✖


Jump to content

Темная материя

(Перенаправлено из Темной Материи )
Чтобы узнать о других значениях, см. Темная материя (значения) . Не путать с антиматерией или темной энергией .

Нерешенная задача по физике :
Что такое темная материя? Как он был создан?
(еще нерешенные задачи по физике)
Часть серии о
Физическая космология
Изображение всего неба, полученное на основе данных WMAP за девять лет.
Ранняя вселенная
Расширение · Будущее
Компоненты · Структура
Компоненты
Структура
Эксперименты
Ученые
История предмета

В астрономии , которая, по-видимому , темная материя — это гипотетическая форма материи не взаимодействует со светом или электромагнитным полем . Темная материя связана с гравитационными эффектами, которые нельзя объяснить с помощью общей теории относительности , если материи не будет больше, чем можно увидеть. Такие эффекты происходят в контексте формирования и эволюции галактик . [1] гравитационное линзирование , [2] , текущая структура наблюдаемой Вселенной положение масс в галактических столкновениях , [3] движение галактик внутри скоплений галактик и анизотропия космического микроволнового фона .

В стандартной лямбда-CDM модели космологии масса-энергия Вселенной состоит на 5% из обычной материи, на 26,8% из темной материи и на 68,2% из формы энергии, известной как темная энергия . [4] [5] [6] [7] Таким образом, темная материя составляет 85% [а] общей массы, в то время как темная энергия и темная материя составляют 95% общего содержания массы-энергии. [8] [9] [10] [11]

Известно, что темная материя не взаимодействует с обычной барионной материей и излучением, кроме как посредством гравитации. [б] что затрудняет обнаружение в лаборатории. Наиболее распространенное объяснение состоит в том, что темная материя — это некая еще не открытая субатомная частица . [с] такие как слабовзаимодействующие массивные частицы (вимпы) или аксионы . [12] Другая основная возможность заключается в том, что темная материя состоит из первичных черных дыр . [13] [14] [15]

Темная материя классифицируется как «холодная», «теплая» или «горячая» в зависимости от ее скорости (точнее, длины свободного потока ). Недавние модели отдают предпочтение сценарию холодной темной материи , в котором структуры возникают в результате постепенного накопления частиц.

Хотя сообщество астрофизиков в целом признает существование темной материи, [16] меньшинство астрофизиков, заинтригованное конкретными наблюдениями, которые не могут быть хорошо объяснены обычной темной материей, выступают за различные модификации стандартных законов общей теории относительности. К ним относятся модифицированная ньютоновская динамика , тензорно-векторно-скалярная гравитация или энтропийная гравитация . Пока что ни одна из предложенных модифицированных теорий гравитации не может описать все данные наблюдений одновременно, что позволяет предположить, что даже если гравитацию придется модифицировать, все равно потребуется некоторая форма темной материи. [17]

История

[ редактировать ]

Ранняя история

[ редактировать ]

Гипотеза темной материи имеет сложную историю. [18] В приложениях к книге « Балтиморские лекции по молекулярной динамике и волновой теории света» , где основной текст основан на серии лекций, прочитанных в 1884 году: [19] Лорд Кельвин обсудил потенциальное количество звезд вокруг Солнца, исходя из наблюдаемой дисперсии скоростей звезд вблизи Солнца, предполагая, что возраст Солнца составляет от 20 до 100 миллионов лет. Он предположил, что произойдет, если в пределах 1 килопарсека от Солнца окажется тысяча миллионов звезд (на этом расстоянии их параллакс составит 1 миллисекунду дуги ). Лорд Кельвин заключил:

Многие из наших предполагаемых миллиардов звезд, возможно, подавляющее большинство из них, могут быть темными телами. [20] [21]

В 1906 году Анри Пуанкаре в книге «Млечный путь и теория газов» использовал французский термин matière obscure («темная материя») при обсуждении работы Кельвина. [22] [21] Он обнаружил, что количество темной материи должно быть меньше, чем видимой материи. [23]

Вторым, кто предположил существование темной материи, используя скорости звезд, был голландский астроном Якобус Каптейн в 1922 году. [24] [25] Публикация 1930 года указывает на то, что швед Кнут Лундмарк первым понял, что Вселенная должна содержать гораздо больше массы, чем можно наблюдать. [26] Голландец и пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году. [25] [27] [28] Оорт изучал движение звезд в окрестностях галактики и обнаружил, что масса в галактической плоскости должна быть больше наблюдаемой, но позже было установлено, что это измерение ошибочно. [29]

В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки , изучавший скопления галактик во время работы в Калифорнийском технологическом институте , сделал аналогичный вывод. [30] [31] Цвикки применил теорему вириала к скоплению Комы и получил доказательства существования невидимой массы, которую он назвал dunkle Materie («темная материя»). Цвикки оценил ее массу на основе движения галактик вблизи ее края и сравнил ее с оценкой, основанной на ее яркости и количестве галактик. По его оценкам, масса скопления примерно в 400 раз больше, чем можно было наблюдать визуально. Гравитационный эффект видимых галактик был слишком мал для таких быстрых орбит, поэтому массу приходилось скрывать из поля зрения. Основываясь на этих выводах, Цвикки пришел к выводу, что некая невидимая материя обеспечивает массу и связанное с ней гравитационное притяжение, удерживающее скопление вместе. [32] Оценки Цвикки ошиблись более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения постоянной Хаббла ; [33] тот же расчет сегодня показывает меньшую долю, используя большие значения световой массы. Тем не менее Цвики на основе своих расчетов сделал правильный вывод, что основная часть вопроса неясна. [21]

Дальнейшие указания на аномалии отношения массы к светимости были получены в результате измерений кривых вращения галактик . В 1939 году Гораций Бэбкок сообщил о кривой вращения туманности Андромеды (известной сейчас как Галактика Андромеды), которая предположила, что отношение массы к светимости увеличивается в радиальном направлении. [34] Он объяснил это либо поглощением света внутри галактики, либо изменением динамики во внешних частях спирали, а не обнаруженной им недостающей материей. После отчета Бэбкока 1939 года о неожиданно быстром вращении на окраине галактики Андромеды и отношении массы к светимости 50; в 1940 году Ян Оорт обнаружил и написал о большом невидимом гало NGC 3115 . [35]

1960-е годы

[ редактировать ]

Ранние радиоастрономические наблюдения, проведенные Сетом Шостаком , впоследствии старшим астрономом Института SETI , показали, что полдюжины галактик вращаются слишком быстро в своих внешних регионах, указывая на существование темной материи как средства создания гравитационного притяжения, необходимого для удержания звезд. на своих орбитах. [36]

1970-е годы

[ редактировать ]

Веры Рубин , Кента Форда и Кена Фримена в 1960-х и 1970-х годах. Работы [37] предоставил дополнительные убедительные доказательства, также используя кривые вращения галактик. [38] [39] [40] Рубин и Форд работали с новым спектрографом, измерить кривую скорости видимых с ребра . спиральных галактик, чтобы с большей точностью [40] Этот результат был подтвержден в 1978 году. [41] В 1980 году влиятельная статья представила результаты Рубина и Форда. [42] Они показали, что большинство галактик должно содержать примерно в шесть раз больше темной массы, чем видимой; [43] : 13–14  таким образом, примерно к 1980 году очевидная потребность в темной материи была широко признана основной нерешенной проблемой астрономии. [38]

В то же время Рубин и Форд исследовали кривые оптического вращения, радиоастрономы использовали новые радиотелескопы для картирования 21-сантиметровой линии атомарного водорода в близлежащих галактиках. Радиальное распределение межзвездного атомарного водорода ( H я ) часто распространяется на гораздо большие галактические расстояния, чем можно наблюдать в виде коллективного звездного света, расширяя выборочные расстояния для кривых вращения – и, следовательно, для общего распределения массы – до нового динамического режима. Раннее картографирование Андромеды с помощью 300-футового телескопа в Грин-Бэнк. [44] и 250-футовая тарелка в Джодрелл-Бэнк. [45] уже показал H я кривая вращения не отражала ожидаемого кеплеровского спада. Когда стали доступны более чувствительные приемники, Робертс и Уайтхерст (1975) [46] смогли проследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что намного превышает оптические измерения. Иллюстрируя преимущество отслеживания газового диска на больших радиусах; этой бумаги Рисунок 16 [46] объединяет оптические данные [40] (скопление точек радиусом менее 15 кпк с единственной точкой дальше) с H я данные между 20 и 30 кпк, демонстрирующие пологость кривой вращения внешней галактики; сплошная кривая с пиком в центре представляет собой оптическую поверхностную плотность, а другая кривая показывает совокупную массу, которая все еще линейно возрастает при самых дальних измерениях. Параллельно использование интерферометрических решеток для внегалактических H я развивалась спектроскопия. Рогстад ​​и Шостак (1972) [47] опубликовано H я кривые вращения пяти спиралей, построенные с помощью интерферометра Оуэнс-Вэлли; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагает очень большие значения отношения массы к свету во внешних частях их расширенной H. я диски. [47]

1980-е годы

[ редактировать ]

Поток наблюдений 1980-х годов подтвердил наличие темной материи, включая гравитационное линзирование фоновых объектов скоплениями галактик . [43] : 14–16  распределение температуры горячего газа в галактиках и скоплениях и характер анизотропии космического микроволнового фона . По единому мнению космологов, темная материя состоит в основном из еще не охарактеризованного типа субатомных частиц . [48] [49] Поиск этой частицы различными способами — одно из важнейших усилий в физике элементарных частиц . [50]

Техническое определение

[ редактировать ]
См. Также: уравнения Фридмана.

В стандартных космологических расчетах «материя» означает любую составную часть Вселенной, плотность энергии которой масштабируется пропорционально кубу масштабного коэффициента , т. е. ρ ∝ a −3 . В этом отличие от «излучения» , которое масштабируется как обратная четвертая степень масштабного коэффициента ρ ∝ a −4 и космологическая постоянная , не меняющаяся по a ( ρ ∝ a 0 ). Различные масштабные коэффициенты для материи и излучения являются следствием красного смещения излучения : например, после постепенного удвоения диаметра наблюдаемой Вселенной посредством космического расширения Общей теории относительности масштаб a увеличился вдвое. Энергия космического микроволнового фонового излучения уменьшилась вдвое (поскольку длина волны каждого фотона увеличилась вдвое); [51] энергия ультрарелятивистских частиц, таких как нейтрино ранней стандартной модели, уменьшается вдвое. [д] Космологическая постоянная, как внутреннее свойство пространства, имеет постоянную плотность энергии независимо от рассматриваемого объема. [52] [и]

В принципе, «темная материя» означает все компоненты Вселенной, которые невидимы, но все же подчиняются ρ ∝ a. −3 . На практике термин «темная материя» часто используется для обозначения только небарионной составляющей темной материи, т. е. исключая « недостающие барионы ». Контекст обычно указывает, какое значение имеется в виду.

Наблюдательные данные

[ редактировать ]

Кривые вращения галактики

[ редактировать ]
Основная статья: Кривая вращения галактики
Анимация вращающихся дисковых галактик. Темная материя (показана красным) более сконцентрирована вблизи центра и вращается быстрее.

Рукава спиральных галактик вращаются вокруг галактического центра. Плотность светящейся массы спиральной галактики уменьшается по мере продвижения от центра к окраинам. Если бы все дело было в светящейся массе, то мы могли бы смоделировать галактику как точечную массу в центре и протестировать массы, вращающиеся вокруг нее, подобно Солнечной системе . [ф] Согласно третьему закону Кеплера , ожидается, что скорости вращения будут уменьшаться по мере удаления от центра, как и в Солнечной системе. Этого не наблюдается. [53] Вместо этого кривая вращения галактики остается плоской по мере увеличения расстояния от центра.

Если законы Кеплера верны, то очевидный способ разрешить это несоответствие — прийти к выводу, что распределение масс в спиральных галактиках не похоже на распределение масс в Солнечной системе. В частности, на окраинах галактики много несветящейся материи (тёмной материи).

Дисперсия скоростей

[ редактировать ]
Основная статья: Дисперсия скорости

Звезды в связанных системах должны подчиняться теореме вириала . Теорему вместе с измеренным распределением скоростей можно использовать для измерения распределения массы в связанной системе, такой как эллиптические галактики или шаровые скопления. За некоторыми исключениями, оценки дисперсии скоростей эллиптических галактик [54] не соответствуют предсказанной дисперсии скоростей по наблюдаемому распределению масс, даже если предположить сложное распределение звездных орбит. [55]

Как и в случае с кривыми вращения галактик, очевидный способ разрешить это несоответствие — постулировать существование несветящейся материи.

Скопления галактик

[ редактировать ]

Скопления галактик особенно важны для изучения темной материи, поскольку их массы можно оценить тремя независимыми способами:

  • Из разброса лучевых скоростей галактик внутри скоплений
  • Из рентгеновских лучей, испускаемых горячим газом в скоплениях. По энергетическому спектру и потоку рентгеновского излучения можно оценить температуру и плотность газа и, следовательно, определить давление; предположение, что баланс давления и гравитации определяет профиль массы скопления.
  • Гравитационное линзирование (обычно более отдаленных галактик) позволяет измерять массы скоплений, не полагаясь на наблюдения динамики (например, скорости).

В целом эти три метода находятся в разумном согласии, что темная материя превосходит видимую материю примерно в соотношении 5 к 1. [56]

Гравитационное линзирование

[ редактировать ]

Одним из следствий общей теории относительности является гравитационная линза . Гравитационное линзирование возникает, когда массивные объекты между источником света и наблюдателем действуют как линза, преломляя свет от этого источника. Одним из примеров является скопление галактик, лежащее между более удаленным источником, например квазаром, и наблюдателем. Чем массивнее объект, тем большее линзирование наблюдается.

