Темна матерія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Склад Всесвіту за даними супутника WMAP

Темна матерія — один із компонентів Всесвіту, існування якого виявлено нещодавно лише за гравітаційним впливом на видиму матерію і на фонове випромінювання, оскільки вона не випромінює і не розсіює електромагнітне випромінювання, а також не бере участі у сильній (ядерній) взаємодії. Припущення про її існування необхідне для пояснення розбіжностей між:

  • масами галактик, скупчень галактик та усього Всесвіту, виміряних за їхніми динамічними характеристиками, та 
  • масами видимої у них матерії — зірок, газу і пилу з міжзоряного і міжгалактичного середовища.

На основі спостережень структур більших за розмірами галактик та їх інтерпретації у рамках теорії Великого Вибуху встановлено, що темна матерія становить 26.8% від сумарної густини усіх компонентів Всесвіту. Для порівняння, звичайна речовина становить лише 4.9% від сумарної густини Всесвіту, решта густини — 68.3% припадає на темну енергію. Якщо не брати до уваги темну енергію, то темна матерія становить близько 80% від густини матерії Всесвіту, а звичайна (видима) матерія становить лише близько 20%.

Походження назви[ред.ред. код]

Термін «темна матерія» був запропонований Фріцем Цвіккі у 1934 році для позначення невидимої маси, на існування якої вказують виміряні орбітальні швидкості галактик у скупченнях. Згодом і інші спостереження вказали на наявність темної матерії у Всесвіті. Ці спостереження включають:

  • швидкості обертання галактик, визначені за доплерівськими зміщеннями у їх спектрах; 
  • гравітаційне лінзування фонових об'єктів скупченями галактик;
  • розподіли температури та інтенсивності гарячого газу в галактиках і скупченнях галактик;
  • динамічні характеристики Всесвіту, такі як стала Габбла та параметр прискорення;
  • анізотропія температури та поляризації реліктового випромінювання;
  • великомасштабна структура Всесвіту тощо.

Темна матерія відіграє центральну роль у моделях формування великомасштабної структури та еволюції галактик і має помітний вплив на анізотропію температури та поляризації реліктового випромінювання. Усі ці дані свідчать про те, що галактики, скупчення галактик і Всесвіт у цілому містять набагато більше матерії, ніж та, яка взаємодіє з електромагнітним випромінюванням. Велика частина темної матерії, яка не взаємодіє з електромагнітним випромінюванням, є не тільки «темною» (не випромінює світло), а, за визначенням, абсолютно прозорою (не поглинає і не розсіює світло).

Хоча темна матерія відіграє важливу роль у космології, прямі докази її існування і конкретного розуміння її природи залишаються недосяжною метою. Гіпотеза про існування темної матерії залишається найбільш широко прийнятною для пояснень спостережуваних аномалій у галактичному обертанні, однак розглядаються і альтернативні підходи, які загалом відносяться до категорій квантових та модифікованих класичних теорій гравітаційної взаємодії.

Баріонна і небаріонна темна матерія[ред.ред. код]

Невелика частина темної матерії може виявитися баріонною темною матерією астрономічних тіл, таких, як масивні компактні об'єкти гало (планети, чорні діри, холодні зорі на кшталт коричневих карликів тощо), які складаються зі звичайної матерії, однак випромінюють мало або взагалі не випромінюють електромагнітних хвиль. Як вважають, переважна більшість темної матерії у Всесвіті — не баріонна. Вважається також, що вона не взаємодіє зі звичайною речовиною шляхом електромагнітної взаємодії, тобто частинки темної матерії не несуть електричного заряду. Небаріонна темна матерія включає нейтрино і значну частину інших, поки що гіпотетичних частинок, наприклад таких як аксіони.

На відміну від баріонів, темна небаріонна матерія не мала прямого впливу на утворення (синтез) первинних хімічних елементів у ранньому Всесвіті (в епоху нуклеосинтезу), і тому її присутність виявляється тільки через її гравітаційне тяжіння. Однак, якщо частинки темної матерії є суперсиметричними, вони можуть взаємодіяти між собою? утворюючи побічні продукти, такі як фотони і нейтрино, які можна реєструвати.

