Sötét anyag

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2022. október 31-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzéshez 1 szerkesztés szükséges .

Sötét anyag – a csillagászatban és a kozmológiában , valamint az elméleti fizikában, az anyag olyan formája, amely nem vesz részt elektromágneses kölcsönhatásban , ezért közvetlen megfigyelésre nem hozzáférhető. Ez az Univerzum tömegenergiájának körülbelül egynegyede, és csak gravitációs kölcsönhatásban nyilvánul meg . A sötét anyag fogalmát azért vezették be , hogy elméletileg megmagyarázzák a rejtett tömeg problémáját a galaxisok külső régióinak rendellenesen nagy forgási sebességének és a gravitációs lencséknek a hatásaiban (olyan anyagokat érintenek, amelyek tömege sokkal nagyobb, mint a közönséges látható anyag tömege). ; többek között ez a legkielégítőbb.

A sötét anyag összetétele és természete jelenleg nem ismert. Az általánosan elfogadott kozmológiai modell keretein belül a hideg sötét anyag modelljét tartják a legvalószínűbbnek . A sötét anyag részecskéinek szerepére a legvalószínűbb jelöltek a WIMP -k . Az aktív keresés ellenére még nem sikerült kísérletileg felfedezni őket .

A Planck űrobszervatórium 2013 márciusában publikált megfigyelési adatai szerint, a Lambda-CDM szabvány kozmológiai modell figyelembevételével értelmezve , a megfigyelhető Univerzum teljes tömegenergiája 4,9%-ban közönséges ( barion ) anyagból, 26,8% -ból áll. a sötét anyag és a sötét energia 68,3%-a [1] [2] . Így az Univerzum 95,1%-ban sötét anyagból és sötét energiából áll [3] .

Történelem

A sötét anyag fogalma történetileg a rejtett tömeg problémájához kapcsolódik , amikor az égitestek megfigyelt mozgása eltér az égi mechanika törvényeitől ; ezt a jelenséget általában egy ismeretlen anyagi test (vagy több test) létezésével magyarázták. Így fedezték fel a Neptunusz bolygót és a Szíriusz B csillagot [4] .

Magát a „sötét anyag” kifejezést ( fr. matière obscure ) valószínűleg először 1906-ban Henri Poincare francia fizikus és matematikus használta , kidolgozva Lord Kelvin elképzeléseit a Galaxis csillagainak tömegének eloszláson alapuló becslésével kapcsolatban. sebességükről: „Sok csillagunk talán még túlnyomó többsége is lehet sötét test ( angolul dark body )”, azonban más következtetést von le: „Nincs sötét anyag, vagy legalábbis nem annyi, mint amennyi látható. ” [5] [6] . Hasonló következtetésre jutott 1915-ben Ernst Epik észt csillagász [6] [7] , majd 1922-ben a holland Jacobus Kaptein , aki nyilvánvalóan elsőként használta a „sötét anyag” kifejezést ( engl. sötét anyag ) mégpedig a nem megfigyelhető anyag értelmében, amelynek létezése csak gravitációs hatása alapján ítélhető meg [6] [7] [8] :

Így meg tudjuk becsülni a sötét anyag tömegét az Univerzumban. Ha figyelembe vesszük a jelenlegi állapotát, akkor ennek a tömegnek a részesedése láthatóan nem lehet meghatározó.

Eredeti szöveg (angol)[ showelrejt] Megvan tehát az eszközünk a világegyetem sötét anyagának tömegének becslésére. A dolgok jelenlegi állása szerint azonnal látszik, hogy ez a tömeg nem lehet túlzott. [9]

Ugyanebben az évben James Jeans brit csillagász, aki a galaxisunkban a csillagok mozgását is tanulmányozta [6] [8] , más következtetésre jutott: minden látható csillaghoz tartozik 2 „sötét”. Továbbá 1932-ben Kapteyn tanítványa , Jan Oort közzétette [10] pontosabb becslését a sötét anyag sűrűségéről galaxisunkban, különösen a Naprendszer környékén, a csillagok síkhoz viszonyított függőleges oszcillációinak elemzésén alapulva. a Tejútrendszer [8] . Kiszámította, hogy az anyag teljes sűrűsége csak kétszer haladja meg a közönséges látható anyag sűrűségét (az úgynevezett Oort-határt), vagyis a sötét anyag sűrűsége megközelítőleg megegyezik a látható csillagok sűrűségével [7] és 0,05 M ⊙ / db 3 [6] . Így ebben az időszakban azt hitték, hogy a sötét anyag szó szerint sötét anyag, egyszerűen nem bocsát ki elegendő fényt [5] [6] .

A sötét anyag komoly tanulmányozása, beleértve az extragalaktikus léptékeket is, valójában Fritz Zwicky munkásságával kezdődött , aki 1933-ban [11] fedezte fel, hogy a Coma-halmazban (a Coma Berenices csillagkép ) nyolc galaxis sugárirányú sebessége szokatlanul nagy volt. körülbelül 1000 km/s - és a viriális tételt alkalmazva arra a következtetésre jutott, hogy a halmaz stabilitása érdekében össztömege 400-szor nagyobb kell legyen, mint az alkotó csillagok tömege [5] [8] [12] [13] [ 14] :

Ha ez beigazolódik, akkor feltűnő következtetésre jutunk - hogy a sötét anyag mennyisége sokkal nagyobb, mint a világítóé.

Eredeti szöveg (német)[ showelrejt] 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. [tizenegy]

Egy másik, 1937-es cikkben [15] , ahol a svájci-amerikai asztrofizikus finomította számításait, említést tesz a „ködökben hideg csillagok, egyéb szilárd anyagok és gázok formájában lévő sötét anyagról”, vagyis még mindig úgy véli, hogy hogy valami közönséges anyag legyen. Ezenkívül Fritz Zwicky a Hubble-állandó hibás (körülbelül 8-szor nagyobb) értékét használta számításai során , és ennek megfelelően túlbecsült tömeg/fényesség arányt kapott , és ennek eredményeként túlbecsült mennyiségű sötét anyag. Mindezen árnyalatok ellenére alapvető következtetése a nagyméretű csillagászati objektumok tömegéhez való elsöprő hozzájárulásáról alapvető lépéssé vált a sötét anyag fogalmának történetében [5] [13] . Nagyjából ugyanebben az időben, 1936-ban Sinclair Smith amerikai csillagász [16] hasonló eredményt kapott egy másik galaxishalmazra, a Virgo - ra is: a benne szereplő galaxisok átlagos tömege számításai szerint 2⋅10 11 M volt. ʘ , ami 2 nagyságrenddel magasabb, mint az E. Hubble valamivel korábban [17] készített becslése . Azonban, akárcsak Zwicky, akinek munkáját egyébként szintén idézte, Smith is azzal magyarázta ezt a paradoxont, hogy a halmazban nagy mennyiségű intergalaktikus anyag van jelen, amely vagy egyenletesen oszlik el a halmazon belül, vagy pedig hatalmas, halvány felhőket képez a galaxisok körül [8]. [13] [18] . Eközben az akkori csillagásztársadalom meglehetősen szkeptikus volt a sötét anyag hipotézisével kapcsolatban, bár felismerte a hiányzó tömegprobléma létezését [13] [19] [20] .

Hamarosan újabb probléma merült fel a spirálgalaxisok forgási görbéiből kapott tömegeloszlással és tömeg/fényesség arányával [21] [22] . Tehát 1939-ben az amerikai Horace Babcock disszertációjában közzétette az Androméda galaxis részletes forgási görbéjét - a csillagok középpontja körüli forgási sebessége nem csökkent, ahogy azt az égi mechanika jósolta, fordítottan arányos (hol van a távolság a galaxistól). közepén), de csaknem állandó maradt (lásd az ábrát). Babcock arra a következtetésre jutott, hogy ez jelentős tömegű láthatatlan anyag jelenlétére utal az M 31 galaxis külső tartományaiban, de magyarázható a porrészecskék erős elnyelésével is [18] [21] [22] . Egy évvel később Jan Oort, miután elemezte az NGC 3115 galaxis forgási görbéjét , szintén rendellenesen magas tömeg/fényesség arányt kapott a külső régiókra (~ 250), és ez nem felelt meg az elméleti képnek, amely azt feltételezte, hogy a galaxis teljes tömegét a csillagai tartalmazták [18] [22] . Babcock és Oort is felhívta a figyelmet a galaxisok külső régióinak forgási görbéinek tanulmányozásának fontosságára, de eredményeik akkoriban még nem keltették fel a figyelmet, ahogy Zwicky és Smith eredményei sem, aminek – legalábbis részben – valószínűleg az oka. elejéig 1939-ben a második világháború [18] . ${\sqrt {R}}$ $R$

Másrészt azonban a háború is hozzájárult a rádiócsillagászat megfigyelő eszközeinek gyors fejlődéséhez - lehetővé tették egy 21 cm-es atomhidrogén emissziós vonal regisztrálását, meghatározva annak jelenlétét a csillagközi felhőkben és a mozgás sebességét. [21] . Ebben ismét nagy szerepe volt Jan Oortnak; tanítványa, Henrik van de Hulst 1957-ben elsőként kapta meg [23] ezzel a módszerrel a galaxis forgási görbéjétM M / L ~ 2 eredménynek. a korong középső régiójára, amelyet nem sokkal korábban publikáltak [24] , és kiderült, hogy a belső látható résszel ellentétben, ahol a tömegeloszlás megközelítőleg egybeesett a világítóanyaggal, a külső glóriában sokkal több anyag volt, láthatatlan, de gravitációs hatással bír [25] . Az M 31 galaxis akkoriban végzett rádiós megfigyeléseiből az is kiderült, hogy közeledik a miénkhez, és mivel ezt a megközelítést kölcsönös vonzási erők okozták, így számszerűsíthető volt a teljes tömegük, amit 1959-ben végeztek [26] ] Franz Kahn német-brit asztrofizikus és Jan Oort Lodewijk Wolter másik híres holland tanítványa . ~1,5⋅10 12 M ⊙ értéket kaptak, ami hatszor nagyobb, mint az egyedi értékek összege, amelyeket aztán a Tejútrendszer (~ 4⋅10 11 M ⊙ ) és M 31 (~ 1⋅) tömegének tekintettek. 10 11 M ⊙ ), és arra a következtetésre jutottak, hogy ez a hiányzó anyag a galaxisokat körülvevő forró (~ 10 5 K) gáz halójaként létezik [18] [20] [25] .

A galaxishalmazok tömegének problémája addigra olyan aktív viták tárgyává vált, hogy a „Galaktikus rendszerek instabilitásáról” [27] konferenciát szentelték ennek megvitatására az „Az extragalaktikus problémákról” című szimpózium keretében. kutatás” Santa Barbarában 1961 augusztusában, a Nemzetközi Csillagászati Unió szervezésében . A viriális tételből levezetett és a megfigyelt forgási görbékből számított tömegek közötti eltérésre számos magyarázat feltételezi a „láthatatlan intergalaktikus anyag, amely a halmazok tömegének 90-99%-át teszi ki” [19] [20] [28] .