Сильное линзирование — это наблюдаемое искажение фоновых галактик в дуги, когда их свет проходит через такую ​​гравитационную линзу. Его наблюдали вокруг многих далеких скоплений, включая Abell 1689 . [57] Измерив геометрию искажений, можно получить массу промежуточного кластера. В десятках случаев, когда это было сделано, полученные отношения массы к свету соответствуют динамическим измерениям темной материи скоплений. [58] Линзирование может привести к созданию нескольких копий изображения. Анализируя распределение нескольких копий изображений, ученые смогли сделать вывод и составить карту распределения темной материи вокруг скопления галактик MACS J0416.1-2403 . [59] [60]

Слабое гравитационное линзирование исследует мельчайшие искажения галактик, используя статистический анализ обширных исследований галактик . Изучая видимую сдвиговую деформацию соседних фоновых галактик, можно охарактеризовать среднее распределение темной материи. Отношения массы к свету соответствуют плотности темной материи, предсказанной другими крупномасштабными структурными измерениями. [61] Темная материя сама по себе не преломляет свет; масса (в данном случае масса темной материи) искривляет пространство-время . Свет следует за искривлением пространства-времени, что приводит к эффекту линзирования. [62] [63]

Collaboration представила новую подробную карту темной материи В мае 2021 года организация Dark Energy Survey . [64] карта выявила ранее не обнаруженные нитевидные Кроме того, с помощью метода машинного обучения структуры, соединяющие галактики . [65]

Исследование, проведенное в журнале Nature Astronomy в апреле 2023 года , изучило предполагаемое распределение темной материи, ответственной за линзирование эллиптической галактики HS 0810+2554, и обнаружило предварительные доказательства интерференционных картин внутри темной материи. Наблюдение интерференционных картин несовместимо с WIMP, но совместимо с моделированием, включающим 10 −22 эВ аксионы. Признавая необходимость подтверждения результатов путем изучения других астрофизических линз, авторы утверждали, что «Способность (аксионной темной материи) разрешать аномалии линзирования даже в сложных случаях, таких как HS 0810+2554, вместе с ее успехом в воспроизведении другие астрофизические наблюдения склоняют чашу весов в сторону новой физики, использующей аксионы». [12] [66]

Космический микроволновый фон

[ редактировать ]
Основная статья: Космический микроволновый фон

Хотя и темная материя, и обычная материя являются материей, они ведут себя по-разному. В частности, в ранней Вселенной обычная материя была ионизирована и сильно взаимодействовала с излучением посредством томсоновского рассеяния . Темная материя не взаимодействует напрямую с излучением, но она влияет на космический микроволновый фон (CMB) своим гравитационным потенциалом (в основном в больших масштабах) и своим влиянием на плотность и скорость обычной материи. Таким образом, возмущения обычной и темной материи со временем развиваются по-разному и оставляют разные отпечатки в реликтовом излучении.

Космический микроволновый фон очень близок к идеальному черному телу, но содержит очень небольшую температурную анизотропию, составляющую несколько частей на 100 000. Карту анизотропии неба можно разложить на угловой спектр мощности, который, по наблюдениям, содержит серию акустических пиков, расположенных почти на одинаковом расстоянии, но на разной высоте.Серия пиков может быть предсказана для любого предполагаемого набора космологических параметров с помощью современных компьютерных кодов, таких как CMBFAST и CAMB , и, следовательно, сопоставление теории с данными ограничивает космологические параметры. [67]

Первый пик в основном показывает, что Вселенная близка к пространственно плоской. [67] Второй пик ограничивает космологическую плотность барионов . Третий пик определяет космологическую плотность темной материи.

Анизотропия реликтового излучения была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя она имела слишком низкое разрешение для обнаружения акустических пиков.После открытия первого акустического пика в ходе эксперимента «БУМЕРАНГ» на воздушном шаре в 2000 году спектр мощности точно наблюдался с помощью WMAP в 2003–2012 годах и еще точнее с помощью «Планк» космического корабля в 2013–2015 годах. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM. [68] [69]

Наблюдаемый спектр угловой мощности реликтового излучения является убедительным доказательством существования темной материи, поскольку ее точная структура хорошо соответствует модели лямбда-CDM . [69] но его трудно воспроизвести с помощью любой конкурирующей модели, такой как модифицированная ньютоновская динамика (MOND). [69] [70]

Формирование структуры

[ редактировать ]
Основная статья: Формирование структуры
Карта темной материи для участка неба, основанная на анализе гравитационного линзирования в килоградусном обзоре. [71]

Формирование структуры относится к периоду после Большого взрыва, когда возмущения плотности схлопнулись, образовав звезды, галактики и скопления. До формирования структуры решения Фридмана в общей теории относительности описывают однородную Вселенную. Позже небольшие анизотропии постепенно выросли и уплотнили однородную Вселенную в звезды, галактики и более крупные структуры. Обычная материя подвергается воздействию радиации, которая была доминирующим элементом Вселенной в очень ранние времена. В результате возмущения его плотности размываются и не могут конденсироваться в структуру. [72] Если бы во Вселенной была только обычная материя, не было бы достаточно времени, чтобы возмущения плотности переросли в галактики и скопления, наблюдаемые сейчас.

Темная материя обеспечивает решение этой проблемы, поскольку на нее не влияет радиация. Поэтому в первую очередь могут расти возмущения его плотности. Возникающий в результате гравитационный потенциал действует как притягивающая потенциальная яма для последующего коллапса обычной материи, ускоряя процесс формирования структуры. [72] [73]

Кластер пуль

[ редактировать ]
Основная статья: Кластер пуль

Скопление Пуля, образовавшееся в результате недавнего столкновения двух скоплений галактик, предоставляет независимое от модели наблюдательное свидетельство существования темной материи. [74] Альтернативам, таким как модифицированные теории гравитации, трудно объяснить эту систему, поскольку ее видимый центр масс сильно смещен от барионного центра масс. [75] [76] [77]

Измерения расстояний до сверхновых типа Ia

[ редактировать ]
Основные статьи: Сверхновая типа Ia и Форма Вселенной

типа Ia Сверхновые можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения внегалактических расстояний, которые, в свою очередь, можно использовать для измерения скорости расширения Вселенной в прошлом. [78] Данные показывают, что Вселенная расширяется с возрастающей скоростью, причину этого обычно приписывают темной энергии . [79] Поскольку наблюдения показывают, что Вселенная почти плоская, [80] [81] [82] ожидается, что общая плотность энергии всего во Вселенной должна составлять 1 ( Ω tot ≈ 1 ). Измеренная плотность темной энергии составляет Ω Λ ≈ 0,690 ; наблюдаемая плотность энергии обычной (барионной) материи составляет Ω b ≈ 0,0482 , а плотность энергии излучения пренебрежимо мала. В результате остается недостающее значение Ω dm ≈ 0,258 , которое, тем не менее, ведет себя как материя (см. раздел технических определений выше) – темная материя. [83]

Обзоры неба и барионные акустические колебания

[ редактировать ]
Основная статья: Барионные акустические колебания

Барионные акустические колебания (БАО) — это колебания плотности видимой барионной материи (нормальной материи) Вселенной в больших масштабах. В модели Lambda-CDM предсказано, что они возникают из-за акустических колебаний в фотонно-барионной жидкости ранней Вселенной и могут наблюдаться в спектре угловой мощности космического микроволнового фона. БАО установили предпочтительную шкалу длин для барионов. Поскольку темная материя и барионы слиплись после рекомбинации, эффект гораздо слабее в распределении галактик в ближайшей Вселенной, но его можно обнаружить как тонкое (≈1 %) предпочтение того, чтобы пары галактик были разделены расстоянием 147 Мпк по сравнению с расстояние между ними составляет 130–160 Мпк. Эта особенность была теоретически предсказана в 1990-х годах, а затем обнаружена в 2005 году в двух крупных исследованиях красного смещения галактик: Слоанском цифровом обзоре неба и 2dF Galaxy Redshift Survey . [84] Объединение наблюдений реликтового излучения с измерениями BAO из обзоров красного смещения галактик дает точную оценку постоянной Хаббла и средней плотности материи во Вселенной. [85] Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.

Искажения пространства красного смещения

[ редактировать ]

больших галактик Исследования красного смещения можно использовать для создания трехмерной карты распределения галактик. Эти карты слегка искажены, поскольку расстояния оцениваются на основе наблюдаемых красных смещений ; красное смещение содержит вклад так называемой пекулярной скорости галактики в дополнение к доминирующему члену расширения Хаббла. В среднем сверхскопления расширяются медленнее, чем в среднем по Вселенной, из-за своей гравитации, а пустоты расширяются быстрее, чем в среднем. На карте красного смещения галактики перед сверхскоплением имеют избыточные лучевые скорости по направлению к нему и красное смещение немного выше, чем можно было бы предположить на их расстоянии, в то время как галактики позади сверхскопления имеют красное смещение немного меньшее для их расстояния. Этот эффект приводит к тому, что сверхскопления кажутся сплющенными в радиальном направлении, а пустоты растягиваются. Их угловое положение не изменяется. Этот эффект нельзя обнаружить ни для одной структуры, поскольку истинная форма неизвестна, но его можно измерить путем усреднения по многим структурам. Количественно оно было предсказано Ником Кайзером в 1987 году и впервые достоверно измерено в 2001 году 2dF Обзор красного смещения галактик . [86] Результаты согласуются с моделью лямбда-CDM .

Лиман-Альфа лес

[ редактировать ]
Основная статья: Лес Лиман-Альфа

В астрономической спектроскопии лес Лайман-альфа представляет собой сумму линий поглощения , возникающих при Лайман-альфа переходе нейтрального водорода в спектрах далеких галактик и квазаров . Наблюдения за лесом Лайман-альфа также могут ограничить космологические модели. [87] Эти ограничения согласуются с ограничениями, полученными на основе данных WMAP.

Теоретические классификации

[ редактировать ]

Состав

[ редактировать ]
Различные кандидаты в темную материю в зависимости от их массы в электронвольтах (эВ)

Что представляет собой темная материя, неизвестно, но существует множество гипотез о том, из чего может состоять темная материя, как показано в таблице ниже.

Некоторые гипотезы о темной материи [88]
Легкие бозоны квантовая хромодинамика аксионы
аксионоподобные частицы
нечеткая холодная темная материя
нейтрино Стандартная модель
стерильные нейтрино
слабый масштаб суперсимметрия
дополнительные измерения
маленький Хиггс
эффективная теория поля
упрощенные модели
другие частицы слабо взаимодействующая массивная частица
самодействующая темная материя
атомная темная материя [89] [90] [91] [92]
стрейнлет [93]
теория сверхтекучего вакуума
динамическая темная материя
макроскопический первичные черные дыры [13] [14] [94] [15] [95] [96] [97] [98] [99] [100]
массивные компактные объекты-ореолы (MACHO)
макроскопическая темная материя (Макросы)
модифицированная гравитация (MOG) модифицированная ньютоновская динамика (MoND)
тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS)
энтропийная гравитация
с помощью Fermi-LAT дают новое представление о темной материи. Наблюдения карликовых галактик

Барионная материя

[ редактировать ]
Не путать с проблемой пропавшего бариона .

Темная материя может относиться к любому веществу, которое преимущественно взаимодействует посредством гравитации с видимой материей (например, звездами и планетами). Следовательно, в принципе он не обязательно должен состоять из нового типа фундаментальных частиц, но может, по крайней мере частично, состоять из стандартной барионной материи , такой как протоны или нейтроны. В эту категорию попадает большая часть обычной материи, знакомой астрономам, включая планеты, коричневые карлики, красные карлики, видимые звезды, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. [101] [102] Одиночные черные дыры , нейтронные звезды , сгоревшие карлики и другие массивные объекты, которые трудно обнаружить, все вместе известны как MACHO ; некоторые ученые первоначально надеялись, что барионные MACHO смогут объяснить всю темную материю. [43] : 286  [103]

Однако многочисленные данные свидетельствуют о том, что большая часть темной материи не является барионной:

Небарионная материя

[ редактировать ]

Есть два основных кандидата на роль небарионной темной материи: гипотетические частицы, такие как аксионы , стерильные нейтрино , [г] слабовзаимодействующие массивные частицы (вимпы), суперсимметричные частицы, атомная темная материя , [92] или геоны ; [114] [115] и первичные черные дыры. Как только черная дыра поглощает материю любого типа, барионную или нет, различие теряется. [116]

В отличие от барионной материи, небарионные частицы не участвуют в формировании элементов ранней Вселенной ( нуклеосинтез Большого взрыва ). [48] и поэтому его присутствие обнаруживается только через гравитационные эффекты или слабое линзирование . Кроме того, если частицы, из которых он состоит, суперсимметричны, они могут подвергаться аннигиляционному взаимодействию сами с собой, что, возможно, приводит к появлению наблюдаемых побочных продуктов, таких как гамма-лучи и нейтрино (косвенное обнаружение). [113]

идея о том, что плотная темная материя состоит из первичных черных дыр. В 2015 году вернулась [117] после результатов измерений гравитационных волн , которые обнаружили слияние черных дыр промежуточной массы. По прогнозам, черные дыры с массой около 30 солнечных не образуются ни в результате коллапса звезд (обычно менее 15 масс Солнца), ни в результате слияния черных дыр в центрах галактик (миллионы или миллиарды солнечных масс). Было высказано предположение, что черные дыры промежуточной массы, вызвавшие обнаруженное слияние, образовались в горячей плотной ранней фазе Вселенной из-за коллапса более плотных областей. Более поздний обзор около тысячи сверхновых не выявил никаких событий гравитационного линзирования, тогда как можно было бы ожидать около восьми, если бы первичные черные дыры промежуточной массы выше определенного диапазона масс составляли более 60% темной материи. [118] Однако это исследование предполагало монохроматическое распределение, представляющее диапазон масс LIGO/Virgo, что неприменимо к широко платикуртному распределению масс, предложенному последующими наблюдениями космического телескопа Джеймса Уэбба . [119] [94]

Возможность того, что первичные черные дыры размером с атом составляют значительную долю темной материи, была исключена измерениями потоков позитронов и электронов за пределами гелиосферы Солнца космическим кораблем «Вояджер-1» . Предполагается, что крошечные черные дыры излучают излучение Хокинга . Однако обнаруженные потоки были слишком низкими и не имели ожидаемого энергетического спектра, что позволяет предположить, что крошечные первичные черные дыры недостаточно широко распространены, чтобы объяснить темную материю. [120] Тем не менее, исследования и теории, предлагающие объяснение темной материи плотной темной материей, продолжаются по состоянию на 2018 год, включая подходы к охлаждению темной материи. [121] [122] и вопрос остается нерешенным. В 2019 году отсутствие эффектов микролинзирования при наблюдении Андромеды позволяет предположить, что крошечных черных дыр не существует. [123]

Однако все еще существует в значительной степени неограниченный диапазон масс, меньший, чем тот, который может быть ограничен наблюдениями оптического микролинзирования, где первичные черные дыры могут составлять всю темную материю. [124] [125]

Бесплатная продолжительность потоковой передачи

[ редактировать ]

Темную материю можно разделить на холодную , теплую и горячую . [126] Эти категории относятся к скорости, а не к фактической температуре, указывая, как далеко соответствующие объекты перемещались из-за случайных движений в ранней Вселенной, прежде чем они замедлились из-за космического расширения – это важное расстояние, называемое свободного потока длиной (FSL). Первичные флуктуации плотности, меньшие этой длины, размываются по мере распространения частиц из областей с повышенной плотностью в области с пониженной плотностью, в то время как более крупные колебания не затрагиваются; следовательно, эта длина устанавливает минимальный масштаб для последующего формирования структуры.

