Тысячи-1 / !_Мои 1000_! / Тёмная материя / Dark matter (перев
.docТёмная материя
В астрономии и космологии, тёмная материя – гипотетическая материя, неподдающаяся обнаружению испускаемой ею радиацией, но о чьём присутствии можно заключить из гравитационных воздействий на видимую материю. Постулируется, что тёмная материя объясняет плоские кривые вращения спиральных галактик и другие свидетельства "недостающей массы" во вселенной. Согласно настоящим наблюдениям за структурами, большими галактик, так же как космология Большого взрыва, тёмная материя и тёмная энергия составляют подавляющее большинство массы в наблюдаемой Вселенной. Наблюдаемые явления, которые предполагают присутствие тёмной материи, включают скорости вращения галактик, орбитальные скорости галактик в кластерах, гравитационное искажение второстепенных объектов скоплениями галактик, такими как скопление Буллита, и распределение температуры горячего газа в галактиках и их скоплениях. Тёмная материя также играет центральную роль в формировании структуры и развитии галактик, и имеет измеримые воздействия на анизотропию космического микроволнового фона. Все эти линии доказательства предполагают, что галактики, группы галактик, и вселенная в целом содержат гораздо больше материи, чем та, что взаимодействует с электромагнитным излучением: остаток часто называют "компонентом тёмной материи", даже притом, что существует небольшое количество барионной тёмной материи.
Компонент тёмной материи имеет намного бóльшую массу, чем "видимый" компонент Вселенной. По оценкам, в настоящее время плотность обычных барионов и радиации во Вселенной эквивалентна приблизительно одному атому водорода на кубический метр пространства. Только приблизительно 4 % плотности всей энергии во вселенной могут быть увидены непосредственно. Считается, что примерно 22 % состоят из тёмной материи. Оставшиеся 74 %, как полагают, состоят из тёмной энергии, ещё более странного компонента, рассеянного по пространству. Как полагают, некоторая трудно обнаруживаемая барионная материя вносит вклад в тёмную материю, но составляет только небольшую часть. Определение природы этой недостающей массы является одной из самых важных проблем в современной космологии и физике элементарных частиц. Было отмечено, что названия "тёмная материя" и "тёмная энергия" служат, главным образом, в качестве выражений человеческого неведения, больше как разметка ранних карт словами "неизвестная земля".
Полагают, что подавляющее большинство тёмной материи во Вселенной является небарионным, что означает, что оно не содержит атомов и не взаимодействует с обычной материей через электромагнитные силы. Небарионная тёмная материя включает нейтрино, которые, как обнаружилось в последние годы, имеют массу и могут также включать гипотетические сущности, такие как аксионы, или суперсимметричные частицы. В отличие от барионной тёмной материи, небарионная не способствует образованию элементов в ранней вселенной ("нуклеосинтез большого взрыва") и таким образом, её присутствие обнаруживается только через её гравитационное притяжение. Кроме того, если частицы, из которых она состоит, суперсимметричны, они могут подвергнуться взаимодействиям уничтожения с самими собой, приводящими к заметным побочным продуктам, таким как фотоны и нейтрино ("косвенное обнаружение").
Небарионная тёмная материя классифицируется с точки зрения массы частиц, которые, как предполагается, составляют её, и/или типичных разбросов по скорости тех частиц (поскольку частицы с бóльшей массой движутся медленнее). Существуют три видных гипотезы про небарионную тёмную материю, названные Горячей Тёмной материей, Тёплой Тёмной материей, и Холодной Тёмной материей. Некоторая их комбинация также возможна. Наиболее широко обсуждаемые модели небарионной тёмной материи основаны на гипотезе Холодной Тёмной материи, а соответствующая частица, как чаще всего полагают, является нейтралино. Горячая тёмная материя могла бы состоять из нейтрино (с массой). Холодная тёмная материя приводит к "восходящему" формированию структуры во вселенной, в то время как горячая тёмная материя приводит к "нисходящему" сценарию формирования.
Наблюдаемые доказательства
Комбинированное (сложное) изображение скопления Буллита показывает распределение обычной материи, выведенное из рентгеновского излучения, в красном цвете, и полной массы, полученное из гравитационного искажения, в синем.
Первый человек, который предоставил свидетельства и вывел существование явления, которое стало называться "тёмной материей", был швейцарский астрофизик Фриц Цвики в 1933 г. Он применил вириальную теорему к галактическому скоплению Волос Вероники и получил доказательство невидимой массы. Цвики оценил полную массу скопления на основании движений галактик около её границы, и сравнил эту оценку с другой, основанной на числе галактик и полной яркости скопления. Он обнаружил, что предполагаемая масса была приблизительно в 400 раз больше, чем наблюдалось визуально. Сила притяжения видимых галактик в группе была бы слишком маленькой для таких быстрых орбит, таким образом, требовалось что-то дополнительное. Это известно под названием "проблемы недостатка массы". Основываясь на этих заключениях, Цвики вывел, что должна быть некоторая невидимая форма материи, которая бы обеспечила достаточно массы и силы тяжести, чтобы удерживать скопление.
Большая часть доказательств тёмной материи приходит из исследования движений галактик. Многие из них, кажется, довольно однородны, таким образом, по вириальной теореме полная кинетическая энергия должна составлять половину полной гравитационной энергии связи галактик. Экспериментально, однако, обнаружено, что полная кинетическая энергия намного больше: в частности, принятие гравитационной массы происходит из-за только видимой материи галактики; у звёзд, удалённых от центра галактик, намного более высокие скорости, чем предсказанные вириальной теоремой. Кривые вращения галактик, которые иллюстрируют скорость вращения против расстояния от центра галактики, не могут быть объяснены только видимой материей. Допущение о том, что видимая материя составляет только небольшую часть скопления, является самым непосредственным способом объяснить это. Галактики показывают признаки того, что они состоят в значительной степени из несколько сферически симметричного, сосредоточенного в центре гало тёмной материи с видимой материей, сконцентрированной в диске в центре. Карликовые галактики с низкой поверхностной яркостью – важные источники информации для изучения тёмной материи, поскольку они имеют необыкновенно низкое отношение видимого материи к тёмной, и имеют немного ярких звёзд в центре, который бы иначе ухудшил наблюдения за кривой вращения отдалённых звёзд.