Pimeä aine

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 31. lokakuuta 2022 tarkistetusta versiosta . vahvistus vaatii 1 muokkauksen .

Pimeä aine - tähtitieteessä ja kosmologiassa sekä teoreettisessa fysiikassa aineen muoto, joka ei osallistu sähkömagneettiseen vuorovaikutukseen ja joka siksi on suoran havainnoinnin ulottumattomissa. Se on noin neljännes maailmankaikkeuden massaenergiasta ja ilmenee vain gravitaatiovuorovaikutuksessa . Pimeän aineen käsite otettiin käyttöön selittämään teoreettisesti piilomassan ongelmaa galaksien ulkoalueiden epätavallisen suuren pyörimisnopeuden ja gravitaatiolinssien vaikutuksissa (näihin liittyy ainetta, jonka massa on paljon suurempi kuin tavallisen näkyvän aineen massa). ; muiden ehdotusten ohella se on tyydyttävin.

Pimeän aineen koostumusta ja luonnetta ei tällä hetkellä tunneta. Yleisesti hyväksytyn kosmologisen mallin puitteissa kylmän pimeän aineen mallia pidetään todennäköisimpänä . Todennäköisimpiä ehdokkaita pimeän aineen hiukkasten rooliin ovat WIMP:t . Aktiivisista etsinnöistä huolimatta niitä ei ole vielä kokeellisesti löydetty .

Planckin avaruusobservatorion maaliskuussa 2013 julkaistujen havaintojen tietojen mukaan , jotka on tulkittu ottamalla huomioon kosmologinen standardimalli Lambda-CDM , havaittavan maailmankaikkeuden kokonaismassaenergia koostuu 4,9 % tavallisesta ( baryoni )aineesta, 26,8 %. pimeästä aineesta ja 68,3 % pimeästä energiasta [1] [2] . Näin ollen maailmankaikkeus koostuu 95,1 % pimeästä aineesta ja pimeästä energiasta [3] .

Historia

Pimeän aineen käsite liittyy historiallisesti piilomassan ongelmaan , kun havaittu taivaankappaleiden liike poikkeaa taivaanmekaniikan laeista ; pääsääntöisesti tämä ilmiö selittyy tuntemattoman materiaalikappaleen (tai useiden kappaleiden) olemassaololla. Näin löydettiin planeetta Neptunus ja tähti Sirius B [4] .

Itse termiä "pimeä aine" ( fr. matière obscure ) käytti luultavasti ensimmäisen kerran vuonna 1906 ranskalainen fyysikko ja matemaatikko Henri Poincare , joka kehitti lordi Kelvinin ajatuksia galaksin tähtien massan arvioinnista jakauman perusteella. niiden nopeuksista: "Monet tähdistämme, ehkä jopa niiden valtaosa voi olla tummia kappaleita ( englanniksi dark body )", mutta tekee toisenlaisen johtopäätöksen: "Pimeää ainetta ei ole, tai ei ainakaan niin paljon kuin näkyvää ” [5] [6] . Samanlaisen johtopäätöksen teki vuonna 1915 virolainen tähtitieteilijä Ernst Epik [6] [7] ja sitten vuonna 1922 hollantilainen Jacobus Kaptein , joka ilmeisesti oli ensimmäinen, joka käytti termiä "pimeä aine" . pimeä aine ) nimittäin havaitsemattoman aineen merkityksessä, jonka olemassaolo voidaan arvioida vain sen gravitaatiovaikutuksen perusteella [6] [7] [8] :

Siten voimme arvioida pimeän aineen massan universumissa. Jos tarkastelemme sen tilaa tällä hetkellä, tämän massan osuus ei ilmeisesti voi olla hallitseva.

Alkuperäinen teksti (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Siksi meillä on keinot arvioida universumin pimeän aineen massa. Tällä hetkellä näyttää siltä, että tämä massa ei voi olla liian suuri. [9]

Samana vuonna brittiläinen tähtitieteilijä James Jeans , joka myös tutki tähtien liikettä galaksissamme [6] [8] , tuli erilaiseen johtopäätökseen: jokaista näkyvää tähteä kohti on 2 "tummaa". Lisäksi vuonna 1932 Kapteynin oppilas Jan Oort julkaisi [10] tarkemman arvionsa pimeän aineen tiheydestä galaksissamme, erityisesti aurinkokunnan läheisyydessä, perustuen tähtien pystysuuntaisten värähtelyjen analyysiin suhteessa tasoon. Linnunradan [8] . Hän laski, että aineen kokonaistiheys ylittää tavallisen näkyvän aineen tiheyden vain kaksi kertaa (ns. Oort-raja), eli pimeän aineen tiheys on suunnilleen yhtä suuri kuin näkyvien tähtien tiheys [7] ja on 0,05 M ⊙ / kpl 3 [6] . Näin ollen tänä aikana uskottiin, että pimeä aine on kirjaimellisesti pimeää ainetta, joka ei yksinkertaisesti säteile tarpeeksi valoa [5] [6] .

Pimeän aineen vakava tutkimus, myös galaksien ulkopuolisissa mittakaavassa, alkoi itse asiassa Fritz Zwickyn työstä , joka vuonna 1933 havaitsi [11] epätavallisen suuren kooman joukon ( Coma Berenices -tähdistö ) kahdeksan galaksin radiaalinopeuksien leviämisen. noin 1000 km/s - ja viriaalilausetta soveltaen hän päätteli, että klusterin vakauden kannalta sen kokonaismassan on oltava 400 kertaa suurempi kuin sen muodostavien tähtien massa [5] [8] [12] [13] [ 14] :

Jos tämä vahvistetaan, tulemme hämmästyttävään johtopäätökseen - että pimeän aineen määrä on paljon suurempi kuin valon.

Alkuperäinen teksti (saksa)[ näytäpiilottaa] Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. [yksitoista]

Toisessa artikkelissa vuonna 1937 [15] , jossa sveitsiläis-amerikkalainen astrofyysikko tarkensi laskelmiaan, mainitaan "sumujen sisältämä pimeä aine kylmien tähtien, muiden kiinteiden aineiden ja kaasujen muodossa", toisin sanoen hän piti edelleen se on jonkinlainen tavallinen aine. Lisäksi Fritz Zwicky käytti laskelmissaan virheellistä (noin 8 kertaa suurempaa) Hubble-vakion arvoa ja sai vastaavasti yliarvioidyn massa/valoisuus-suhteen ja sen seurauksena yliarvioidun määrän pimeää ainetta. Kaikista näistä vivahteista huolimatta hänen perustavanlaatuisesta johtopäätöksestään sen valtavasta panoksesta suurten tähtitieteellisten esineiden massalle tuli perustavanlaatuinen askel pimeän aineen käsitteen historiassa [5] [13] . Samoihin aikoihin, vuonna 1936, amerikkalainen tähtitieteilijä Sinclair Smith sai [16] samanlaisen tuloksen toiselle galaksijoukolle, Virgolle : yhden siihen kuuluvan galaksin keskimääräinen massa oli hänen laskelmiensa mukaan 2⋅10 11 M ʘ , joka on 2 suuruusluokkaa suurempi kuin E. Hubblen hieman aikaisemmin tekemä arvio [17] . Kuitenkin, kuten Zwicky, jonka työhön hän muuten mainitsi, Smith selitti tämän paradoksin sillä, että joukossa on suuri määrä intergalaktista ainetta, joko tasaisesti jakautuneena klusterin sisällä tai muodostaen jättimäisiä, haaleita pilviä galaksien ympärille [8] [13] [18] . Sillä välin tähtitieteellinen yhteisö oli tuolloin melko skeptinen pimeän aineen hypoteesin suhteen, vaikka se tunnusti puuttuvan massaongelman olemassaolon [13] [19] [20] .

Pian ilmaantui toinen ongelma spiraaligalaksien massajakauman ja massa/luminositeettisuhteen kanssa, jotka saatiin niiden pyörimiskäyristä [21] [22] . Joten vuonna 1939 amerikkalainen Horace Babcock julkaisi väitöskirjassaan Andromedan galaksin yksityiskohtaisen pyörimiskäyrän - tähtien pyörimisnopeus sen keskustan ympärillä ei laskenut, kuten taivaanmekaniikka ennusti, kääntäen verrannollinen (missä on etäisyys galaksiin keskellä), mutta pysyi lähes vakiona (katso kuva kuva). Babcock päätteli, että tämä viittaa siihen, että galaksin M 31 ulkoalueilla on merkittävä massa näkymätöntä ainetta, mutta se voidaan selittää myös pölyhiukkasten voimakkaalla absorptiolla [18] [21] [22] . Vuotta myöhemmin Jan Oort, analysoituaan galaksin NGC 3115 pyörimiskäyrää , sai myös ulkoalueiden massa/valoisuussuhteen poikkeuksellisen suuren (~ 250), mikä ei vastannut teoreettista kuvaa, jossa oletettiin, että koko galaksin massa sisältyi sen tähtiin [18] [22] . Sekä Babcock että Oort panivat merkille galaksien ulompien alueiden pyörimiskäyrien tutkimisen tärkeyden, mutta niiden tulokset eivät tuolloin herättäneet huomiota, samoin kuin Zwickyn ja Smithin tulokset, jotka ainakin osittain johtuivat alkuun 1939 toiseen maailmansotaan [18] . ${\sqrt {R}}$ $R$

Kuitenkin toisaalta sota vaikutti myös radioastronomian havaintovälineiden nopeaan edistymiseen - ne mahdollistivat 21 cm :n atomivedyn emissiolinjan rekisteröinnin, määrittäen sen läsnäolon tähtienvälisissä pilvissä ja liikkeen nopeuden. [21] . Jan Oortilla oli jälleen suuri rooli tässä; hänen oppilaansa Henrik van de Hulst vuonna 1957 sai ensimmäisenä [23] tällä menetelmällä galaksin M M / L ~ 2 kanssa. levyn keskialueelle, julkaistiin vähän aiemmin [24] , ja kävi ilmi, että toisin kuin näkyvällä sisäalueella, jossa massajakauma osui suunnilleen yhteen valoaineen kanssa, ulkokehässä oli paljon enemmän ainetta, näkymätön, mutta sillä on gravitaatiovaikutus [25] . Tuolloin tehdyt galaksi M 31 :n radiohavainnot paljastivat myös sen lähestyvän omaamme, ja koska tämä lähestymistapa johtui molemminpuolisista vetovoimista, niiden kokonaismassa oli mahdollista kvantifioida, mikä tehtiin vuonna 1959 [26 ] saksalais-brittiläinen astrofyysikko Franz Kahn ja toinen kuuluisa hollantilainen Jan Oort Lodewijk Wolterin oppilas . He saivat arvon ~1,5⋅10 12 M ⊙ , joka on 6 kertaa suurempi kuin yksittäisten arvojen summa, joita pidettiin sitten Linnunradan massoina (~ 4⋅10 11 M ⊙ ) ja M 31 (~ 1⋅ ). 10 11 M ⊙ ), ja päätteli, että tämä puuttuva aine on olemassa galakseja ympäröivän kuuman (~ 10 5 K) kaasun halona [18] [20] [25] .