A sötét anyag hipotézisének elfogadásához az 1960-as évek végén és az 1970-es évek elején Vera Rubin , a Carnegie Intézet és Kent Ford csillagászai nagyban hozzájárultak. — elsőként szereztek pontos és megbízható spektrográfiai adatokat az M 31 galaxis csillagainak forgási sebességéről [29] . A forgási görbe a középponttól számított 24 kpc távolságig lapos maradt , ami megegyezett a korábban publikált [30] rádiótartományban végzett mérésekkel [5] [22] [25] . Ugyanakkor 1970-ben az ausztrál Ken Freeman az M 33 és az NGC 300 galaxisok adatait elemző híres munkájában [31] arra a következtetésre jutott, hogy

Ha [az adatok] helyesek, akkor ezeknek a galaxisoknak olyan anyagot kell tartalmazniuk, amelyet sem optikai, sem rádiófrekvencián nem regisztráltak. Tömegének legalább akkorának kell lennie, mint egy hagyományosan rögzített galaxisé, és eloszlása nagyon eltérhet attól az exponenciális eloszlástól, amely egy optikailag megfigyelhető galaxisra jellemző.

Eredeti szöveg (angol)[ showelrejt] ha [az adatok] helyesek, akkor ezekben a galaxisokban további anyagoknak kell lenniük, amelyek nem észlelhetők, akár optikailag, akár 21 cm-en. Tömegének legalább akkorának kell lennie, mint az észlelt galaxis tömegének, és eloszlásának egészen másnak kell lennie, mint az optikai galaxisra érvényes exponenciális eloszlás. [31]

Aztán az 1970-es években a központjuktól távol fekvő galaxisok hatalmas fényudvarja vagy "koronája" mellett más ismert tudósok is felhoztak érveket: Jaan Einasto [32] , valamint Jeremy Ostryker és Jim Peebles [33] , akik a forgási görbék mellett a törpegalaxisok, galaxispárok és -halmazok mozgására vonatkozó felhalmozott adatmennyiséget elemezte [34] [35] [36] . Így Oestryker és Peebles cikke a szavakkal kezdődött

Egyre több és megbízhatóbb ok van azt hinni, hogy a közönséges galaxisok tömegére vonatkozó becslések a mai napig legalább 10-szer alábecsülhetők.

Eredeti szöveg (angol)[ showelrejt] Növekvő számban és minőségben okunk van azt hinni, hogy a közönséges galaxisok tömegét 10-szeres vagy annál nagyobb szorzóval alábecsülték. [33]

Fontos momentum volt Albert Bosma, a Groningeni Egyetem munkatársa munkája : 1978-ban Ph.D. disszertációjában [37] már 25 galaxisra [38] mutatott be enyhe forgási görbéket . Ebben az időszakban a megfigyelések mellett elméleti érvek is megfogalmazódtak a sötét anyag létezése mellett, kozmológiai megfontolások és numerikus szimulációk eredményei alapján [39] . Ugyanez Ostriker és Peebles Zwicky munkájára támaszkodva kimutatta [40] , hogy hatalmas gömb alakú fényudvarok hozzáadása nélkül a galaxisok instabilok lennének [14] [38] . A csillagászati közösségben az évtized végére kialakult hangulatot tükrözte Sandra Faber és John Gallagher amerikai asztrofizikusok [41] áttekintése , amelyben [38]

Arra a következtetésre jut, hogy az univerzumban egy láthatatlan tömegre vonatkozó érv nagyon meggyőző, és egyre erősödik.

Eredeti szöveg (angol)[ showelrejt] Arra a következtetésre jutottak, hogy az univerzumban a láthatatlan tömeg ügye nagyon erős és egyre erősebb. [41]

Vera Rubin [42] új művei is megjelentek .

A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás tanulmányozása , különösen annak nagyfokú izotrópiájának azonosítása lendületet adott a kozmológia fejlődésének. Így 1982-ben Jim Peebles kifejtette azt az elképzelést [43] , hogy a barion anyag sűrűségében a rekombináció pillanatában tapasztalható jelentős ingadozások hiánya és az Univerzum modern , nagy léptékű szerkezete közötti ellentmondás , amelynek nem lett volna ideje. az azóta eltelt idő alatt fejlődni, nagyszámú nem-barion anyag feltételezésével kiküszöbölhető - ingadozásainak növekedése hozzájárulna a tömegeloszlásban megfigyelt inhomogenitások kialakulásához anélkül, hogy bármilyen módon bevésődött a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzásba. És az 1980-as években megfogalmazott inflációs hipotézis , amely a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás izotrópiáját magyarázta, azt is feltételezte, hogy az Univerzum lapos, és ennek eredményeként anyagának sűrűsége pontosan megegyezik a kritikussal . Mivel a közönséges barionos anyag sűrűségére vonatkozó becslések ennek az értéknek csak elenyésző hányadát adták meg, ez viszont a sötét anyag létezésének szükségességét jelentette [39] [44] .

Az 1980-as években, amikor a sötét anyag hipotézise már általánosan elfogadottnak számított, kutatásai arra irányultak, hogy mi is ez pontosan [5] , mik a tulajdonságai és mi a szerepe az Univerzum evolúciójában [45] [46]. . Ez a számítástechnika fejlődésének köszönhetően akkor még aktívan fejlődő numerikus szimuláció segítségével valósult meg, melynek eredményeit megfigyelési adatokkal vetették össze [45] . Fontos szerepet játszott például a vöröseltolódások CfA1 [45] [47] , majd a CfA2 második szakaszának [48] [49] áttekintése . A következő évtizedtől kezdődően az érdeklődés a sötét anyag galaktikus halókban való eloszlásának modellezése felé terelődött [45] . A 21. század elején lehetővé vált a pontosabb és teljesebb égboltfelmérések alkalmazása: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] és az azt követő 6dFGS [53] ; az eddigi legrészletesebb az SDSS [51] [54] . A kozmológiai evolúció numerikus modellezése, különös tekintettel a sötét anyag szerepére ebben a folyamatban, szintén pontosabbá és nagyobb léptékűvé vált: olyan projektek, mint a Millennium [55] [56] , a Bolshoi Simulation [57] [58] és Illustris [59] .

A létezés bizonyítéka

Figyelmes

A galaxisok forgási görbéi, amelyek azt mutatják, hogy a csillagkorongok perifériáján nem csökken a forgási sebesség. Ennek a hatásnak a legegyszerűbb magyarázata a hatalmas láthatatlan fényudvarok jelenléte a galaxisokban, amelyek nagyban hozzájárulnak a tömegükhöz [62] [63] .
Műholdas galaxisok és gömbhalmazok dinamikája és morfológiája nagy tömegű galaxisok közelében [64] . A kis műholdgalaxisok a nagyok körül mozognak, és ugyanazoknak a törvényeknek engedelmeskednek, mint a közönséges galaxisok perifériáján lévő csillagok, így azonos típusú, de nagyobb léptékű teszttestek, ami lehetővé teszi a gravitációs potenciál eloszlására vonatkozó következtetések levonását. ilyen tömegű galaxisok [36] . A mi és más galaxisok adatainak elemzése megerősítette, hogy az egyes galaxisok össztömege többszöröse a csillagai össztömegének [64] .
Galaxisrendszerek dinamikája a bináris galaxisoktól a galaxishalmazokig . Tagjaik sugárirányú sebességének elemzése a galaxisok sebességének jellegzetes szórását adja, ami lehetővé teszi e rendszerek össztömegének becslését [1. megjegyzés] [64] . Így kiderült, hogy a sötét anyag a galaktikus hierarchia minden szintjén jelen van, és aránya a lépték növekedésével növekszik: bináris rendszerekben többszörösen meghaladja a látható anyag hozzájárulását, illetve galaxishalmazokban (amelyek több száz és több ezer objektum) - tízszer vagy százszor [65] .

Az óriás elliptikus galaxisok és halmazaik forró gázából származó röntgensugárzás , amelyet olyan keringő obszervatóriumok rögzítettek, mint az " Einstein " [65] , a " ROSAT ", az " XMM-Newton " és a " Chandra " [70] . Röntgenteleszkópok segítségével kétdimenziós vetületben meghatározzák az ilyen objektumok felületi fényességének (röntgentartományban) és hőmérsékletének eloszlását, ezen jellemzők alapján megszerkesztik a gázsűrűség és hőmérséklet sugárirányú eloszlását, amely lehetővé teszi egy galaxis vagy halmaz tömegprofiljának meghatározását a hidrosztatikus egyensúly feltétele alapján [70] [71] [72] . Ez a módszer fontos előnye, mivel mások csak az objektum össztömegének értékét adják meg [70] . A csillagok és a gáz tömege önmagában a számítások szerint nem elegendő a galaxisokba belépő forró gázok befogadására, ha a sötét anyagot nem vesszük figyelembe [65] . Az ilyen forró gáz a klaszterek össztömegének csak körülbelül 15%-át teszi ki, a világító látható anyag még kevesebb, mindössze 5%, a maradék 80% pedig sötét anyag [72] . Ebben az esetben a gáz sugárirányú eloszlása (az objektum középpontjának távolságától függően) megközelítőleg megismétli a sötét anyag hipotetikus eloszlását - a Navarro-Frank-White profilt [71] [72] .
A gravitációs lencsék a fénynek a távoli objektumokról az útjába kerülő nagy tömegű halmazok gravitációs tere által történő eltérítése, amelynek eredményeként a távolabbi galaxisok valamely megfigyelt halmazára vetített képei torzulnak (gyenge gravitációs lencsék), vagy akár szét is hasadnak. több „másolat” (erős gravitációs lencse) [2. megjegyzés] [68] . Ezen torzulások természete alapján lehetővé válik a klaszteren belüli tömeg eloszlása és nagysága rekonstrukciója, beleértve a rejtett tömeget is [68] [73] [74] .

Több mint tíz klaszterre végeztek ilyen számításokat, és a láthatatlan/látható anyag aránya általában összhangban van az e klaszterek sötétanyag-tömegének mérésére szolgáló egyéb módszerekkel [68] [73] [75] .

A gyenge gravitációs lencsék hatását a földi és űrteleszkópok számos képének statisztikai elemzése emeli ki. Közeli tömegkoncentráció hiányában a távoli, háttérgalaxisok tájolásának kaotikusnak kell lennie. Ha ilyen tömeg van jelen, az a galaxisok látszólagos megnyúlásának megváltozásához vezet, és valamilyen rend megjelenéséhez vezet az orientációjukban [67] [77] . Mivel a torzítások az amplitúdó több százalékát teszik ki, ez a módszer nagy feldolgozási pontosságot, a rendszerhibák minimalizálását és a vizsgált nagy érdeklődési területeket kívánja meg. Ezért az eredmények más módszerekkel való egyezése fontos bizonyíték a sötét anyag létezése mellett [78] .