Категории устанавливаются в зависимости от размера протогалактики ( объекта, который позже превращается в карликовую галактику ): Частицы темной материи классифицируются как холодные, теплые или горячие в зависимости от их FSL; намного меньше (холодная), похожа на (теплую) или намного больше (горячая), чем протогалактика. [127] [128] [129] Возможны и смеси вышеперечисленного: теория смешанной темной материи была популярна в середине 1990-х годов, но была отвергнута после открытия темной энергии . [ нужна ссылка ]

Холодная темная материя приводит к формированию структуры снизу вверх, при этом сначала формируются галактики, а на последнем этапе формируются скопления галактик, в то время как горячая темная материя приводит к сценарию формирования сверху вниз, при котором большие скопления материи формируются на ранней стадии, а затем фрагментируются на отдельные галактики; [ нужны разъяснения ] последнее исключается наблюдениями галактик с большим красным смещением. [50]

Эффекты спектра флуктуаций

[ редактировать ]

Эти категории также соответствуют спектра флуктуаций. эффектам [ нужны дальнейшие объяснения ] и интервал после Большого взрыва, в течение которого каждый тип стал нерелятивистским. Дэвис и др. писал в 1985 году: [130]

Частицы-кандидаты можно разделить на три категории на основании их влияния на спектр флуктуаций (Бонд и др., 1983). Если темная материя состоит из большого количества легких частиц, которые остаются релятивистскими незадолго до рекомбинации, то ее можно назвать «горячей». Лучшим кандидатом на роль горячей темной материи является нейтрино... Вторая возможность состоит в том, что частицы темной материи взаимодействуют слабее, чем нейтрино, их меньше и они имеют массу порядка 1 кэВ. Такие частицы называются «теплой темной материей», потому что они имеют более низкие тепловые скорости, чем массивные нейтрино… в настоящее время существует несколько частиц-кандидатов, которые соответствуют этому описанию. Были предложены гравитино и фотино (Пейджелс и Примак, 1982; Бонд, Салай и Тернер, 1982) ... Любые частицы, которые очень рано стали нерелятивистскими и поэтому были способны рассеиваться на незначительное расстояние, называются «холодной» темной материей (CDM). . Существует много кандидатов на роль CDM, включая суперсимметричные частицы.

- Дэвис, Эфстатиу, Френк и Уайт (1985) [130]

Альтернативные определения

[ редактировать ]

Другая приблизительная разделительная линия: теплая темная материя стала нерелятивистской, когда Вселенной было примерно 1 год и 1 миллионная ее нынешнего размера, а также в эпоху доминирования излучения (фотонов и нейтрино) с температурой фотонов 2,7 миллиона Кельвинов. Стандартная физическая космология дает размер горизонта частиц как (скорость света, умноженная на время) в эпоху доминирования радиации, то есть 2 световых года. Сегодня область такого размера расширилась бы до 2 миллионов световых лет (при отсутствии образования структуры). Фактическая длина FSL примерно в 5 раз превышает указанную выше длину, поскольку она продолжает медленно расти, поскольку скорости частиц уменьшаются обратно пропорционально масштабному коэффициенту после того, как они становятся нерелятивистскими. В этом примере FSL будет соответствовать сегодняшним 10 миллионам световых лет (или 3 мегапарсекам ) , что соответствует размеру средней большой галактики.

Температура фотонов в 2,7 миллиона Кельвинов дает типичную энергию фотонов 250 электронвольт , тем самым устанавливая типичный масштаб массы для теплой темной материи: частицы, гораздо более массивные, чем эта, такие как вимпы с массой ГэВ–ТэВ, станут нерелятивистскими гораздо раньше, чем один через год после Большого взрыва, поэтому FSL намного меньше протогалактики, что делает их холодными. И наоборот, гораздо более легкие частицы, такие как нейтрино с массой всего в несколько электронвольт, имеют FSL, намного большие, чем у протогалактики, что делает их горячими.

Холодная темная материя

[ редактировать ]
Основная статья: Холодная темная материя

Холодная темная материя предлагает самое простое объяснение большинства космологических наблюдений. Это темная материя, состоящая из компонентов, размер FSL которых намного меньше, чем у протогалактики. Это основное направление исследований темной материи, поскольку горячая темная материя, похоже, не способна поддерживать формирование галактик или скоплений галактик, а большинство кандидатов на частицы рано замедлились.

Состав холодной темной материи неизвестен. Возможности варьируются от крупных объектов, таких как MACHO (таких как черные дыры [131] и звезды Преона [132] ) или РЭМБО (например, скопления коричневых карликов) к новым частицам, таким как вимпы и аксионы .

1997 года Эксперимент DAMA/NaI и его преемник DAMA/LIBRA в 2013 году утверждали, что непосредственно обнаруживают частицы темной материи, проходящие через Землю, но многие исследователи по-прежнему настроены скептически, поскольку отрицательные результаты подобных экспериментов кажутся несовместимыми с результатами DAMA.

Многие суперсимметричные модели предлагают кандидатов на темную материю в форме легчайшей суперсимметричной частицы WIMPy (LSP). [133] Кроме того, тяжелые стерильные нейтрино существуют в несуперсимметричных расширениях стандартной модели , которые объясняют малую нейтрино массу механизмом качелей .

Теплая темная материя

[ редактировать ]
Основная статья: Теплая темная материя

Теплая темная материя состоит из частиц с FSL, сравнимым с размером протогалактики. Прогнозы, основанные на теплой темной материи, аналогичны прогнозам для холодной темной материи в больших масштабах, но с меньшими мелкомасштабными возмущениями плотности. Это уменьшает прогнозируемое количество карликовых галактик и может привести к снижению плотности темной материи в центральных частях крупных галактик. Некоторые исследователи считают, что это лучше соответствует наблюдениям. Проблемой этой модели является отсутствие кандидатов на частицы с необходимой массой от ≈ от 300 до 3000 эВ. [ нужна ссылка ]

Ни одна из известных частиц не может быть отнесена к категории теплой темной материи. Постулируемым кандидатом является стерильное нейтрино : более тяжелая и медленная форма нейтрино, которая не взаимодействует посредством слабого взаимодействия , в отличие от других нейтрино. Некоторые модифицированные теории гравитации, такие как скалярно-тензорно-векторная гравитация , требуют «теплой» темной материи, чтобы их уравнения работали.

Горячая темная материя

[ редактировать ]
Основная статья: Горячая темная материя

Горячая темная материя состоит из частиц, FSL которых намного больше размера протогалактики. Нейтрино . можно отнести к такой частице Они были открыты независимо, задолго до начала охоты на темную материю: они были постулированы в 1930 году и обнаружены в 1956 году . нейтрино Масса меньше 10 −6 что у электрона . Нейтрино взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации и слабого взаимодействия , что затрудняет их обнаружение (слабое взаимодействие работает только на небольшом расстоянии, поэтому нейтрино вызывает событие слабого взаимодействия только в том случае, если оно сталкивается с ядром в лоб). Это делает их « слабо взаимодействующими тонкими частицами » ( WISP ), в отличие от WIMP.

Три известных типа нейтрино — это электрон , мюон и тау . Нейтрино колеблются между ароматами во время движения. Трудно определить точную верхнюю границу коллективной средней массы трех нейтрино. Например, если бы средняя масса нейтрино превышала 50 эВ /с. 2 (менее 10 −5 массы электрона), Вселенная рухнет. [134] Данные реликтового излучения и другие методы показывают, что их средняя масса, вероятно, не превышает 0,3 эВ/c. 2 . Таким образом, наблюдаемые нейтрино не могут объяснить темную материю. [135]

Поскольку флуктуации плотности размера галактики размываются свободными потоками, горячая темная материя предполагает, что первыми объектами, которые могут сформироваться, являются огромные блины размером со сверхскопление , которые затем фрагментируются на галактики. Наблюдения в глубоком поле показывают, что сначала образовались галактики, а затем скопления и сверхскопления, когда галактики слипались вместе.

Агрегация темной материи и плотные объекты темной материи

[ редактировать ]

Если темная материя состоит из слабо взаимодействующих частиц, то возникает очевидный вопрос: может ли она образовывать объекты, эквивалентные планетам , звездам или черным дырам ? Исторически ответ был таков: не может, [час] [136] [137] [138] из-за двух факторов:

Ему не хватает эффективных средств для потери энергии. [136]
Обычная материя образует плотные объекты, поскольку у нее есть множество способов потерять энергию. Потеря энергии была бы важна для формирования объекта, потому что частица, которая набирает энергию во время уплотнения или падения «внутрь» под действием силы тяжести и не может потерять ее каким-либо другим способом, будет нагреваться и увеличивать скорость и импульс . Темная материя, по-видимому, не имеет возможности терять энергию просто потому, что она не способна сильно взаимодействовать другими способами, кроме гравитации. Теорема вириала предполагает, что такая частица не будет оставаться связанной с постепенно формирующимся объектом — когда объект начнет формироваться и уплотняться, частицы темной материи внутри него будут ускоряться и стремиться ускользнуть.
Ему не хватает разнообразия взаимодействий, необходимых для формирования структур. [138]
Обычная материя взаимодействует множеством различных способов, что позволяет материи образовывать более сложные структуры. Например, звезды формируются благодаря гравитации, но частицы внутри них взаимодействуют и могут излучать энергию в виде нейтрино и электромагнитного излучения в результате термоядерного синтеза , когда они становятся достаточно энергичными. Протоны и нейтроны могут связываться посредством сильного взаимодействия , а затем образовывать атомы с электронами в основном посредством электромагнитного взаимодействия . Нет никаких доказательств того, что темная материя способна к столь широкому разнообразию взаимодействий, поскольку, по-видимому, она взаимодействует только посредством гравитации (и, возможно, каким-то образом, не более сильным, чем слабое взаимодействие , хотя до тех пор, пока темная материя не будет лучше понята, это всего лишь предположения. ).

Однако существуют теории атомной темной материи, подобной обычной материи, которые преодолевают эти проблемы. [92]

Обнаружение частиц темной материи

[ редактировать ]

Если темная материя состоит из субатомных частиц, то миллионы, а возможно, и миллиарды таких частиц должны проходить через каждый квадратный сантиметр Земли каждую секунду. [139] [140] Многие эксперименты направлены на проверку этой гипотезы. Хотя вимпы были основными кандидатами на поиск, [50] Аксионы вновь привлекли внимание: эксперимент по поиску аксионов с темной материей (ADMX), а также многие другие. в будущем планируется провести [141] Другой кандидат — тяжелые частицы скрытого сектора , которые взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации.

Эти эксперименты можно разделить на два класса: эксперименты по прямому обнаружению, которые ищут рассеяние частиц темной материи на атомных ядрах внутри детектора; и косвенное обнаружение, которое ищет продукты аннигиляции или распада частиц темной материи. [113]

Прямое обнаружение

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Слабо взаимодействующие массивные частицы § Прямое обнаружение.
Основная статья: Прямое обнаружение темной материи

Цель экспериментов по прямому обнаружению — наблюдать низкоэнергетические отдачи (обычно несколько кэВ ) ядер, вызванные взаимодействиями с частицами темной материи, которые (теоретически) проходят через Землю. После такой отдачи ядро ​​будет излучать энергию в виде сцинтилляционного света или фононов , проходя через чувствительный детектор. Чтобы сделать это эффективно, крайне важно поддерживать чрезвычайно низкий фон, поэтому такие эксперименты обычно проводятся глубоко под землей, где помехи от космических лучей сведены к минимуму. Примеры подземных лабораторий с экспериментами по прямому обнаружению включают шахту Ставэлл , шахту Судан , подземную лабораторию SNOLAB в Садбери , национальную лабораторию Гран-Сассо , подземную лабораторию Канфранка , подземную лабораторию Булби , глубокую подземную научно-техническую лабораторию и Китайскую лабораторию. Цзиньпинская подземная лаборатория .

В этих экспериментах в основном используются технологии детекторов криогенных или благородных жидкостей. Криогенные детекторы, работающие при температуре ниже 100 мК, обнаруживают тепло, выделяющееся при столкновении частицы с атомом в кристаллическом поглотителе, таком как германий . Жидкостные детекторы Noble обнаруживают сцинтилляцию , возникающую в результате столкновения частиц в жидком ксеноне или аргоне . Эксперименты с криогенными детекторами включают такие проекты, как CDMS , CRESST , EDELWEISS и EURECA , а эксперименты с благородными жидкостями включают LZ , XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX и LUX, эксперимент «Большой подземный ксенон» . Оба эти метода сосредоточены на способности отличать фоновые частицы (которые преимущественно рассеивают электроны) от частиц темной материи (которые рассеивают ядра). Другие эксперименты включают SIMPLE и PICASSO , которые используют альтернативные методы в попытках обнаружить темную материю.

В настоящее время не существует устоявшихся заявлений об обнаружении темной материи в ходе эксперимента по прямому обнаружению, что вместо этого приводит к строгим верхним ограничениям на массу и сечение взаимодействия с нуклонами таких частиц темной материи. [142] Экспериментальные коллаборации DAMA /NaI и более поздние экспериментальные коллаборации DAMA/LIBRA обнаружили ежегодную модуляцию частоты событий в своих детекторах. [143] [144] которое, по их утверждению, обусловлено темной материей. Это является результатом ожидания того, что по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, скорость детектора относительно гало темной материи будет меняться на небольшую величину. Это утверждение пока не подтверждено и противоречит отрицательным результатам других экспериментов, таких как LUX, SuperCDMS. [145] и КСЕНОН100. [146]

Особый случай экспериментов с прямым обнаружением включает эксперименты с направленной чувствительностью. Это стратегия поиска, основанная на движении Солнечной системы вокруг Галактического центра . [147] [148] [149] [150] низкого давления Камера временной проекции позволяет получить доступ к информации о треках отдачи и ограничить кинематику вимп-ядра. Вимпы, исходящие с направления движения Солнца (приблизительно к Лебедю ), могут затем отделиться от фона, который должен быть изотропным. Направленные эксперименты с темной материей включают DMTPC , DRIFT , Newage и MIMAC.

