Войти
 | Нерешенная проблема в физике :. Что такое темная материя? Как она была образована? (другие нерешенные проблемы в физике) |
Темная материя предположительно представляет собой форму материи, которую, как считается, составляет примерно 85% материи в вселенная и около четверти ее общей плотности массы - энергии или примерно 2,241 × 10 кг / м. Его наблюдаются множеством астрофизических наблюдений, включая гравитационные эффекты, в соответствии с текущими теориями гравитации не имеют смысла, если не присутствует больше материи. чем видно. По этой причине была создана гипотеза о том, что темная материя, изобилии во Вселенной, оказала сильное влияние на ее преобразование и эволюцию. Название связано с тем, что, согласно всем наблюдениям, она не взаимодействует с электромагнитным полем, что означает, что она не поглощает, не отражает и не испускает электромагнитное излучение, и поэтому их трудно построить.
Первичная поддержка темной материи исходит из расчетов, показывающих, что многие галактики разлетелись бы друг на друга или что они не образовались бы или не двигались бы как да, если в них не было большого количества невидимой материи. Другие доказательства включают наблюдения в гравитационном линзировании и в космическом микроволновом фоне, наряду с астрономическими наблюдениями текущей структурой наблюдаемой вселенной, образование и эволюция галактик, расположение масс во время столкновения галактик и движение галактик внутри галактик галактик. В стандартной космологической модели Lambda-CDM общая масса - энергия Вселенной содержит 5% обычного вещества и энергии, 27% темной материи и 68 % формы энергии, известной как темная энергия. Таким образом, темная материя составляет 85% от общей массы, в то время как темная энергия плюс темная материя составляет 95% от общей массы-энергии.
Потому что темная материя еще не наблюдалась напрямую, если он существует, он не должен взаимодействовать с обычной барионной материей и излучением, кроме как через гравитацию. Считается, что большая часть темной материи имеет небарионную природу; он может состоять из еще не открытого субатомных частиц. Основным кандидатом на роль темной материи является некий новый вид элементарных частиц, который еще не обнаружен, в частности, слабовзаимодействующие массивные частицы (WIMP). Активно проводится множество экспериментов по прямому обнаружению и изучению частиц темной материи, но ни один из них пока не увенчался успехом. Темная материя классифицируется как «холодная», «теплая» или «горячая» в зависимости от ее скорости (точнее, ее длины свободного потока ). Современные модели отдают предпочтение сценарию холодной темной материи, в которой работают путем инициирования накопления частиц.
Хотя наиболее популярным теоретическим объяснением наблюдаемых космических наблюдений между наблюдаемыми наблюдениями и текущими теориями, некоторые астрофизики, заинтригованными определенными наблюдениями, не соответствуют некоторым теориям темной материи, выступают за различные стандартные стандартные стандарты. общей теории относительности, такой как модифицированная ньютоновская динамика, тензорно-скалярная гравитация или энтропийная гравитация. В отличие от гипотезы темной материи, модели используются учесть все наблюдения без дополнительной небарионной материи.
Гипотеза темной материи имеет сложную историю. В связи с этим, сделанном в 1884 году, лорд Кельвин оценил количество темных тел в Млечном Пути по наблюдаемой дисперсии скоростей звезд, вращающихся вокруг центра галактики. Используя эти измерения, он оценил массу галактики, которая, как он определил, отличается от массы видимых звезд. Таким образом, лорд Кельвин заключил, что «многие из наших звезд, возможно, подавляющее большинство из них, могут быть темными телами». В 1906 году Анри Пуанкаре в «Млечном Пути и теории газов» использовал «темную материю» или «matière obscure» по-французски при обсуждении работы Кельвина.
Первый, кто представляет собой использование звездных скоростей, было обнаружено голландским астрономом Якобусом Каптейном в 1922 году. Голландец и пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году. Оорт изучал звездные движения в окрестности галактики и обнаружил, что масса в галактической плоскости должна быть больше, чем наблюдалась, но позже было установлено, что это измерение ошибочно.
В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки, изучавший скопления галактик во время работы в Калифорнийском технологическом институте, сделал аналогичный вывод. Цвикки применил теорему вириала к скоплению комы и получил доказательства невидимой массы, которые он назвал dunkle Materie («темная материя»). Цвикки оценил его оценку, используя галактику в ее крае, и сравнил ее с оценкой, основанной на ее яркости и галактик. По его оценкам, масса скопления была примерно в 400 раз больше, чем можно было наблюдать визуально. Влияние гравитации видимых галактик было слишком мало для таких быстрых орбитов, поэтому масса должна быть скрыта от глаз. Основываясь на этих выводах, предположение, что некая невидимая материя обеспечивает массу связанное с ней гравитационное притяжение, удерживающее скопление вместе. Оценки Цвикки были ошибочными более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения постоянной Хаббла ; тот же расчет сегодня показывает меньшую, используя большие значения световой массы. Тем не менее, Цвикки сделал правильный вывод из своих расчетов, что основная масса материи была темной.