A tömegek eloszlása ütköző galaxishalmazokban, ahol a sötét és a barion anyag egyértelműen elválik egymástól, amit a különböző frekvenciatartományokban végzett megfigyelések tárnak fel. A sötét anyag kimutatására szolgáló módszerek komplex alkalmazásának leghíresebb példája a Bullet galaxishalmaz tanulmányozása , amelyet két galaxishalmaz közvetlen ütközésének idején figyeltek meg. Ha nem létezne sötét anyag, a klaszter fő tömegének elhelyezkedése (amely gyenge gravitációs lencsék segítségével határozható meg) megfelelne a barionok nagy részét alkotó plazma (röntgentartományban megfigyelhető) eloszlásának. ügy. Azonban más kép figyelhető meg: a fő tömeg eloszlása egybeesik a galaxisok optikai képeivel. Ez közvetlenül jelzi a sötét anyag jelenlétét; a Bullet Cluster tanulmányozásával foglalkozó publikációk a címükben a "Közvetlen empirikus bizonyíték a sötét anyag létezésére" szavakat tartalmazták [79] [80] [81] [82] [83] .

Egy másik példa egy ilyen szokatlan objektumra a CL0024+17 klaszter , amelynek sűrűsége csúcsa egy gyűrű alakú külső régióban van, amely nem esik egybe a forró gáz, valamint a csillagok elhelyezkedésével. Az elméleti modellezés kimutatta, hogy ez ugyanazon folyamat eredménye, mint a Bullet Clusterben, azonban a CL0024+17 nem oldalról, hanem az ütközési vonal mentén és jóval későbbi szakaszban figyelhető meg. Egy ilyen kép nem magyarázható az alternatív elméletek keretein belül [84] .

Sok más ilyen klasztert is azonosítottak, amelyeknél különböző tartományú képek elemzésével megkaptuk a tömegeloszlást, beleértve a rejtett klasztert is: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] és mások.

Elméleti

Galaxisok stabilitásának modellezése [88] .
A háttérsugárzás inhomogenitásának elemzése . A galaxisok a gravitációs instabilitás következtében alakulnak ki és nőnek a kezdeti sűrűségzavarok következtében a korai Univerzumban [88] [89] . 400 000 évvel az Ősrobbanás után ezek a sűrűségingadozások még mindig nagyon kicsik voltak (~ 10-5 magához a sűrűséghez képest). És ha az Univerzumban abban a pillanatban csak közönséges barion anyag volt, akkor ezeknek az inhomogenitásoknak egyszerűen nem lett volna idejük olyan mértékben növekedni, hogy létrehozzák a megfigyelt struktúrák sokféleségét - ehhez az elsődleges rekombináció korszakában bekövetkező fluktuációk 10-3 nagyságrendűnek kell lennie . Ennek a paradoxonnak a megoldása az a feltételezés, hogy az Univerzumban jelentős mennyiségű nem-barionos rejtett tömeg található. A CMB fotonok csak a barionos anyaggal lépnek kölcsönhatásba, ezért a háttérsugárzás hőmérsékleti anizotrópiája csak a közönséges anyag sűrűségének ingadozásáról hordoz információt. A nem-barionos anyag a rekombináció idején már sokkal erősebben zsúfolódhatott, így megalapozva a jövőbeni galaxisok és halmazaik növekedését [89] [90] [91] .
A galaxisok kialakulásának modellezése az Univerzum összetételének általánosan elfogadott elmélete alapján, különös tekintettel a sötét anyag bizonyos hányadára. Ha ezt állítjuk be kezdeti feltételnek, akkor a galaxisok eredő eloszlása és tulajdonságai (pl. alakja) megegyeznek a megfigyeltekkel [14] [56] .
Az Univerzum kritikus sűrűségének becslése . Kimutatták, hogy az Univerzumban az anyag teljes tömegsűrűsége a kritikus sűrűség értékének körülbelül 20-30%-a, míg a barionos anyag az Univerzumban csak körülbelül 4,5%. Ezért a barionok sűrűségét a nem-barionos rejtett tömeg teszi teljessé, amelynek körülbelül 5-ször nagyobbnak kell lennie, mint a közönséges anyagé [92] .

A sötét anyag tulajdonságai

Hőmérséklet

A legtöbb sötét anyag keletkezésére vonatkozó elmélet azt feltételezi, hogy az Univerzum fejlődésének korai szakaszában a sötét anyag részecskéi kinetikai egyensúlyban voltak a közönséges anyaggal - barionokkal , elektronokkal és fotonokkal , amelyek abban az időben egyetlen közeget alkottak. Egy bizonyos időpontban, egy bizonyos hőmérsékleten, T d , ezek kimentek az egyensúlyból, és azóta szabadon terjednek [3. megjegyzés] . Ennek a hőmérsékletnek és a sötét anyag részecskéinek tömegének arányától függően "melegre", "hidegre" és "melegre" osztják [93] .

Forró sötét anyag

Ha a barionos anyaggal való egyensúly felbomlása pillanatában a sötét anyag részecskéinek tömege nem haladta meg a közeg megfelelő hőmérsékletét, [4. megjegyzés] , azaz relativisztikusak voltak, ráadásul ez a tömeg 1 eV -nál is kisebb volt , az ilyen sötét anyagot forrónak nevezik. A meleg sötét anyagtól , amelyre szintén , de abban különbözik, hogy a forró sötét anyag még az Univerzum evolúciójának a sugárzás uralta állapotából a porszerű szakaszba való átmenet idejére is relativisztikus maradt , ami megtörtént. hőmérsékleten . Ez azért fontos, mert a sűrűség-perturbációk növekedése ezekben a szakaszokban eltérő módon megy végbe, és alapvetően attól függ, hogy a poros szakaszban lévő sötét anyag relativisztikus-e [93] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ $M_{X}\geq 1{\text{ eV))$ $T_{eq}=1{\text{ eV))$

Az Univerzumban kezdetben kis amplitúdójú inhomogenitások voltak a sötét anyag sűrűségében, és volt egy időszak, amikor a sötét anyag részecskéi relativisztikusak voltak és szabadon terjedtek (ez a hőmérsékleti tartományban történt ). Szinte fénysebességgel haladva gyorsan elhagyták a megnövekedett sűrűségű régiókat, és a csökkentett sűrűségű régiókat (a jelenlegi kozmológiai horizonton belül) megtöltötték. Ennek a szabad áramlási folyamatnak az eredményeként a sötét anyag sűrűsége a jelenlegi horizontnál kisebb inhomogenitások kimosódtak. Mivel a szabad keveredés megszűnt -kor , a horizont jelen pillanatban egy tényezővel megfeszített mérete határozza meg azoknak a régióknak a maximális modern méretét, amelyekben a sűrűségzavarok elnyomnak [94] . A forró sötét anyag ( ) esetében ezt az értéket körülbelül 100 Mpc -re becsülik [95] . ${\displaystyle M_{X}\leq T\leq T_{d))$ $T\sim M_{X}$ ${\megjelenítési stílus (1+z)\körülbelül {\frac {T}{T_{0))))$ $M_{X}\sim 1{\text{ eV))$

A forró sötét anyagot tartalmazó modellekben először a legnagyobb struktúrák jönnek létre - szuperhalmazok , amelyek aztán kisebbekre - klaszterekre - bomlanak fel . A galaxisok utoljára alakulnak ki, és ennek a folyamatnak nem is olyan régen el kellett volna kezdődnie. A szerkezetek ilyen képződési sorrendje ellentmond a megfigyeléseknek, így a forró sötét anyag csak kis része lehet az összes sötét anyagnak [95] [96] .

Ez a fajta sötét anyag elsősorban a Standard Modell közönséges neutrínóit foglalhatja magában – ez az egyetlen kísérletileg megerősített ilyen típusú részecske [97] [96] .

Hideg sötét anyag

Ha a sötét anyag részecskéi elváltak a közönséges anyagtól, már nem relativisztikusak, akkor az ilyen sötét anyagot "hidegnek" nevezik. Kozmológiai megfontolásból ez a legelőnyösebb lehetőség [93] : az ilyen részecskék lassan mozognak, az úgynevezett szabad keveredési hossz kis értéke jellemzi [5. megjegyzés] , ezért az Univerzum tágulásának kezdeti szakaszában a sűrűség. a kis léptékű ingadozásokat nem nyomják el, az Univerzum nagy léptékű szerkezetének kialakulása meglehetősen korán kezdődik, és alulról felfelé történik [51] [56] [98] . Annak a régiónak a maximális modern mérete, ahol a sűrűségzavarokat elnyomják, 0,1 Mpc ( egy törpegalaxis mérete ), a sötét anyag részecskék tömegének alsó határa 1 keV - ugyanez a sorrend más megfontolások alapján is a sötét anyag részecskéinek fázissűrűségére vonatkozó becslések törpegalaxisokban [95] . Az Univerzum evolúciójának ilyen paraméterekkel történő modellezésének eredményei ( a ΛCDM modell keretein belül ) pontosan megfelelnek a halmazok , galaktikus filamentumok és a köztük lévő üregek megfigyelt mintázatának [56] [98] . $M_{X}\gg T_{d}$

A hideg (azaz 1-100 keV -nál nagyobb tömegű ) sötét anyag részecskéinek szerepére vonatkozó hipotetikus jelölt részecskék osztályát WIMP -nek (az angol nyelvből WIMP, gyengén kölcsönhatásba lépő masszív részecske - gyengén kölcsönhatásba lépő masszív részecske) nevezik [92]. [99] . Most azonban ezt a kifejezést az eredetinél szűkebb értelemben használjuk, és csak azokra a részecskékre vonatkozik, amelyeknek gyenge kölcsönhatásnak kellene kitéve [100] [101] .

A hideg sötét anyag modell keretein belül azonban nehézségek merülnek fel a halo belső, középső régióinak leírásában, amelyek közül a legsúlyosabbak a [102] [103] [104]

a csúcsprobléma a sűrűségeloszlás numerikus szimulációjának eredményei és a kísérleti adatok közötti ellentmondás. A hideg sötét anyag eloszlásának numerikus modellezése azt jelzi, hogy a galaxis középpontjában csúcsot vagy szingularitást képez , míg a közvetlen csillagászati megfigyelések ennek ellenkezőjét mutatják.

a törpegalaxisok hiányának problémája (más néven "az eltűnt törpe műholdgalaxisok problémája"). Lényege, hogy a sötét anyag struktúráinak hierarchikus eloszlásán alapuló szimuláció szerint a törpegalaxisok száma (a közönséges galaxisok számához viszonyítva) egy nagyságrenddel kevesebb, mint amennyinek lennie kellene.