Косвенное обнаружение

[ редактировать ]
Основная статья: Косвенное обнаружение темной материи
Коллаж из шести столкновений кластеров с картами темной материи. Скопления наблюдались при исследовании того, как ведет себя темная материя в скоплениях галактик при столкновении скоплений. [151]
Видео о потенциальном гамма-обнаружении темной материи аннигиляции вокруг сверхмассивных черных дыр . (Продолжительность 0:03:13, также см. описание файла.)

Эксперименты по косвенному обнаружению ищут продукты самоуничтожения или распада частиц темной материи в космическом пространстве. Например, в регионах с высокой плотностью темной материи (например, в центре нашей галактики ) две частицы темной материи могут аннигилировать с образованием гамма-лучей или пар частица-античастица Стандартной модели. [152] Альтернативно, если частица темной материи нестабильна, она может распасться на частицы Стандартной модели (или другие). Эти процессы можно было бы обнаружить косвенно через избыток гамма-лучей, антипротонов или позитронов, исходящих из областей высокой плотности в нашей галактике или других галактиках. [153] Основная трудность, присущая таким поискам, заключается в том, что различные астрофизические источники могут имитировать сигнал, ожидаемый от темной материи, и поэтому для окончательного открытия, вероятно, потребуется несколько сигналов. [50] [113]

Некоторые частицы темной материи, проходящие через Солнце или Землю, могут рассеивать атомы и терять энергию. Таким образом, темная материя может накапливаться в центре этих тел, увеличивая вероятность столкновения/аннигиляции. Это могло бы дать характерный сигнал в виде нейтрино высоких энергий . [154] Такой сигнал был бы убедительным косвенным доказательством существования темной материи WIMP. [50] нейтринные телескопы высоких энергий, такие как AMANDA , IceCube и ANTARES . Этот сигнал ищут [43] : 298  Обнаружение LIGO в сентябре 2015 года гравитационных волн открывает возможность по-новому наблюдать темную материю, особенно если она находится в форме первичных черных дыр . [155] [156] [157]

Было предпринято множество экспериментальных поисков в поисках такого излучения в результате аннигиляции или распада темной материи, примеры которых приведены ниже.

Экспериментальный телескоп Energetic Gamma Ray наблюдал в 2008 году от Млечного Пути больше гамма-лучей, чем ожидалось , но ученые пришли к выводу, что это, скорее всего, произошло из-за неправильной оценки чувствительности телескопа. [158]

ищет Космический гамма-телескоп Ферми подобные гамма-лучи. [159] В 2009 году в данных Ферми был обнаружен пока необъяснимый избыток гамма-лучей из галактического центра Млечного Пути. Этот избыток ГэВ в центре Галактики может быть вызван аннигиляцией темной материи или популяцией пульсаров. [160] В апреле 2012 года анализ ранее доступных данных, полученных с помощью телескопа большой площади Ферми , позволил получить статистические доказательства наличия сигнала с энергией 130 ГэВ в гамма-излучении, исходящем из центра Млечного Пути. [161] Аннигиляция вимпа рассматривалась как наиболее вероятное объяснение. [162]

При более высоких энергиях наземные гамма-телескопы установили ограничения на аннигиляцию темной материи в карликовых сфероидальных галактиках. [163] и в скоплениях галактик. [164]

Эксперимент PAMELA (запущенный в 2006 году) обнаружил избыток позитронов . Они могли быть результатом аннигиляции темной материи или пульсаров . Никаких избытков антипротонов не наблюдалось. [165]

В 2013 году результаты Альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции высокой энергии показали избыток космических лучей , который мог быть вызван аннигиляцией темной материи. [166] [167] [168] [169] [170] [171]

Коллайдер ищет темную материю

[ редактировать ]

Альтернативный подход к обнаружению частиц темной материи в природе — их производство в лаборатории. Эксперименты с Большим адронным коллайдером (БАК) могут обнаружить частицы темной материи, образующиеся в результате столкновений протонных пучков БАК. Поскольку частица темной материи должна иметь незначительное взаимодействие с обычной видимой материей, она может быть обнаружена косвенно как (большое количество) недостающей энергии и импульса, которые ускользают от детекторов, при условии, что будут обнаружены другие (не пренебрегаемые) продукты столкновения. [172] Ограничения на темную материю также существуют в эксперименте LEP , использующем аналогичный принцип, но исследующем взаимодействие частиц темной материи с электронами, а не с кварками. [173] Любое открытие, полученное в ходе поисков на коллайдере, должно быть подтверждено открытиями в секторах косвенного или прямого обнаружения, чтобы доказать, что обнаруженная частица на самом деле является темной материей.

Альтернативные гипотезы

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Альтернативы общей теории относительности.

Поскольку темная материя еще не идентифицирована, появилось множество других гипотез, стремящихся объяснить те же наблюдаемые явления без введения нового неизвестного типа материи. Теория, лежащая в основе большинства наблюдательных данных о темной материи, общая теория относительности, хорошо проверена в масштабах Солнечной системы, но ее достоверность в галактических или космологических масштабах не была хорошо доказана. [174] Подходящая модификация общей теории относительности в принципе может устранить необходимость в темной материи. Наиболее известными теориями этого класса являются МОНД и его релятивистское обобщение тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS), [175] f(R) гравитация , [176] отрицательная масса , темная жидкость , [177] [178] [179] и энтропийная гравитация . [180] Альтернативных теорий предостаточно. [181] [182]

Первичные черные дыры считаются кандидатами на роль компонентов темной материи. [99] [97] [183] [184] Ранние ограничения на первичные черные дыры как на темную материю обычно предполагали, что большинство черных дыр будут иметь одинаковую или идентичную («монохроматическую») массу, что было опровергнуто результатами LIGO/Virgo. [95] [96] [98] В 2024 году обзор Бернарда Карра и его коллег пришел к выводу, что первичные черные дыры образовались в эпоху квантовой хромодинамики до 10 лет. –5 секунды после Большого взрыва могут объяснить большинство наблюдений, приписываемых темной материи. Такое формирование черной дыры сегодня привело бы к расширенному распределению масс «с рядом отчетливых выступов, наиболее заметный из которых имеет массу около одной солнечной». [13]

Проблема с альтернативными гипотезами заключается в том, что наблюдательные доказательства существования темной материи основаны на очень многих независимых подходах (см. раздел «Наблюдательные данные» выше). Объяснить любое отдельное наблюдение возможно, но объяснить их все в отсутствие темной материи очень сложно. Тем не менее, альтернативные гипотезы добились некоторых разрозненных успехов, таких как испытание гравитационного линзирования в энтропийной гравитации в 2016 году. [185] [186] [187] и измерение уникального эффекта MOND в 2020 году. [188] [189]

Среди большинства астрофизиков преобладает мнение, что, хотя модификации общей теории относительности предположительно могут объяснить часть наблюдательных данных, вероятно, существует достаточно данных, чтобы сделать вывод о том, что во Вселенной должна присутствовать некая форма темной материи. [17]

[ редактировать ]

Темная материя регулярно появляется в качестве темы в гибридных периодических изданиях, охватывающих как фактические научные темы, так и научную фантастику. [190] а саму темную материю называют «материалом научной фантастики». [191]

Упоминание о темной материи встречается в художественных произведениях. В таких случаях ей обычно приписывают необычайные физические или магические свойства, что становится несовместимым с предполагаемыми свойствами темной материи в физике и космологии. Например:

В более широком смысле фраза «темная материя» используется в художественной литературе метафорически, чтобы обозначить невидимое или невидимое. [195]

[ редактировать ]

См. также

[ редактировать ]
Связанные теории
Эксперименты
  • DEAP - Эксперимент по поиску темной материи, поисковый аппарат.
  • Эксперимент LZ - эксперимент в Южной Дакоте, США. , большой подземный детектор темной материи.
  • Dark Matter Particle Explorer ( DAMPE ) – китайский научный спутник, космическая миссия
  • Общий спектрометр античастиц
  • MultiDark , исследовательская программа
  • Проект Illustris - Вселенные, смоделированные на компьютере, астрофизическое моделирование.
  • Будущий круговой коллайдер - предлагаемый ускоритель частиц после LHC в ЦЕРН, Женева, Швейцария, исследовательская инфраструктура ускорителя частиц.
Кандидаты на темную материю
Другой
  • Избыток ГэВ в центре Галактики - необъяснимые гамма-лучи из центра галактики.
  • Светоносный эфир - когда-то теоретически предполагался невидимый и бесконечный материал, не взаимодействующий с физическими объектами, используемый для объяснения того, как свет может путешествовать через вакуум (теперь опровергнуто).