Дальнейшие указания, что отношение массы к свету не было единицей, были получены из измерений кривых вращения галактик. В 1939 г. Гораций В. Бэбкок сообщил кривую вращения для туманности Андромеды (известная теперь как Галактика Андромеды), которая предположила, что отношение массы к светимости увеличивается в радиальном направлении. Он объяснил это либо поглощением света внутри галактики, либо измененной динамикой во внешних частях спирали, не отсутствующим веществом, которое он обнаружил. После сообщения Бэбкока 1939 г. о неожиданно быстром вращении на окраинах галактики Андромеды и массы в отношении к световому потоку 50; в 1940 году Ян Оорт обнаружил и написал о большом невидимом гало NGC 3115.
Веры Рубин, Кент Форд и Работа Кена Фримена в 1960-х и 1970-х годах предоставила дополнительные доказательства, также используя кривые вращения галактик. Рубин и Форд работали с новым спектрографом для измерения кривой скорости видимых с ребра спиральных галактик с большей точностью. Этот результат был подтвержден в 1978 году. В влиятельной статье были представлены результаты Рубина и Форда в 1980 году. Они показали, что большинство галактик должно содержать примерно в шесть раз больше темной массы, чем видимая масса; таким образом, примерно к 1980 году очевидная потребность в темной материи была широко признана основной нерешенной проблемой в астрономии.
В то время как Рубин и Форд исследовали кривые оптического вращения, радиоастрономы использовали новые радиотелескопы. нанести на карту атомарного водорода 21 см в близлежащих галактиках. Радиальное распределение межзвездного атома водорода (HI ) часто простирается на большие галактические радиусы, чем те, которые доступны при оптических исследованиях, расширяя выборку кривых вращения - и, таким образом, общего распределения массы - до нового динамического режима.. Раннее картирование Андромеды с помощью 300-футового телескопа в Грин-Бэнк и 250-футовой тарелки в Джодрелл-Бэнк уже показало, что кривая вращения H-I не отслеживает ожидаемого кеплеровского спада. Когда стали доступны более чувствительные приемники, Мортон Робертс и Роберт Уайтхерст смогли отследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что значительно больше оптических измерений. На рисунке 16 показаны преимущества использования газового диска на больших радиусах, оптические данные (кластер точек на радиусах менее 15 кпк с единственной точкой дальше) объединены с данными HI между 20–30 кпк, демонстрация пологости кривой внешней галактики; сплошная кривая с максимумом в центре представляет собой оптическую поверхностную плотность, а другая кривая показывает совокупную массу, которая все еще линейно возрастает при крайнем измерении. Параллельно развивалось использование интерферометрических массивов для внегалактической спектроскопии H-I. В 1972 году Дэвид Рогстад и Сет Шостак опубликовали кривые вращения H-I пяти спиралей, нанесенные на карту с помощью интерферометра Оуэнс-Вэлли; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагает очень большие значения отношения массы к свету во внешних частях их протяженных дисков H-I.
Поток наблюдений в 1980-х годах подтвердил наличие темной материи, включая гравитационное линзирование фоновых объектов галактик, распределение температуры горячего газа в галактиках. и кластеры, а также картину анизотропии в космическом микроволновом фоне. Согласно консенсусу среди космологов, темная материя состоит в основном из еще не охарактеризованного типа субатомной частицы. Поиск этой частицы с помощью различных средств является одним из основных компонентов физики элементарных частиц.
В стандартной космологии материя - это все, чья плотность энергии масштабируется с обратным кубом. масштабного коэффициента , т. е. ρ ∝ a. Это контрастирует с излучением, которое масштабируется как обратная четвертая степень масштабного фактора ρ ∝ a и космологическая постоянная, которая не зависит от a. Эти масштабирования можно понять интуитивно: для обычных частиц в кубическом ящике удвоение длины ящика плотность (и, следовательно, плотность энергии) в 8 раз (= 2). Для плотности энергии уменьшается в 16 раз (= 2), потому что любое действие, которое увеличивает масштабный коэффициент, также вызывает пропорциональное красное смещение. Космологическая постоянная, как внутреннее свойство пространства, постоянная плотность энергии независимо от рассматриваемого объема.
В принципе, «темная материя» будет означать все компоненты Вселенной, которые не видны, но по-прежнему подчиняться ρ ∝ a. На практике термин «темная материя» часто используется для обозначения только небарионного компонента темной материи, то есть исключения «отсутствующих барионов ». Обычно указывает, какое значение имеется в виду.
Воспроизвести Впечатление этого изображения показывает ожидаемое распределение темной материи в галактике Млечный Путь в виде голубого ореола вещества, окружающего галактику. 
Кривая вращения типичной спиральной галактики: предсказанная (A ) и наблюдаемая (B ). Темная материя может объяснить «плоский» вид скорости вплоть до большого радиуса. Рукава спиральных галактик вращаются вокруг центра галактики. Плотность световой массы спиральной галактики уменьшается по мере продвижения от центра к окраинам. Если бы светящаяся масса составляла всю материю, то мы могли бы смоделировать галактику как точечную массу в центре и протестировать массу, вращающуюся вокруг нее, подобно Солнечной системе. Согласно Второму закону Кеплера ожидается, что скорости вращения будут уменьшаться с удалением от центра, как в Солнечной системе. Однако этого не наблюдали астрономы и астрофизики. Вместо этого кривая вращения галактики остается плоской по мере увеличения расстояния от центра.