Небаріонну темну матерію прийнято класифікувати за масою частинок або дисперсійною швидкістю цих частинок (масивніші частинки рухаються повільніше). Згідно з цією класифікацією, темну матерію поділяють на:

  • гарячу темну матерію (HDM), 
  • теплу темну матерію (WDM), і
  •  холодну темну матерію (CDM). 

Найширше обговорюються моделі холодної темної матерії, найімовірнішими частинками якої є нейтраліно. Гаряча темна матерія містить маломасивні нейтрино. Холодна темна матерія призводить до «висхідного» ієрархічного формування структури Всесвіту (спочатку формуються малі гравітаційні системи, які «зливаються» і утворюють більші гравітаційні системи), тоді як гаряча темна матерія призводить до «низхідного» формування його структури (початково однорідні гравітаційні системи з часом фрагментуються на менші підсистеми).

Дані спостережень[ред.ред. код]

Перший доказ на користь існування темної матерії було отримано Фріцем Цвіккі в Каліфорнійському технологічному інституті в 1933 році. Він застосував теорему віріалу до багатого скупчення галактик у сузір'ї Кома і отримав свідчення про існування невидимої маси. Цвіккі оцінив загальну масу скупчення на базі руху галактик поблизу її краю і порівняв її із видимою масою, оціненою за кількістю галактик і загальною яскравістю скупчення. Він виявив, що розрахованої за теоремою віріалу маси приблизно в 400 разів більше за візуально спостережувану. Маси видимих галактик в скупченні було занадто мало для пояснення їхніх орбітальних швидкостей. Цей факт відомий як «проблема прихованої маси». Цвіккі зробив висновок, що існує якась невидима форма матерії, яка забезпечує достатню кількість маси, а отже і гравітації, що не дозволяє скупченню розлітатись.

Велика частка доказів існування темної матерії походить з вивчення рухів галактик. Багато з них є досить однорідними, і тому, згідно з теоремою Віріала, загальна кінетична енергія повинна становити половину від загальної гравітаційної енергії галактик. Проте спостереження свідчать, що кінетичної енергії виявляється значно більше. Зокрема, покладаючи, що гравітаційна маса зумовлена лише видимою матерією галактики, приходимо до висновку, що зорі далеко від центру галактики мають набагато більші швидкості, ніж ті, які передбачає теорема Віріала. Галактичні криві обертання — залежність швидкостей обертання від відстані до центру галактик, не може пояснити тільки видима матерія. Припущення, що видима матерія становить лише невелику частину галактик, є найпростішим способом пояснити це. Дуже часто галактики виказують ознаки того, що складаються в основному з приблизно сферично-симетричного гало темної матерії та видимої матерії зосередженої в диску. Низька поверхнева яскравість карликових галактик є важливим джерелом інформації для вивчення темної матерії, так як вони мають надзвичайно низьке співвідношення вмістів видимої матерії до темній матерії. У них є кілька яскравих зір у центрі, які без наявності темної матерії привели б до зовсім іншої спостережуваної кривої обертання віддалених від центру зірок.

Спостереження гравітаційного лінзування фонових галактик скупченями галактик, дають прямі оцінки повної маси скупчень разом з темною матерією. У скупченнях, таких як Abell 1689, ефектами лінзування підтверджено наявність значно більшої маси від тієї, що світиться.

Криві обертання галактик[ред.ред. код]

За 40 років після першого спостереження Цвіккі, жодні інші спостереження не показали, що відношення маси (в одиницях маси Сонця) до світності (в одиницях світності Сонця) значно відрізняються від одиниці. Наприкінці 1960 і на початку 1970-х років, Вера Рубін, молодий астроном Відділу земного магнетизму Інституту Карнегі у Вашингтоні, представила результати вимірювання кривих обертання зір у спіральних галактиках видимих із ребра, отримані за допомогою нового чутливого спектрографа, який забезпечив більшу точність ніж будь-коли раніше. Разом із іншими співробітниками Рубін встановила, що більшість зірок у спіральних галактиках рухаються по різних віддалених від центра орбітах приблизно з однаковою швидкістю, що вказувало на неперервний розподіл речовини за межами основної частини зоряної складової галактик (балджу галактик). Ці результати дозволяють припустити, що або ньютонівська гравітація не застосовується повсюдно або, що понад 50% маси галактик містяться у відносно темних гало. Згодом інші астрономи почали підтверджувати ці результати, і незабаром стало зрозуміло, що більшість галактик насправді мають «темну матерію»:

  • Галактики з низькою поверхневою яскравістю (LSB): Ймовірно, у них скрізь домінує темна матерія, зоряна складова має невеликий вплив на криві обертання. Така властивість дуже важлива, оскільки дозволяє уникнути труднощів, пов'язаних з розділенням внеску темної і видимої матерії у криві обертання.
  • Спіральні галактики: Для кривих обертання галактик, поверхні яких мають низьку та високу світність, отриманий універсальний профіль густини, який може бути виражений у вигляді суми експоненційного тонкого зоряного диска, і сферичного гало темної матерії з радіусом 'ядра' r0 і густиною ρ0 = 4,5 × 10−2(r0/kpc)−2/3 Mpc−3 (де M позначає масу Сонця, рівну 2 × 1030 kg).
  • Еліптичні галактики: Існування темної матерії у цих галактиках можна довести за допомогою гравітаційного лінзування. Рентгенівське випромінювання свідчить про наявність гарячих газів, чия гідростатична рівновага свідчить про існування темної матерії. В деяких еліптичних галактиках швидкості зір на околицях є низькими, що може свідчити про відсутність гало темної матерії. Однак моделювання злиття дискових галактик під час якого формується еліптична галактика свідчать, що зорі під дією приливних сил можуть набути малих швидкостей в присутності гало темної матерії. Необхідні додаткові дослідження, щоб прояснити цю ситуацію.

Моделювання гало темної матерії вказують на дещо крутіші профілі густини, ніж ті, що отримуються із спостережень, що є проблемою для космологічних моделей з темною матерією на найменших масштабах галактик з 2008 року. Однак це може бути причиною того, що в областях зореутворення можуть виникати відтоки газу, які можуть змінити розподіл темної матерії. Останні моделювання карликових галактик, що враховують такі процеси, свідчать, що вибухи наднових приводять до витікання газу з малим кутовим моментом із центральної області галактики. Це гальмує формування балджу галактики і більш ніж на половину зменшує густину темної матерії в центральній області розміром кілька кілопарсек. Ці результати узгоджуються із спостереженнями карликових галактик. Таких розбіжностей не існує на великих масштабах та в інших областях гало галактик.

Винятками із цієї загальної картини є галактики, для яких відношення маси до світності близьке до зоряного. На сьогодні вже проведені численні спостереження, які вказують на наявність темної матерії в різних частинах космосу. Разом з результатами Віри Рубін для спіральних галактик та результатами Цвіккі для скупчень галактик, зібрані спостережувані свідчення існування темної матерії привели до того, що більшість астрофізиків почали погоджуватись з її існуванням.

Дисперсія швидкостей галактик[ред.ред. код]

У астрономії дисперсія швидкостей σ є середньоквадратичною швидкістю групи об'єктів, таких як скупчення зір в галактиці.

Новаторська робота Рубін витримала випробування часом. Вимірюванням кривих швидкостей зір у спіральних галактиках незабаром додались вимірювання дисперсії швидкостей у еліптичних галактиках. Хоча іноді трапляються об'єкти з малим відношенням маси до світності, вимірювання як і раніше вказують на відносно високий вміст темної матерії. Аналогічні вимірювання дисперсії швидкостей дифузного міжзоряного газу на краю галактики вказують не тільки на розподіл темної матерії, що виходить за межі галактик, але також, що галактики віріалізовані (тобто гравітаційно зв'язані, з орбітальними швидкостями, передбаченими загальною теорією відносності) у межах областей, що вдесятеро більші від їх видимих радіусів. Це призвело до зростання частки темної матерії від 50%, як це показували вимірювання Рубін, до теперішнього прийнятого значення близько 95%. Є місця, де вміст темної матерії, як здається, є незначним або де вона повністю відсутня. Кулясті скупчення зір мають мало доказів того, що вони містять темну матерію, хоча їх орбітальні взаємодії з галактиками дійсно мають докази галактичної темної матерії. Деякий час здавалось, що вимірювання траєкторій зір свідчать про концентрацію темної матерії в диску Чумацького Шляху, однак, тепер з'ясовано, що висока концентрація баріонів матерії в диску Галактики (особливо в міжзоряному середовищі) може пояснити цей рух. Галактичні профілі густини, вочевидь, відрізняються від профілів світності. Типова модель галактик передбачає, що віріалізоване гало темної матерії має сферичний розподіл. Нещодавні дослідження, виконані у січні 2006 р. в університеті Массачусетса у Амхерсті, пояснили раніше незрозуміле викривлення диску Чумацького Шляху, як результат взаємодії з Великою і Малою Магеллановими хмарами і вказали на те, що маса Чумацького Шляху у 20 разів більша від маси видимої у ньому матерії.