Meleg sötét anyag

A meleg sötét anyag, valamint a forró relativisztikus volt a barionos anyaggal való egyensúlyból való kilépés pillanatában, vagyis a feltétel teljesült . A részecskéinek tömege ( M X ) azonban nagyobb volt, mint 1 eV , és a sugárzás által uralt világegyetem tágulásának porszerű szakaszába való átmenet idején már megszűntek relativisztikusak lenni. Mivel a sűrűségzavarok növekedése ezekben a szakaszokban jelentősen eltérő módon megy végbe, és erősen függ attól, hogy a poros szakaszban lévő sötét anyag (amelyhez az átmenet pontosan 1 eV nagyságrendű hőmérsékleten ment végbe ) relativisztikus-e, ez a különbség alapvető . 93] . A meleg sötét anyag sűrűség-ingadozásait csak nagyon kis léptékben, a törpegalaxisok szintjén és az alatt nyomják el [98] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$

Sűrűség eloszlás

Leggyakrabban a Navarro-Frank-White profilt [105] használják a sötét anyag haló alakjának analitikus leírására :

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

ahol ρ 0 a haloképződés pillanatában az Univerzumban lévő anyagsűrűség által meghatározott paraméter, R s a halo jellemző sugara. Ez a közelítés azonban nagyon pontatlan a galaxisok központi tartományaiban, ahol a barion anyag dominál [45] . Pontosabb alternatívaként a Burkert-profilt [106] javasolták :

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

ahol ρ 0 a sűrűség a központi régióban, r 0 a sugara. Egy numerikus modellezésen alapuló analitikus formát is javasoltak Moore-profilként [107] :

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

ami azonban a Navarro-Frank-White profilnál is erőteljesebb növekedést sugall a központi régióban. Végül felmerült az Einasto-profil használatának ötlete [108] :

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

A sötét anyag jelöltjei

Baryon sötét anyag

Az asztrofizika fejlődésével és a sötét anyag hipotézisének jóváhagyásával számos szakember számára a legtermészetesebb feltevés az volt, hogy a sötét anyag közönséges, barionos anyagból áll , amely valamilyen oknál fogva gyengén kölcsönhatásba lép elektromágnesesen, ezért nem észlelhető a vizsgálat során. például az emissziós vonalak és az abszorpció. Az ilyen objektumok szerepére bolygók, barna törpék , vörös törpék , fehér törpék , neutroncsillagok és fekete lyukak lehetnek jelöltek . Kim Griest asztrofizikus a MACHO (massive astrophysical compact halo object ) kifejezést javasolta elnevezésükre [109] . Ez a mozaikszó a spanyolra utal. macho – „ macho , dork” a WIMP kifejezés ellentéte, amelyet korábban Michael Turner ( angol. Michael S. Turner ) javasolt a feltételezett, nem-barionos, gyengén kölcsönhatásba lépő masszív elemi részecskékre ( angol. wimp – „bore, gyenge” ) [110] , lásd alább .

Úgy tűnik azonban, hogy a barionos anyag aránya a sötét anyag összetételében kicsi. Először is, a galaxisunk fényudvarában lévő MACHO objektumok keresésének kísérletei a csillagok fényének gravitációs mikrolencséinek észlelésével arra a következtetésre jutottak, hogy az ilyen kompakt objektumok töredéke, legalábbis 10–7 és 10 2 közötti tömeggel. naptömeg , nem több 8%-nál [109] [111] . Másrészt a sötét anyag komponenseinek szerepére jelöltek egyik ismert típusa sem felel meg a mennyiségére vonatkozó megfigyelési adatoknak [112] . Ezenkívül a kozmológiai megfontolásokból az következik, hogy a könnyű elemek elsődleges koncentrációinak aránya, különösen a deutérium (a legrégebbi csillagászati objektumokon megfigyelt) aránya azt jelzi, hogy a barionok meglehetősen csekély mértékben járulnak hozzá az Univerzum teljes sűrűségéhez - csak A kritikus sűrűségérték 4,5%-a, majd a független módszerekkel kapott teljes anyag tömegére vonatkozó becslések hogyan adják ennek az értéknek a 20-30%-át [111] [92] [112] .

Ősfekete lyukak

A MACHO objektumok szerepének egyik jelöltje az ősfekete lyukak , amelyek az Univerzum kezdeti tágulásakor keletkeztek közvetlenül az Ősrobbanás után [113] . A távoli szupernóvákból származó fény gravitációs mikrolencsés eseményeinek számlálásán alapuló tanulmányok jelentős korlátozásokat adnak a 0,01 naptömegnél nagyobb tömegű fekete lyukak lehetséges hányadára a sötét anyag összetételében - legfeljebb 23% [114] [115] . Mindazonáltal továbbra sem kizárt az ősfekete lyukak tömegének értéke, különösen a 10 3 naptömegnél nagyobb tömegű objektumok fontos szerepet játszhatnak a kozmológiai folyamatokban, akár csak nagyon kis töredékét is teszik ki. sötét anyag [116] .

Maximons

Ezenkívül felmerült, hogy a sötét anyag részecskéinek szerepét a feltételezett Planck-fekete lyukak ( maximonok ) tölthetik be, amelyek a közönséges fekete lyukak evolúciójának végtermékei, stabilak és már nincsenek kitéve Hawking-sugárzásnak . Ezeket az objektumokat rendkívül kicsi , körülbelül 10-66 cm 2 kölcsönhatási keresztmetszet jellemzi , ami 20 nagyságrenddel kisebb, mint a neutrínó kölcsönhatási keresztmetszete. Ezen elmélet szerint a semleges maximonok anyaggal való kölcsönhatási keresztmetszetének kicsinysége ahhoz a tényhez vezet, hogy az Univerzumban jelenleg az anyag jelentős (vagy akár fő) része maximonokból állhat anélkül, hogy ez ellentmondásba hozna az anyaggal. megfigyelések [117] .

Nem barionos sötét anyag

Neutrinók

Azok a neutrínók , amelyek nem vesznek részt erős és elektromágneses kölcsönhatásokban, természetesen történelmileg az első jelöltek lettek a sötét anyag részecskéinek szerepére. A többi jelölttől eltérően léteznek és a Standard Modell [118] keretein belül írják le őket . A megfelelő hipotézist az 1980-as évek elején javasolták és vizsgálták [119] . A numerikus szimulációk azonban kimutatták, hogy a neutrínók, mivel nagyon könnyűek, nagyon nagy sebességgel rendelkeztek volna a korai Univerzumban, azaz forró sötét anyag lettek volna , és a szerkezet kialakulása a tetejétől a másikig történt volna. alulról (nagyobb léptékről kicsire), és ennek következtében eltérne a most megfigyelttől. Így kimutatták, hogy a Standard Modellből származó közönséges neutrínók nem lehetnek sötét anyag részecskék [96] [45] .

Ezt követően természetesen felmerült az a feltételezés, hogy a sötét anyag részecskéi nehéz neutrínók – valami korábban fel nem fedezett változat [89] . Ha ezek dominálnának a korai Univerzumban, akkor egy ilyen közegben a fluktuációk sokkal korábban elkezdenének növekedni, mint a barioni világegyetemben, és az Univerzum nagyméretű szerkezetének lett volna ideje kialakulni [81] . Az 1990-es évek elején közzétett hipotézis szerint a sötét anyag úgynevezett steril neutrínókból állhat , amelyek még gyenge kölcsönhatásban sem vesznek részt, és a közönséges neutrínókból csak oszcillációval képződhetnek . Az elméleti modellek széles tömegtartományt és ennek megfelelően hőmérséklet-tartományt adnak meg, amellyel az ilyen neutrínók rendelkezhetnek, azaz meleg ( ) és hideg ( ) sötét anyagot is alkothatnak [96] . $m\sim {\text{keV}}$ $m\gg {\text{keV}}$

Axions

Az axionok hipotetikus semleges pszeudoszkaláris részecskék, amelyeket eredetileg azért vezettek be, hogy megoldják az erős CP-sértés hiányának problémáját a kvantumkromodinamikában [120] [121] [122] . Úgy gondolják, hogy az axionok a hideg sötét anyaghoz tartoznak [120] [45] , de nagyon könnyűnek kell lenniük: az asztrofizikai és laboratóriumi adatok legfeljebb 10–3 eV-ot adnak az axion tömegére , és kozmológiai megfontolások. - nem kevesebb, mint 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .

Felterjesztettek egy hipotézist a fuzzy sötét anyagról is, amelyet egy szuperfolyékony Bose-kondenzátum képvisel, így tulajdonságai hasonlóak az axionokéhoz , amelyek azonban sokkal kisebb tömeggel rendelkeznek - körülbelül 10–22 eV [ 126] .

Szuperszimmetrikus részecskék

A szuperszimmetrikus elméletek keretében leírt hipotetikus részecskék nem vesznek részt elektromágneses és erős kölcsönhatásokban, és ha stabilak, akkor eloszlanak az Univerzumban, és fontos szerepet játszhatnak annak fejlődésében, vagyis sötét anyag részecskéi lehetnek. . Kezdetben csak a gravitinót javasolták erre a szerepre , azonban a minimális szuperszimmetrikus szabványmodell megjelenésével az a hipotézis, hogy egy ilyen részecske egy neutralino , egy foton szuperpartnereinek vegyes állapota , egy Z-bozon , és egy Higgs-bozon , egyre népszerűbb lett – az R-paritás [127] . Úgy gondolják, hogy a neutralinók nincsenek termodinamikai egyensúlyban a közönséges anyaggal, hőmérsékletük alacsonyabb, mint a tömegük, vagyis a hideg sötét anyaghoz tartoznak [45] . Az ilyen részecskéknek, mint minden más feltételezett, gyengén kölcsönhatásba lépő masszív semleges elemi részecskének (WIMP-k, WIMP -k ), természetüktől függetlenül megsemmisülési keresztmetszettel kell rendelkezniük a gyenge kölcsönhatási keresztmetszethez (~ 10-36 cm2 ) , és tömegük legalább legyen több nukleontömeg, hogy biztosítsák a hideg sötét anyagban megfigyelt tulajdonságokat [110] .

Egzotikus hipotézisek

A kozmiókat azért vezették be a fizikába, hogy megoldják a napneutrínók problémáját, amely a Földön észlelt neutrínóáram és a Nap standard modellje által előrejelzett érték közötti jelentős különbségből áll. Ezt a problémát azonban a neutrínó-oszcillációk elmélete és a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effektus keretein belül megoldották , így a kozmionok láthatóan ki vannak zárva a sötét anyag szerepére jelöltek közül.
A téridő topológiai hibái, amelyek a korai Univerzumban a spontán szimmetriatörés következtében keletkeztek: monopólusok, kozmikus húrok [124] .
A kvark "rögök" a kvarkanyag makroszkopikus (centiméteres nagyságrendű) koncentrációi , amelyek sűrűsége megegyezik a maganyaggal [124] .