Если законы Кеп верны, то один из агентов способов устранить это несоответствие - сделать вывод о том, что распределение массы в спиральных галактиках не похоже на распределение массы в Солнечной системе. В частности, на окраинах Галактики будет огромное количество несветящейся материи (темной материи).
Звезды в связанных системах должны подчиняться теореме вириала. Теорема вместе с наученным распределением скоростей и установлением распределения массы в системе, такой как эллиптические галактики или шаровые скопления. За некоторыми исключениями, оценки распределения скоростей совпадают с предсказанной дисперсией скоростей из наблюдаемых распределений звездных орбитов.
Как и в случае с кривыми вращения галактик, одним из способов устранения этого несоответствия постулировать существование несветящейся материи.
Скопления галактик особенно важны для исследований темной материи, поскольку их массы можно оценить независимыми методами:
Как правило, эти три метода разумно согласны с тем, что темная материя, если она существует, перевешивает видимую материю примерно в 5 к 1.
Сильное гравитационное линзирование, наблюдаемое с помощью космического телескопа Хаббла в Abell 1689 указывает на присутствие темной материи - увеличьте изображение, чтобы увидеть линзирующие дуги. 
Воспроизвести медиа Моделирование вращающихся дисковых галактик в дни (слева) и десятки миллиардов лет назад (справа). В современной галактике темная материя, показанная красным цветом, сконцентрирована около центра и вращается более быстро (эффект преувеличен). 
Карта темной материи для участка неба, основанная на анализе гравитационного линзирования Кило- Обзор степени. Одно из следствий общей теории относительности - массивные объекты (такие как скопление галактик ), лежащие между более удаленным наблюдателем (например, квазаром ), а например, наблюдатель должен действовать как линза, отклоняющая свет от этого источника. Чем массивнее объект, тем больше наблюдается линзирование.
Сильное линзирование - это наблюдаемое искажение фоновых галактик в дуги, когда их свет проходит через такую гравитационную линзу. Он наблюдался вокруг многих далеких скоплений, включая Абель 1689. Измеряя геометрию искажения, можно получить массу среднего кластера. В десятках случаев, когда это было сделано, полученные отношения массы к свету соответствуют динамическим расчетам кластеров темной материей. Лицензирование может привести к созданию нескольких копий изображения. Используя анализ множества копий изображений, ученые смогли выявить гипотетическое распределение темной материи вокруг галактик MACS J0416.1-2403.
Слабое гравитационное линзирование исследует мельчайшие искажения галактик с использованием статистического анализа обширных обзоров галактик. Изучая видимую деформацию сдвига соседних фоновых галактик, потенциально можно охарактеризовать среднее распределение темной материи. Отношение массы к свету соответствует плотностям темной материи, предсказанным другими крупномасштабными измерениями структуры. Темная материя сама не искривляет свет; масса (в данном случае масса темной материи) изгибает пространство-время. Свет следует искривлению пространства-времени, что приводит к эффекту линзирования.
Хотя и темная материя, и обычная материя являются материей, они, по-видимому, не ведут себя одинаково. В частности, в ранней Вселенной обычная материя была ионизирована и сильно взаимодействовала с излучением посредством томсоновского рассеяния. Темная материя, по-видимому, не взаимодействует напрямую с излучением, но она могла бы повлиять на реликтовое излучение своим гравитационным потенциалом (в основном в больших масштабах) и своим влиянием на плотность и скорость обычного вещества. Таким образом, возмущения обычной и темной материи по-разному развиваются со временем и оставляют разные отпечатки на космическом микроволновом фоне (CMB).
Космический микроволновый фон очень близок к идеальному черному телу, но содержит очень небольшую анизотропию температуры в несколько частей на 100000. Карта звездного неба с анизотропией может быть разложена на угловой спектр мощности, который, как видно, содержит серию акустических пиков на примерно равном расстоянии, но разной высоте. Последовательность пиков может быть предсказана для любого предполагаемого набора космологических параметров с помощью современных компьютерных кодов, таких как CMBFAST и, и сопоставление теории с данными, таким образом, ограничивает космологические параметры. Первый пик в основном показывает плотность барионной материи, а третий пик в основном относится к потенциальной плотности темной материи, измеряя плотность материи и плотность атомов.
Анизотропия реликтового излучения была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя разрешение было слишком низким для обнаружения акустических пиков. После обнаружения первого акустического пика в эксперименте с воздушным шаром BOOMERanG в 2000 г. спектр мощности точно наблюдался с помощью WMAP в 2003–2012 гг., А точнее - с помощью КА Planck в 2013–2015 гг. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.
Наблюдаемый угловой спектр мощности CMB подтверждает гипотезу темной материи, поскольку его структура соответствует модели Lambda-CDM, но ее трудно воспроизвести с другими.
Трехмерная карта гипотетического крупномасштабного распределения темной материи, восстановленная на основе измерений слабого гравитационного линзирования с помощью космического