У 2005 році астроном з Університету Кардіффа заявив, що знайшов галактику, що майже повністю складається з темної матерії. Вона розташована за 50 мільйонів світлових років від Землі у скупчені Діви і має назву VIRGOHI21. Незвично, однак VIRGOHI21 не містить ніяких видимих зір: вона була помічена з радіочастотних спостережень водню. Базуючись на кривих обертання, вчені вважають, що цей об'єкт містить приблизно в 1000 разів більше темної речовини ніж водню, і що загальна маса цієї галактики в 10 раз менша від маси нашої Галактики. Для порівняння, Чумацький Шлях, як вважають, має приблизно в 10 разів більше темної речовини, ніж звичайної. З моделі Великого Вибуху і формування структури Всесвіту випливає, що таких темних галактик у Всесвіті повинно бути дуже багато, але ніхто раніше їх не виявляв. Якщо їх існування підтвердиться, це стане вагомим доказом для теорії формування галактик і створить проблеми для альтернативного пояснення темної матерії.

Є кілька галактик, профілі швидкостей яких вказують на відсутність темної матерії (такі як NGC 3379). Існують докази того, що малих галактик від 10 до 100 разів менше, ніж це передбачає теорія формування галактик в моделях із холодною темною матерією. Це відомо як «проблема карликових галактик».

Скупчення галактик і гравітаційне лінзування[ред.ред. код]

Сильне гравітаційне лінзуванння виявлене телескопом Габбла в скупченні галактик Abell 1689 свідчить про присутність у ньому темної матерії — знімок покращений для кращої видимості арок — ефекту сильного лінзування.

Сильне гравітаційне лінзування, яке спостерігав космічний телескоп Габбла в скупчені Abell 1689 вказує на наявність темної матерії.

Гравітаційна лінза утворюється, коли світло від дуже далекого, яскравого джерела (наприклад, квазару) розсіюється навколо масивного об'єкта (такого як скупчення галактик), що знаходиться між самим об'єктом і спостерігачем. Це явище відоме як гравітаційне лінзування.

Як відомо, темна матерія є домінантною складовою скупчень галактик. Вимірювання рентгенівського випромінювання гарячого міжгалактичного газу узгоджується із оцінками Цвіккі що до відношення маси темоної матерії до маси видимої матерії в пропорції майже 10 до 1. Такі спостереження, що проводяться за допомогою таких космічних апаратів як Chandra X-Ray Observatory, дають можливість отримувати незалежні оцінки мас скупчень.

Скупчення галактик Abell 2029 складається із тисяч галактик оповитих хмарою гарячого газу, і кількість маси темної матерії еквівалентна більш ніж 10 в степені 14 мас Сонця. У центрі цього скупчення є величезна галактика еліптичної форми, яка, як вважають, була утворена шляхом злиття багатьох дрібних галактик. Вимірювання орбітальних швидкостей галактик у скупченнях галактик узгоджується із попередніми доказами існування темної матерії.