Kísérleti adatok

Sötét anyag a közeli univerzumban

Ismeretes, hogy a sötét anyag kölcsönhatásba lép a "világító" ( barion ) anyaggal, legalábbis gravitációs úton, és átlagos kozmológiai sűrűségű közeg , amely többszöröse a barionok sűrűségének. Ez utóbbiakat a sötét anyag koncentrációjának gravitációs kútjai fogják fel. Ezért, bár a sötét anyag részecskéi nem lépnek kölcsönhatásba a fénnyel , a fény onnan bocsátkozik ki, ahol sötét anyag található. A gravitációs instabilitásnak ez a figyelemre méltó tulajdonsága lehetővé tette a sötét anyag mennyiségének, állapotának és eloszlásának tanulmányozását a rádiótartománytól a röntgensugárzásig terjedő megfigyelési adatoktól [128] .

A 2012 -ben publikált több mint 400, a Naptól legfeljebb 13 000 fényévnyire lévő csillag mozgását vizsgáló tanulmány nem talált bizonyítékot a sötét anyag jelenlétére a Nap körüli nagy térben. Az elméletek előrejelzései szerint a sötét anyag átlagos mennyisége a Nap közelében körülbelül 0,5 kg kellett volna a földgömb térfogatában. A mérések azonban legfeljebb 0,06 kg sötét anyagot adtak ebben a térfogatban. Ez azt jelenti, hogy a sötét anyag felfedezésére tett kísérletek a Földön, például a sötét anyag részecskéinek ritka kölcsönhatásaiban a "közönséges" anyaggal aligha lehetnek sikeresek [129] [130] [131] .

A 2013 -ban közzétett, a Naprendszerben lévő testek mozgásáról szóló tanulmány, amely 1910-től napjainkig 677 000 bolygók és űrhajók helyzetmegfigyelésének adatain alapult, lehetővé tette a lehetséges sötét anyag mennyiségének felső korlátjának meghatározását. Naprendszer - a sötét anyag teljes mennyisége a Szaturnusz pályája által határolt gömbön belül nem több, mint 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]

Hipotetikus sötét anyag részecskék fizikai kimutatása

A sötét anyag részecskéinek kísérleti kimutatásának egyrészt azon a tényen kell alapulnia, hogy tömegük gravitációsan kölcsönhatásba lép más tömegekkel, másrészt, hogy ennek a tömegnek nagyon nagynak kell lennie. Ezen kívül azonban semmit sem tudunk a sötét anyagról. A sötét anyag részecskék keresésének fő nehézsége az, hogy nem vesznek részt elektromágneses kölcsönhatásban , azaz láthatatlanok és nem barionos természetűek [14] .

Két keresési lehetőség van: közvetlen és közvetett.

A sötét anyag földi berendezésekkel végzett közvetlen kísérleti kutatása során e részecskék elektronokkal vagy atommagokkal való kölcsönhatásának következményeit vizsgálják egy alacsony hátterű magfizikai detektor érzékeny térfogatában. Amikor a sötét anyag részecskéjét, amely a galaktikus halo része, szétszórja egy közönséges anyagrészecske (elektron vagy nukleon ), az utóbbi bizonyos kinetikus energiát kap, és hagyományos módszerekkel regisztrálható. A probléma a sötét anyag részecskék és a közönséges részecskék közötti kölcsönhatás rendkívül kis keresztmetszetében rejlik. Egy további kísérleti szignatúra, amely lehetővé teszi a háttér elnyomását, de bizonyos modellfüggést bevezet, a Föld (és vele együtt a detektor) sebességének a sötét anyag halójához viszonyított várható periodikus változásán alapul a pálya miatt. a Nap körüli mozgás, aminek egyéves periodicitású jelváltozásokhoz kell vezetnie, és június elején a maximumot elérni. A könnyű DM részecskék (különösen az axionok) közvetlen keresésének egyik változata abból áll, hogy fotonokká bomlását észlelik egy mágneses térben egy jó minőségű rezonáns üregben (az úgynevezett haloszkóp ).

Az ilyen kísérletekhez nagy pontosságra és a többi jelforrásból származó interferencia kizárására van szükség, ezért a detektorok általában a föld alatt helyezkednek el [14] .

A közvetett kimutatási módszerek a másodlagos részecskék (neutrínók, fotonok stb.) áramlásának kimutatására irányuló kísérleteken alapulnak, amelyek például a nap- vagy galaktikus sötét anyag megsemmisülése miatt keletkeznek.

Alternatív elméletek

Alternatív gravitációs elméletek

A megfigyelt jelenségek magyarázata során, amelyek alapján összességében arra a következtetésre jutottak, hogy a sötét anyag létezése szükséges, e fogalom bevonása nélkül mindenekelőtt az általánosan elfogadott törvények érvényességével kapcsolatos megfontolások hangzottak el. gravitációs kölcsönhatás nagy távolságokban [81] .

A leghíresebb a Modified Newtonian Dynamics (MOND), az 1980-as évek elején Mordechai Milgrom izraeli asztrofizikus által javasolt elmélet, amely a gravitációs törvény olyan módosítása , amely erősebb kölcsönhatást biztosít a tér egyes régióiban, oly módon, hogy magyarázza a galaxisok forgásgörbéinek megfigyelt alakját [14] [134] . 2004-ben a szintén izraeli Yaakov Bekenstein elméleti fizikus kidolgozta ennek a hipotézisnek a relativisztikus általánosítását - a gravitáció tenzor-vektor-skalár elméletét , amely a gravitációs lencse megfigyelt hatásait is megmagyarázza [135] . Ezenkívül 2007-ben John Moffat kanadai fizikus javasolta a módosított gravitáció elméletét, amelyet a gravitáció skalár-tenzor-vektor elméletének is neveznek [136] .

A módosított gravitációs elméletek hívei a sötét anyag részecskéinek közvetlen kimutatására irányuló kísérletek pozitív eredményeinek hiányát a maguk mellett szóló érvnek tartják. Vera Rubin , akinek munkája fontos szerepet játszott a sötét anyag elméletének kidolgozásában [14] , szintén a módosított newtoni dinamika mellett szólt : „Ha választanom kellene, szeretném felfedezni, hogy a newtoni törvények az, meg kell változtatni, hogy megfelelően leírhassa a gravitációs kölcsönhatásokat nagy távolságokon. Ez vonzóbb, mint az új típusú szubnukleáris részecskékkel teli Univerzum” [137] .

Eközben jelenleg a legtöbb tudós nem ismeri fel a MOND-ot, mivel az erre épülő számítások kudarcra utalnak [14] . Az alternatív gravitációs elméletekkel az a probléma, hogy még ha igazolják is az egyedi hatásokat, amelyek a sötét anyag létezésének következményei, akkor sem veszik azokat figyelembe összességében. Nem magyarázzák meg az ütköző galaxishalmazok megfigyelt viselkedését, és nincsenek összhangban azokkal a kozmológiai érvekkel, amelyek a nagy mennyiségű nem-barionos láthatatlan anyag jelenlétére vonatkoznak a korai Univerzumban [81] .

Plazma kozmológia

Ezt az elméletet az 1960 -as években egy svéd fizikus, Hannes Alfven (1970-ben Nobel-díjas a magnetodinamikai felfedezésekért) dolgozta ki a Föld-közeli plazmakutatásban (aurorák) szerzett tapasztalatai és Christian Birkeland korai munkái alapján .

Az elmélet alapja az a feltevés, hogy az elektromos erők nagy távolságokon (a galaxis és galaxishalmazok léptéke) jelentősebbek, mint a gravitáció. Ha feltételezzük, hogy a plazma kitölti az egész univerzumot és jó vezetőképességgel rendelkezik, akkor hatalmas elektromos áramokat (körülbelül 10 17-10 19 amper ) vezethet több tíz megaparszek méretben . Az ilyen áramok erőteljes galaktikus mágneses teret hoznak létre, amely viszont mindkét galaxis és halmazaik ( galaktikus filamentumok vagy filamentumok) szerkezetét alkotja . Egy ilyen erős mező jelenléte könnyen megmagyarázza a galaktikus karok kialakulását (még nincs konszenzus a galaktikus karok kialakulásának okáról [138] ), a galaktikus korongok forgási sebességének sugárból való eloszlása szükségtelenné teszi bevezetni egy sötét anyag glóriát. Jelenleg azonban a modern asztrofizika nem figyel meg sem ilyen erős, több tíz megaparszek méretű áramokat, sem nagy intergalaktikus és intragalaktikus mágneses tereket. A plazmakozmológia Alfven [139] és Anthony Perrat [140] által a világegyetem fonalas-sejt szerkezetére és homogenitására vonatkozó feltevéseit nagy léptékben (az ún. Large-scale structure of the Universe ) váratlanul megerősítették a megfigyelések. az 1980-as évek végén és az 1990-es években [141] , azonban ezeket a megfigyeléseket is az általánosan elfogadott kozmológiai modell keretein belül magyarázzák. Az Univerzum fonalas szerkezetének magyarázatára jelenleg a gravitációs instabilitás következtében kialakuló filamentumok elméletét alkalmazzák (kezdetben a szinte egyenletes tömegeloszlás a maróanyagokra koncentrálódik és filamentumok kialakulásához vezet), a növekvő sötétanyag-struktúrákra, amely mentén kialakul a látható anyag szerkezete [142] (a sötét anyag ilyen szerkezetének eredete az infláció folyamatában fellépő kvantumfluktuációkkal magyarázható ).

Jelenleg a plazmakozmológia mint elmélet nem népszerű, mivel tagadja az Univerzum fejlődését az Ősrobbanás útján . Másrészt, ha feladjuk az ősrobbanás elméletét , és az Univerzum korát 13,5 milliárd évnél jóval nagyobbnak tekintjük, akkor a rejtett tömeg nagyrészt olyan MACHO objektumokkal magyarázható, mint a fekete törpék , amelyek fehér törpékből fejlődnek ki , több tízmilliárd év alatt lehűltek .

Anyag más dimenziókból (párhuzamos univerzumok)

Egyes extradimenziós elméletekben a gravitációt olyan egyedi kölcsönhatásként fogadják el, amely extra dimenziókból hathat a terünkre [143] . Ez a feltevés segít megmagyarázni a gravitációs erő relatív gyengeségét a másik három fő erőhöz (elektromágneses, erős és gyenge) képest: a gravitáció gyengébb, mivel kölcsönhatásba léphet a hatalmas anyaggal extra dimenziókban, áthatolva egy akadályon, amit más erők nem képesek.