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Поскольку темная энергия не считается материей, это ⁠ 26.8 / 4.9 + 26.8 ⁠ = 0.845 .
  2. ^ Некоторые кандидаты на темную материю взаимодействуют с обычной материей посредством слабого взаимодействия , но слабое взаимодействие является слабым, что делает любое прямое обнаружение очень трудным.
  3. ^ Небольшая часть темной материи может быть барионной и/или нейтрино . См. Барионная темная материя .
  4. ^ Однако в современную космическую эпоху это поле нейтрино остыло и начало вести себя скорее как материя, а не как излучение.
  5. ^ Темная энергия — это термин, который в наши дни часто используется вместо космологической постоянной. По сути, это то же самое, за исключением того, что темная энергия может каким-то неизвестным образом зависеть от масштабного коэффициента, а не обязательно быть постоянной.
  6. ^ Это следствие теоремы об оболочке и наблюдения о том, что спиральные галактики в значительной степени сферически симметричны (в 2D).
  7. ^ Три уже наблюдаемых типа нейтрино действительно многочисленны, темны и материи, но потому, что их отдельные массы почти наверняка слишком малы, чтобы составлять более чем небольшую долю темной материи, из-за ограничений, обусловленных крупномасштабной структурой и высокими - с красным смещением . галактики [113]
  8. ^ «Одно широко распространенное мнение о темной материи заключается в том, что она не может остывать, излучая энергию. Если бы это было возможно, то она могла бы группироваться и создавать компактные объекты таким же образом, как барионная материя формирует планеты, звезды и галактики. Наблюдения, проведенные до сих пор, позволяют предположить, что темная материя не делает этого – он находится только в диффузных гало... В результате крайне маловероятно, что существуют очень плотные объекты, такие как звезды, состоящие полностью (или даже большей частью) из темной материи». - Бакли и Дифранцо (2018) [136]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Зигфрид, Т. (5 июля 1999 г.). «Скрытые космические измерения могут создавать параллельные вселенные и объяснять космические тайны» . «Утренние новости Далласа» .
  2. ^ Тримбл, В. (1987). «Существование и природа темной материи во Вселенной» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 425–472. Бибкод : 1987ARA&A..25..425T . дои : 10.1146/annurev.aa.25.090187.002233 . ISSN   0066-4146 . S2CID   123199266 . Архивировано (PDF) из оригинала 18 июля 2018 года.
  3. ^ «История темной материи» . 2017.
  4. ^ «Миссия Планка делает Вселенную четкой в ​​фокусе» . Страницы миссий НАСА . 21 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 12 ноября 2020 г. . Проверено 1 мая 2016 г.
  5. ^ «Темная энергия, темная материя» . Наука НАСА: астрофизика . 5 июня 2015 г.
  6. ^ Аде, Пенсильвания; Аганим, Н. ; Армитидж-Каплан, К.; и др. (Сотрудничество Планка) (22 марта 2013 г.). «Результаты Planck 2013. I. Обзор продуктов и научных результатов – Таблица 9» . Астрономия и астрофизика . 1303 : 5062. arXiv : 1303.5062 . Бибкод : 2014A&A...571A...1P . дои : 10.1051/0004-6361/201321529 . S2CID   218716838 .
  7. ^ Фрэнсис, Мэтью (22 марта 2013 г.). «Первые результаты Планка: Вселенная по-прежнему странная и интересная» . Арс Техника .
  8. ^ «Планк запечатлел портрет молодой Вселенной, обнаружив самый ранний свет» . Кембриджский университет. 21 марта 2013 года . Проверено 21 марта 2013 г.
  9. ^ Кэрролл, Шон (2007). Темная материя, темная энергия: темная сторона Вселенной . Учебная компания. Путеводитель Часть 2 стр. 46. ​​... темная материя: невидимый, по существу бесстолкновительный компонент материи, составляющий около 25 процентов плотности энергии Вселенной... это другой тип частиц... нечто, что еще не наблюдалось в лаборатории.. .
  10. ^ Феррис, Тимоти (январь 2015 г.). «Тёмная материя» . Скрытый космос. Журнал «Нэшнл Географик» . Архивировано из оригинала 25 декабря 2014 года . Проверено 10 июня 2015 г.
  11. ^ Ярошик, Н.; и др. (2011). «Семилетние наблюдения микроволнового зонда анизотропии Уилсона (WMAP): карты неба, систематические ошибки и основные результаты». Приложение к астрофизическому журналу . 192 (2): 14. arXiv : 1001.4744 . Бибкод : 2011ApJS..192...14J . дои : 10.1088/0067-0049/192/2/14 . S2CID   46171526 .
  12. ^ Перейти обратно: а б Тиммер, Джон (21 апреля 2023 г.). «Нет слабаков! Тяжелые частицы не объясняют странностей гравитационного линзирования» . Арс Техника . Проверено 21 июня 2023 г.
  13. ^ Перейти обратно: а б с Карр, Би Джей; Клессе, С.; Гарсиа-Беллидо, Дж.; Хокинс, миссис; Кюнель, Ф. (26 февраля 2024 г.). «Наблюдательные данные о первичных черных дырах: позитивистская перспектива» . Отчеты по физике . 1054 : 1–68. arXiv : 2306.03903 . Бибкод : 2024PhR..1054....1C . дои : 10.1016/j.physrep.2023.11.005 . ISSN   0370-1573 . См. рисунок 39.
  14. ^ Перейти обратно: а б Птица, Симеон; Альберт, Андреа; Доусон, Уилл; Али-Хаймуд, Ясин; Куган, Адам; Дрлица-Вагнер, Алекс; Фэн, Ци; Инман, Дерек; Иномата, Кейсуке; Ковец, Эли; Кусенко Александр; Леманн, Бенджамин В.; Муньос, Хулиан Б.; Сингх, Раджив; Тахистов Владимир; Цай, Ю-Дай (1 августа 2023 г.). «Первичная черная дыра, темная материя». Физика Темной Вселенной . 41 : 101231. arXiv : 2203.08967 . дои : 10.1016/j.dark.2023.101231 . ISSN   2212-6864 . S2CID   247518939 .
  15. ^ Перейти обратно: а б Карр, Бернард; Кюнель, Флориан (2 мая 2022 г.). «Первичные черные дыры как кандидаты в темную материю» . Конспекты лекций по физике SciPost : 48. arXiv : 2110.02821 . doi : 10.21468/SciPostPhysLectNotes.48 . S2CID   238407875 . Проверено 13 февраля 2023 г. (См. также прилагаемую слайд-презентацию.
  16. ^ Хоссенфельдер, Сабина; Макгоф, Стейси С. (август 2018 г.). «Реальна ли темная материя?» . Научный американец . 319 (2): 36–43. Бибкод : 2018SciAm.319b..36H . doi : 10.1038/scientificamerican0818-36 . ПМИД   30020902 . S2CID   51697421 . Сейчас несколько десятков ученых изучают модифицированную гравитацию, а несколько тысяч ищут частицы темной материи.
  17. ^ Перейти обратно: а б Шон Кэрролл (9 мая 2012 г.). «Темная материя против модифицированной гравитации: триалог» . Проверено 14 февраля 2017 г.
  18. ^ де Сварт, Дж.Г.; Бертоне, Г.; ван Донген, Дж. (2017). «Как темная материя стала материей». Природная астрономия . 1 (59): 59. arXiv : 1703.00013 . Бибкод : 2017NatAs...1E..59D . дои : 10.1038/s41550-017-0059 . S2CID   119092226 .
  19. ^ «История темной материи – Джанфранко Бертоне и Дэн Хупер» . ned.ipac.caltech.edu .
  20. ^ Кельвин, Лорд (1904). Балтиморские лекции по молекулярной динамике и волновой теории света . Лондон: CJ Clay and Sons. п. 274.
  21. ^ Перейти обратно: а б с «История темной материи» . Арс Техника . Проверено 8 февраля 2017 г.
  22. ^ Пуанкаре, Х. (1906). «Млечный Путь и теория газов» . Бюллетень Астрономического общества Франции (на французском языке). 20 : 153–165.
  23. ^ «История темной материи – Ars Technica» . 3 февраля 2017 года . Проверено 31 октября 2023 г.
  24. ^ Каптейн, Якоб Корнелиус (1922). «Первая попытка теории устройства и движения звездной системы». Астрофизический журнал . 55 : 302–327. Бибкод : 1922ApJ....55..302K . дои : 10.1086/142670 . Между прочим, предполагается, что когда теория будет усовершенствована, можно будет определить «количество темной материи» по ее гравитационному эффекту. (выделено в оригинале)
  25. ^ Перейти обратно: а б Розенберг, Лесли Дж. (30 июня 2014 г.). Статус аксионного эксперимента с темной материей (ADMX) (PDF) . 10-й семинар PATRAS по аксионам, WIMP и WISP . п. 2. Архивировано (PDF) из оригинала 5 февраля 2016 г.
  26. ^ Лунд Марк, К. (1 января 1930 г.). «Об определении расстояний, размеров, масс и плотностей до ближайших ангалактических звездных систем» . Медделанден Астрономическая обсерватория Фрэна Лунда. Серия I. 125 :1–13. Стартовый код : 1930MeLuF.125....1L .
  27. ^ Оорт, Ян Х. (1932). «Сила, действующая звездной системой в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики, и некоторые связанные с ней проблемы». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 6 : 249–287. Бибкод : 1932BAN.....6..249O .
  28. ^ «Скрытая жизнь галактик: Скрытая масса» . Представьте себе Вселенную! . НАСА/ GSFC .
  29. ^ Куйкен, К.; Гилмор, Г. (июль 1989 г.). «Распределение массы в галактическом диске. Часть III. Локальная объемная плотность массы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 239 (2): 651–664. Бибкод : 1989MNRAS.239..651K . дои : 10.1093/mnras/239.2.651 .
  30. ^ Цвикки, Ф. (1933). «Красное смещение внегалактических туманностей». Гельветика Физика Акта . 6 :110-127. Стартовый код : 1933AchHPh...6..110Z . Из стр. 125: « Для того, чтобы получить средний эффект Доплера 1000 км/сек или более, как это наблюдалось, средняя плотность в системе комы должна была бы быть по крайней мере в 400 раз больше, чем полученная из наблюдений светящейся материи. Если бы Если это так, то неожиданным результатом будет то, что темная материя присутствует в гораздо большей плотности, чем светящаяся материя » (Чтобы получить средний эффект Доплера 1000 км/с или более, как наблюдалось, средняя плотность таким образом, в системе Кома должна была бы быть по крайней мере в 400 раз больше, чем полученная на основе наблюдений светящейся материи. Если бы это было подтверждено, то последовал бы удивительный результат: темная материя присутствует в гораздо большей плотности, чем плотность материи. светящаяся материя.)
  31. ^ Цвики, Ф. (1937). «О массах туманностей и скоплениях туманностей» . Астрофизический журнал . 86 : 217–246. Бибкод : 1937ApJ....86..217Z . дои : 10.1086/143864 .
  32. ^ Некоторые подробности расчетов Цвикки и более современных значений приведены в Ричмонд, М., Использование теоремы вириала: масса скопления галактик , данные получены 10 июля 2007 г.
  33. ^ Фриз, Кэтрин (2014). Космический коктейль: три части темной материи . Издательство Принстонского университета. ISBN  978-1-4008-5007-5 .
  34. ^ Бэбкок, Гораций В. (1939). «Вращение туманности Андромеды» . Бюллетень Ликской обсерватории . 19 : 41–51. Бибкод : 1939LicOB..19...41B . дои : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B .
  35. ^ Оорт, Ян Х. (апрель 1940 г.). «Некоторые проблемы, касающиеся структуры и динамики галактической системы и эллиптических туманностей NGC 3115 и 4494» (PDF) . Астрофизический журнал . 91 (3): 273–306. Бибкод : 1940ApJ....91..273O . дои : 10.1086/144167 . hdl : 1887/8533 .
  36. ^ Подкаст «Суперзвезды астрономии» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 27 сентября 2021 года.
  37. ^ Фриман, КЦ (июнь 1970 г.). «О дисках спиральных галактик и галактик S0» . Астрофизический журнал . 160 : 811–830. Бибкод : 1970ApJ...160..811F . дои : 10.1086/150474 .
  38. ^ Перейти обратно: а б Прощай, Деннис (27 декабря 2016 г.). «Умерла Вера Рубин, 88 лет; открыла двери в астрономию и для женщин» . «Нью-Йорк Таймс» (некролог) . Проверено 27 декабря 2016 г.
  39. ^ «Первое наблюдательное свидетельство существования темной материи» . Darkmatter Physics.com . Архивировано из оригинала 25 июня 2013 года . Проверено 6 августа 2013 г.
  40. ^ Перейти обратно: а б с Рубин, Вера С .; Форд, В. Кент младший (февраль 1970 г.). «Вращение туманности Андромеды по данным спектроскопического обзора эмиссионных областей». Астрофизический журнал . 159 : 379–403. Бибкод : 1970ApJ...159..379R . дои : 10.1086/150317 . S2CID   122756867 .
  41. ^ Босма, А. (1978). Распределение и кинематика нейтрального водорода в спиральных галактиках различных морфологических типов (кандидатская диссертация). Рейксуниверситет Гронингена .
  42. ^ Рубин, В.; Тоннард, Н.; Форд, В.К. младший (1980). «Вращательные свойства 21 галактики Sc с большим диапазоном светимостей и радиусов от NGC 4605 ( R =4 кпк) до UGC 2885 ( R =122 кпк) » . Астрофизический журнал . 238 : 471. Бибкод : 1980ApJ...238..471R . дои : 10.1086/158003 .
  43. ^ Перейти обратно: а б с д Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры: поразительная взаимосвязанность Вселенной . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Издательство Ecco / HarperCollins. ISBN  978-0-06-232847-2 .
  44. ^ Робертс, Мортон С. (май 1966 г.). «Обзор водородных линий с высоким разрешением 21 см в туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 159 : 639–656. Бибкод : 1966ApJ...144..639R . дои : 10.1086/148645 .
  45. ^ Готтесман, ST; Дэвис, Род Д .; Реддиш, Винсент Картледж (1966). «Обследование нейтральным водородом южных областей туманности Андромеды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 133 (4): 359–387. Бибкод : 1966МНРАС.133..359Г . дои : 10.1093/mnras/133.4.359 .
  46. ^ Перейти обратно: а б Робертс, Мортон С. (октябрь 1975 г.). «Кривая вращения и геометрия М 31 на больших галактоцентрических расстояниях». Астрофизический журнал . 201 : 327–346. Бибкод : 1975ApJ...201..327R . дои : 10.1086/153889 .
  47. ^ Перейти обратно: а б Рогстад, DH; Шостак, Г. Сет (сентябрь 1972 г.). «Главные свойства пяти галактик Scd, определенные по наблюдениям на расстоянии 21 сантиметр». Астрофизический журнал . 176 : 315–321. Бибкод : 1972ApJ...176..315R . дои : 10.1086/151636 .