Іншим важливим інструментом для майбутніх спостережень темної матерії є гравітаційне лінзування. Лінзування є ефектом передбаченим в рамках загальної теорії відносності. На його основі можна оцінювати маси об'єктів не покладаючись на їх динаміку, і тому лінзування є незалежним засобом вимірювання впливу темної матерії. При сильному лінзуванні, при проходженні світла фонових галактик через гало гравітаційної лінзи, відбувається спотворення їхнього зображення на дуги. Це явище спостерігається навколо декількох далеких скупчень, в тому числі навколо Abell 1689. Вимірювання геометричних параметрів спотворень дозволяють оцінити масу гравітаційної лінзи (скупчення галактик), яке їх спричинило. Отримані для десятків скупчень на основі гравітаційного лінзування співвідношення маса-світність узгоджуються із оцінками вмісту темної матерії із їх динамічних властивостей.

Ще одна методика, розроблена протягом останніх 10 років, має назву слабкого гравітаційного лінзування і ґрунтується на статистичному аналізі хвилинного спостереження спотворення галактик. Вивчаючи видиму деформацію зсуву фонових сусідніх галактик, астрофізики можуть отримати середній розподіл темної матерії за допомогою статистичних методів і визначти співвідношення маса-світність, передбачене на основі інших спостережуваних характеристик великомасштабної структури. Два методи гравітаційного лінзування застосовані поряд з іншими методами виявлення темної матерії до різних об'єктів спостереження, дають переконливі докази того, що темна матерія дійсно існує як основний компонент Всесвіту.

Найочевиднішим спостережуваним доказом існування темної матерії на сьогодні є Кулясте Скупчення (Bullet Cluster) галактик. У більшості областей Всесвіту, темна матерія і видима матерія знаходяться разом, як і слід було очікувати через їх взаємне гравітаційне притягання. Однак Кулясте Скупчення є насправді зіткненням двох скупчень галактик, що супроводжується просторовим розділення темної матерії і баріонної матерії. Рентгенівські спостереження показують, що більша частина баріонної матерії (у вигляді газу, або плазми) зосереджена в центрі системи. Електромагнітні взаємодії між частинками газу змусили їх уповільнитись і оселитися поблизу точки удару. Проте, спостереження слабкого гравітаційного лінзування цієї системи показали, що велика частина маси знаходиться за межами центральної частини баріонного газу. Так сталось тому, що частинки темної матерії є слабовзаємодіючими, під час зіткнення їх групова швидкість не перетворилась на теплову, і вони продовжили рухатись за інерцією. На відміну від галактичних кривих обертання, цей доказ існування темної матерії не залежить від ньютонівської гравітації, і є прямим доказом існування темної матерії. В іншому скупчені галактик, відомому як Train Wreck / Abell 520, просторовий розподіл темної матерії також повністю відокремлений від розподілів галактик і газу.

Реліктове випромінювання[ред.ред. код]

Відкриття та підтвердження існування космічного мікрохвильового фонового (реліктового) випромінювання трапилося у 1964 році. З тих пір було проведено чимало вимірювань параметрів реліктового випромінювання, найвідомішими з яких є вимірювання космічним апаратом NASA Cosmic Background Explorer (COBE). Саме COBE у 1992 році вперше виявив флюктуації (анізотропію) температури реліктового випромінювання (РВ) з достовірністю «1 сігма» (тобто 68%). Протягом наступного десятиліття анізотропія РВ була додатково досліджена у великій кількості наземних і балонних експериментів. Основною метою цих експериментів було вимірювання положення першого акустичного піку у спектрі потужності кутової анізотропії РВ, для яких COBE не мав достатнього обладнання. У 2000–2001 роках ряд експериментів, у першу чергу BOOMERanG, виявив шляхом вимірювання типових кутових розмірів (розмір на небі) анізотропії, що Всесвіт є просторово-плоским. У 1990-х роках чутливість вимірювальних приладів зросла, і до 2000 року у експерименті BOOMERanG було встановлено, що максимум амплітуди коливань у спектрі спостерігається на масштабах приблизно один градус. Ці виміри винесли вирок теорії, у якій космічні струни були джерелом формування великомасштабної структури, і натомість була запропонована космічна інфляція.