Galaksiklusterien massojen ongelmasta oli tuolloin käyty niin aktiivista keskustelua, että konferenssi "Galaktisten järjestelmien epävakaudesta" [27] oli omistettu sen keskustelulle symposiumin "Ongelmia ekstragalaktisen toiminnan ongelmista" puitteissa. tutkimus" Santa Barbarassa elokuussa 1961, järjestäjänä Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni . Monet viriaaliteoreemasta johdetut ja havaituista pyörimiskäyristä lasketut massojen väliset ristiriidat ovat olettaneet "näkymättömän galaksien välisen aineen, joka muodostaa 90-99 % klusterien massoista" [19] [20] [28] .

Suuren panoksen pimeän aineen hypoteesin hyväksymiseen antoivat 1960-luvun lopulla ja 1970-luvun alussa tähtitieteilijät Vera Rubin Carnegie-instituutista ja Kent Ford . — he olivat ensimmäiset, jotka saivat tarkat ja luotettavat spektrografiset tiedot tähtien pyörimisnopeudesta galaksissa M 31 [29] . Pyörimiskäyrä pysyi tasaisena jopa 24 kpc :n etäisyydellä keskustasta, mikä vastasi aiemmin julkaistuja [30] radioalueen mittauksia [5] [22] [25] . Samaan aikaan, vuonna 1970, australialainen Ken Freeman tuli kuuluisassa työssään [31] , joka analysoi galakseja M 33 ja NGC 300 koskevia tietoja , siihen tulokseen, että

Jos [tiedot] ovat oikein, näiden galaksien täytyy sisältää ainetta, jota ei ole rekisteröity optisilla tai radiotaajuuksilla. Sen massan on oltava vähintään sama kuin tavanomaisesti rekisteröidyn galaksin, ja sen jakautuminen voi olla hyvin erilainen kuin optisesti havaittavalle galaksille ominaista eksponentiaalinen jakauma.

Alkuperäinen teksti (englanniksi)[ näytäpiilottaa] jos [tiedot] ovat oikein, näissä galakseissa täytyy olla ylimääräistä ainetta, jota ei havaita, joko optisesti tai 21 cm:n etäisyydellä. Sen massan on oltava vähintään yhtä suuri kuin havaitun galaksin massa, ja sen jakauman on oltava aivan erilainen kuin optisen galaksin eksponentiaalinen jakauma. [31]

Sitten 1970-luvulla muut tunnetut tiedemiehet väittivät 1970-luvulla massiivisten halojen tai galaksien "kruunujen" puolesta niiden keskuksista: Jaan Einasto [32] sekä Jeremy Ostryker ja Jim Peebles [33] . analysoi kääpiögalaksien, galaksiparien ja -klusterien liikkeestä kertynyttä datamäärää rotaatiokäyrien lisäksi [34] [35] [36] . Näin ollen Oestrykerin ja Peeblesin artikkeli alkoi sanoilla

On syitä, yhä lukuisia ja luotettavampia, uskoa, että arviot tavallisten galaksien massoista tähän päivään mennessä voitaisiin aliarvioida ainakin 10 kertaa.

Alkuperäinen teksti (englanniksi)[ näytäpiilottaa] On syitä, joiden lukumäärä ja laatu kasvavat, uskoa, että tavallisten galaksien massat on saatettu aliarvioida kertoimella 10 tai enemmän. [33]

Tärkeä hetki oli Albert Bosman työ Groningenin yliopistosta : vuonna 1978 hän esitti väitöskirjassaan [37] jo 25 galaksille [38] loivia pyörimiskäyriä . Tänä aikana havainnoinnin lisäksi muotoiltiin teoreettisia argumentteja pimeän aineen olemassaolon puolesta, jotka perustuivat kosmologisiin näkökohtiin ja numeeristen simulaatioiden tuloksiin [39] . Sama Ostriker ja Peebles Zwickyn työhön tukeutuen osoittivat [40] , että ilman massiivisten pallomaisten halojen lisäämistä galaksit olisivat epävakaita [14] [38] . Tähtitieteilijäyhteisön tunnelma vuosikymmenen lopulla heijastui amerikkalaisten astrofyysikkojen Sandra Faberin ja John Gallagherin 41] katsaukseen , jossa [38]

Se päättelee, että universumin näkymätön massa on erittäin vakuuttava ja vahvistuu.

Alkuperäinen teksti (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Johtopäätöksenä on, että universumin näkymätön massa on erittäin vahva ja vahvistumassa. [41]

Vera Rubinin [42] uusia teoksia julkaistiin myös .

Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn tutkimukset , erityisesti sen isotropian korkean asteen tunnistaminen, antoivat sysäyksen kosmologian kehitykselle. Niinpä vuonna 1982 Jim Peebles ilmaisi ajatuksen [43] , että baryonisen aineen tiheyden merkittävien vaihteluiden puuttumisen rekombinaatiohetkellä ja maailmankaikkeuden nykyaikaisen laajamittaisen rakenteen välillä , jolla ei olisi ollut aikaa. kehittyä siitä hetkestä kuluneessa ajassa, voidaan eliminoida olettamalla suuri määrä ei-baryonista ainetta - sen vaihtelujen kasvu edistäisi havaittujen epähomogeenisuuksien muodostumista massojen jakautumisessa ilman jäänyt millään tavalla kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn. Ja 1980-luvulla laadittu inflaatiohypoteesi , joka selitti kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn isotropian, oletti myös, että maailmankaikkeus on litteä ja että sen seurauksena sen aineen tiheys on täsmälleen yhtä suuri kuin kriittinen . Koska arviot tavallisen baryonisen aineen tiheydestä antoivat vain merkityksettömän osan tästä arvosta, tämä puolestaan merkitsi pimeän aineen olemassaolon tarvetta [39] [44] .

1980-luvulla, kun pimeän aineen hypoteesi oli jo vakiintunut yleisesti hyväksytyksi, sen tutkimus keskittyi siihen, mitä se tarkalleen on [5] , mitkä ovat sen ominaisuudet ja sen rooli maailmankaikkeuden evoluutiossa [45] [46] . . Tämä tehtiin numeerisen simulaation avulla, joka kehittyi silloin aktiivisesti tietotekniikan kehityksen ansiosta ja jonka tuloksia verrattiin havainnointitietoihin [45] . Tärkeä rooli oli esimerkiksi punasiirtymien CfA1 [45] [47] ja sitten sen toisen vaiheen CfA2 [48] [49] tarkastelulla . Ja seuraavasta vuosikymmenestä alkaen kiinnostus siirtyi pimeän aineen jakautumisen mallintamiseen galaktisissa haloissa [45] . 2000-luvun alussa tuli mahdolliseksi käyttää tarkempia ja täydellisempiä taivaanmittauksia: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] ja sitä seurannut 6dFGS [53] ; Yksityiskohtaisin tähän mennessä on SDSS [51] [54] . Myös kosmologisen evoluution numeerinen mallinnus, erityisesti pimeän aineen rooli tässä prosessissa, on tarkentunut ja laajempi: esimerkiksi Millennium [55] [56] , Bolshoi Simulation [57] [58] ja Illustris [59] .

Todiste olemassaolosta

Huomaavainen

Galaksien pyörimiskäyrät osoittavat, että pyörimisnopeus ei ole laskenut tähtien kiekkojen reuna-alueilla. Yksinkertaisin selitys tälle vaikutukselle on massiivisten näkymättömien halojen läsnäolo galakseissa, jotka vaikuttavat suuresti niiden massoihin [62] [63] .
Satelliittikalaksien ja pallomaisten klustereiden dynamiikka ja morfologia massiivisten galaksien lähellä [64] . Pienet satelliittigalaksit liikkuvat suurten ympärillä ja noudattavat samoja lakeja kuin tähdet tavallisten galaksien reuna-alueilla, joten ne ovat samanlaisia, mutta suuremmassa mittakaavassa olevia testikappaleita, mikä mahdollistaa johtopäätöksen gravitaatiopotentiaalin jakautumisesta. tällaisista massiivisista galakseista [36] . Tietojen analysointi meidän ja muiden galaksien osalta vahvisti, että kunkin galaksin kokonaismassa on useita kertoja suurempi kuin sen tähtien kokonaismassa [64] .
Galaksijärjestelmien dynamiikka binäärigalakseista galaksiklusteriin . Niiden jäsenten säteittäisten nopeuksien analyysi antaa galaksien nopeuksille luonteenomaisen leviämisen, mikä mahdollistaa näiden järjestelmien kokonaismassan arvioinnin [kommentti 1] [64] . Siten paljastettiin, että pimeää ainetta on läsnä galaktisen hierarkian kaikilla tasoilla ja sen osuus kasvaa mittakaavan kasvaessa: binäärisysteemeissä se ylittää näkyvän aineen osuuden useita kertoja ja galaksiklustereissa (joissa on satoja ja tuhansia esineitä) - kymmeniä tai satoja kertoja [65] .

Röntgensäteily kuumasta kaasusta jättimäisissä elliptisissa galakseissa ja niiden klusteissa, jotka ovat tallentaneet sellaiset kiertävät observatoriot kuin " Einstein " [65] , " ROSAT ", " XMM-Newton " ja " Chandra " [70] . Röntgenteleskooppien avulla määritetään tällaisten kohteiden pinnan kirkkauden (röntgenalueella) ja lämpötilan jakautuminen kaksiulotteisessa projektiossa, näiden ominaisuuksien perusteella muodostetaan kaasun tiheyden ja lämpötilan säteittäinen jakautuma, joka mahdollistaa galaksin tai joukon massaprofiilin saamisen hydrostaattisen tasapainon olosuhteiden perusteella [70 ] [71] [72] . Tämä on tämän menetelmän tärkeä etu, koska muut antavat vain kohteen kokonaismassan arvon [70] . Pelkästään tähtien ja kaasun massa ei laskelmien mukaan riitä pitämään sisällään galakseihin ja kertymiin tulevaa kuumaa kaasua, jos pimeää ainetta ei oteta huomioon [65] . Tällaista kuumaa kaasua on vain noin 15 % klustereiden kokonaismassasta, valoisaa näkyvää ainetta on vielä vähemmän, vain 5 %, ja loput 80 % on pimeää ainetta [72] . Tässä tapauksessa kaasun säteittäinen jakautuminen (riippuen etäisyydestä kohteen keskustaan) toistaa suunnilleen pimeän aineen hypoteettista jakautumista - Navarro-Frank-White -profiilia [71] [72] .
Gravitaatiolinssi on valon poikkeama kaukaisista kohteista sen reitillä olevien massiivisten klustereiden gravitaatiokentän toimesta, jonka seurauksena johonkin havaittuun klusteriin projisoidut kauempana olevien galaksien kuvat vääristyvät (heikko painovoimalinssi) tai jopa jakautuvat. useita "kopioita" (vahva gravitaatiolinssi) [kommentti 2] [68] . Näiden vääristymien luonteen perusteella on mahdollista rekonstruoida massan jakautuminen ja suuruus klusterin sisällä, mukaan lukien piilotettu [68] [73] [74] .

