Темная материя… темная. Она не производит свет и не наблюдается в прямой обзор. Следовательно, исключаем звезды и планеты.
Она не выступает облаком обычной материи (такие частички называют барионами). Если бы барионы присутствовали в темной материи, то она проявилась бы в прямом наблюдении.
Исключаем также черные дыры, потому что они выступают гравитационными линзами, излучающими свет. Ученые не наблюдают достаточного количества событий линзирования, чтобы вычислить объем темной материи, которая должна присутствовать.
Хотя Вселенная – огромнейшее место, но началось все с наименьших структур. Полагают, что темная материя приступила к конденсации, чтобы создать «строительные блоки» с нормальной материей, произведя первые галактики и скопления.
Чтобы отыскать темную материю, ученые применяют различные методы:
- Большой адронный коллайдер.
- инструменты, вроде WNAP и космическая обсерватория Планка.
- эксперименты прямого обзора: ArDM, CDMS, Zeplin, XENON, WARP и ArDM.
- косвенное обнаружение: детекторы гамма-лучей (Ферми), нейтринные телескопы (IceCube), детекторы антивещества (PAMELA), рентгеновские и радиодатчики.
Углубляемся в тайну
Еще ни раз ученые не смогли в буквальном смысле увидеть темную материю, потому что она не контактирует с барионной, а значит, остается неуловимой для света и прочих разновидностей электромагнитного излучения. Но исследователи уверены в ее присутствии, так как наблюдают за воздействием на галактики и скопления.
Стандартная физика говорит, что звезды, расположенные на краях галактики спирального типа, должны замедлять скорость. Но выходит так, что появляются звезды, чья скорость не подчиняется принципу расположения по отношению к центру. Это можно объяснить лишь тем, что звезды ощущают влияние от невидимой темной материи в ореоле вокруг галактики.
Наличие темной материи также способно расшифровать некоторые иллюзии, наблюдаемые во вселенских глубинах. Например, присутствие в галактиках странных колец и световых дуг. То есть, свет от отдаленных галактик проходит сквозь искажение и усиливается невидимым слоем темной материи (гравитационное линзирование).
Пока у нас есть несколько идей о том, что собою представляет темная материя. Главная мысль – это экзотические частицы, не контактирующие с обычной материей и светом, но имеющие власть в гравитационном смысле. Сейчас несколько групп (одни используют Большой адронный коллайдер) работают над созданием частиц темной материи, чтобы изучить их в лабораторных условиях.
Другие думают, что влияние можно объяснить фундаментальной модификацией гравитационной теории. Тогда получаем несколько форм гравитации, что существенно отличается от привычной картины и установленных физикой законов.
Расширяющаяся Вселенная и темная энергия
Ситуация с темной энергией еще более запутанная и само открытие в 1990-х годах стало непредсказуемым. Физики всегда думали, что сила притяжения работает на замедление и однажды может приостановить процесс вселенского расширения. За измерение скорости взялось сразу две команды и обе, к своему удивлению, выявили ускорение. Это словно вы подбрасываете яблоко в воздух и знаете, что оно обязано упасть вниз, а оно удаляется от вас все дальше.
Стало ясно, что на ускорение влияет некая сила. Более того, кажется, чем шире Вселенная, тем больше «власти» получает эта сила. Ученые решили обозначить ее темной энергией.
Если темную материю можно хоть как-то объяснить, то по поводу темной энергии нет вообще ничего. Некоторые правда полагают, что это пятая фундаментальная сила – квинтэссенция.
Однако, известные свойства темной энергии согласуются с космологической константой, созданной Альбертом Эйнштейном в общей теории относительности. Константа выступает отталкивающей силой, противодействующей гравитации и удерживающей пространство от разрушения. Позже Эйнштейн отказался от нее, потому что наблюдения выявили процесс расширения Вселенной (она рассчитывалась для статичной).
Но, если сейчас добавить темную энергию в качестве константы для ускорения расширения Вселенной, то может объяснить этот процесс. Но все это так и не дает понимания того, почему эта странная сила вообще существует.
Источник
Все тайны тёмной материи, как обстоят дела у нашей вселенной
Главная загадка учёных 21-го века, тёмная материя. Что это такое и как оно появилось? Разберёмся.