Цілий ряд наземних інтерферометрів забезпечував вимірювання коливань температури РВ з високою точністю протягом наступних трьох років. У їхньому числі — Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) і Cosmic Background Imager (CBI). DASI вперше виявив поляризацію реліктового випромінювання, а CBI вперше отримав E-моду спектру поляризації і докази того, що вона перебуває не у фазі з T-модою спектру. Наступник COBE, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), надав найдетальніші вимірювання (великомасштабної) анізотропії реліктового випромінювання з 2009 року. За результатами вимірювають WMAP, що відіграють ключову роль у становленні сучасної стандартної моделі космології, а саме Lambda-CDM моделі плоского Всесвіту, домінує темна енергія, доповнена темною матерією і атомами з флуктуаціями густини, що мають гаусівський розподіл, є адіабатичними та масштабно інваріантними. Основні властивості Всесвіту визначають п'ять параметрів: густина речовини, густина атомів, вік Всесвіту (або, що еквівалентно, постійна Хаббла), амплітуда початкових коливань і її залежність від масштабу. Ця модель також вимагає існування епохи космічної інфляції.

Дані WMAP дозволили виключити цілий ряд космологічних моделей, фактично підтвердивши одну із них — Lambda-CDM модель.

Таким чином, теорія Великого Вибуху повинна задовольняти усі наявні астрономічні спостереження, зокрема РВ. У космології реліктове випромінювання виникло під час Великого вибуху, спочатку мало температуру тисячі градусів Кельвіна, згодом охололо до трьох градусів Кельвіна внаслідок розширення Всесвіту за останні тринадцять мільярдів років. Анізотропія реліктового випромінювання пояснюються як акустичні коливання у фотон-баріонній плазмі, яка проіснувала до моменту рекомбінації — приблизно 379000 років після Великого Вибуху. Спектр потужності анізотропії реліктового випромінювання має великий основний (перший) пік і менші за амплітудою наступні піки. Основний пік вказує, в основному, на вміст баріонної матерії, тоді як третій пік, в основному, свідчить про вміст темної матерії.

Огляди неба і акустичні коливання[ред.ред. код]

Акустичні коливання фотонно-баріонної плазми у ранньому Всесвіті залишили свій слід у просторовому розподілі видимої матерії у вигляді так званих Баріонних Акустичних Осциляцій (БАО), які можуть бути виявленні за даними оглядів неба, таких як Sloan Digital Sky Survey (SDSS) і 2dF RGS. Їх виміри узгоджуються із даними анізотропії температури і поляризації реліктового випромінювання, отриманими космічним телескопом WMAP, щодо обмежень на параметри космологічної моделі та відносний вміст темної матерії. Хоча дані анізотропії температури і поляризації РВ і БАО і зумовлені акустичними коливаннями у фотонно-баріонній плазмі у ранньому Всесвіті, проте спостерігаються у різні епохи існування Всесвіту.

Вимірювання відстаней до наднових типу Ia[ред.ред. код]

Наднові типу Ia можна використовувати як «стандартна свічка» для вимірювання фотометричних відстаней до віддалених галактик, а великі масиви даних таких вимірів можуть бути використані для обмеження космологічних моделей. Зокрема, вони накладають обмеження на густину темної енергії ΩΛ= ~0.713 для плоскої Lambda-CDM моделі Всесвіту і параметру стану w для квінтесенційних моделей Всесвіту. Ці дані узгоджуються із даними спостережень РВ космічним телескопом WMAP щодо вмісту темної матерії.

Лайман-альфа ліс[ред.ред. код]

У астрономічній спектроскопії Лайман-альфа ліс є сумою зміщених відповідно до закону Габбла Лайман-альфа ліній поглинання нейтрального водню, неоднорідно розподіленого уздовж променя зору на шляху світла, що йде від далеких галактик чи квазарів. Спостереження Лайман-альфа лісу використовують для обмежень параметрів космологічних моделей. Ці дані узгоджуються з даними спостережень РВ космічним телескопом WMAP щодо вмісту темної матерії.

Реєстрація частинок темної матерії[ред.ред. код]

Прямі методи реєстрації частинок темної матерії[ред.ред. код]

Прямі методи реєстрації частинок темної матерії ґрунтуються на спробах реєстрації іонізації та/або збудження речовини детектора ядрами віддачі, що можуть утворюватися у результаті взаємодії частинок темної матерії.

Найточніші експерименти сьогодні виконуються у підземних лабораторіях і використовують такі методи:

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]