Ebből következik, hogy a sötét anyag hatása logikusan magyarázható a hétköznapi dimenzióinkból származó látható anyagnak a gravitáció révén más (további, láthatatlan) dimenziókból származó tömeges anyaggal. Ugyanakkor más típusú interakciók ezeket a dimenziókat és a bennük lévő anyagot semmilyen módon nem érzékelik, nem léphetnek kölcsönhatásba vele. Az anyag más dimenziókban (valójában egy párhuzamos Univerzumban) a mi méréseinkhez hasonló módon struktúrákká (galaxisok, galaxishalmazok, filamentumok) alakulhat, vagy saját, egzotikus struktúrákat alkothat, amelyeket méréseink során gravitációs erőként érzékelünk. halo látható galaxisok körül [144] .

Topológiai hibák a térben

A sötét anyag lehet egyszerűen az eredeti (az Ősrobbanás pillanatában keletkezett) térbeli és/vagy kvantummezők topológiájának hibája , amely energiát tartalmazhat , ezáltal gravitációs erőket okozva.

Ez a feltételezés vizsgálható és tesztelhető űrszondák pályahálózatával (a Föld körül vagy a Naprendszeren belül), amelyek pontos, folyamatosan szinkronizált ( GPS -t használó ) atomórákkal vannak felszerelve , és amelyek rögzítik egy ilyen topológiai hiba áthaladását ezen a hálózaton . 145] [146] . A hatás megmagyarázhatatlan (szokásos relativisztikus okokból) ezeknek az óráknak a menete közötti eltérésként fog megnyilvánulni, amelynek világos kezdete és idővel vége is van (a mozgás irányától és az ilyen topológiai hiba méretétől függően) [ 147] .

Jegyzetek

Hozzászólások

↑ Ez volt az alapja Zwicky és Smith munkájának, akik először fedezték fel a sötét anyagot a Kóma és a Szűz klaszterekben .
↑ Megkülönböztetik a gravitációs mikrolencsét is, melynél alaktorzulás nem figyelhető meg, viszont a távoli tárgyakról érkező fény mennyisége idővel változik. Azonban nem a sötét anyag kimutatásának módszereként használják, hanem barionos sötét tömegű objektumok keresésére.
↑ Ezután a sötét anyag sűrűségében lévő inhomogenitások amplitúdójukban növekedni kezdtek, és gravitációs kutakat hoztak létre, amelyekbe rekombináció után barionok estek, aminek eredményeként létrejöttek az első csillagok, galaxisok, galaxishalmazok.
↑ A természetes mértékegységrendszerben a tömeg és a hőmérséklet azonos dimenziójú.
↑ A "free streaming length" kifejezést is használják, az angol szakirodalomban - "free streaming length".