Представьте, всего 400 лет назад, мы не знали крутимся ли мы вокруг Солнца, или Солнце крутится вокруг нас. Сейчас это для нас не загадка, спустя 400 лет мы стали умней, но загадок от вселенной меньше не стало. Решая одну мы получали две, решая две мы получали четыре. И сейчас загадки стали куда сложнее чем 400 лет назад.
Итак, мы знаем что мы вращаемся вокруг Солнца. Солнце вращается вокруг галактики «Млечный путь». Млечный путь и ещё около 60 его соседей, вращаются вокруг невидимого центра тяжести в местной группе галактик сверхскопления «Девы». Оно как и множество других сверхскоплений оно оказалось деталью более крупной структуры «Ланиакея»
И вот здесь мы подбираемся к сути, дело в том что объекты в Ланиакеи не вращаются вокруг определённой точки, а просто стремятся рухнуть в сверхтяжелую аномалию под названием «Великий аттрактор»
Мы не можем его рассмотреть из-за специфического положения нашей галактики. Но нас сегодня интересует не это, а пугающая пустая область под названием «Дипольный отталкиватель». Физики начали изучать скорость вращения галактик и внезапно пришли к выводу, что она значительно выше, чем предсказывали математические расчёты.
Галактики вращались слишком быстро. Простая задачка, зная массу и радиус, можно рассчитать скорость. Но физики пришли к выводу, что помимо непосредственно наблюдаемой материи в галактиках есть еще что-то — что-то тяжелое и невидимое. Темная материя. Хотя правильнее было бы её назвать прозрачной или невидимой. Ведь она не может излучать, поглощать или отражать электромагнитные волны, свет, радиосигналы, ультрафиолет и рентгеновские лучи. Всё эти излучения проходят мимо тёмной материи никак не задевая её.
Для человека тёмная материя незаметна, мы замечаем только слабые её отголоски, по разным частям вселенной. При этом тёмное вещество разбросанно по вселенной не равномерно, ведь где-то оно может доминировать в 2 раза больше, а где-то в 10. Так что же такое тёмная материя? Лучшие умы планеты не могут дать ответа на этот вопрос, ведь каждый раз когда они пытаются выяснить что же это такое, тем лучше понимают чем оно не является. Стоит так-же упомянуть что темная материя не является антиматерией. Темная материя взаимодействует с нашей материей только по средствам гравитации, никак не влияя на неё и не разрушая его частицы . А вот антиматерия при контакте с обычной материей образует мощный взрыв с большим выделением тепла и энергии. Одного килограмма хватит что бы получить взрыв сопоставимый с 2047 бомбами сброшенных на Нагасаки. Что бы точнее понять природу тёмной материи, физикам пришлось углубиться в квантовую физику. Даже сейчас квантовая физика в представлении человека довольно сложна, она держится на 17-ти опорах. Именно главных частиц вселенной предлагает нам самая успешная формула под названием «Стандартная модель»
Все элементы присутствующие здесь, обитают и пронизывают всё вселенную. Грубо говоря всё из чего мы состоим и есть это стандартная модель. Но попробуйте вставить ещё одну любую частицу, и вся эта модель рухнет. В ней нет место для тёмной материи. Поэтому учёным приходится решать непростые задачи. Но есть ещё одна теория, что на конце нашей галактики находятся черные дыры, но не обычные, а первичные. Они зародились в момент создания вселенной, когда она была ещё горячим бульоном из частиц. И они помогут нам в решении многих загадок, одна из которых- тёмная материя.
Как вы уже поняли, тёмная материя это не что то инопланетное или чужеродное. Она вполне реальна и находится рядом с нами, но в тоже время непонятна нам со всех точек зрения. Учёным на протяжении многих лет предстоит разгадать столько загадок, что бы приблизится к разгадке этой.
Источник
Журнал «Все о Космосе»
Тёмная материя
Распределение темной материи по Вселенной
Состав Вселенной по данным WMAP
В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел не подчинялось законам небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B. В 1922 году астрономы Джеймс Джинс и Якобус Каптейн исследовали движение звёзд в нашей Галактике и пришли к выводу, что бо́льшая часть вещества в галактике невидима; в этих работах, вероятно, впервые появился термин «тёмная материя» (англ. dark matter). Ян Оорт использовал тот же термин в статье 1932 года.