Tällaisia laskelmia on tehty yli kymmenelle klusterille, ja näkymättömän/näkyvän aineen suhde on yleensä yhdenmukainen muiden näiden klustereiden pimeän aineen massan mittausmenetelmien kanssa [68] [73] [75] .

Heikon painovoimalinssin vaikutus on korostettu monien maa- ja avaruusteleskooppien kuvien tilastollisella analyysillä. Läheisen massapitoisuuden puuttuessa kaukaisten taustagalaksien on oltava kaoottinen. Jos tällainen massa on läsnä, tämä johtaa muutokseen galaksien näennäisessä pidentymisessä ja jonkin järjestyksen ilmaantumiseen niiden orientaatioissa [67] [77] . Koska vääristymät ovat usean prosentin luokkaa amplitudista, tämä menetelmä vaatii suurta prosessointitarkkuutta, järjestelmävirheiden minimoimista ja suuria tutkittavia kiinnostavia alueita. Siksi tulosten yhteensopivuus muiden menetelmien kanssa on tärkeä todiste pimeän aineen olemassaolon puolesta [78] .

Massojen jakautuminen törmäävissä galaksijoukkoissa, joissa tumma ja baryoninen aine ovat selvästi erotettu toisistaan, mikä käy ilmi havainnoista eri taajuusalueilla. Tunnetuin esimerkki pimeän aineen havaitsemismenetelmien monimutkaisesta soveltamisesta on Bullet -galaksijoukon tutkimus , joka havaittiin kahden galaksijoukon suoran törmäyksen aikana. Jos pimeää ainetta ei olisi olemassa, klusterin päämassan sijainti (joka voidaan määrittää käyttämällä heikkoa gravitaatiolinssiä) vastaisi plasman jakautumista (havaittu röntgenalueella), joka muodostaa suurimman osan baryonista. asia. Havaitaan kuitenkin erilainen kuva: päämassan jakautuminen osuu yhteen galaksien optisten kuvien kanssa. Tämä osoittaa suoraan pimeän aineen läsnäolon; julkaistuissa Bullet Clusterin tutkimukselle omistetuissa papereissa otsikoissa oli sanat "Suora empiirinen todiste pimeän aineen olemassaolosta" [79] [80] [81] [82] [83] .

Toinen esimerkki tällaisesta epätavallisesta esineestä on CL0024+17 -klusteri , jonka tiheyshuippu rengasmaisella syrjäisellä alueella ei ole sama kuin kuuman kaasun sekä tähtien sijainti. Teoreettinen mallinnus on osoittanut, että tämä on tulosta samasta prosessista kuin Bullet Clusterissa, mutta CL0024+17 ei havaita sivulta, vaan törmäysviivaa pitkin ja paljon myöhemmässä vaiheessa. Tällaista kuvaa ei voida selittää vaihtoehtoisten teorioiden puitteissa [84] .

Myös monia muita tämän tyyppisiä klustereita on tunnistettu, joille eri alueilla olevia kuvia analysoimalla saatiin massajakauma, mukaan lukien piilotettu: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] ja muut.

Teoreettinen

Galaksien vakauden mallinnus [88] .
Taustasäteilyn epähomogeenisuuden analyysi . Galaksit muodostuvat ja kasvavat painovoiman epävakauden vuoksi varhaisen universumin tiheyshäiriöistä [88] [89] . 400 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen nämä tiheyden vaihtelut olivat vielä hyvin pieniä (~10 -5 suhteessa itse tiheyteen). Ja jos maailmankaikkeudessa olisi tuolloin vain tavallista baryonista ainetta, niin näillä epähomogeenisuuksilla ei yksinkertaisesti olisi ollut aikaa kasvaa siinä määrin, että ne loisivat havaitun rakenteiden monimuotoisuuden - tätä varten primaarisen rekombinaation aikakauden vaihtelut on oltava luokkaa 10 -3 . Ratkaisu tähän paradoksiin on oletus, että maailmankaikkeudessa on huomattava määrä ei-baryonista piilomassaa. CMB-fotonit ovat vuorovaikutuksessa vain baryonisen aineen kanssa, ja siksi taustasäteilyn lämpötila-anisotropia kantaa tietoa vain tavallisen aineen tiheyden vaihteluista. Ei-baryoninen aine voi rekombinaatiohetkellä jo tiivistyä paljon voimakkaammin, mikä muodostaa perustan tulevien galaksien ja niiden klustereiden kasvulle [89] [90] [91] .
Galaksien muodostumisen mallintaminen perustuen yleisesti hyväksyttyyn teoriaan universumin koostumuksesta, erityisesti tietyllä osuudella pimeää ainetta. Jos se asetetaan alkuehdoksi, tuloksena oleva galaksien jakauma ja ominaisuudet (esim. muoto) ovat samat kuin havaitut [14] [56] .
Arvio maailmankaikkeuden kriittisestä tiheydestä . On osoitettu, että aineen kokonaismassatiheys maailmankaikkeudessa on noin 20-30 % kriittisen tiheyden arvosta, kun taas baryoninen aine maailmankaikkeudessa on vain noin 4,5 %. Siksi baryonien tiheyden täydentää ei-baryoninen piilomassa, jonka pitäisi olla noin 5 kertaa tavallista ainetta enemmän [92] .

Pimeän aineen ominaisuudet

Lämpötila

Useimmissa pimeän aineen syntyä koskevissa teorioissa oletetaan, että universumin evoluution alkuvaiheessa pimeän aineen hiukkaset olivat kineettisessä tasapainossa tavallisen aineen - baryonien , elektronien ja fotonien - kanssa, jotka tuolloin muodostivat yhden väliaineen. Tietyllä hetkellä, tietyssä lämpötilassa, T d , ne menivät epätasapainoon ja ovat siitä lähtien levinneet vapaasti [kommentti 3] . Tämän lämpötilan ja pimeän aineen hiukkasten massan suhteesta riippuen se jaetaan "kuumaan", "kylmään" ja "lämpimään" [93] .

Kuuma pimeä aine

Jos baryonisen aineen tasapainon rikkomisen hetkellä pimeän aineen hiukkasten massa ei ylittänyt väliaineen vastaavaa lämpötilaa, [kommentti 4] , eli ne olivat relativistisia, lisäksi tämä massa oli alle 1 eV , tällaista pimeää ainetta kutsutaan kuumaksi. Lämpimästä pimeästä aineesta , jolle myös , mutta , se eroaa siinä, että kuuma pimeä aine pysyi suhteellisena jopa siihen aikaan, kun universumin evoluution säteilyvaltaisesta pölymäiseen vaiheeseen siirtyi , mikä tapahtui lämpötilassa . Tämä on tärkeää, koska tiheyshäiriöiden kasvu tapahtuu näissä vaiheissa eri tavalla ja riippuu olennaisesti siitä, onko pölyvaiheessa oleva pimeä aine relativistista [93] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ $M_{X}\geq 1{\text{ eV))$ $T_{eq}=1{\text{ eV))$

Universumissa oli alun perin pieniamplitudisia epähomogeenisuuksia pimeän aineen tiheydessä, ja oli ajanjakso, jolloin pimeän aineen hiukkaset olivat suhteellisia ja etenivät vapaasti (tämä tapahtui lämpötila-alueella ). Liikkuessaan lähes valon nopeudella ne poistuivat nopeasti tiheämmiltä alueilta ja täyttivät alueet pienemmillä tiheydillä (nykyisen kosmologisen horisontin sisällä). Tämän ilmaisen suoratoistoprosessin seurauksena nykyistä horisonttia pienemmät pimeän aineen tiheyden epähomogeenisuudet huuhtoutuivat pois. Koska vapaa sekoittuminen loppui klo , horisontin koko tällä hetkellä, tekijällä venytettynä, määrittää nykyaikaisen maksimikoon alueilla, joilla tiheyshäiriöt vaimentuvat [94] . Kuuman pimeän aineen ( ) osalta tämä arvo on arvioitu noin 100 Mpc [95] . ${\displaystyle M_{X}\leq T\leq T_{d))$ $T\sim M_{X}$ ${\displaystyle (1+z)\noin {\frac {T}{T_{0))))$ $M_{X}\sim 1{\text{ eV))$

Malleissa, joissa on kuumaa tummaa ainetta, muodostuvat ensin suurimmat rakenteet - superklusterit , jotka sitten hajoavat pienemmiksi - klustereiksi . Galaksit muodostuvat viimeisinä, ja tämän prosessin olisi pitänyt alkaa ei niin kauan sitten. Tällainen rakenteiden muodostumisjärjestys on ristiriidassa havaintojen kanssa, joten kuumaa pimeää ainetta voi olla vain pieni osa kaikesta pimeästä aineesta [95] [96] .

Tämän tyyppinen pimeä aine voisi sisältää ensisijaisesti tavallisia neutriinoja standardimallista [ - tämä on ainoa kokeellisesti vahvistettu tämän tyyppinen hiukkanen [97] [96] .

Kylmä pimeä aine

Jos pimeän aineen hiukkaset ovat irronneet tavallisesta aineesta jo ei-relativistisena, eli sellaista pimeää ainetta kutsutaan "kylmäksi". Se on kosmologisista syistä edullisin vaihtoehto [93] : tällaiset hiukkaset liikkuvat hitaasti, jolle on ominaista niin sanotun vapaan sekoituspituuden pieni arvo [kommentti 5] , joten maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheessa tiheys Pienen mittakaavan vaihtelut eivät tukahdu, universumin suuren mittakaavan rakenteen muodostuminen alkaa melko varhain ja tapahtuu alhaalta ylöspäin [51] [56] [98] . Alueen suurin nykyaikainen koko, jolla tiheyshäiriöt vaimentuvat, 0,1 Mpc ( kääpiögalaksin koko ), antaa pimeän aineen hiukkasten massan alarajaksi 1 keV - sama järjestys saadaan muista pohdinnoista, jotka perustuvat arviot pimeän aineen hiukkasten faasitiheydestä kääpiögalakseissa [95] . Universumin evoluutiomallinnuksen tulokset tällaisilla parametreilla (ΛCDM-mallin puitteissa ) vastaavat tarkasti havaittua klustereiden , galaksisäikeiden ja niiden välisten onteloiden mallia [56] [98] . $M_{X}\gg T_{d}$

Hypoteettisten ehdokashiukkasten luokkaa kylmän (eli 1-100 keV :ta massiivisemman ) pimeän aineen hiukkasten rooliin kutsutaan nimellä WIMP ( englanniksi WIMP, heikosti vuorovaikuttava massiivinen hiukkanen - heikosti vuorovaikuttava massiivinen hiukkanen) [92] [99] . Nyt tätä termiä käytetään kuitenkin suppeammassa merkityksessä kuin alun perin, ja se viittaa vain hiukkasiin, joiden tulisi olla heikko vuorovaikutus [100] [101] .