Források

↑ Ade PAR et al. (Planck Collaboration). Planck 2013 eredményei. I. Termékek és tudományos eredmények áttekintése – 9. táblázat (eng.) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - EDP Sciences , 2013. - március 22. ( 1303. kötet ). — 5062. o . - . - arXiv : 1303.5062 . Archiválva az eredetiből 2013. március 23-án.
↑ Ferenc, Máté. Az első Planck-eredmény: az Univerzum még mindig furcsa és érdekes . Arstechnica (2013. március 22.). Letöltve: 2017. október 1. Az eredetiből archiválva : 2019. május 2. (határozatlan)
↑ Planck portrét készít a fiatal Univerzumról, felfedve a legkorábbi fényt . Cambridge-i Egyetem (2013. március 21.). Letöltve: 2013. március 21. Az eredetiből archiválva : 2019. április 17.. (határozatlan)
↑ Reshetnikov, 2012 , p. 107.
↑ 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. A sötét anyag története . Ars Technica (2017. február 3.). Letöltve: 2019. december 1. Az eredetiből archiválva : 2019. december 10.
↑ 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018 , p. 045002-4.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , p. 156.
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , p. 108.
↑ Kapteyn JC Első kísérlet a sziderális rendszer elrendezésének és mozgásának elméletére // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1922. - Vol. 55 . - P. 302-327 . - doi : 10.1086/142670 . - .
↑ Oort JH A csillagrendszer által a galaktikus síkra merőleges irányban kifejtett erő és néhány kapcsolódó probléma // Bull . Astron. Inst. Hollandia. - 1932. - 1. évf. 6 . - 249. o .
↑ 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (német) // Helvetica Physica Acta. - 1933. - Bd. 6 . - S. 110-127 . — . Az eredetiből archiválva : 2021. november 22.
↑ Gorkij Nick. A sötét tér sötét anyagának meséje // Tudomány és élet . - 2017. - Kiadás. 7 . - S. 81-88 . Archiválva az eredetiből 2017. szeptember 27-én. (Orosz)
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , p. 045002-5.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Univerzumunk nagy része hiányzik [d/f]. Egyesült Királyság: BBC Two . Letöltve: 2020. január 1. Archiválva : 2019. augusztus 4. a Wayback Machine -nél
↑ Zwicky F. A ködök tömegéről és a ködhalmazokról : [ eng. ] // The Astrophysical Journal. - 1937. - T. 86., 3. szám (október). - S. 217-246. - . - doi : 10.1086/143864 .
↑ Smith S. The Mass of the Virgo Cluster // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1936. - január ( 83. köt. ). - P. 23-30 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143697 . — . Az eredetiből archiválva : 2019. december 10.
↑ Hubble E. A galaktikuson kívüli ködök elterjedése // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1934. - Vol. 79 . - 8-76 . o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143517 . — .
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , p. 109.
↑ 12. Bertone , 2018 , p. 045002-6.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , p. 157.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , p. 045002-7.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , p. 158.
↑ van de Hulst HC, Raimond E., vanWoerden H. Az Androméda-köd forgási és sűrűségeloszlása a 21 cm-es vonal megfigyeléséből származtatott // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. - 1957. - 1. évf. 14 , sz. 480 . — 1. o . — Iránykód . Archiválva az eredetiből 2021. október 23-án.
↑ Schwarzschild M. Tömegeloszlás és tömeg-fényesség arány galaxisokban // Astronomical Journal. - 1954. - 1. évf. 59 , sz. 1220 . - P. 273-284 . - doi : 10.1086/107013 . - Iránykód .
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , p. 045002-8.
↑ Kahn F.D., Woltjer, L. Intergalaktikus anyag és a galaxis // The Astrophysical Journal. - 1959. - november ( 130. évf. , 3. sz.). - P. 705-717 . - doi : 10.1086/146762 . - .
↑ Neyman J., Page T., Scott E. KONFERENCIA a Galaxisrendszerek Instabilitásáról (Santa Barbara, California, 1961. augusztus 10-12.): A konferencia összefoglalása // Astronomical Journal. - 1961. - 1. évf. 66 , sz. 10 . - P. 633-636 . - doi : 10.1086/108476 . - Iránykód .
↑ Irwin JB Symposium on Galaxies // IAU News Bulletin. - 1961. - augusztus 22. ( 6. szám ). - 7-8 . o . Archiválva az eredetiből: 2020. szeptember 26.
↑ Rubin VC , Ford WK Jr. Az Androméda-köd forgása az emissziós régiók spektroszkópiai felméréséből // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1970. - Vol. 159 . - P. 379-403 . - doi : 10.1086/150317 . - .
↑ Roberts MS Az Androméda-köd nagy felbontású, 21 cm-es hidrogénvonalas felmérése // Astrophysical Journal. - 1966. - 1. évf. 144. sz . 2 . - P. 639-656 . - doi : 10.1086/148645 . - . Az eredetiből archiválva : 2021. november 17.
↑ 1 2 Freeman KC A spirál- és S0-galaxisok korongjain // The Astrophysical Journal. - 1970. - június ( 160. köt. ). - P. 811-830 . - doi : 10.1086/150474 . - . Archiválva : 2020. április 13.
↑ Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dinamikus bizonyítékok a galaxisok tömeges koronájáról // Nature . - 1974. - július 27. ( 250. kötet , 5464. szám ). - P. 309-310 . - doi : 10.1038/250309a0 . - . Archiválva az eredetiből 2021. január 2-án.
↑ 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. A galaxisok mérete és tömege, valamint az univerzum tömege // The Astrophysical Journal. - 1974. - 1. évf. 193 . - P.L1-L4 . - doi : 10.1086/181617 . Archiválva az eredetiből 2022. június 19-én.
↑ Bertone, 2018 , p. 045002-9.
↑ Bertone, 2018 , p. 045002-21.
↑ Einasto 12. , 2012 , p. 162.
↑ Bosma A. A semleges hidrogén eloszlása és kinematikája különböző morfológiai típusú spirálgalaxisokban . — University of Groningen , 1978. Archivált : 2011. május 14. a Wayback Machine -nél
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , p. 045002-10.
↑ 12. Bertone , 2018 , p. 045002-22.
↑ Ostriker JP, Peebles PJE A lapított galaxisok stabilitásának numerikus vizsgálata: avagy fennmaradhatnak-e a hideg galaxisok? (angol) // Astrophysical Journal. - 1973. - 1. évf. 186 . - P. 467-480 . - doi : 10.1086/152513 . - . Archiválva : 2021. november 15.
↑ 1 2 Faber SM, Gallagher JS Galaxisok tömegei és tömeg-fény aránya // A csillagászat és asztrofizika éves áttekintése. - 1979. - 1. évf. 17 . - 135-187 . o . - doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001031 . — Iránykód .
↑ Rubin V., Thonnard WK Jr., Ford N. 21 Sc galaxis forgási tulajdonságai nagy fényerejű és sugarú tartományban NGC 4605-től ( R = 4 kpc) UGC 2885-ig ( R = 122 kpc ) / The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 238 . - P. 471-487 . - doi : 10.1086/158003 . - . Archiválva az eredetiből 2021. október 26-án.
↑ Peebles PJE Nagy léptékű háttérhőmérséklet- és tömegingadozások léptékinvariáns ősperturbációk miatt // Astrophysical Journal. - 1982. - december 1. ( 263. köt. ). - P. L1-L5 . - doi : 10.1086/183911 . Archiválva : 2021. november 15.
↑ A sötét anyag becsült mennyisége azonban még mindig nem volt elegendő ahhoz, hogy az anyag átlagos sűrűségét egy kritikus értékkel egyenlővé tegye, ezért szükségessé vált a sötét energia fogalmának bevezetése .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018 , p. 045002-23.
↑ Einasto, 2012 , p. 169.
↑ Davis M., Huchra J., Latham DW, Tonry J. A galaxis vöröseltolódásainak felmérése. II. A nagyszabású téreloszlás (angol) // Astrophysical Journal. - 1982. - 1. évf. 253 . - P. 423-445 . - doi : 10.1086/159646 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 17.
↑ Einasto, 2012 , p. 178.
↑ Einasto 12. , 2012 , p. 180.
↑ 12 Matthew Colless . A 2dF Galaxy Red Shift felmérés . Letöltve: 2020. augusztus 24. Az eredetiből archiválva : 2017. június 18.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , p. 181.
↑ Matthew Colless et al. A 2dF Galaxy Red Shift Survey: spektrumok és vöröseltolódások // A Royal Astronomical Society havi közleményei. - 2001. - Vol. 328 , iss. 4 . — P. 1039–1063 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04902.x .
↑ 6dF Galaxy Survey . Letöltve: 2020. augusztus 24. Az eredetiből archiválva : 2021. január 2.
↑ A Sloan Digital Sky Survey: Mapping the Universe . Letöltve: 2020. augusztus 25. Az eredetiből archiválva : 2020. június 23.
↑ Springel V. et al. Galaxisok és kvazárok kialakulásának, evolúciójának és csoportosulásának szimulációi (angol) // Nature. - 2005. - 20. évf. 435 , iss. 7042 . - P. 629-636 . - doi : 10.1038/nature03597 .
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , p. 182.
↑ Bolsoj kozmológiai szimulációk . Kaliforniai Egyetem Nagy teljesítményű AstroComputing Center. Letöltve: 2020. augusztus 23. Az eredetiből archiválva : 2020. július 7.
↑ Az Univerzum legpontosabb modellezése , infuture.ru (04.10.11). Archiválva az eredetiből 2021. január 2-án. Letöltve: 2020. augusztus 23.
↑ Az Illustris szimuláció . Az Illustris Együttműködés. Letöltve: 2020. augusztus 23. Az eredetiből archiválva : 2020. szeptember 22.
↑ Az IllustriTNG projekt . Letöltve: 2020. augusztus 25. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 9..
↑ Rob Garner . Slime Mold Simulations to Map Dark Matter Holding Universe Together , NASA ( 2020. március 10.). Archiválva az eredetiből: 2020. augusztus 23. Letöltve: 2020. augusztus 24.
↑ Reshetnikov, 2012 , p. 110.
↑ Reshetnikov, 2012 , p. 111.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , p. 112.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , p. 113.
↑ Taylor AN et al. Gravitációs lencsenagyítás és Abell tömege 1689 // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 501 , sz. 2 . - P. 539-553 . - doi : 10.1086/305827 . - . - arXiv : astro-ph/9801158 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , p. 115.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , p. 168.
↑ Abdelsalam HM et al. Az Abell 2218 nem-paraméteres rekonstrukciója kombinált gyenge és erős lencsékből // The Astronomical Journal. - 1998. - 1. évf. 116 , iss. 4 . - P. 1541-1552 . - doi : 10.1086/300546 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9806244 .
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , p. 167.
↑ 1 2 Vikhlinin A. et al. Chandra minta a közeli, nyugodt galaxishalmazokból: tömeg, gázfrakció és tömeg-hőmérséklet viszony // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , sz. 2 . - P. 691-709 . - doi : 10.1086/500288 . - . — arXiv : astro-ph/0507092 .
↑ 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Sötét anyag profil a galaxishalmazokban // Brazilian Journal of Physics. - 2005. - december ( 35. évf. , 4b. sz. ). — ISSN 1678-4448 . - doi : 10.1590/S0103-97332005000700042 . Az eredetiből archiválva : 2020. július 16.
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , p. 114.
↑ Daniel H. Birman. Az Univerzum vége [Dokumentumfilm, Kultura csatorna]. Letöltve: 2020. július 29. Eredeti idő: 35:04. Archiválva 2020. szeptember 2-án a Wayback Machine -nél
↑ Wu X. et al. A különböző klasztertömeg-becslések összehasonlítása: konzisztencia vagy eltérés? (A klasztertömegekre vonatkozó különféle becslések összehasonlítása: egyetértés vagy eltérés?) (angol) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1998. - Vol. 301 , sz. 3 . - P. 861-871 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . - . — arXiv : astro-ph/9808179 .
↑ NASA, ESA és R. Massey (California Institute of Technology). A sötét anyag háromdimenziós eloszlása az Univerzumban (művész benyomása ) . ESA Hubble Űrteleszkóp (2007. január 7.). Letöltve: 2020. március 14. Az eredetiből archiválva : 2020. szeptember 19.
↑ 1 2 Massey R. et al. A sötét anyag térképei kozmikus állványzatot tárnak fel // Nature : Journal. - 2007. - Vol. 445 , sz. 7125 . - P. 286-290 . - doi : 10.1038/nature05497 . - . — arXiv : astro-ph/0701594 . — PMID 17206154 .
↑ Refregier A. Gyenge gravitációs lencsék a nagyméretű szerkezet miatt // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Annual Reviews , 2003. - Vol. 41 , iss. 1 . - P. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0307212 .
↑ 1 2 Clowe D. et al. A sötét anyag létezésének közvetlen empirikus bizonyítéka // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 648 , sz. 2 . - P.L109-L113 . - doi : 10.1086/508162 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0608407 .
↑ Popov S. B. Fekete macskát fedeztek fel . Astronet (2006.08.22.). Letöltve: 2020. július 24. Az eredetiből archiválva : 2020. július 24. (határozatlan)
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , p. 174.
↑ Einasto, 2012 , p. 175.
↑ Bertone, 2018 , p. 045022-14.
↑ Jee MJ et. al. Gyűrűszerű sötétanyag-struktúra felfedezése a galaxishalmaz magjában Cl 0024+17 // The Astrophysical Journal. - 2007. - Vol. 661 , sz. 2 . - 728. o . - doi : 10.1086/517498 .
↑ Brada M. et al. A sötét anyag tulajdonságainak feltárása az egyesülő klaszterben MACS J0025.4-1222 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - doi : 10.1086/591246 . - Iránykód . - arXiv : 0806.2320 . Archiválva az eredetiből 2019. június 6-án.
↑ J. Merten et al. Kozmikus szerkezet létrehozása a komplex galaxishalmaz-egyesülésben Abell 2744 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2011. - 20. évf. 417 , iss. 1 . - P. 333-347 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x .
↑ Jee MJ et al. Az A520 sötét magjának tanulmányozása a Hubble Űrteleszkóppal: A rejtély mélyül // The Astrophysical Journal. - 2012. - Kt. 747 . — 96. o . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/96 . — Iránykód . - arXiv : 1202.6368 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , p. 116.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , p. 173.
↑ Reshetnikov, 2012 , p. 117.
↑ Daniel H. Birman. Az Univerzum vége [Dokumentumfilm, Kultura csatorna]. Letöltve: 2020. július 29. Eredeti idő: 15:37. Archiválva 2020. szeptember 2-án a Wayback Machine -nél
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , p. 119.
↑ 1 2 3 4 Rubakov, 2015 , p. 108.
↑ Rubakov, 2015 , p. 109.
↑ 1 2 3 Rubakov, 2015 , p. 110.
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , p. 045002-17.
↑ Einasto, 2012 , p. 185.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , p. 045022-23.
↑ Bertone, 2018 , p. 045022-20.
↑ Bertone, 2018 , p. 045022-21.
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , p. 390.
↑ Weinberg D.H. et al. Hideg sötét anyag: Ellentmondások kis léptékben // Proceedings of the National Academy of Sciences . - 2015. - Kt. 112 , iss. 40 . — P. 12249–12255 . - ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490 . - doi : 10.1073/pnas.1308716112 .
↑ Primack JR Cosmology: kisméretű kérdések // New Journal of Physics . - 2009. - 1. évf. 11 , iss. 10 . — P. 105029 . — ISSN 1367-2630 . - doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105029 . Archiválva az eredetiből 2021. február 3-án.
↑ Del Popolo A., Le Delliou M. A ΛCDM-modell kis léptékű problémái: Rövid áttekintés // Galaxisok . - 2017. - Kt. 5 , iss. 1 . — 17. o . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies5010017 . Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 9.
↑ Navarro JF, Frank CS, White SDM The Structure of Cold Dark Matter Halos // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Vol. 462 . - 563. o . - doi : 10.1086/177173 . - . - arXiv : astro-ph/9508025 .
↑ Burkert A. A sötét anyag halók szerkezete törpegalaxisokban // Astrophysical Journal Letters. - 1995. - július ( 447. köt. ). - P.L25-L28 . - doi : 10.1086/309560 .
↑ Moore B. et al. Hideg összeomlás és a magkatasztrófa (angol) // A Királyi Csillagászati Társaság havi közleményei. - 1999. - 1. évf. 310 , iss. 4 . — P. 1147–1152 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x .
↑ Merritt D. et al. Empirical Models for Dark Matter Halos (angol) // The Astronomical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132. sz . 6 . - P. 2685-2700 . - doi : 10.1086/508988 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0509417 . Archiválva az eredetiből 2019. június 17-én.
↑ 12. Bertone , 2018 , p. 045002-11.
↑ 1 2 Turner MS (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv : 2201.04741 .
↑ 12. Bertone , 2018 , p. 045002-12.
↑ Einasto 12. , 2012 , p. 172.
↑ Az ősfekete lyukak keresése . Cosmos-Journal (2011. szeptember 20.). Letöltve: 2020. május 7. Az eredetiből archiválva : 2014. november 3. (határozatlan)
↑ A csillagászok elutasítják a fekete lyukak és a sötét anyag közötti kapcsolatot , Naked Science (2018. október 3.). Archiválva az eredetiből: 2020. június 21. Letöltve: 2020. június 19.
↑ Zumalacárregui M., Seljak U. Csillagtömegű kompakt objektumok korlátai, mint sötét anyag az Ia típusú szupernóvák gravitációs lencséjéből // Physical Review Letters. - 2018. - Kt. 121 , iss. 14 . — P. 141101 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 .
↑ Carr B. Az ősfekete lyukak mint sötét anyag és a kozmikus szerkezet generátorai // Világító sötét anyag: Simons szimpózium anyaga / Szerk.: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. - Springer International Publishing, 2019. - P. 29-39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, 56. kötet). - ISBN 978-3-030-31593-1 . - doi : 10.1007/978-3-030-31593-1_4 .
↑ Novikov I. D., Frolov V. P. A fekete lyukak fizikája . - Moszkva: Nauka, 1986. - S. 296-298. — 328 p.
↑ Bertone, 2018 , p. 045002-15.
↑ Ekkor azonban még nem igazolták kísérletileg egy harmadik típusú neutrínó – a tau-neutrínó – létezését.
↑ 1 2 Clapdor-Kleingrothaus, 1997 , p. 394.
↑ Bertone, 2018 , p. 045002-19.
↑ Kobychev V., Popov S. Már régóta keresik, de nem találják... // Trinity option - Science. - 2015. - 4. szám (173) (február 24.).
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , p. 402.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , p. 045002-20.
↑ Dmitrij Trunin . A sötét tengelyek keresésére irányuló kísérletek elérték az elméleti modellek N + 1 tesztjét (2018. április 10.). Archiválva : 2020. október 27. Letöltve: 2020. szeptember 23.
↑ Jae Weon Lee. Az ultrakönnyű skaláris sötét anyag modellek rövid története : [ eng. ] // EPJ Web of Conferences. - 2018. - T. 168 (január 9.). - S. 06005. - doi : 10.1051/epjconf/201816806005 .
↑ Bertone, 2018 , p. 045002-18.
↑ Dodelson S. Ch. 7. Inhomogenitások // Modern kozmológia. - Akadémiai Kiadó, 2003. - P. 208-209. — ISBN 978-0-12-219141-1 .
↑ Moni Bidin C. et al. A galaktikus vastag korong kinematikai és kémiai függőleges szerkezete. II. A sötét anyag hiánya a napelem szomszédságában // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. Archiválva az eredetiből 2012. április 25-én.
↑ Komoly csapás a sötét anyag elméleteire? . Letöltve: 2012. április 22. Az eredetiből archiválva : 2012. április 22.. (határozatlan)
↑ Nem található sötét anyag a Nap közelében (elérhetetlen link) // Inforigin, 2012.04.19.
↑ Pitiev N. P., Pityeva E. V. Korlátozások a sötét anyagra a Naprendszerben // Letters to the Astronomical Journal . - 2013. - T. 39 . - S. 163-172 . - doi : 10.7868/S032001081302006X . Archiválva az eredetiből 2021. január 2-án. (Orosz)
↑ Pitjev NP, Pitjeva EV A sötét anyagra vonatkozó korlátok a Naprendszerben // Astronomy Letters . - Pleiades Publishing , 2013. - Vol. 39 . - 141-149 . o . - doi : 10.1134/S1063773713020060 . Archiválva az eredetiből 2020. február 4-én.
↑ Milgrom M. A newtoni dinamika módosítása, mint a rejtett tömeg-hipotézis lehetséges alternatívája // Astrophysical Journal. - 1983. - 1. évf. 270 . - P. 365-370 . - doi : 10.1086/161130 . Archiválva : 2020. november 26.
↑ Bekenstein JD Relativisztikus gravitációs elmélet a módosított newtoni dinamikai paradigmához // Phys . Fordulat. D. - 2004. - Kt. 70 . — P. 083509 . - doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
↑ Moffat JW, Toth VT (2007), Modified Gravity: Kozmológia sötét anyag vagy Einstein kozmológiai állandó nélkül, arΧiv : 0710.0364 [asztro-ph].
↑ Michael Brooks. 13 dolog, aminek nincs értelme (angol) . New Scientist (2005. március 16.). - "Ha választhatnék, szeretném megtudni, hogy a Newton-törvényeket módosítani kell ahhoz, hogy helyesen leírhassuk a nagy távolságok közötti gravitációs kölcsönhatásokat." Ez vonzóbb, mint egy újfajta szubnukleáris részecskékkel teli univerzum." Letöltve: 2010. október 19. Az eredetiből archiválva : 2010. október 12..
↑ A galaxisok spirálkarjainak természete . Letöltve: 2020. június 26. Az eredetiből archiválva : 2021. január 2. (határozatlan)
↑ Hannes A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition // IEEE Transactions on Plasma Science: folyóirat. - 1990. - 1. évf. 18 . - 5-10 . o . — ISSN 0093-3813 . - doi : 10.1109/27.45495 . — Iránykód .
↑ Peratt AL, Green J. A kölcsönható, mágnesezett, galaktikus plazmák evolúciójáról // Asztrofizika és űrtudomány : folyóirat. - 1983. - 1. évf. 91 . - P. 19-33 . - doi : 10.1007/BF00650210 . - .
↑ Geller MJ, Huchra JP Az Univerzum feltérképezése // Tudomány . - 1989. - 1. évf. 246 , iss. 4932 . - P. 897-903 . - doi : 10.1126/tudomány.246.4932.897 . Archiválva az eredetiből 2008. június 21-én.
↑ Riordan M., Schramm D.N. A teremtés árnyékai: Sötét anyag és az Univerzum szerkezete . - W. H. Freeman & Co (Sd), 1991. - ISBN 0-7167-2157-0 .
↑ Extra méretek, gravitonok és apró fekete lyukak Archiválva : 2015. október 19. a Wayback Machine -nél . CERN. 2014. november 17.
↑ Siegfried, T. . A rejtett térdimenziók lehetővé tehetik a párhuzamos univerzumokat, Explain Cosmic Mysteries , The Dallas Morning News (1999. július 5.). Archiválva az eredetiből 2015. február 21-én. Letöltve: 2015. február 2.
↑ Jól láthatóan elrejtőzik: megfoghatatlan sötét anyag észlelhető a GPS -szel Archiválva : 2015. február 2. a Wayback Machine -nél // UNR.edu
↑ Sötét anyag észlelhető GPS segítségével. Archiválva : 2015. február 2. a Wayback Machine -nél // theuniversetimes.ru
↑ Rzetelny, Xaq Másfajta sötét anyagot keres a GPS-műholdakkal . Ars Technica (2014. november 19.). Letöltve: 2014. november 24. Az eredetiből archiválva : 2014. november 22.. (határozatlan)