  48. ^ Перейти обратно: а б Копи, CJ; Шрамм, Д.Н.; Тернер, М.С. (1995). «Нуклеосинтез Большого взрыва и барионная плотность Вселенной» . Наука . 267 (5195): 192–199. arXiv : astro-ph/9407006 . Бибкод : 1995Sci...267..192C . дои : 10.1126/science.7809624 . ПМИД   7809624 . S2CID   15613185 .
  49. ^ Бергстрем, Л. (2000). «Небарионная темная материя: наблюдательные данные и методы обнаружения». Отчеты о прогрессе в физике . 63 (5): 793–841. arXiv : hep-ph/0002126 . Бибкод : 2000РПФ...63..793Б . дои : 10.1088/0034-4885/63/5/2r3 . S2CID   119349858 .
  50. ^ Перейти обратно: а б с д и Бертоне, Г.; Хупер, Д.; Силк, Дж. (2005). «Частица темной материи: доказательства, кандидаты и ограничения». Отчеты по физике . 405 (5–6): 279–390. arXiv : hep-ph/0404175 . Бибкод : 2005PhR...405..279B . doi : 10.1016/j.physrep.2004.08.031 . S2CID   118979310 .
  51. ^ Сигел, Итан (2019). «Сохраняется ли энергия при красном смещении фотонов в нашей расширяющейся Вселенной?» . Начинается с треска . Проверено 5 ноября 2022 г.
  52. ^ Бауманн, Дэниел. «Космология: Часть III» (PDF) . Математический трипос. Кембриджский университет. стр. 21–22. Архивировано из оригинала (PDF) 2 февраля 2017 года . Проверено 24 января 2017 г.
  53. ^ Корбелли, Э.; Салуччи, П. (2000). «Расширенная кривая вращения и гало темной материи М33» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 311 (2): 441–447. arXiv : astro-ph/9909252 . Бибкод : 2000MNRAS.311..441C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x . S2CID   10888599 .
  54. ^ Фабер, С.М.; Джексон, RE (1976). «Дисперсия скоростей и отношение массы к светимости эллиптических галактик». Астрофизический журнал . 204 : 668–683. Бибкод : 1976ApJ...204..668F . дои : 10.1086/154215 .
  55. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Издательство Принстонского университета. стр. 712–713.
  56. ^ Аллен, Стивен В.; Эврар, Август Э.; Манц, Адам Б. (2011). «Космологические параметры скоплений галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 409–470. arXiv : 1103.4829 . Бибкод : 2011ARA&A..49..409A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102514 . S2CID   54922695 .
  57. ^ Тейлор, АН; и др. (1998). «Увеличение гравитационной линзы и масса Абеля 1689». Астрофизический журнал . 501 (2): 539–553. arXiv : astro-ph/9801158 . Бибкод : 1998ApJ...501..539T . дои : 10.1086/305827 . S2CID   14446661 .
  58. ^ Ву, Х.; Чиуэ, Т.; Фанг, Л.; Сюэ, Ю. (1998). «Сравнение различных оценок массы скоплений: согласованность или несоответствие?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (3): 861–871. arXiv : astro-ph/9808179 . Бибкод : 1998MNRAS.301..861W . CiteSeerX   10.1.1.256.8523 . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . S2CID   1291475 .
  59. ^ Чо, Адриан (2017). «Ученые представили самую подробную карту темной материи на сегодняшний день» . Наука . дои : 10.1126/science.aal0847 .
  60. ^ Натараджан, Приямвада; Чадаяммури, Урмила; Жозак, Матильда; Ричард, Йохан; Кнейб, Жан-Поль; Эбелинг, Харальд; и др. (2017). «Картирование субструктуры в линзах кластера HST Frontier Fields и в космологическом моделировании» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (2): 1962. arXiv : 1702.04348 . Бибкод : 2017МНРАС.468.1962Н . дои : 10.1093/mnras/stw3385 . S2CID   113404396 . Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2018 года.
  61. ^ Рефрегье, А. (2003). «Слабое гравитационное линзирование крупномасштабной структурой». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 645–668. arXiv : astro-ph/0307212 . Бибкод : 2003ARA&A..41..645R . дои : 10.1146/annurev.astro.41.111302.102207 . S2CID   34450722 .
  62. ^ «Квазары, линзирование и темная материя» . Физика XXI века. Фонд Анненберга. 2017. Архивировано из оригинала 29 июля 2013 года.
  63. ^ Мыслевски, Рик (14 октября 2011 г.). «Хаббл зафиксировал темную материю, искажающую пространство-время» . Регистр . Великобритания.
  64. ^ «Новая карта темной материи раскрывает космическую тайну» . Би-би-си . 28 мая 2021 г.
  65. ^ Сунгук Э. Хонг; и др. (2021). «Выявление локальной космической паутины галактик с помощью глубокого обучения» . Астрофизический журнал . 913 (1): 76. arXiv : 2008.01738 . Бибкод : 2021ApJ...913...76H . дои : 10.3847/1538-4357/abf040 .
  66. ^ Амрут, Альфред; Бродхерст, Том; Лим, Джереми; и др. (20 апреля 2023 г.). «Кольца Эйнштейна, модулируемые волнообразной темной материей из аномалий на изображениях, полученных гравитационными линзами». Природная астрономия . 7 (6): 736–747. arXiv : 2304.09895 . Бибкод : 2023НатАс...7..736А . дои : 10.1038/s41550-023-01943-9 . S2CID   258263945 .
  67. ^ Перейти обратно: а б Детали технические. Введение для среднего уровня см. Ху, Уэйн (2001). «Промежуточное руководство по акустическим пикам и поляризации» .
  68. ^ Хиншоу, Г.; и др. (2009). «Пятилетние наблюдения микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): обработка данных, карты неба и основные результаты». Приложение к астрофизическому журналу . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Бибкод : 2009ApJS..180..225H . дои : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . S2CID   3629998 .
  69. ^ Перейти обратно: а б с Аде, Пенсильвания; и др. (2016). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры». Астрон. Астрофизика . 594 (13): А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P . дои : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID   119262962 .
  70. ^ Скордис, К.; и др. (2006). «Крупномасштабная структура в теории релятивистской модифицированной ньютоновской динамики Бекенштейна». Физ. Преподобный Летт . 96 (1): 011301. arXiv : astro-ph/0505519 . Бибкод : 2006PhRvL..96a1301S . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.011301 . ПМИД   16486433 . S2CID   46508316 .
  71. ^ «Темная материя может быть более гладкой, чем ожидалось. Тщательное изучение большой области неба, полученной с помощью VST, выявило интригующий результат» . www.eso.org . Проверено 8 декабря 2016 г.
  72. ^ Перейти обратно: а б Яффе, А.Х. «Космология 2012: конспекты лекций» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 17 июля 2016 года.
  73. ^ Лоу, LF (12 октября 2016 г.). «Ограничения теории составных фотонов» . Буквы по современной физике А. 31 (36): 1675002. Бибкод : 2016MPLA...3175002L . дои : 10.1142/S021773231675002X .
  74. ^ Маркевич, М.; Рэндалл, С.; Клоу, Д.; Гонсалес А. и Брадак М. (16–23 июля 2006 г.). Темная материя и скопление Пуля (PDF) . 36-я Научная ассамблея КОСПАР. Пекин, Китай. Архивировано (PDF) из оригинала 21 августа 2006 г. Только аннотация.
  75. ^ Клоу, Дуглас; и др. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи». Письма астрофизического журнала . 648 (2): L109–L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Бибкод : 2006ApJ...648L.109C . дои : 10.1086/508162 . S2CID   2897407 .
  76. ^ Ли, Крис (21 сентября 2017 г.). «Наука в процессе: выдержало ли скопление пуль проверку?» . Арс Техника .
  77. ^ Сигел, Итан (9 ноября 2017 г.). «Скопление Пуля доказывает существование темной материи, но не по той причине, по которой думает большинство физиков» . Форбс .
  78. ^ Планк Сотрудничество; Аганим, Н. ; Акрами, Ю.; Эшдаун, М.; Омон, Дж.; Бачигалупи, К.; Баллардини, М.; Бандей, Эй Джей; Баррейро, РБ; Бартоло, Н.; Басак, С. (2020). «Результаты Планка 2018. VI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 641 : А6. arXiv : 1807.06209 . Бибкод : 2020A&A...641A...6P . дои : 10.1051/0004-6361/201833910 . S2CID   119335614 .
  79. ^ Ковальски, М.; и др. (2008). «Улучшенные космологические ограничения на основе новых, старых и комбинированных наборов данных о сверхновых». Астрофизический журнал . 686 (2): 749–778. arXiv : 0804.4142 . Бибкод : 2008ApJ...686..749K . дои : 10.1086/589937 . S2CID   119197696 .
  80. ^ «Будет ли Вселенная расширяться вечно?» . НАСА. 24 января 2014 года . Проверено 28 марта 2021 г.
  81. ^ «Наша плоская Вселенная» . ФермиЛаб/SLAC. 7 апреля 2015 года . Проверено 28 марта 2021 г.
  82. ^ Йо, Маркус Ю. (2011). «Неожиданные связи». Инженерия и наука . 74 (1): 30.
  83. ^ Перейти обратно: а б «Публикации Planck: Результаты Planck 2015» . Европейское космическое агентство. Февраль 2015 года . Проверено 9 февраля 2015 г.
  84. ^ Персиваль, WJ; и др. (2007). «Измерение шкалы барионных акустических колебаний с использованием Слоановского цифрового обзора неба и обзора красного смещения галактик 2dF» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 381 (3): 1053–1066. arXiv : 0705.3323 . Бибкод : 2007MNRAS.381.1053P . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x .
  85. ^ Комацу, Э.; и др. (2009). «Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона: космологическая интерпретация». Приложение к астрофизическому журналу . 180 (2): 330–376. arXiv : 0803.0547 . Бибкод : 2009ApJS..180..330K . дои : 10.1088/0067-0049/180/2/330 . S2CID   119290314 .
  86. ^ Пикок, Дж.; и др. (2001). «Измерение космологической плотности массы по результатам кластеризации в обзоре красного смещения галактик 2dF». Природа . 410 (6825): 169–173. arXiv : astro-ph/0103143 . Бибкод : 2001Natur.410..169P . дои : 10.1038/35065528 . ПМИД   11242069 . S2CID   1546652 .
  87. ^ Виль, М.; Болтон, Дж.С.; Хенельт, МГ (2009). «Космологические и астрофизические ограничения из функции распределения вероятностей потока альфа-леса Лаймана» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (1): L39–L43. arXiv : 0907.2927 . Бибкод : 2009MNRAS.399L..39V . дои : 10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x . S2CID   12470622 .
  88. ^ Университет Амстердама. «Новая эра в поисках темной материи» . Физика.орг.
  89. ^ Бансал, Саураб; Бэррон, Джаред; Кертин, Дэвид; Цай, Юсин (16 октября 2023 г.). «Точные космологические ограничения на атомную темную материю» . Журнал физики высоких энергий . 2023 (10): 95. arXiv : 2212.02487 . Бибкод : 2023JHEP...10..095B . дои : 10.1007/JHEP10(2023)095 . ISSN   1029-8479 .
  90. ^ Бансал, Саураб; Бэррон, Джаред; Кертин, Дэвид; Цай, Юсин (27 июля 2023 г.), «Точные космологические ограничения на атомную темную материю», Журнал физики высоких энергий , 2023 (10): 95, arXiv : 2212.02487 , Bibcode : 2023JHEP...10..095B , ​​doi : 10.1007 /JHEP10(2023)095 , что обеспечивает лучшее соответствие, чем ΛCDM или ΛCDM + темновое излучение.
  91. ^ Саттер, Пол Саттер (7 июня 2023 г.). «Атомы темной материи могут образовывать теневые галактики с быстрым звездообразованием» . Space.com . Проверено 9 января 2024 г.
  92. ^ Перейти обратно: а б с Изабелла Армстронг; и др. (2024). «Электромагнитные подписи зеркальных звезд» . Астрофизический журнал . 965 (1): 42. arXiv : 2311.18086 . Бибкод : 2024ApJ...965...42A . дои : 10.3847/1538-4357/ad283c .
  93. ^ ВанДевендер, Дж. Пейс; ВанДевендер, Аарон П.; Слоан, Т.; Сваим, Крисс; Уилсон, Питер; Шмитт, Роберт Г.; Закиров, Ринат; Блюм, Джош; Кросс, Джеймс Л.; МакГинли, Найл (18 августа 2017 г.). «Обнаружение намагниченных кварков-самородков, кандидатов на темную материю» . Научные отчеты . 7 (1): 8758. arXiv : 1708.07490 . Бибкод : 2017НатСР...7.8758В . дои : 10.1038/s41598-017-09087-3 . ISSN   2045-2322 . ПМК   5562705 . ПМИД   28821866 .
  94. ^ Перейти обратно: а б Хютси, Герт; Райдал, Мартти; Уррутия, Хуан; Васконен, Вилле; Веермяэ, Харди (2 февраля 2023 г.). «Наблюдал ли JWST отпечатки аксионных минископлений или первичных черных дыр?». Физический обзор D . 107 (4): 043502. arXiv : 2211.02651 . Бибкод : 2023PhRvD.107d3502H . дои : 10.1103/PhysRevD.107.043502 . S2CID   253370365 .
  95. ^ Перейти обратно: а б Эспиноза, младший; Ракко, Д.; Риотто, А. (23 марта 2018 г.). «Космологическая подпись нестабильности вакуума Хиггса стандартной модели: первичные черные дыры как темная материя». Письма о физических отзывах . 120 (12): 121301. arXiv : 1710.11196 . Бибкод : 2018PhRvL.120l1301E . doi : 10.1103/PhysRevLett.120.121301 . ПМИД   29694085 . S2CID   206309027 .
  96. ^ Перейти обратно: а б Клессе, Себастьян; Гарсиа-Беллидо, Хуан (2018). «Семь советов о темной материи первичной черной дыры». Физика Темной Вселенной . 22 : 137–146. arXiv : 1711.10458 . Бибкод : 2018PDU....22..137C . дои : 10.1016/j.dark.2018.08.004 . S2CID   54594536 .
  97. ^ Перейти обратно: а б Лаки, Брайан С.; Биком, Джон Ф. (12 августа 2010 г.). «Первичные черные дыры как темная материя: почти все или почти ничего». Астрофизический журнал . 720 (1): L67–L71. arXiv : 1003.3466 . Бибкод : 2010ApJ...720L..67L . дои : 10.1088/2041-8205/720/1/L67 . ISSN   2041-8205 . S2CID   118418220 .
  98. ^ Перейти обратно: а б Кашлинский А. (23 мая 2016 г.). «Обнаружение гравитационных волн LIGO, первичные черные дыры и анизотропия космического инфракрасного фона в ближнем ИК-диапазоне» . Астрофизический журнал . 823 (2): Л25. arXiv : 1605.04023 . Бибкод : 2016ApJ...823L..25K . дои : 10.3847/2041-8205/823/2/L25 . ISSN   2041-8213 . S2CID   118491150 .