Кривая вращения галактики: (A) ожидаемая; (B) реальная
Начиная с 1960-х годов, когда начался бурный прогресс наблюдательных средств астрономии, число аргументов в пользу существования тёмной материи быстро росло. При этом оценки её параметров, полученные из разных источников и разными методами, в целом согласуются между собой.
Описанное выше неубывание скорости вращения звёзд оказалось не аномалией, а типичной ситуацией в мире галактик.
При исследовании движения спутников галактик и близко расположенных шаровых скоплений было подтверждено, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает массу её звёзд.
Было проведено изучение движения в системах двойных галактик и в галактических скоплениях. Оказалось, что в этих масштабах доля тёмной материи намного выше, чем внутри галактик.
Звёздная масса эллиптических галактик, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактику горячего газа, если не учесть тёмную материю. Оценка массы скоплений галактик, осуществляющих гравитационное линзирование, даёт результаты, включающие вклад тёмной материи и близкие к полученным другими методами.
Большой вклад внесла в конце 1960-х и начале 1970-х годов астроном Вера Рубин из Института Карнеги — она была первой, кто провел точные и надёжные вычисления, указывающие на наличие тёмной материи. Она работала с новым, более чувствительным спектрографом, который мог гораздо точнее измерять скорость вращения диска спиральных галактик даже при виде «с ребра». Вместе с соавтором (Кент Форд), Рубин заявила на конференции Американского Астрономического Общества в 1975 году об открытии: большинство звёзд в спиральных галактиках двигаются по орбитам примерно с одинаковой угловой скоростью, что приводит к мысли, что плотность массы в галактиках одинакова и для тех регионов, где большинство звёзд (балдж), и для тех регионов на краю диска, где звёзд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году. В 1980 году работа Рубин была окончательно признана астрономическим сообществом.
Интересно, что сама Вера Рубин предпочитала Модифицированную ньютоновскую динамику (MOND) как причину найденного ей эффекта, замечая: «Если бы я выбирала, то я бы хотела открыть, что это именно ньютоновские законы должны быть изменены для правильного описания гравитационных взаимодействий на больших расстояниях. Это более привлекательно, чем Вселенная наполненная новым типом суб-ядерных частиц».
Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным), по крайней мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со светом, свет испускается оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского излучения.
Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме Земного шара. Однако измерения дали значение 0,00±0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными.
Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений космической обсерватории «Планк», интерпретированным с учётом стандартной космологической модели Лямбда-CDM, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной состоит на 4,9 % из обычной (барионной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из тёмной энергии. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии.
Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому не обнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: тёмные галактические гало, коричневые карлики и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: белые карлики, черные карлики — они же остывшие белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Кроме того, такие гипотетические объекты, как кварковые звёзды, Q-звёзды и преонные звёзды также могут являться частью барионной тёмной материи.
Проблемы такого подхода проявляются в космологии Большого взрыва: если вся тёмная материя представлена барионами, то соотношение концентраций лёгких элементов после первичного нуклеосинтеза, наблюдаемое в самых старых астрономических объектах, должно быть другим, резко отличающимся от наблюдаемого. Кроме того, эксперименты по поиску гравитационного линзирования света звёзд нашей Галактики показывают, что достаточной концентрации крупных гравитирующих объектов типа планет или чёрных дыр для объяснения массы гало нашей Галактики не наблюдается, а мелкие объекты достаточной концентрации должны слишком сильно поглощать свет звёзд.
Теоретические модели предоставляют большой выбор возможных кандидатов на роль небарионной невидимой материи. Перечислим некоторые из них.
В отличие от остальных кандидатов, нейтрино обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. Поскольку число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут определять динамику Вселенной. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка 10^<-2>-10^ <-3>эВ. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи.
Из данных о ширине распада Z-бозона следует, что число поколений слабо взаимодействующих частиц (в том числе нейтрино) равно 3. Таким образом, тяжёлые нейтрино (по крайней мере, с массой менее 45 ГэВ) с необходимостью являются так называемыми «стерильными», то есть не взаимодействующими слабым образом частицами. Теоретические модели предсказывают массу в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии следует диапазон масс приблизительно 10^<-1>-10^4 эВ, таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.
Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике. Хотя считается, что аксионы должны быть очень лёгкими, они могут составлять существенную часть холодной тёмной материи. Космологические данные ограничивают массу аксиона на уровне не менее 10−5 эВ, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами.