Kylmän pimeän aineen mallin puitteissa syntyy kuitenkin vaikeuksia kuvata halon sisä-, keskialueita, joista vakavimpia ovat [102] [103] [104]

cusp-ongelma on ristiriita tiheysjakauman numeerisen simulaation tulosten ja kokeellisten tietojen välillä. Kylmän pimeän aineen jakauman numeerinen mallinnus osoittaa, että se muodostaa galaksin keskipisteeseen kärjen tai singulaarisuuden , kun taas suorat tähtitieteelliset havainnot osoittavat päinvastaista kuvaa.

kääpiögalaksien puutteen ongelma (tunnetaan myös nimellä "kadonneiden kääpiösatelliittigalaksien ongelma"). Sen ydin on, että kääpiögalaksien lukumäärä (suhteessa tavallisten galaksien määrään) on suuruusluokkaa pienempi kuin määrä, jonka pimeän aineen rakenteiden hierarkkiseen jakautumiseen perustuvan simulaation mukaan pitäisi olla.

Lämmin pimeä aine

Lämmin pimeä aine, samoin kuin kuuma , oli relativistinen sillä hetkellä, kun se poistui tasapainosta baryonisen aineen kanssa, eli ehto täyttyi . Sen hiukkasten massa M X oli kuitenkin yli 1 eV , ja silloin kun universumin laajeneminen säteilyn hallitsemasta pölymäiseen vaiheeseen siirtyi , ne olivat jo lakanneet olemasta relativistisia. Koska tiheyshäiriöiden kasvu tapahtuu näissä vaiheissa merkittävästi eri tavoin ja riippuu voimakkaasti siitä, onko pölyvaiheessa oleva pimeä aine (johon siirtyminen tapahtui juuri noin 1 eV :n lämpötiloissa ) suhteellista, tämä ero on perustavanlaatuinen [ 93] . Lämpimän pimeän aineen tiheysvaihtelut vaimentuvat vain hyvin pienissä mittakaavassa, kääpiögalaksien tasolla ja sen alapuolella [98] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$

Tiheysjakauma

Useimmiten Navarro-Frank-White profiilia [105] käytetään analyyttisesti kuvaamaan pimeän aineen halon muotoa :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}}({\frac {r}{R_{s}}}\left(1~+~{\frac {r}{R_{ s}}}\oikea)^{2}}},

missä ρ 0 on parametri, jonka määrittää aineen tiheys universumissa halon muodostumishetkellä, Rs on halon ominaissäde. Tämä approksimaatio on kuitenkin erittäin epätarkka galaksien keskusalueilla, joissa baryoninen aine hallitsee [45] . Tarkempana vaihtoehtona ehdotettiin Burkert-profiilia [106] :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}r_{0}^{3}}{(r+r_{0})(r^{2}+r_{0}^{ 2})}},

missä ρ 0 on tiheys keskialueella, r 0 on sen säde. Numeeriseen mallinnukseen perustuvaa analyyttistä muotoa on myös ehdotettu Mooren profiiliksi [107] :

\rho (r)={\frac {\rho _{i}}{\left({\frac {r}{R_{s}}}\right)^{1,5}\left(1 ~+~{\frac {r}{R_{s}}}\oikea)^{1,5}}},

viittaa kuitenkin vielä jyrkempään nousuun keskialueella kuin Navarro-Frank-White -profiili. Lopuksi esitettiin idea Einasto-profiilin käyttöön [108] :

\rho (r)=\rho _{e}\exp \left(-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e))}\right)^{\ frac {1}{n}}-1~\right)\right),

Pimeän aineen kandidaatit

Baryonin pimeä aine

Astrofysiikan kehittymisen ja pimeän aineen hypoteesin hyväksymisen myötä useille asiantuntijoille luonnollisin oletus oli, että pimeä aine koostuu tavallisesta, baryonisesta aineesta, joka jostain syystä vuorovaikuttaa heikosti sähkömagneettisesti ja jota ei siksi voida havaita tutkittaessa. esimerkiksi päästöviivat ja absorptio. Ehdokkaita tällaisten esineiden rooliin voivat olla planeetat , ruskeat kääpiöt , punaiset kääpiöt , valkoiset kääpiöt , neutronitähdet ja mustat aukot . Astrofyysikko Kim Griest ehdotti termiä MACHO ( massiivinen astrofyysinen kompakti haloobjekti ) niiden nimeämiseksi [109] . Tämä lyhenne viittaa espanjaan. macho - " macho , dork" on vastakohta termille WIMP , jota Michael Turner ( eng. Michael S. Turner ) ehdotti aiemmin hypoteettisille ei-baryonisille heikosti vuorovaikutteisille massiivisille alkuainehiukkasille ( eng. wimp - "bore, heikosti" ) [110] , katso alla .

Ilmeisesti baryonisen aineen osuus pimeän aineen koostumuksessa on kuitenkin pieni. Ensinnäkin kokeet MACHO - objektien etsimiseksi galaksimme sädekehästä havaitsemalla tähtien valon gravitaatiomikrolinssitapahtumat johtivat siihen johtopäätökseen, että tällaisten kompaktien esineiden osuus, ainakin joiden massat ovat välillä 10–7–10 2 auringon massasta , on enintään 8 % [109] [111] . Toisaalta mikään tunnetuista pimeän aineen komponenttien rooliin ehdokkaiden tyypeistä ei vastaa havaintotietoja sen määrästä [112] . Lisäksi kosmologisista näkökohdista seuraa, että valoalkuaineiden , erityisesti deuterium-osuuden (havaittu vanhimmissa tähtitieteellisissä kohteissa) primääripitoisuuksien suhde osoittaa baryonien melko pienen osuuden maailmankaikkeuden kokonaistiheyteen - vain 4,5 % kriittisen tiheyden arvosta, sitten kuinka riippumattomilla menetelmillä saadut estimaatit koko aineen massasta antavat 20-30 % tästä arvosta [111] [92] [112] .

Alkuperäiset mustat aukot

Yksi ehdokkaista MACHO-objektien rooliin ovat alkuperäiset mustat aukot , jotka muodostuivat universumin alkulaajenemisen aikana välittömästi alkuräjähdyksen jälkeen [113] . Tutkimukset, jotka perustuvat kaukaisten supernovien valon gravitaatiomikrolinssien laskentatapahtumiin, tarjoavat merkittäviä rajoituksia yli 0,01 Auringon massaa olevien mustien aukkojen mahdolliselle osuudelle pimeän aineen koostumuksessa - enintään 23 % [114] [115] . Silti alkuperäisten mustien aukkojen massojen arvoja ei ole poissuljettu, erityisesti sellaisilla esineillä, joiden massa on yli 10 3 auringon massaa, voi olla tärkeä rooli kosmologisissa prosesseissa, vaikka ne muodostavat vain pienen osan pimeä aine [116] .

Maximons

Lisäksi on ehdotettu, että pimeän aineen hiukkasten roolia voisivat hoitaa hypoteettiset Planckin mustat aukot ( maximonit ), jotka ovat tavallisten mustien aukkojen evoluution lopputuote, vakaat ja eivät enää altistu Hawkingin säteilylle . Näille kohteille on ominaista erittäin pieni vuorovaikutuspoikkileikkaus , noin 10 −66 cm 2 , joka on 20 suuruusluokkaa pienempi kuin neutriinovuorovaikutuksen poikkileikkaus. Tämän teorian mukaan neutraalien maksimonien ja aineen vuorovaikutuksen poikkileikkauksen pienuus johtaa siihen, että merkittävä (tai jopa pääasiallinen) osa maailmankaikkeuden aineesta voisi tällä hetkellä koostua maksimoneista ilman ristiriitaa aineen kanssa. havainnot [117] .

Ei-baryoninen pimeä aine

Neutriinot

Neutriinoista , jotka eivät osallistu voimakkaaseen ja sähkömagneettiseen vuorovaikutukseen, tuli luonnollisesti historiallisesti ensimmäisiä ehdokkaita pimeän aineen hiukkasten rooliin. Toisin kuin muut ehdokkaat, ne ovat olemassa ja kuvataan standardimallin [118] puitteissa . Vastaava hypoteesi ehdotettiin ja sitä tutkittiin 1980-luvun alussa [119] . Numeeriset simulaatiot ovat kuitenkin osoittaneet, että neutriinoilla, jotka ovat erittäin kevyitä, olisi ollut varhaisessa universumissa erittäin suuria nopeuksia, eli ne olisivat olleet kuumaa pimeää ainetta , ja rakenteen muodostuminen olisi tapahtunut ylhäältä pohja (suuremmasta mittakaavaan pieneen), ja sen seurauksena se poikkeaisi nyt havaitusta. Siten osoitettiin, että tavalliset neutriinot standardimallista eivät voi olla pimeän aineen hiukkasia [96] [45] .

Sen jälkeen syntyi luonnollisesti oletus, että pimeän aineen hiukkaset ovat raskaita neutriinoja - jonkinlaista aiemmin tuntematonta lajiketta [89] . Jos ne hallitsisivat varhaisessa universumissa, niin sellaisessa väliaineessa vaihtelut alkaisivat kasvaa paljon aikaisemmin kuin baryonisessa, ja universumin laajamittainen rakenne olisi ehtinyt muodostua [81] . 1990-luvun alussa julkaistun hypoteesin mukaan pimeä aine voisi koostua niin sanotuista steriileistä neutriinoista , jotka eivät osallistu heikossakaan vuorovaikutuksessa ja voivat muodostua tavallisista neutriinoista vain värähtelyjen kautta . Teoreettiset mallit antavat laajan valikoiman massoja ja vastaavasti lämpötiloja, joita tällaisilla neutriinoilla voi olla, eli ne voivat muodostaa sekä lämmintä ( ) että kylmää ( ) pimeää ainetta [96] . $m\sim {\text{keV}}$ $m\gg {\text{keV}}$

Axions

Aksionit ovat hypoteettisia neutraaleja pseudoskalaarisia hiukkasia, jotka otettiin alun perin käyttöön ratkaisemaan ongelma, joka liittyy vahvan CP-rikkomuksen puuttumiseen kvanttikromodynamiikassa [120] [121] [122] . Uskotaan, että aksionit kuuluvat kylmään pimeään aineeseen [120] [45] , mutta niiden on oltava erittäin kevyitä: astrofysikaaliset ja laboratoriotiedot antavat aksionin massalle rajat enintään 10 −3 eV ja kosmologiset näkökohdat. - vähintään 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .

Esitettiin myös hypoteesi sumeasta pimeästä aineesta, jota edustaa supernesteinen Bose-kondensaatti , niin että sen ominaisuudet ovat samanlaiset kuin aksioneilla, joilla on kuitenkin paljon pienempi massa - noin 10 −22 eV [126] .