  99. ^ Перейти обратно: а б Фрэмптон, Пол Х.; Кавасаки, Масахиро; Такахаси, Фуминобу; Янагида, Цутому Т. (22 апреля 2010 г.). «Первичные черные дыры как вся темная материя». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2010 (4): 023. arXiv : 1001.2308 . Бибкод : 2010JCAP...04..023F . дои : 10.1088/1475-7516/2010/04/023 . ISSN   1475-7516 . S2CID   119256778 .
  100. ^ Карнейро, С.; де Оланда, ПК; Саа, А. (2021). «Нейтринные первичные планковские черные дыры» . Письма по физике . B822 : 136670. Бибкод : 2021PhLB..82236670C . doi : 10.1016/j.physletb.2021.136670 . HDL : 20.500.12733/1987 . ISSN   0370-2693 . S2CID   244196281 .
  101. ^ Бертоне, Джанфранко; Хупер, Дэн (15 октября 2018 г.). «История темной материи». Обзоры современной физики . 90 (4): 045002. arXiv : 1605.04909 . Бибкод : 2018RvMP...90d5002B . doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . S2CID   18596513 .
  102. ^ «Барионная материя» . КОСМОС — Астрономическая энциклопедия САО . Суинбернский технологический университет . Проверено 16 ноября 2022 г.
  103. ^ «МАЧО могут оказаться вне конкуренции в качестве кандидатов на темную материю» . Астрономия.com . 2016 . Проверено 16 ноября 2022 г.
  104. ^ Вайс, Ахим (2006). Нуклеосинтез Большого взрыва: приготовление первых легких элементов . Том. 2. Эйнштейн Онлайн. п. 1017. Архивировано из оригинала 6 февраля 2013 года . Проверено 1 июня 2013 г.
  105. ^ Рейн, Д.; Томас, Т. (2001). Введение в науку космологию . Издательство ИОП . п. 30. ISBN  978-0-7503-0405-4 . OCLC   864166846 .
  106. ^ Тиссеран, П.; Ле Гийу, Л.; Афонсу, К.; Альберт, JN; Андерсен, Дж.; Ансари, Р.; и др. (2007). «Ограничения на содержание мачо в галактическом гало по результатам исследования Магеллановых облаков EROS-2» . Астрономия и астрофизика . 469 (2): 387–404. arXiv : astro-ph/0607207 . Бибкод : 2007A&A...469..387T . дои : 10.1051/0004-6361:20066017 . S2CID   15389106 .
  107. ^ Графф, Д.С.; Фриз, К. (1996). «Анализ поиска красных карликов космическим телескопом Хаббл : ограничения на барионную материю в галактическом гало». Астрофизический журнал . 456 (1996): L49. arXiv : astro-ph/9507097 . Бибкод : 1996ApJ...456L..49G . дои : 10.1086/309850 . S2CID   119417172 .
  108. ^ Наджита-младший; Тиде, врач общей практики; Карр, Дж.С. (2000). «От звезд к суперпланетам: начальная функция массы малой массы в молодом скоплении IC 348». Астрофизический журнал . 541 (2): 977–1003. arXiv : astro-ph/0005290 . Бибкод : 2000ApJ...541..977N . дои : 10.1086/309477 . S2CID   55757804 .
  109. ^ Выжиковски, Л.; Скоурон, Дж.; Козловский, С.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; и др. (2011). «Вид OGLE на микролинзирование Магеллановых облаков. IV. Данные SMC OGLE-III и окончательные выводы по MACHO» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (4): 2949–2961. arXiv : 1106.2925 . Бибкод : 2011MNRAS.416.2949W . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19243.x . S2CID   118660865 .
  110. ^ Фриз, Кэтрин; Филдс, Брайан; Графф, Дэвид (2000). «Смерть звездных барионных кандидатов в темную материю». arXiv : astro-ph/0007444 .
  111. ^ Фриз, Кэтрин; Филдс, Брайан; Графф, Дэвид (2003). «Смерть звездной барионной темной материи». Первые звезды . Симпозиумы ESO по астрофизике. стр. 4–6. arXiv : astro-ph/0002058 . Бибкод : 2000fist.conf...18F . CiteSeerX   10.1.1.256.6883 . дои : 10.1007/10719504_3 . ISBN  978-3-540-67222-7 . S2CID   119326375 .
  112. ^ Канетти, Л.; Древес, М.; Шапошников, М. (2012). «Материя и антиматерия во Вселенной». Нью Дж. Физ . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Бибкод : 2012NJPh...14i5012C . дои : 10.1088/1367-2630/14/9/095012 . S2CID   119233888 .
  113. ^ Перейти обратно: а б с д Бертоне, Г.; Мерритт, Д. (2005). «Динамика темной материи и косвенное обнаружение». Буквы по современной физике А. 20 (14): 1021–1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Бибкод : 2005МПЛА...20.1021Б . дои : 10.1142/S0217732305017391 . S2CID   119405319 .
  114. ^ Гио, Б; Боркес, А.; Деур, А.; Вернер, К. (2020). «Гравиболы и темная материя». JHEP . 2020 (11): 159. arXiv : 2006.02534 . Бибкод : 2020JHEP...11..159G . дои : 10.1007/JHEP11(2020)159 . S2CID   219303406 .
  115. ^ Овердуин, Дж. М.; Вессон, PS (ноябрь 2004 г.). «Темная материя и фоновый свет». Отчеты по физике . 402 (5–6): 267–406. arXiv : astro-ph/0407207 . Бибкод : 2004PhR...402..267O . doi : 10.1016/j.physrep.2004.07.006 . S2CID   1634052 .
  116. ^ «Барионная материя» . astronomy.swin.edu.au . Мельбурн, Виктория, Австралия: Технологический университет Суинберна: Космос: Интернет-энциклопедия астрономии Суинберна . Проверено 3 октября 2023 г.
  117. ^ Чо, Адриан (9 февраля 2017 г.). «Состоит ли темная материя из черных дыр?». Наука . дои : 10.1126/science.aal0721 .
  118. ^ «Черные дыры не могут объяснить темную материю» . Астрономия . 18 октября 2018 года . Получено 7 января 2019 г. - через astronomy.com.
  119. ^ Сумалакарреги, Мигель; Селяк, Урош (1 октября 2018 г.). «Ограничения на компактные объекты звездной массы как темную материю в результате гравитационного линзирования сверхновых типа Ia» . Письма о физических отзывах . 121 (14): 141101. arXiv : 1712.02240 . Бибкод : 2018PhRvL.121n1101Z . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 . ПМИД   30339429 . S2CID   53009603 . Проверено 17 августа 2023 г.
  120. ^ «Стареющий космический корабль «Вояджер-1» подрывает идею о том, что темная материя — это крошечные черные дыры» . Наука . 9 января 2019 года . Проверено 10 января 2019 г. - через sciencemag.org.
  121. ^ Холл, Шеннон (5 февраля 2018 г.). «Из темной материи могут существовать целые звезды и планеты» . Новый учёный .
  122. ^ Бакли, Мэтью Р.; Дифранцо, Энтони (2018). «Схлопнувшиеся структуры темной материи». Письма о физических отзывах . 120 (5): 051102.arXiv : 1707.03829 . Бибкод : 2018PhRvL.120e1102B . doi : 10.1103/PhysRevLett.120.051102 . ПМИД   29481169 . S2CID   3757868 .
  123. ^ Ниикура, Хироко (1 апреля 2019 г.). «Ограничения микролинзирования первичных черных дыр по данным наблюдений Subaru/HSC Andromeda». Природная астрономия . 3 (6): 524–534. arXiv : 1701.02151 . Бибкод : 2019НатАс...3..524Н . дои : 10.1038/s41550-019-0723-1 . S2CID   118986293 .
  124. ^ Кац, Андрей; Копп, Иоахим; Сибиряков, Сергей; Сюэ, Вэй (5 декабря 2018 г.). «Возвращение к фемтолинзированию темной материей» . Журнал космологии и физики астрочастиц . 2018 (12): 005. arXiv : 1807.11495 . Бибкод : 2018JCAP...12..005K . дои : 10.1088/1475-7516/2018/12/005 . ISSN   1475-7516 . S2CID   119215426 .
  125. ^ Монтеро-Камачо, Пауло; Фанг, Сяо; Васкес, Габриэль; Сильва, Макана; Хирата, Кристофер М. (23 августа 2019 г.). «Пересмотр ограничений на первичные черные дыры астероидной массы как кандидатов на темную материю». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2019 (8): 031. arXiv : 1906.05950 . Бибкод : 2019JCAP...08..031M . дои : 10.1088/1475-7516/2019/08/031 . ISSN   1475-7516 . S2CID   189897766 .
  126. ^ Силк, Джозеф (2000). «IX» . Большой взрыв: Третье издание . Генри Холт и компания. ISBN  978-0-8050-7256-3 .
  127. ^ Бэмби, Козимо; Д. Долгов, Александр (2016). Введение в космологию частиц . UNITEXT по физике. Шпрингер Берлин, Гейдельберг. п. 178. дои : 10.1007/978-3-662-48078-6 . ISBN  978-3-662-48078-6 .
  128. ^ Витторио, Н.; Дж. Силк (1984). «Мелкомасштабная анизотропия космического микроволнового фона во Вселенной, где доминирует холодная темная материя». Письма астрофизического журнала . 285 : L39–L43. Бибкод : 1984ApJ...285L..39V . дои : 10.1086/184361 .
  129. ^ Умемура, Масаюки; Сатору Икеучи (1985). «Формирование субгалактических объектов внутри двухкомпонентной темной материи». Астрофизический журнал . 299 : 583–592. Бибкод : 1985ApJ...299..583U . дои : 10.1086/163726 .
  130. ^ Перейти обратно: а б Дэвис, М.; Эфстатиу, Г.; Френк, CS; Уайт, СДМ (15 мая 1985 г.). «Эволюция крупномасштабной структуры во Вселенной, где доминирует холодная темная материя». Астрофизический журнал . 292 : 371–394. Бибкод : 1985ApJ...292..371D . дои : 10.1086/163168 .
  131. ^ Хокинс, MRS (2011). «Доводы в пользу первичных черных дыр как темной материи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2744–2757. arXiv : 1106.3875 . Бибкод : 2011MNRAS.415.2744H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18890.x . S2CID   119261917 .
  132. ^ Ханссон, Дж.; Сандин, Ф. (2005). «Преоновые звезды: новый класс космических компактных объектов». Буквы по физике Б. 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Бибкод : 2005PhLB..616....1H . дои : 10.1016/j.physletb.2005.04.034 . S2CID   119063004 .
  133. ^ Юнгман, Джерард; Камионковски, Марк; Грист, Ким (1 марта 1996 г.). «Суперсимметричная темная материя». Отчеты по физике . 267 (5–6): 195–373. arXiv : hep-ph/9506380 . Бибкод : 1996PhR...267..195J . дои : 10.1016/0370-1573(95)00058-5 . S2CID   119067698 .
  134. ^ Дуань, Хуайюй; Фуллер, Джордж М.; Цянь, Юн-Чжун (23 ноября 2010 г.). «Коллективные нейтринные колебания» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 60 (1): 569–594. arXiv : 1001.2799 . Бибкод : 2010ARNPS..60..569D . дои : 10.1146/annurev.nucl.012809.104524 . ISSN   0163-8998 . S2CID   118656162 .
  135. ^ «Нейтрино как темная материя» . Astro.ucla.edu. 21 сентября 1998 года . Проверено 6 января 2011 г.
  136. ^ Перейти обратно: а б с Бакли, Мэтью Р.; Дифранцо, Энтони (1 февраля 2018 г.). «Краткий обзор: способ охладить темную материю» . Письма о физических отзывах . 120 (5): 051102.arXiv : 1707.03829 . Бибкод : 2018PhRvL.120e1102B . doi : 10.1103/PhysRevLett.120.051102 . ПМИД   29481169 . S2CID   3757868 . Архивировано из оригинала 26 октября 2020 года.
  137. ^ «Существуют ли темные звезды или темные галактики, состоящие из темной материи?» . Спросите астронома. любопытный.astro.cornell.edu . Корнеллский университет . Архивировано из оригинала 2 марта 2015 года.
  138. ^ Перейти обратно: а б Сигел, Итан (28 октября 2016 г.). «Почему темная материя не образует черные дыры?» . Форбс .
  139. ^ Гейтскелл, Ричард Дж. (2004). «Прямое обнаружение темной материи» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 54 : 315–359. Бибкод : 2004ARNPS..54..315G . дои : 10.1146/annurev.nucl.54.070103.181244 . S2CID   11316578 .
  140. ^ «Нейтралино Тёмная Материя» . Проверено 26 декабря 2011 г. Грист, Ким. «Слабаки и МАЧО» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 23 сентября 2006 г. Проверено 26 декабря 2011 г.
  141. ^ Франческа Чадха-Дэй; Джон Эллис; Дэвид Дж. Э. Марш (23 февраля 2022 г.). «Аксионная темная материя: что это такое и почему именно сейчас?» . Достижения науки . 8 (8): eabj3618. arXiv : 2105.01406 . Бибкод : 2022SciA....8J3618C . дои : 10.1126/sciadv.abj3618 . ПМЦ   8865781 . ПМИД   35196098 .
  142. ^ Дрис, М.; Гербье, Г. (2015). «Темная материя» (PDF) . Подбородок. Физ. С. ​ 38 : 090001. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2016 года.
  143. ^ Бернабей, Р.; Белли, П.; Капелла, Ф.; Черулли, Р.; Дай, CJ; д'Анджело, А.; и др. (2008). «Первые результаты DAMA/LIBRA и объединенные результаты DAMA/NaI». Евро. Физ. Джей Си . 56 (3): 333–355. arXiv : 0804.2741 . Бибкод : 2008EPJC...56..333B . doi : 10.1140/epjc/s10052-008-0662-y . S2CID   14354488 .
  144. ^ Друкиер, А.; Фриз, К.; Спергель, Д. (1986). «Обнаружение кандидатов в холодную темную материю». Физический обзор D . 33 (12): 3495–3508. Бибкод : 1986PhRvD..33.3495D . дои : 10.1103/PhysRevD.33.3495 . ПМИД   9956575 .
  145. ^ Дэвис, Джонатан Х. (2015). «Прошлое и будущее прямого обнаружения светлой темной материи». Межд. Дж. Мод. Физ. А. ​ 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Бибкод : 2015IJMPA..3030038D . дои : 10.1142/S0217751X15300380 . S2CID   119269304 .
  146. ^ Априле, Э. (2017). «Поиск электронной модуляции скорости событий отдачи с использованием данных XENON100 за 4 года». Физ. Преподобный Летт . 118 (10): 101101. arXiv : 1701.00769 . Бибкод : 2017PhRvL.118j1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.118.101101 . ПМИД   28339273 . S2CID   206287497 .
  147. ^ Стоунбрейкер, Алан (3 января 2014 г.). «Синопсис: Ветер темной материи колеблется в зависимости от времени года». Физика – Конспекты . Американское физическое общество . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.011301 .
  148. ^ Ли, Сэмюэл К.; Лисанти, Мариангела; Питер, Анника Х.Г.; Сафди, Бенджамин Р. (3 января 2014 г.). «Влияние гравитационной фокусировки на годовую модуляцию в экспериментах по прямому обнаружению темной материи». Физ. Преподобный Летт . 112 (1): 011301 [5 страниц]. arXiv : 1308.1953 . Бибкод : 2014PhRvL.112a1301L . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.011301 . ПМИД   24483881 . S2CID   34109648 .
  149. ^ Группа «Тёмная материя». «Введение в темную материю» . Исследование темной материи . Шеффилд: Университет Шеффилда. Архивировано из оригинала 29 июля 2020 года . Проверено 7 января 2014 г.
  150. ^ «Дуновение ветра» . Новости Кавли . Шеффилд: Фонд Кавли . Архивировано из оригинала 7 октября 2020 года . Проверено 7 января 2014 г. Ученые из Кавли Массачусетского технологического института работают над... инструментом для отслеживания движения темной материи.