В рамках суперсимметричных (SUSY) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать фотино, гравитино, хиггсино (суперпартнёры фотона, гравитона и бозона Хиггса соответственно), а также снейтрино, вино, и зино. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с массой порядка 10 ГэВ.
Космионы были введены в физику для разрешения проблемы солнечных нейтрино, состоящей в существенном отличии потока нейтрино, детектируемых на Земле, от значения, предсказываемого стандартной моделью Солнца. Однако эта проблема нашла разрешение в рамках теории нейтринных осцилляций и эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна, так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи.
Согласно современным космологическим представлениям, энергия вакуума определяется неким локально однородным и изотропным скалярным полем. Это поле необходимо для описания так называемых фазовых переходов вакуума при расширении Вселенной, во время которых происходило последовательное нарушение симметрии, приводящее к разъединению фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход — это скачок энергии вакуумного поля, стремящегося к своему основному состоянию (состоянию с минимальной энергией при данной температуре). Различные области пространства могли испытывать такой переход независимо, в результате чего образовывались области с определённой «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, магнитные монополи), линейные протяжённые объекты (космические струны), двумерные мембраны (доменные стенки), трёхмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2012 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.
Так как топологические дефекты пространства-времени не являются материей, то данное предположение относится скорее к альтернативным теориям.
Ключевое предположение приводимой ниже классификации состоит в том, что частицы ТМ находились в термодинамическом равновесии с частицами космической плазмы на ранних стадиях эволюции Вселенной. В определённый момент времени температура упала настолько, что среднее время пролёта частиц ТМ в плазме превысило хаббловское (реакция «заморозилась»), и взаимодействия с барионным веществом прекратились. В зависимости от температуры, при которой это произошло, ТМ делят на «горячую», «холодную» и «тёплую».
Если в момент выхода из равновесия энергия частиц много превышала их массу, ТМ называют горячей. Такими могли бы быть лёгкие частицы типа нейтрино, но космологические данные исключают возможность того, что последние составляют значительную долю ТМ.
Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной» (англ. CDM – Cold Dark Matter). Она наиболее предпочтительна с точки зрения космологии, так как частицы горячей ТМ при движении с релятивистскими скоростями разглаживали бы неоднородности плотности материи на масштабах порядка хаббловского в ту эпоху и, таким образом, препятствовали бы образованию крупномасштабных структур, что противоречит наблюдательным данным. Фактически, поведение частиц уже с массами ≥30 КэВ обнаруживает все свойства холодной ТМ. К числу кандидатов на роль частиц холодной ТМ относится в первую очередь класс частиц, называемых вимпами (WIMP — weakly interacting massive particle), чья масса варьируется от нескольких десятков ГэВ до нескольких ТэВ, а сечения аннигиляции и рассеяния на частицах барионного вещества сравнимы с сечениями слабых процессов. Преимущество вимпов в том, что их остаточная концентрация естественным образом даёт нужный вклад в баланс энергии в современной Вселенной, а величина взаимодействий с частицами барионного вещества делает возможным их прямое обнаружение. Чаще всего на роль вимпа предлагается легчайшая (и, таким образом, стабильная) частица суперсимметричного расширения Стандартной модели, являющаяся суперпозицией суперпартнёров калибровочных и хиггсовских бозонов.
Существует так называемая «проблема сингулярного гало» (англ. cuspy halo problem) возникающая из простой космологической симуляции (численного моделирования) распределения ТМ. Расчёты однозначно указывают на то, что холодная тёмная материя (CDM) будет образовывать касп или сингулярность (резкий пик в распределении) в центре галактики или в целом в более плотных областях Вселенной. Говоря примитивным языком, тёмная материя в галактике, например в нашей Галактике Млечного Пути будет падать в центр, стягиваться в ядро галактики гораздо сильнее, чем в другие регионы. Однако все прямые астрономические наблюдения, приведшие к обнаружению эффекта тёмной материи, показывают обратную картину: тёмная материя образует гало вокруг галактики (заполняет пустоты между скоплениями галактик) и не показывает никаких сингулярностей (каспов) в своем распределении.
Цитаты из работ по данной тематике:
«Наличие каспа в центре хало холодной тёмной материи это один из наиболее ранних и сильных результатов, выведенных из космологических симуляций взаимодействия N-тел.» «The presence of a cusp in the centers of CDM halos is one of the earliest and strongest results derived from N-body cosmological simulations.»