Supersymmetriset hiukkaset

Supersymmetristen teorioiden puitteissa kuvatut hypoteettiset hiukkaset eivät osallistu sähkömagneettiseen ja vahvaan vuorovaikutukseen, ja jos ne ovat stabiileja, ne voisivat levitä universumissa ja niillä on tärkeä rooli sen evoluutiossa, eli ne voivat olla pimeän aineen hiukkasia. . Alun perin tähän rooliin ehdotettiin vain gravitinoa , mutta minimaalisen supersymmetrisen standardimallin tultua käyttöön hypoteesi, että tällainen hiukkanen on neutralino , fotonin superpartnereiden sekatila , Z-bosoni , ja Higgsin bosonista on tullut suositumpi – sen pitäisi todellakin olla vakaa R-pariteetin [127] . Neutralinojen uskotaan olevan poissa termodynaamisesta tasapainosta tavallisen aineen kanssa, joiden lämpötila on alhaisempi kuin niiden massa, eli ne kuuluvat kylmään pimeään aineeseen [45] . Tällaisten hiukkasten, kuten kaikkien muidenkin hypoteettisten heikosti vuorovaikutuksessa olevien massiivisten neutraalien alkuainehiukkasten (WIMP, WIMP ), on niiden luonteesta riippumatta oltava tuhoutumispoikkileikkaus lähellä heikkoa vuorovaikutuspoikkileikkausta (~10 -36 cm2 ) ja niiden massa on vähintään useita nukleonimassaa kylmässä pimeässä aineessa havaittujen ominaisuuksien aikaansaamiseksi [110] .

Eksoottisia hypoteeseja

Kosmiot otettiin fysiikkaan ratkaisemaan auringon neutriinojen ongelma, joka koostuu merkittävästä erosta Maan neutriinovuon ja Auringon standardimallin ennustaman arvon välillä. Tämä ongelma on kuitenkin ratkaistu neutriinovärähtelyteorian ja Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-ilmiön puitteissa , joten kosmiot on ilmeisesti jätetty pimeän aineen roolin ehdokkaiden ulkopuolelle.
Aika-avaruuden topologiset viat, jotka syntyivät spontaanin symmetrian rikkoutumisesta varhaisessa universumissa: monopolit, kosmiset kielet [124] .
Kvarkkikimpaleet ovat makroskooppisia (senttimetrien luokkaa) kvarkkiainepitoisuuksia , jotka vastaavat tiheydeltään ydinainetta [124] .

Kokeelliset tiedot

Pimeä aine lähiuniversumissa

Tiedetään, että pimeä aine on vuorovaikutuksessa "valon" ( baryon ) aineen kanssa, ainakin gravitaatiolla , ja se on väliaine, jonka keskimääräinen kosmologinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin baryonien tiheys. Viimeksi mainitut vangitaan pimeän aineen pitoisuuksien gravitaatiokuopissa. Siksi, vaikka pimeän aineen hiukkaset eivät ole vuorovaikutuksessa valon kanssa , valo säteilee sieltä, missä on pimeää ainetta. Tämä painovoiman epävakauden huomattava ominaisuus mahdollisti pimeän aineen määrän, tilan ja jakautumisen tutkimisen havaintotiedoista radioalueelta röntgensäteisiin [128] .

Vuonna 2012 julkaistu tutkimus yli 400 jopa 13 000 valovuoden päässä Auringosta sijaitsevan tähden liikkeistä ei löytänyt todisteita pimeästä aineesta suuressa avaruudessa Auringon ympärillä. Teorioiden ennusteiden mukaan pimeän aineen keskimääräisen määrän Auringon läheisyydessä olisi pitänyt olla noin 0,5 kg maapallon tilavuudessa. Mittaukset antoivat kuitenkin arvoksi korkeintaan 0,06 kg pimeää ainetta tässä tilavuudessa. Tämä tarkoittaa, että yritykset havaita pimeää ainetta maapallolla, esimerkiksi pimeän aineen hiukkasten harvoissa vuorovaikutuksessa "tavallisen" aineen kanssa, voivat tuskin onnistua [129] [130] [131] .

Vuonna 2013 julkaistu tutkimus kappaleiden liikkeistä aurinkokunnassa, joka perustui 677 000 planeettojen ja avaruusalusten sijaintihavaintoon vuodesta 1910 nykypäivään, mahdollisti ylärajan mahdollisen pimeän aineen määrälle. aurinkokunta - Pimeän aineen kokonaismäärä Saturnuksen kiertoradan rajoittamalla pallolla on enintään 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]

Hypoteettisten pimeän aineen hiukkasten fyysinen havaitseminen

Pimeän aineen hiukkasten kokeellisen havaitsemisen tulisi perustua ensinnäkin siihen tosiasiaan, että niillä on massa, joka on painovoimaisesti vuorovaikutuksessa muiden massojen kanssa, ja toiseksi, että tämän massan on oltava erittäin suuri. Tämän lisäksi pimeästä aineesta ei tiedetä mitään. Suurin vaikeus pimeän aineen hiukkasten etsimisessä on se, että ne eivät osallistu sähkömagneettiseen vuorovaikutukseen , eli ne ovat näkymättömiä ja niillä on ei-baryoninen luonne [14] .

Hakuvaihtoehtoja on kaksi: suora ja epäsuora.

Suorassa kokeellisessa pimeän aineen etsinnässä maanpäällisillä laitteilla tutkitaan näiden hiukkasten vuorovaikutuksen seurauksia elektronien tai atomiytimien kanssa matalataustaisen ydinfysikaalisen ilmaisimen herkässä tilavuudessa. Kun pimeän aineen hiukkanen, joka on osa galaktista haloa, sirotetaan tavallisen aineen hiukkasen (elektroni tai nukleoni ) avulla, jälkimmäinen saa tietyn kineettisen energian ja voidaan rekisteröidä tavanomaisin menetelmin. Ongelmana on pimeän aineen hiukkasten ja tavallisten hiukkasten vuorovaikutuksen erittäin pieni poikkileikkaus. Ylimääräinen kokeellinen allekirjoitus, joka mahdollistaa taustan vaimentamisen, mutta tuo tietyn malliriippuvuuden, perustuu odotettavissa olevaan jaksoittaiseen muutokseen Maan (ja sen mukana tulevan ilmaisimen) nopeudessa suhteessa pimeän aineen haloon kiertoradan vuoksi. liikettä Auringon ympäri, minkä pitäisi johtaa signaalin vaihteluihin yhden vuoden jaksottaisin ja maksimissaan kesäkuun alussa. Muunnelma kevyiden DM-hiukkasten (erityisesti aksionien) suorasta etsinnästä koostuu niiden hajoamisesta fotoneiksi magneettikentässä korkealaatuisessa resonanssiontelossa (ns. haloskooppi ).

Tällaiset kokeet vaativat suurta tarkkuutta ja häiriön poissulkemista muista signaalilähteistä, joten ilmaisimet sijaitsevat yleensä maan alla [14] .

Epäsuorat havaintomenetelmät perustuvat yrityksiin havaita sekundaaristen hiukkasten (neutriinojen, fotonien jne.) virtauksia, jotka syntyvät esimerkiksi auringon tai galaktisen pimeän aineen tuhoutumisesta .

Vaihtoehtoiset teoriat

Vaihtoehtoiset painovoimateoriat

Kun yritettiin selittää havaittuja ilmiöitä, joiden perusteella kokonaisuutena pääteltiin, että pimeän aineen olemassaolo on välttämätöntä, ilman tätä käsitettä, esitettiin ensinnäkin huomioita yleisesti hyväksyttyjen lakien pätevyydestä. gravitaatiovuorovaikutuksesta suurilla etäisyyksillä [81] .

Tunnetuin on Modified Newtonian Dynamics (MOND), israelilaisen astrofyysikon Mordechai Milgromin 1980-luvun alussa ehdottama teoria , joka on painovoimalain muunnos , joka antaa vahvemman vuorovaikutuksen joillakin avaruuden alueilla siten, että selittää galaksien pyörimiskäyrien havaittu muoto [14] [134] . Vuonna 2004 teoreettinen fyysikko Yaakov Bekenstein , myös Israelista, kehitti tälle hypoteesille relativistisen yleistyksen - painovoiman tensori-vektori-skalaariteorian , joka selittää myös gravitaatiolinssin havaitut vaikutukset [135] . Lisäksi vuonna 2007 kanadalainen fyysikko John Moffat ehdotti teoriaansa muunnetusta painovoimasta, jota kutsutaan myös painovoiman skalaari-tensori-vektoriteoriaksi [136] .

Modifioitujen painovoimateorioiden kannattajat pitävät positiivisten tulosten puutetta pimeän aineen hiukkasten suoraa havaitsemista koskevista kokeista puoltavana argumenttina. Vera Rubin , jonka työllä oli tärkeä rooli pimeän aineen teorian kehittämisessä [14] , puhui myös muunnetun newtonilaisen dynamiikan puolesta : "Jos minun pitäisi valita, haluaisin havaita, että Newtonin lait ovat on muutettava kuvaamaan oikein gravitaatiovuorovaikutuksia suurilla etäisyyksillä. Tämä on houkuttelevampi kuin universumi, joka on täytetty uudentyyppisillä subnukleaarisilla hiukkasilla” [137] .

Tällä hetkellä useimmat tutkijat eivät tunnista MONDia, koska siihen perustuvat laskelmat osoittavat sen epäonnistumisen [14] . Vaihtoehtoisten painovoimateorioiden ongelmana on, että vaikka ne oikeuttavatkin yksittäisiä vaikutuksia, jotka ovat seurausta pimeän aineen olemassaolosta, ne eivät silti ota niitä huomioon kokonaisuutena. Ne eivät selitä törmäävien galaksijoukkojen havaittua käyttäytymistä ja ovat ristiriidassa kosmologisten argumenttien kanssa, jotka koskevat suuria määriä ei-baryonista näkymätöntä ainetta varhaisessa universumissa [81] .

Plasmakosmologia

Tämän teorian kehitti 1960-luvulla ruotsalainen fyysikko Hannes Alfven (Nobel-palkinnon saaja vuonna 1970 löydöistä magnetodynamiikassa) käyttämällä kokemustaan lähellä maapallon plasmatutkimuksesta (revontulet) ja Christian Birkelandin varhaista työtä .

Teorian perustana on oletus, että sähkövoimat ovat suuremmilla etäisyyksillä (galaksin ja galaksijoukkojen mittakaavassa) painovoimaa tärkeämpiä. Jos oletetaan, että plasma täyttää koko maailmankaikkeuden ja sillä on hyvä johtavuus, niin se voisi johtaa valtavia sähkövirtoja (noin 10 17 - 10 19 ampeeria ) kymmenien megaparsekkien mittakaavassa. Tällaiset virrat luovat voimakkaan galaktisen magneettikentän, joka puolestaan muodostaa molempien galaksien ja niiden klustereiden ( galaktisten filamenttien tai filamenttien) rakenteen. Tällaisen voimakkaan kentän olemassaolo selittää helposti galaktisten käsivarsien muodostumisen ( galaktisten käsivarsien muodostumisen syystä ei ole vielä yksimielisyyttä [138] ), galaktisten kiekkojen pyörimisnopeuden jakautuminen säteestä eliminoi tarpeen esitellä pimeän aineen halo. Mutta tällä hetkellä nykyaikainen astrofysiikka ei havaitse niin voimakkaita virtoja kymmenien megaparsekkien mittakaavassa eikä korkeita galaksien välisiä ja intragalaktisia magneettikenttiä. Alfvenin [139] ja Anthony Perratin [140] tekemät plasmakosmologian oletukset universumin filamenttisolurakenteesta ja homogeenisuudesta suurissa mittakaavassa (ns. Universumin suuren mittakaavan rakenne ) vahvistivat yllättäen vuoden havainnot. 1980-luvun lopulla ja 1990-luvulla [141] kuitenkin näitä havaintoja selitetään myös yleisesti hyväksytyn kosmologisen mallin puitteissa. Universumin filamenttirakenteen selittämiseen käytetään tällä hetkellä teoriaa filamenttien muodostumisesta painovoiman epävakaudesta (alkuvaiheessa lähes tasainen massajakauma keskittyy emäksisiin ja johtaa filamenttien muodostumiseen), kasvaviin pimeän aineen rakenteisiin, jota pitkin näkyvän aineen rakenne muodostuu [142] (tällaisen pimeän aineen rakenteen alkuperä selittyy inflaatioprosessin kvanttivaihteluilla ).