Irodalom

Könyvek

Einasto J. Sötét anyag // Astronomy and Astrophysics (angol) / Szerk. írta: Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny és John Lattanzio. - Szingapúr: EOLSS Publishers, 2012. - Vol. 2. - P. 152-198. — 488 p. - (Encyclopedia of Life Support Systems). - ISBN 978-1-84826-823-4 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Elemi részecskék nem gyorsító fizikája. - M .: Nauka Fizmatlit, 1997.
Sanders RH A sötét anyag problémája: Történelmi perspektíva. – Cambridge University Press, 2010.
Galper A. M., Grobov A. V., Svadkovsky I. V. Kísérletek a sötét anyag természetének vizsgálatára: Tankönyv. - M. : MEPhI, 2014.
Majumdar D. Sötét anyag: Bevezetés. – CRC Press, 2014.
Einasto Ya. , Chernin A.D. Sötét anyag és sötét energia. - M. : Vek-2, 2018. - 176 p. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
Reshetnikov V. 2.5. fejezet. Rejtett tömeg az Univerzumban // Miért sötét az ég. Hogyan működik az Univerzum . - Fryazino: Század 2, 2012. - 167 p. - ISBN 978-5-85099-189-0 .
Rubakov V. A. A kozmológia aktuális kérdései: előadások. - M . : MPEI Kiadó, 2015. - Szám. 6. - 272 p. — (Felsőfokú Fizikai Iskola). — ISBN 978-5-383-00937-6 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. 9. fejezet: Sötét anyag keresése az Univerzumban // Nem gyorsító részecskefizika / Per. vele. A. Bednyakova. - M .: Nauka, 1997. - S. 376-409. — 528 p. — ISBN 5-02-015092-4 .

Cikkek

Bilen'kii S. M. A neutrínók tömegei, keveredése és oszcillációi // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2003. - T. 173 . - S. 1171-1186 . (Orosz)
Lukash V. N., Mikheeva E. V. Sötét anyag: a kezdeti feltételektől az Univerzum szerkezetének kialakulásáig // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2007. - T. 177 . - S. 1023-1028 . (Orosz)
Levin A. Világos, hogy sötét // Popular Mechanics . - 2014. - 6. sz . - S. 36-40 .
Zasov A.V., Saburova A.S., Khoperskov A.V., Khoperskov S.A. Sötét anyag a galaxisokban // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 2017. - T. 187 . - S. 3-44 . (Orosz)
Insight: Dark Matter (angol) // Nature Physics & Nature Astronomy. - 2017. - Kt. 13/1 , sz. 3 .
Bertone G., Tait TMP Új korszak a sötét anyag keresésében // Természet . - 2018. - Kt. 562 . - 51-56 . o . - doi : 10.1038/s41586-018-0542-z .
Bertone G., Hooper D. A sötét anyag története // Reviews of Modern Physics . - 2018. - Kt. 90 , sz. 4 . — P. 045002 . — ISSN 1539-0756 0034-6861, 1539-0756 . - doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . - arXiv : 1605.04909 .

Linkek

"Beyond the Dark" a Through the Wormhole-ból Morgan Freemannel
Cherepaschuk A. „Az anyag új formái a világegyetemben, 1. rész” – Sötét tömeg és sötét energia
Merrifield Mike, Copeland Ed, Gray Meghan. Haran, Brady: Sötét anyag . Hatvan szimbólum . Nottinghami Egyetem (2010). (határozatlan)
Carmeli O. A fizikus, aki tagadja a sötét anyag létezését // Cosmos on Nautilus. - 2017. - február 27.

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán nagy kínai Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online) Universalis
Bibliográfiai katalógusokban	BNF : 12142390j GND : 4230260-2 J9U : 987007538991005171 LCCN : sh87007317 NKC : ph618637

A részecskék osztályozása
A fénysebességhez viszonyított sebesség	Tardionok ( vagy bradyonok) Luxonok Hipotetikus: Tachionok overbradyons
A belső szerkezet és az elválaszthatóság meglétével	Elemi részecske ( Fundamental particle ) összetett részecske
Fermionok antirészecske jelenlétében	Dirac fermionok Fermions majoránna
Radioaktív bomlás során keletkezik	α β γ δ ε n
A sötét anyag részecskéinek szerepére jelöltek	WIMP Wimpzilla LSP NLSP
Az univerzum inflációs modelljében	Inflaton görbület
Elektromos töltés jelenlétével	töltött részecske semleges részecske
A spontán szimmetriatörés elméleteiben	Goldstone bozon Goldstone fermion ( vagy goldstino)
Életidő szerint	stabil részecskék Instabil részecskék
Egyéb osztályok	virtuális részecske szubatomi részecske antirészecskék Valódi semleges részecskék Szabad részecskék Azonos részecskék Ők és Kvázi részecskék Hipotetikus részecskék Rezonanciák

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat

Fizika a standard modellen túl
Bizonyíték	A szelvényhierarchia problémája Sötét anyag sötét energia A kozmológiai állandó problémája Erős CP probléma Neutrinó rezgések
elméletek	Technicolor Ötödik Erő Kaluza-Klein elmélet Nagy egységes elméletek Mindennek elmélete Húrelmélet
szuperszimmetria	MSSM szuperhúr elmélet szupergravitáció
kvantumgravitáció	Húrelmélet Hurok kvantumgravitáció Oksági dinamikus háromszögelés Kanonikus kvantumgravitáció
Kísérletek	ANNIE Sasso INO TARTÁLY SNO Szuper-K Tevatron Muon g- NOvA