«Основная из них, что привлекла много внимания — это проблема сингулярного гало, а конкретно, то что CDM модели предсказывают ядро высокой плотности или имеют внутренний профиль (плотности), который слишком крут по сравнению с наблюдениями.» «The main one that has attracted a lot of attention is the cuspy halo problem, namely that CDM models predict halos that have a high density core or have an inner profile that is too steep compared to observations.»
Эта проблема пока неразрешима. Есть только голословные, ничем неподкреплённые предположения, что барионная материя как-то вытесняет, заменяет холодную тёмную материю в ядрах спиральных галактик (механизм этого никак не объясняется).
Конфликт между моделированием и астрономическими наблюдениями дает численные ограничения по данной проблеме, которые можно определить, основываясь на теоретических ограничениях космологических параметров. Согласно работе «A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies» всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:
«CDM гало должны иметь сингулярности (каспы), таким образом определённые пределы сохраняются и дают новые ограничения на космологические параметры.» «CDM halos must have cusps, so the stated limits hold and provide new constraints on cosmological parameters.»
«Что-то (обратная связь, модификации в самой природе тёмной материи) устраняет каспы и в этом и есть космологические ограничения.» «Something (e.g. feedback, modifications of the nature of dark matter) eliminates cusps and thus the constraints on cosmology.»
«Картина образования гало предложенная CDM моделированием неверна.» «The picture of halo formation suggested by CDM simulations is wrong.»
Ещё один подход к решению этой проблемы: изменение свойств и природы тёмной материи. Предлагаются разновидности: Тёплая тёмная материя, нечёткая (fuzzy) холодная тёмная материя, само-взаимодействующая тёмная материя, мета-холодная тёмная материя.
С данной проблемой также тесно связана Проблема дефицита карликовых галактик (также известная как «проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников»). Суть её в том, что число карликовых галактик (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур тёмной материи. Есть два возможных решения проблемы:
1. карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик;
2. карликовые галактики просто не видны, так как их тёмная материя не в состоянии привлечь достаточное количество барионной материи, чтобы они стали видимыми.
Второе решение частично подтверждается недавним (2007 год) открытием обсерваторией Кека восьми ультра-тусклых карликовых галактик — спутников Млечного пути. Шесть из них на 99,9 % состоят из темной материи (соотношение «массы к свету» составляет около 1000).
Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка 1 эВ. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной (который случился при температурах порядка 1 эВ), а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях, и этот рост существенно зависит от того, является ли ТМ релятивистской или нет на пылевидной стадии. Хорошим кандидатом на роль тёплой ТМ являются так называемые стерильные нейтрино — правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов Стандартной модели. Так, в модели νMSM, расширяющей Стандартную модель за счёт включения трёх стерильных нейтрино, одно из них может иметь массу порядка 1 кэВ/c² и являться, таким образом, кандидатом в ТМ. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.
Четыре независимых друг от друга метода прямого астрономического наблюдения невидимой массы (тёмной материи):
Динамический — распределение радиальных скоростей галактик в галактических скоплениях (или звёзд, шаровых скоплений в галактиках) по методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и методик, с лучшей точностью и большей статистикой.
Газодинамический — с помощью рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях. Температура и плотность газа может быть определена на основе энергии и потока рентгеновских лучей, затем можно рассчитать температуру газа (из термодинамики), что даёт возможность оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской орбитальной обсерватории Чандра основаны на этом подходе определения масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение барионной массы к полной массе на уровне 12—15 %, что не сильно противоречит данным с орбитальной обсерватории Планка дающим оценку в районе 15,5—16 %. Расчёт сильного гравитационного линзирования — этот метод требует точных изображений сильно удалённых огромных структур: самых крупных галактических скоплений.
Скоплении галактик Abell 1689. HST. Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом. Галактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги.
Такие подсчёты были произведены для гигантского скопления галактик Abell 1689, которое состоит из 160 000 шаровых скоплений и демонстрирует чёткие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования. Точное измерение геометрии искажений позволяет вычислить полную массу скопления и массу тёмной материи скопления, после чего результат сравнивается с массой тёмной материи определённой другим, независимым динамическим методом (по скорости движения удалённых от скопления галактик). Подобные подсчёты были проведены для более чем десяти скоплений и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует динамическому методу измерения массы тёмной материи данных скоплений.