Tällä hetkellä plasmakosmologia teoriana on epäsuosittu, koska se kieltää universumin kehityksen alkuräjähdyksen polulla . Toisaalta, jos hylkäämme alkuräjähdyksen teorian ja katsomme maailmankaikkeuden iän olevan paljon suurempi kuin 13,5 miljardia vuotta, niin piilomassa voidaan suurelta osin selittää sellaisilla MACHO-objekteilla kuin mustat kääpiöt , jotka kehittyvät valkoisista kääpiöistä , jotka ovat jäähtyneet kymmenien miljardien vuosien aikana .

Materia muista ulottuvuuksista (rinnakkaisuniversumit)

Joissakin teorioissa, joissa on ylimääräisiä ulottuvuuksia, painovoima hyväksytään ainutlaatuisena vuorovaikutuksena, joka voi vaikuttaa avaruuteen ylimääräisistä ulottuvuuksista [143] . Tämä oletus auttaa selittämään gravitaatiovoiman suhteellisen heikkouden verrattuna kolmeen muuhun päävoimaan (sähkömagneettinen, vahva ja heikko): painovoima on heikompi, koska se voi olla vuorovaikutuksessa massiivisen aineen kanssa ylimääräisissä ulottuvuuksissa, tunkeutuen esteen, jota muut voimat eivät pysty.

Tästä seuraa, että pimeän aineen vaikutus voidaan loogisesti selittää tavallisista ulottuvuuksistamme tulevan näkyvän aineen vuorovaikutuksesta painovoiman kautta muista (ylimääräisistä, näkymättömistä) ulottuvuuksista tulevan massiivisen aineen kanssa. Samaan aikaan muut vuorovaikutustyypit eivät pysty havaitsemaan näitä ulottuvuuksia ja tätä ainetta niissä millään tavalla, eivät voi olla vuorovaikutuksessa sen kanssa. Aine muissa ulottuvuuksissa (itse asiassa rinnakkaisuniversumissa) voi muodostua rakenteiksi (galakseja, galaksijoukkoja, filamentteja) samalla tavalla kuin meidän mittaamme tai muodostaa omia, eksoottisia rakenteita, jotka mittauksissamme koetaan painovoimana. halo näkyvien galaksien ympärillä [144] .

Topologiset viat avaruudessa

Pimeä aine voi yksinkertaisesti olla alkuperäisiä ( alkuräjähdyksen hetkellä syntyneitä ) virheitä avaruudessa ja/tai kvanttikenttien topologiassa , jotka voivat sisältää energiaa ja siten aiheuttaa gravitaatiovoimia.

Tätä oletusta voidaan tutkia ja testata käyttämällä avaruusluotainten kiertorataverkkoa (Maan ympärillä tai aurinkokunnassa), joka on varustettu tarkoilla jatkuvasti synkronoiduilla ( GPS :n avulla ) atomikelloilla , jotka tallentavat tällaisen topologisen vian kulkemisen tämän verkon läpi. 145] [146] . Vaikutus ilmenee selittämättömänä (tavallisista relativistisista syistä) näiden kellojen kulun yhteensopimattomuudesta, jolla on selkeä alku ja ajan myötä loppu (riippuen liikesuunnasta ja tällaisen topologisen vian koosta) [ 147] .

Muistiinpanot

Kommentit

↑ Tämä oli Zwickyn ja Smithin työn perusta. He löysivät ensimmäisenä pimeän aineen Kooman ja Neitsyen klusteista .
↑ Erotetaan myös gravitaatiomikrolinssi, jossa muodon vääristymistä ei havaita, mutta kaukaisista kohteista tulevan valon määrä muuttuu ajan myötä. Sitä ei kuitenkaan käytetä menetelmänä pimeän aineen havaitsemiseen, vaan keinona etsiä baryonisia pimeän massan esineitä.
↑ Sitten pimeän aineen tiheyden epähomogeenisuudet alkoivat kasvaa amplitudiltaan ja luoda gravitaatiokuoppia, joihin baryonit putosivat rekombinaation jälkeen, minkä seurauksena muodostui ensimmäiset tähdet, galaksit ja galaksiklusterit.
↑ Luonnollisessa yksikköjärjestelmässä massalla ja lämpötilalla on sama ulottuvuus.
↑ Termiä "free streaming length" käytetään myös englanninkielisessä kirjallisuudessa - "free streaming length".