Расчёт слабого гравитационного линзирования — на снимках наблюдаются небольшие (слабые) искажения удаленных галактик по причине того, что массивный объект (или объекты) расположены перед ними на прямой к наблюдателю. Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки — только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в реальности тёмной материи.
Скопление Пули Bullet Cluster: HST + Чандра (телескоп). Полное распределение массы полученной из обработки сильного и слабого гравитационного линзирования показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа показано красным.
Таким образом, прямыми методами подтверждается наличие скрытой массы (в виде тёмной материи или в другом виде) в галактических скоплениях.
Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный.
При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры.
Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.
Эксперимент EDELWEISS направлен на прямое обнаружение частиц WIMP. В качестве мишени служат полупроводниковые детекторы, охлаждённые до температуры в несколько мК.
Эта теория была разработана ещё в 1960-х годах шведским физиком по имени Ханнес Альфвен (нобелевский лауреат 1970 года за открытия по магнитодинамике) — при этом он использовал опыт своих исследований околоземной плазмы (полярное сияние) и ранние работы Кристиана Биркеланда. Основой теории является предположение, что электрические силы являются более весомыми на больших расстояниях (масштаб галактики и скопления галактик), чем гравитация. Если допустить, что плазма заполняет всю вселенную и имеет хорошую проводимость, то она могла бы проводить огромные электрические токи (около 10в17 — 10в19 Ампер) на масштабах в десятки мегапарсек. Такие токи создают мощное галактическое магнитное поле, которое в свою очередь формирует структуру как галактик, так и их скоплений (галактических нитей или филаментов). Наличие такого мощного поля легко объясняет формирование галактических рукавов (единого мнения о причине образования галактических рукавов пока нет), распределение скорости вращения галактических дисков от радиуса, устраняет необходимость введения гало из тёмной материи. Но, на данный момент, таких мощных токов в масштабах десятков мегапарсек современная астрофизика не наблюдает, но предположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масшабах (так называемая Крупномасштабная структура Вселенной), сделанные Альфвеном и Энтони Перратом, неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах. Для объяснения нитевидной структуры Вселенной в настоящее время используется теория образования нитей за счёт гравитационной неустойчивости (первоначально почти однородное распределение массы концентрируется на каустиках и приводит к образованию нитей), либо изначальное наличие структуры тёмной материи, вдоль которых и формируется структура видимой материи (происхождение такой структуры тёмной материи никак не объясняется).
В настоящее время плазменная космология как теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути Большого Взрыва. С другой стороны, если отказаться от теории Большого Взрыва и считать возраст Вселенной гораздо большим, чем 13,5 миллиардов лет, то скрытая масса во многом может быть объяснена такими MACRO объектами как чёрные карлики, которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет белых карликов.
В некоторых теориях о дополнительных измерениях гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений. Это предположение помогает объяснить относительную слабость гравитационного взаимодействия по сравнению с тремя другими основными взаимодействиями (электромагнитным, сильным и слабым): гравитация слабее, так как может взаимодействовать с массивной материей в дополнительных измерениях, проникать сквозь барьер, недоступный другим взаимодействиям. Отсюда следует, что эффект тёмной материи может быть логично объяснён взаимодействием видимой материи из наших обычных измерений с массивной материей из других (дополнительных, невидимых) измерений через гравитацию. При этом остальные типы взаимодействий эти измерения и эту материю в них не могут никак ощутить, не могут с ней взаимодействовать. Материя в других измерениях (фактически в параллельной Вселенной) может формироваться в структуры (галактики, скопления галактик, филаменты) похожим на наши измерения способом или формировать свои, экзотические структуры, которые в наших измерениях ощущаются как гравитационное гало вокруг видимых галактик.
Тёмная материя может просто являться изначальными (возникшими в момент Большого Взрыва) дефектами пространства и/или топологии квантовых полей, которые могут содержать в себе энергию, тем самым вызывая гравитационные силы. Это предположение может быть исследовано и проверено с помощью орбитальной сети космических зондов (вокруг Земли или в пределах Солнечной системы), оснащённых точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью GPS системы) ядерными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть. Эффект проявится как необъяснимое (обычными релятивистскими причинами) рассогласование хода этих часов, имеющее чёткое начало и, со временем, конец (в зависимости от направления движения и размеров такого топологического дефекта).
Источник