Lähteet

↑ Ade PAR et ai. (Planck Collaboration). Planck 2013 tulokset. I. Yleiskatsaus tuotteisiin ja tieteellisiin tuloksiin – Taulukko 9 (fin.) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - EDP Sciences , 2013. - 22. maaliskuuta ( nide 1303 ). — s. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. maaliskuuta 2013.
↑ Francis, Matthew. Ensimmäiset Planckin tulokset: Universumi on edelleen outo ja mielenkiintoinen . Arstechnica (22. maaliskuuta 2013). Haettu 1. lokakuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2019. (määrätön)
↑ Planck vangitsee muotokuvan nuoresta maailmankaikkeudesta paljastaen varhaisimman valon . Cambridgen yliopisto (21. maaliskuuta 2013). Haettu 21. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2019. (määrätön)
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 107.
↑ 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. Pimeän aineen historia . Ars Technica (3. helmikuuta 2017). Haettu 1. joulukuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 10. joulukuuta 2019.
↑ 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018 , s. 045002-4.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 156.
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , s. 108.
↑ Kapteyn JC Ensimmäinen yritys teorialle sidereaalisen järjestelmän järjestelystä ja liikkeestä // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1922. - Voi. 55 . - s. 302-327 . - doi : 10.1086/142670 . - .
↑ Oort JH Tähtijärjestelmän kohdistama voima suunnassa, joka on kohtisuorassa galaksin tasoon nähden ja siihen liittyvät ongelmat // Bull . Astron. Inst. Alankomaat. - 1932. - Voi. 6 . - s. 249 .
↑ 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (saksa) // Helvetica Physica Acta. - 1933. - Bd. 6 . - S. 110-127 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2021.
↑ Gorki Nick. Tarina pimeän avaruuden pimeästä aineesta // Tiede ja elämä . - 2017. - Ongelma. 7 . - S. 81-88 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. syyskuuta 2017. (Venäjän kieli)
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , s. 045002-5.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Suurin osa universumistamme puuttuu [d/f]. Iso- Britannia: BBC Two . Haettu 1. tammikuuta 2020. Arkistoitu 4. elokuuta 2019 Wayback Machinessa
↑ Zwicky F. Sumujen ja sumujoukoista : [ eng. ] // The Astrophysical Journal. - 1937. - T. 86, nro 3 (lokakuu). - S. 217-246. - . - doi : 10.1086/143864 .
↑ Smith S. Neitsytklusterin massa // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1936. - tammikuu ( nide 83 ). - s. 23-30 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143697 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 10. joulukuuta 2019.
↑ Hubble E. Galaktisten ulkopuolisten sumujen jakautuminen // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1934. - Voi. 79 . - s. 8-76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143517 . - .
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , s. 109.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-6.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 157.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-7.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 158.
↑ van de Hulst HC, Raimond E., vanWoerden H. Andromeda-sumun kierto- ja tiheysjakauma johdettu 21 cm:n linjan havainnoista // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. - 1957. - Voi. 14 , ei. 480 . — s. 1 . — . Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2021.
↑ Schwarzschild M. Massajakauma ja massa-luminositeettisuhde galakseissa // Astronomical Journal. - 1954. - Voi. 59 , ei. 1220 . - s. 273-284 . - doi : 10.1086/107013 . - .
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-8.
↑ Kahn F.D., Woltjer, L. Intergalaktinen aine ja galaksi // The Astrophysical Journal. - 1959. - marraskuu ( osa 130 , nro 3 ) . - s. 705-717 . - doi : 10.1086/146762 . - .
↑ Neyman J., Page T., Scott E. KONFERENSSI galaksijärjestelmien epävakaudesta (Santa Barbara, Kalifornia, 10.-12. elokuuta 1961): Konferenssin yhteenveto // Astronomical Journal. - 1961. - Voi. 66 , nro. 10 . - s. 633-636 . - doi : 10.1086/108476 . - .
↑ Irwin JB Symposium on Galaxies // IAU News Bulletin. - 1961. - 22. elokuuta ( julk. 6 ). - s. 7-8 . Arkistoitu alkuperäisestä 26.9.2020.
↑ Rubin VC , Ford WK Jr. Andromeda-sumun pyöriminen päästöalueiden spektroskooppisesta tutkimuksesta // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1970. - Voi. 159 . - s. 379-403 . - doi : 10.1086/150317 . - .
↑ Roberts MS Andromeda-sumun korkearesoluutioinen 21 cm:n vetyviivatutkimus // Astrophysical Journal. - 1966. - Voi. 144 , nro. 2 . - s. 639-656 . - doi : 10.1086/148645 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 17. marraskuuta 2021.
↑ 1 2 Freeman KC spiraali- ja S0-galaksien levyillä // The Astrophysical Journal. - 1970. - Kesäkuu ( nide 160 ). - s. 811-830 . - doi : 10.1086/150474 . - . Arkistoitu 13. huhtikuuta 2020.
↑ Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamic todisteet massiivisista galaksien koronasta // Nature . - 1974. - 27. heinäkuuta ( nide 250 , painos 5464 ). - s. 309-310 . - doi : 10.1038/250309a0 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2021.
↑ 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. Galaksien koko ja massa sekä maailmankaikkeuden massa // The Astrophysical Journal. - 1974. - Voi. 193 . - P.L1-L4 . - doi : 10.1086/181617 . Arkistoitu alkuperäisestä 19. kesäkuuta 2022.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-9.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-21.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 162.
↑ Bosma A. Neutraalin vedyn jakautuminen ja kinematiikka erityyppisissä morfologisissa spiraaligalakseissa . — University of Groningen , 1978. Arkistoitu 14. toukokuuta 2011 Wayback Machinessa
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-10.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-22.
↑ Ostriker JP, Peebles PJE Numeerinen tutkimus litistettyjen galaksien vakaudesta: vai voivatko kylmät galaksit selviytyä? (englanniksi) // Astrophysical Journal. - 1973. - Voi. 186 . - s. 467-480 . - doi : 10.1086/152513 . - . Arkistoitu 15. marraskuuta 2021.
↑ 1 2 Faber SM, Gallagher JS Galaksien massat ja massa-valosuhteet // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus. - 1979. - Voi. 17 . - s. 135-187 . - doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001031 . — .
↑ Rubin V., Thonnard WK Jr., Ford N. 21 Sc-galaksin pyörimisominaisuudet, joilla on suuri kirkkausalue ja säteet NGC 4605:stä ( R = 4 kpc) UGC 2885:een ( R = 122 kpc ) / The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Voi. 238 . - s. 471-487 . - doi : 10.1086/158003 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2021.
↑ Peebles PJE Laajamittainen taustalämpötilan ja massan vaihtelut, jotka johtuvat mittakaavaltaan muuttumattomista alkuainehäiriöistä // Astrophysical Journal. - 1982. - 1. joulukuuta ( nide 263 ). - P. L1-L5 . - doi : 10.1086/183911 . Arkistoitu 15. marraskuuta 2021.
↑ Pimeän aineen arvioitu määrä ei kuitenkaan vielä riittänyt tasoittamaan aineen keskimääräistä tiheyttä kriittiseen arvoon, mikä teki tarpeelliseksi ottaa käyttöön pimeän energian käsitteen .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018 , s. 045002-23.
↑ Einasto, 2012 , s. 169.
↑ Davis M., Huchra J., Latham DW, Tonry J. Tutkimus galaksien punasiirtymistä. II. Suuren mittakaavan avaruusjakauma (englanniksi) // Astrophysical Journal. - 1982. - Voi. 253 . - s. 423-445 . - doi : 10.1086/159646 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. marraskuuta 2021.
↑ Einasto, 2012 , s. 178.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 180.
↑ 12 Matthew Colless . 2dF Galaxy Redshift Survey . Haettu 24. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. kesäkuuta 2017.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 181.
↑ Matthew Colless et ai. 2dF Galaxyn punasiirtymätutkimus: spektrit ja punasiirtymät // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta. - 2001. - Voi. 328 , iss. 4 . — s. 1039–1063 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04902.x .
↑ 6dF Galaxy Survey . Haettu 24. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2021.
↑ Sloan Digital Sky Survey: Mapping the Universe . Haettu 25. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. kesäkuuta 2020.
↑ Springel V. et ai. Simulaatioita galaksien ja kvasaarien muodostumisesta, kehityksestä ja ryhmittymisestä (englanniksi) // Luonto. - 2005. - Voi. 435 , iss. 7042 . - s. 629-636 . - doi : 10.1038/luonto03597 .
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 182.
↑ Bolshoi-kosmologiset simulaatiot . Kalifornian yliopiston korkean suorituskyvyn astrotietokonekeskus. Haettu 23. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 7. heinäkuuta 2020.
↑ Universumin tarkin mallinnus , infuture.ru (04.10.11). Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2021. Haettu 23.8.2020.
↑ Illustris - simulaatio . Illustris-yhteistyö. Haettu 23. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 22. syyskuuta 2020.
↑ IllustriTNG - projekti . Haettu 25. elokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2020.
↑ Rob Garner . Limamuottisimulaatiot, joita käytetään kartoittamaan pimeää ainetta pitävä universumi yhdessä , NASA ( 10. maaliskuuta 2020). Arkistoitu alkuperäisestä 23.8.2020. Haettu 24.8.2020.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 110.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 111.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 112.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 113.
↑ Taylor AN et ai. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 501 , no. 2 . - s. 539-553 . - doi : 10.1086/305827 . - . - arXiv : astro-ph/9801158 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 115.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 168.
↑ Abdelsalam HM et ai. Abell 2218:n ei-parametrinen rekonstruktio yhdistetystä heikosta ja vahvasta linssistä // The Astronomical Journal. - 1998. - Voi. 116 , iss. 4 . - s. 1541-1552 . - doi : 10.1086/300546 . - . - arXiv : astro-ph/9806244 .
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 167.
↑ 1 2 Vikhlinin A. et al. Chandra-näyte lähellä sijaitsevista rentoista galaksijoukoista: massa, kaasufraktio ja massa-lämpötilasuhde // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Voi. 640 , no. 2 . - s. 691-709 . - doi : 10.1086/500288 . - . — arXiv : astro-ph/0507092 .
↑ 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Pimeän aineen profiili galaksiryhmissä // Brazilian Journal of Physics. - 2005. - Joulukuu ( osa 35 , nro 4b ). — ISSN 1678-4448 . - doi : 10.1590/S0103-97332005000700042 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. heinäkuuta 2020.
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 114.
↑ Daniel H. Birman. Universumin loppu [Dokumenttielokuva, Kultura-kanava]. Haettu 29. heinäkuuta 2020. Lähtöaika: 35:04. Arkistoitu 2. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa
↑ Wu X. et ai. Erilaisten klusterimassaestimaattien vertailu: johdonmukaisuus vai ristiriita? (Erilaisten klusterin massojen arvioiden vertailu: yksimielisyys vai ristiriita?) (englanniksi) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1998. - Voi. 301 , no. 3 . - s. 861-871 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . - . — arXiv : astro-ph/9808179 .
↑ NASA, ESA ja R. Massey (California Institute of Technology). Pimeän aineen kolmiulotteinen jakautuminen universumissa (taiteilijan mielikuva ) . ESA Hubble -avaruusteleskooppi (7. tammikuuta 2007). Haettu 14. maaliskuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 19. syyskuuta 2020.
↑ 1 2 Massey R. et ai. Pimeän aineen kartat paljastavat kosmisia telineitä // Nature : Journal. - 2007. - Voi. 445 , no. 7125 . - s. 286-290 . - doi : 10.1038/luonto05497 . - . — arXiv : astro-ph/0701594 . — PMID 17206154 .
↑ Refregier A. Heikko painovoimalinssi suuren mittakaavan rakenteen takia // Vuosikatsaus tähtitieteestä ja astrofysiikasta. - Annual Reviews , 2003. - Vol. 41 , iss. 1 . - s. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
↑ 1 2 Clowe D. et al. Suora empiirinen todiste pimeän aineen olemassaolosta // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Voi. 648 , no. 2 . - P.L109-L113 . - doi : 10.1086/508162 . - . - arXiv : astro-ph/0608407 .
↑ Popov S. B. Musta kissa löydetty . Astronet (22.08.2006). Haettu 24. heinäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. heinäkuuta 2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 174.
↑ Einasto, 2012 , s. 175.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-14.
↑ Jee MJ et. al. Rengasmaisen pimeän aineen rakenteen löytö galaksijoukon ytimestä Cl 0024+17 // The Astrophysical Journal. - 2007. - Voi. 661 , no. 2 . - s. 728 . - doi : 10.1086/517498 .
↑ Brada M. et ai. Pimeän aineen ominaisuuksien paljastaminen sulautuvassa klusterissa MACS J0025.4-1222 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - doi : 10.1086/591246 . - . - arXiv : 0806.2320 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. kesäkuuta 2019.
↑ J. Merten et ai. Kosmisen rakenteen luominen monimutkaisessa galaksiklusterin sulautumisessa Abell 2744 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2011. - Vol. 417 , iss. 1 . - s. 333-347 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x .
↑ Jee MJ et ai. A520:n pimeän ytimen tutkimus Hubble-avaruusteleskoopilla: Mystery Deepens // The Astrophysical Journal. - 2012. - Vol. 747 . - s. 96 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/96 . — . - arXiv : 1202.6368 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 116.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 173.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 117.
↑ Daniel H. Birman. Universumin loppu [Dokumenttielokuva, Kultura-kanava]. Haettu 29. heinäkuuta 2020. Lähtöaika: 15:37. Arkistoitu 2. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 119.
↑ 1 2 3 4 Rubakov, 2015 , s. 108.
↑ Rubakov, 2015 , s. 109.
↑ 1 2 3 Rubakov, 2015 , s. 110.
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , s. 045002-17.
↑ Einasto, 2012 , s. 185.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045022-23.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-20.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-21.
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 390.
↑ Weinberg D.H. et ai. Kylmä pimeä aine: Kiistat pienissä mittakaavassa // Proceedings of the National Academy of Sciences . - 2015. - Vol. 112 , iss. 40 . — P. 12249–12255 . - ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490 . - doi : 10.1073/pnas.1308716112 .
↑ Primack JR Cosmology: pienimuotoisia kysymyksiä // New Journal of Physics . - 2009. - Vol. 11 , iss. 10 . — P. 105029 . — ISSN 1367-2630 . - doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105029 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2021.
↑ Del Popolo A., Le Delliou M. ΛCDM -mallin pienimuotoiset ongelmat: lyhyt katsaus // Galaksit . - 2017. - Vol. 5 , iss. 1 . - s. 17 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies5010017 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2020.
↑ Navarro JF, Frank CS, White SDM The Structure of Cold Dark Matter Halos // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Voi. 462 . - s. 563 . - doi : 10.1086/177173 . - . - arXiv : astro-ph/9508025 .
↑ Burkert A. Pimeän aineen halojen rakenne kääpiögalakseissa // Astrophysical Journal Letters. - 1995. - heinäkuu ( nide 447 ). - P.L25-L28 . - doi : 10.1086/309560 .
↑ Moore B. et ai. Kylmä romahdus ja ydinkatastrofi (englanniksi) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1999. - Voi. 310 , iss. 4 . — s. 1147–1152 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x .
↑ Merritt D. et ai. Empirical Models for Dark Matter Halos (englanniksi) // The Astronomical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 132 , nro. 6 . - s. 2685-2700 . - doi : 10.1086/508988 . - . - arXiv : astro-ph/0509417 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2019.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-11.
↑ 1 2 Turner MS (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv : 2201.04741 .
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-12.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 172.
↑ Alkuperäisten mustien aukkojen etsintä . Cosmos-Journal (20. syyskuuta 2011). Haettu 7. toukokuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2014. (määrätön)
↑ Tähtitieteilijät torjuvat mustien aukkojen ja pimeän aineen välisen yhteyden , Naked Science (3. lokakuuta 2018). Arkistoitu alkuperäisestä 21.6.2020. Haettu 19.6.2020.
↑ Zumalacárregui M., Seljak U. Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae // Physical Review Letters. - 2018. - Vol. 121 , iss. 14 . — P. 141101 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 .
↑ Carr B. Alkuperäiset mustat aukot pimeänä aineena ja kosmisen rakenteen luojina // Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium / Toim.: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. - Springer International Publishing, 2019. - S. 29-39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, osa 56). - ISBN 978-3-030-31593-1 . - doi : 10.1007/978-3-030-31593-1_4 .
↑ Novikov I.D., Frolov V.P. Mustien aukkojen fysiikka . - Moskova: Nauka, 1986. - S. 296-298. — 328 s.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-15.
↑ Tuohon aikaan kolmannen neutriinotyypin – tau-neutrinon – olemassaoloa ei kuitenkaan ollut vielä kokeellisesti vahvistettu.
↑ 1 2 Clapdor-Kleingrothaus, 1997 , s. 394.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-19.
↑ Kobychev V., Popov S. He ovat etsineet pitkään, mutta eivät löydä... // Kolminaisuusvaihtoehto - Tiede. - 2015. - nro 4 (173) (24. helmikuuta).
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 402.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-20.
↑ Dmitri Trunin . Kokeet tummien aksioiden etsimiseksi ovat saavuttaneet teoreettisten mallien testin N + 1 (10. huhtikuuta 2018). Arkistoitu 27. lokakuuta 2020. Haettu 23.9.2020.
↑ Jae Weon Lee. Ultrakevyiden skalaaristen pimeän aineen mallien lyhyt historia : [ eng. ] // EPJ Web of Conferences. - 2018. - T. 168 (9. tammikuuta). - S. 06005. - doi : 10.1051/epjconf/201816806005 .
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-18.
↑ Dodelson S. Ch. 7. Epähomogeenisuudet // Moderni kosmologia. - Academic Press, 2003. - S. 208-209. — ISBN 978-0-12-219141-1 .
↑ Moni Bidin C. et ai. Galaktisen paksun kiekon kinemaattinen ja kemiallinen pystyrakenne. II. Pimeän aineen puute auringon naapurustossa // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 25. huhtikuuta 2012.
↑ Vakava isku pimeän aineen teorioihin? . Haettu 22. huhtikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 22. huhtikuuta 2012. (määrätön)
↑ Auringon läheisyydestä ei löytynyt pimeää ainetta (pääsemätön linkki) // Inforigin, 19.4.2012
↑ Pitiev N. P., Pityeva E. V. Pimeän aineen rajoitukset aurinkokunnassa // Letters to the Astronomical Journal . - 2013. - T. 39 . - S. 163-172 . - doi : 10.7868/S032001081302006X . Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2021. (Venäjän kieli)
↑ Pitjev NP, Pitjeva EV Pimeän aineen rajoitukset aurinkokunnassa // Astronomy Letters . - Pleiades Publishing , 2013. - Vol. 39 . - s. 141-149 . - doi : 10.1134/S1063773713020060 . Arkistoitu alkuperäisestä 4.2.2020.
↑ Milgrom M. Newtonin dynamiikan muunnos mahdollisena vaihtoehtona piilomassahypoteesille // Astrophysical Journal. - 1983. - Voi. 270 . - s. 365-370 . - doi : 10.1086/161130 . Arkistoitu 26. marraskuuta 2020.
↑ Bekenstein JD Relativistinen gravitaatioteoria modifioidulle Newtonin dynamiikan paradigmalle // Phys . Rev. D. - 2004. - Voi. 70 . — P. 083509 . - doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
↑ Moffat JW, Toth VT (2007), Modified Gravity: Kosmologia ilman pimeää ainetta tai Einsteinin kosmologista vakiota, arΧiv : 0710.0364 [astro-ph].
↑ Michael Brooks. 13 asiaa, joissa ei ole järkeä (englanniksi) . New Scientist (16. maaliskuuta 2005). - "Jos saisin valita, haluaisin oppia, että Newtonin lakeja on muutettava, jotta ne kuvaavat oikein gravitaatiovuorovaikutuksia suurilla etäisyyksillä." Se on houkuttelevampi kuin universumi, joka on täynnä uudenlaista ydinosaa." Haettu 19. lokakuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 12. lokakuuta 2010.
↑ Galaksien kierrehaarojen luonne . Haettu 26. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2021. (määrätön)
↑ Hannes A. Plasmauniversumin kosmologia: johdantonäyttely // IEEE Transactions on Plasma Science: aikakauslehti. - 1990. - Voi. 18 . - s. 5-10 . — ISSN 0093-3813 . - doi : 10.1109/27.45495 . — .
↑ Peratt AL, Green J. On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas // Astrofysiikka ja avaruustiede : päiväkirja. - 1983. - Voi. 91 . - s. 19-33 . - doi : 10.1007/BF00650210 . - .
↑ Geller MJ, Huchra JP Mapping the Universe // Tiede . - 1989. - Voi. 246 , iss. 4932 . - s. 897-903 . - doi : 10.1126/tiede.246.4932.897 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. kesäkuuta 2008.
↑ Riordan M., Schramm D.N. Luomisen varjot: Pimeä aine ja maailmankaikkeuden rakenne . - W. H. Freeman & Co (Sd), 1991. - ISBN 0-7167-2157-0 .
↑ Lisämitat, gravitonit ja pienet mustat aukot Arkistoitu 19. lokakuuta 2015 Wayback Machinessa . CERN. 17. marraskuuta 2014.
↑ Siegfried, T. . Piilotetun avaruuden mitat voivat sallia rinnakkaiset universumit, selittää kosmisia mysteereitä , Dallas Morning News (5. heinäkuuta 1999). Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2015. Haettu 2. helmikuuta 2015.
↑ Piilossa näkyvissä: vaikeasti havaittavissa oleva pimeä aine voidaan havaita GPS:llä Arkistoitu 2. helmikuuta 2015 Wayback Machinessa // UNR.edu
↑ Pimeä aine voidaan havaita GPS :n avulla. Arkistoitu 2. helmikuuta 2015 Wayback Machinessa // theuniversetimes.ru
↑ Rzetelny, Xaq Etsii toisenlaista pimeää ainetta GPS-satelliittien avulla . Ars Technica (19. marraskuuta 2014). Haettu 24. marraskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2014. (määrätön)

Kirjallisuus

Kirjat

Einasto J. Pimeä aine // Tähtitiede ja astrofysiikka (englanniksi) / Toim. Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny ja John Lattanzio. - Singapore: EOLSS Publishers, 2012. - Voi. 2. - P. 152-198. — 488 s. - (Encyclopedia of Life Support Systems). - ISBN 978-1-84826-823-4 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Alkuainehiukkasten ei-kiihdytinfysiikka. - M .: Nauka Fizmatlit, 1997.
Sanders RH Pimeän aineen ongelma: Historiallinen näkökulma. - Cambridge University Press, 2010.
Galper A. M., Grobov A. V., Svadkovsky I. V. Kokeita pimeän aineen luonteen tutkimisesta: Oppikirja. - M .: MEPhI, 2014.
Majumdar D. Pimeä aine: Johdanto. - CRC Press, 2014.
Einasto Ya. , Chernin A.D. Pimeä aine ja pimeä energia. - M. : Vek-2, 2018. - 176 s. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
Reshetnikov V. Luku 2.5. Piilotettu massa universumissa // Miksi taivas on tumma. Kuinka universumi toimii . - Fryazino: Century 2, 2012. - 167 s. - ISBN 978-5-85099-189-0 .
Rubakov V. A. Kosmologian ajankohtaisia kysymyksiä: luentokurssi. - M . : MPEI Publishing House, 2015. - Numero. 6. - 272 s. — (Fysiikan korkeakoulu). — ISBN 978-5-383-00937-6 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Luku 9. Pimeän aineen etsintä universumissa // Ei-kiihdytinhiukkasfysiikka / Per. hänen kanssaan. A. Bednyakova. - M .: Nauka, 1997. - S. 376-409. — 528 s. — ISBN 5-02-015092-4 .

Artikkelit

Bilen'kii S. M. Neutriinojen massat, sekoittuminen ja värähtelyt // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 2003. - T. 173 . - S. 1171-1186 . (Venäjän kieli)
Lukash V. N., Mikheeva E. V. Pimeä aine: alkuolosuhteista universumin rakenteen muodostumiseen // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 2007. - T. 177 . - S. 1023-1028 . (Venäjän kieli)
Levin A. On selvää, että on pimeää // Popular Mechanics . - 2014. - Nro 6 . - S. 36-40 .
Zasov A.V., Saburova A.S., Khoperskov A.V., Khoperskov S.A. Pimeä aine galakseissa // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Venäjän tiedeakatemia , 2017. - T. 187 . - S. 3-44 . (Venäjän kieli)
Insight: Dark Matter (englanniksi) // Nature Physics & Nature Astronomy. - 2017. - Vol. 13.1 . , no. 3 .
Bertone G., Tait TMP Uusi aikakausi pimeän aineen etsinnässä // Luonto . - 2018. - Vol. 562 . - s. 51-56 . - doi : 10.1038/s41586-018-0542-z .
Bertone G., Hooper D. Pimeän aineen historia // Reviews of Modern Physics . - 2018. - Vol. 90 , ei. 4 . — P. 045002 . — ISSN 1539-0756 0034-6861, 1539-0756 . - doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . - arXiv : 1605.04909 .

Linkit

"Beyond the Dark" elokuvasta Through the Wormhole ja Morgan Freeman
Cherepashchuk A. "Uudet aineen muodot universumissa, osa 1" - tumma massa ja pimeä energia
Merrifield Mike, Copeland Ed, Gray Meghan. Haran, Brady: Pimeä aine . Kuusikymmentä symbolia . Nottinghamin yliopisto (2010). (määrätön)
Carmeli O. Fyysikko, joka kiistää pimeän aineen olemassaolon // Kosmos Nautiluksesta. - 2017 - 27. helmikuuta.

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen iso kiinalainen Hienoa norjalaista Iso venäläinen Britannica (verkossa) Universalis
Bibliografisissa luetteloissa	BNF : 12142390j GND : 4230260-2 J9U : 987007538991005171 LCCN : sh87007317 NKC : ph618637

Partikkeliluokitukset
Nopeus suhteessa valonnopeuteen	Tardions ( tai bradyons) Luxonit Hypoteettinen: Takyonit yliharjoituksia
Sisäisen rakenteen ja erotettavuuden ansiosta	Alkuainehiukkanen ( Perushiukkanen ) yhdistehiukkanen
Fermionit antihiukkasen läsnäolon ansiosta	Dirac fermions Fermions meirami
Muodostunut radioaktiivisen hajoamisen aikana	α β γ δ ε n
Ehdokkaita pimeän aineen hiukkasten rooliin	NYNNY Wimpzilla LSP NLSP
Universumin inflaatiomallissa	Inflaton kaarevuus
Sähkövarauksen läsnäolon ansiosta	varautunut hiukkanen neutraali hiukkanen
Teorioissa spontaanista symmetrian rikkomisesta	Goldstonen bosoni Goldstone fermion ( tai goldstino)
Elinajan mukaan	stabiileja hiukkasia Epästabiilit hiukkaset
Muut luokat	virtuaalinen hiukkanen subatominen hiukkanen antihiukkasia Aidot neutraalit hiukkaset Vapaat hiukkaset Identtiset hiukkaset He ja Kvasihiukkaset Hypoteettiset hiukkaset Resonanssit

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede

Fysiikka standardimallin ulkopuolella
Todisteet	Mittarihierarkian ongelma Pimeä aine pimeää energiaa Kosmologisen vakion ongelma Vahva CP-ongelma Neutriinovärähtelyt
teorioita	Technicolor Viides voima Kaluza-Kleinin teoria Suuret yhtenäiset teoriat Teoria kaikesta Säieteoria
supersymmetria	MSSM supermerkkijonoteoria supergravitaatio
kvanttipainovoima	Säieteoria Kierrä kvanttigravitaatio Kausaalinen dynaaminen kolmio Kanoninen kvanttigravitaatio
Kokeilut	ANNIE Sasso INO SÄILIÖ SNO Super-K Tevatron Muon g- NOvA