  151. ^ «Темная материя еще темнее, чем когда-то считалось» . Научный институт космического телескопа . Проверено 16 июня 2015 г.
  152. ^ Бертоне, Джанфранко (2010). «Темная материя в центрах галактик» . Частица темной материи: наблюдения, модели и поиски . Издательство Кембриджского университета. стр. 83–104. arXiv : 1001.3706 . Бибкод : 2010arXiv1001.3706M . ISBN  978-0-521-76368-4 .
  153. ^ Эллис, Дж.; Флорес, РА; Фриз, К.; Ритц, С.; Секель, Д.; Силк, Дж. (1988). «Ограничения космических лучей на аннигиляцию реликтовых частиц в галактическом гало» (PDF) . Буквы по физике Б. 214 (3): 403–412. Бибкод : 1988PhLB..214..403E . дои : 10.1016/0370-2693(88)91385-8 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 июля 2018 года.
  154. ^ Фриз, К. (1986). «Могут ли скалярные нейтрино или массивные нейтрино Дирака быть недостающей массой?». Буквы по физике Б. 167 (3): 295–300. Бибкод : 1986PhLB..167..295F . дои : 10.1016/0370-2693(86)90349-7 .
  155. ^ Сокол, Джошуа; и др. (20 февраля 2016 г.). «Сёрфинг по гравитационным волнам» . Новый учёный . № 3061.
  156. ^ «Детектор гравитационных волн обнаружил темную материю?» . Университет Джонса Хопкинса. 15 июня 2016 г. Проверено 20 июня 2015 г. Хотя их существование не было установлено с уверенностью, в прошлом первичные черные дыры предлагались в качестве возможного решения загадки темной материи. Однако из-за того, что доказательств их существования так мало, гипотеза о первичных черных дырах и темной материи не получила широкого распространения среди ученых. Однако результаты LIGO вновь открывают перспективу, особенно потому, что объекты, обнаруженные в этом эксперименте, соответствуют массе, предсказанной для темной материи. Согласно предсказаниям, сделанным учеными в прошлом, при условии, что условия зарождения Вселенной привели к появлению многих из этих первичных черных дыр, распределенных примерно равномерно во Вселенной и группирующихся в ореолах вокруг галактик. Все это сделало бы их хорошими кандидатами на роль темной материи.
  157. ^ Птица, Симеон; Чолис, Иллиан (2016). «Обнаружил ли LIGO темную материю?». Письма о физических отзывах . 116 (20): 201301. arXiv : 1603.00464 . Бибкод : 2016PhRvL.116t1301B . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.201301 . ПМИД   27258861 . S2CID   23710177 .
  158. ^ Стекер, ФРВ; Хантер, С.; Книффен, Д. (2008). «Вероятная причина аномалии EGRET ГэВ и ее последствия». Астрофизика частиц . 29 (1): 25–29. arXiv : 0705.4311 . Бибкод : 2008APh....29...25S . doi : 10.1016/j.astropartphys.2007.11.002 . S2CID   15107441 .
  159. ^ Этвуд, ВБ; Абдо, А.А.; Акерманн, М.; Альтхаус, В.; Андерсон, Б.; Аксельссон, М.; и др. (2009). «Телескоп большой площади в рамках миссии космического гамма-телескопа Ферми». Астрофизический журнал . 697 (2): 1071–1102. arXiv : 0902.1089 . Бибкод : 2009ApJ...697.1071A . дои : 10.1088/0004-637X/697/2/1071 . S2CID   26361978 .
  160. ^ «Физики возобновили охоту на темную материю в сердце Млечного Пути» . www.science.org . 12 ноября 2019 года . Проверено 9 мая 2023 г.
  161. ^ Венигер, Кристоф (2012). «Предварительная гамма-линия от аннигиляции темной материи на телескопе большой площади Ферми». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2012 (8): 7. arXiv : 1204.2797 . Бибкод : 2012JCAP...08..007W . дои : 10.1088/1475-7516/2012/08/007 . S2CID   119229841 .
  162. ^ Картлидж, Эдвин (24 апреля 2012 г.). «Гамма-лучи намекают на темную материю» . Институт физики . Проверено 23 апреля 2013 г.
  163. ^ Альберт, Дж.; Алиу, Э.; Андерхуб, Х.; Анторанц, П.; Бэкес, М.; Байшерас, К.; и др. (2008). «Верхний предел гамма-излучения выше 140 ГэВ из карликовой сфероидальной галактики Драко». Астрофизический журнал . 679 (1): 428–431. arXiv : 0711.2574 . Бибкод : 2008ApJ...679..428A . дои : 10.1086/529135 . S2CID   15324383 .
  164. ^ Алексич, Ю.; Антонелли, Луизиана; Анторанц, П.; Бэкес, М.; Байшерас, К.; Балестра, С.; и др. (2010). «Наблюдение скопления галактик Персея с помощью волшебного гамма-телескопа: последствия для космических лучей, темной материи и NGC 1275». Астрофизический журнал . 710 (1): 634–647. arXiv : 0909.3267 . Бибкод : 2010ApJ...710..634A . дои : 10.1088/0004-637X/710/1/634 . S2CID   53120203 .
  165. ^ Адриани, О.; Барбарино, GC; Базилевская, Г.А.; Беллотти, Р.; Боэзио, М.; Богомолов Е.А.; и др. (2009). «Аномальное содержание позитронов в космических лучах с энергиями 1,5–100 ГэВ». Природа . 458 (7238): 607–609. arXiv : 0810.4995 . Бибкод : 2009Natur.458..607A . дои : 10.1038/nature07942 . ПМИД   19340076 . S2CID   11675154 .
  166. ^ Агилар, М.; и др. (Сотрудничество AMS) (3 апреля 2013 г.). «Первый результат работы альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции: прецизионное измерение доли позитронов в первичных космических лучах 0,5–350 ГэВ» . Письма о физических отзывах . 110 (14): 141102. Бибкод : 2013PhRvL.110n1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.110.141102 . hdl : 1721.1/81241 . ПМИД   25166975 .
  167. ^ Сотрудничество AMS (3 апреля 2013 г.). «Первый результат эксперимента с альфа-магнитным спектрометром» . Архивировано из оригинала 8 апреля 2013 года . Проверено 3 апреля 2013 г.
  168. ^ Хейлприн, Джон; Боренштейн, Сет (3 апреля 2013 г.). «Ученые нашли намек на темную материю в космосе» . Ассошиэйтед Пресс . Проверено 3 апреля 2013 г.
  169. ^ Амос, Джонатан (3 апреля 2013 г.). «Альфа-магнитный спектрометр исследует темную материю» . Би-би-си . Проверено 3 апреля 2013 г.
  170. ^ Перротто, Трент Дж.; Байерли, Джош (2 апреля 2013 г.). «Телебрифинг НАСА обсуждает результаты альфа-магнитного спектрометра» . НАСА . Проверено 3 апреля 2013 г.
  171. ^ До свидания, Деннис (3 апреля 2013 г.). «Новые разгадки тайны темной материи» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 3 апреля 2013 г.
  172. ^ Кейн, Г.; Уотсон, С. (2008). «Темная материя и БАК: какая связь?». Буквы по современной физике А. 23 (26): 2103–2123. arXiv : 0807.2244 . Бибкод : 2008МПЛА...23.2103К . дои : 10.1142/S0217732308028314 . S2CID   119286980 .
  173. ^ Фокс, Пи Джей; Харник, Р.; Копп, Дж.; Цай, Ю. (2011). «LEP проливает свет на темную материю». Физ. Преподобный Д. 84 (1): 014028.arXiv : 1103.0240 . Бибкод : 2011PhRvD..84a4028F . дои : 10.1103/PhysRevD.84.014028 . S2CID   119226535 .
  174. ^ Пиблз, PJE (декабрь 2004 г.). «Исследование общей теории относительности в масштабах космологии». Общая теория относительности и гравитация . стр. 106–117. arXiv : astro-ph/0410284 . Бибкод : 2005grg..conf..106P . дои : 10.1142/9789812701688_0010 . ISBN  978-981-256-424-5 . S2CID   1700265 .
  175. ^ Обзор см.: Крупа, Павел; и др. (декабрь 2012 г.). «Неудачи Стандартной модели космологии требуют новой парадигмы». Международный журнал современной физики Д. 21 (4): 1230003. arXiv : 1301.3907 . Бибкод : 2012IJMPD..2130003K . дои : 10.1142/S0218271812300030 . S2CID   118461811 .
  176. ^ Обзор см.: Сальваторе Капоцциелло; Мариафелисия Де Лаурентис (октябрь 2012 г.). «Проблема темной материи с точки зрения гравитации f(R)» . Аннален дер Физик . 524 (9–10): 545. Бибкод : 2012АнП...524..545С . дои : 10.1002/andp.201200109 .
  177. ^ «Приведение баланса во Вселенную» . Оксфордский университет. 5 декабря 2018 г.
  178. ^ «Приведение Вселенной к равновесию: новая теория может объяснить отсутствие 95 процентов космоса» . Физ.орг.
  179. ^ Фарнс, Дж. С. (2018). «Объединяющая теория темной энергии и темной материи: отрицательные массы и создание материи в модифицированной структуре ΛCDM». Астрономия и астрофизика . 620 : А92. arXiv : 1712.07962 . Бибкод : 2018A&A...620A..92F . дои : 10.1051/0004-6361/201832898 . S2CID   53600834 .
  180. ^ «Новая теория гравитации может объяснить темную материю» . физ.орг . Ноябрь 2016.
  181. ^ Мангейм, Филип Д. (апрель 2006 г.). «Альтернативы темной материи и темной энергии». Прогресс в области физики элементарных частиц и ядерной физики . 56 (2): 340–445. arXiv : astro-ph/0505266 . Бибкод : 2006ПрПНП..56..340М . дои : 10.1016/j.ppnp.2005.08.001 . S2CID   14024934 .
  182. ^ Джойс, Остин; и др. (март 2015 г.). «За пределами космологической стандартной модели». Отчеты по физике . 568 : 1–98. arXiv : 1407.0059 . Бибкод : 2015PhR...568....1J . дои : 10.1016/j.physrep.2014.12.002 . S2CID   119187526 .
  183. ^ Вильянуэва-Доминго, Пабло; Мена, Ольга; Паломарес-Руис, Серхио (2021). «Краткий обзор первичных черных дыр как темной материи» . Границы астрономии и космических наук . 8 : 87. arXiv : 2103.12087 . Бибкод : 2021FrASS...8...87V . дои : 10.3389/fspas.2021.681084 . ISSN   2296-987X .
  184. ^ Грин, Энн М.; Кавана, Брэдли Дж. (1 апреля 2021 г.). «Первичные черные дыры как кандидаты на темную материю» . Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 48 (4): 043001. arXiv : 2007.10722 . Бибкод : 2021JPhG...48d3001G . дои : 10.1088/1361-6471/abc534 . ISSN   0954-3899 . S2CID   220666201 . Проверено 17 августа 2023 г.
  185. ^ «Новая теория гравитации Верлинде прошла первое испытание» . 16 декабря 2016 г.
  186. ^ Брауэр, Марго М.; и др. (апрель 2017 г.). «Первая проверка теории возникающей гравитации Верлинде с использованием измерений слабой гравитационной линзы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 466 (3): 2547–2559. arXiv : 1612.03034 . Бибкод : 2017MNRAS.466.2547B . дои : 10.1093/mnras/stw3192 . S2CID   18916375 .
  187. ^ «Первое испытание конкурента гравитации Эйнштейна уничтожило темную материю» . 15 декабря 2016 года . Проверено 20 февраля 2017 г.
  188. ^ «Уникальное предсказание «модифицированной гравитации» бросает вызов темной материи» . ScienceDaily. 16 декабря 2020 г. Проверено 14 января 2021 г.
  189. ^ Че, Кю-Хён; и др. (20 ноября 2020 г.). «Проверка сильного принципа эквивалентности: обнаружение эффекта внешнего поля в вращательно поддерживаемых галактиках» . Астрофизический журнал . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Бибкод : 2020ApJ...904...51C . дои : 10.3847/1538-4357/abbb96 . S2CID   221879077 .
  190. ^ Крамер, Джон Г. (1 июля 2003 г.). «LSST – телескоп темной материи». Аналоговая научная фантастика и факты . 123 (7/8): 96. ISSN   1059-2113 . ПроКвест   215342129 . (Требуется регистрация)
  191. ^ Ахерн, Джеймс (16 февраля 2003 г.). «Космические путешествия: устаревшая цель». Рекорд . п. О 02. ПроКвест   425551312 . (Требуется регистрация)
  192. ^ Холден, Грейс (весна 2015 г.). «Лампы накаливания: Лампочки и заговоры». Одуванчик : Журнал искусств последипломного образования и исследовательская сеть . Том. 5, нет. 2. дои : 10.16995/ddl.318 .
  193. ^ Гриббин, Мэри; Гриббин, Джон (2007). Наука о его темных материалах Филипа Пулмана . Детские книги случайного дома. стр. 15–30. ISBN  978-0-375-83146-1 .
  194. ^ Фракной, Эндрю (2019). «Научная фантастика для учёных» . Физика природы . 12 (9): 819–820. дои : 10.1038/nphys3873 . S2CID   125376175 .
  195. ^ Фрэнк, Адам (9 февраля 2017 г.). «Темная материя находится в нашей ДНК» . Наутилус Ежеквартально . Проверено 11 декабря 2022 г.
  196. ^ «Первая 3D-карта каркаса темной материи Вселенной» . www.esa.int . Проверено 23 ноября 2021 г.
  197. ^ Мэсси, Ричард; Роудс, Джейсон; Эллис, Ричард; Сковилл, Ник; Леото, Алекси; Финогенов, Алексей; Чапак, Питер; Бэкон, Дэвид; Оссель, Эрве; Кнейб, Жан-Поль; Кукемоер, Антон (январь 2007 г.). «Карты темной материи раскрывают космические леса» . Природа . 445 (7125): 286–290. arXiv : astro-ph/0701594 . Бибкод : 2007Natur.445..286M . дои : 10.1038/nature05497 . ISSN   1476-4687 . ПМИД   17206154 . S2CID   4429955 .
  198. ^ «Новости CFHT – Астрономы достигают новых границ темной материи» . www.cfht.hawaii.edu . Проверено 26 ноября 2021 г.
  199. ^ Хейманс, Кэтрин; Ван Варбеке, Людовик; Миллер, Лэнс; Эрбен, Томас; Хильдебрандт, Хендрик; Хукстра, Хенк; Китчинг, Томас Д.; Мелье, Янник; Саймон, Патрик; Боннетт, Кристофер; Купон, Жан (21 ноября 2012 г.). «CFHTLenS: Исследование линз телескопов Канады, Франции и Гавайев: CFHTLenS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 427 (1): 146–166. arXiv : 1210.0032 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21952.x . S2CID   24731530 .
  200. ^ «КиДС» . Kids.strw.leidenuniv.nl . Проверено 27 ноября 2021 г.
  201. ^ Куйкен, Конрад; Хейманс, Кэтрин; Хильдебрандт, Хендрик; Накадзима, Рэйко; Эрбен, Томас; Чон, Джелте Т.А.; Виола, Массимо; Чой, Ами; Хукстра, Хенк; Миллер, Лэнс; ван Уитерт, Эдо (10 октября 2015 г.). «Анализ гравитационного линзирования килоградусного обзора» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (4): 3500–3532. arXiv : 1507.00738 . дои : 10.1093/mnras/stv2140 . ISSN   0035-8711 .
  202. ^ Университет Карнеги-Меллон (26 сентября 2018 г.). «Обзор Hyper Suprime-Cam отображает темную материю во Вселенной - Новости - Университет Карнеги-Меллон» . www.cmu.edu . Архивировано из оригинала 7 сентября 2020 года.
  203. ^ Хикаге, Чиаки; Огури, Масамунэ; Хамана, Такаши; Более того, Сурхуд; Мандельбаум, Рэйчел; Такада, Масахиро; Келингер, Фабиан; Миятаке, Хиронао; Нисидзава, Ацуши Дж; Айхара, Хироаки; Армстронг, Роберт (1 апреля 2019 г.). «Космология на основе спектров мощности космического сдвига с использованием данных первого года Subaru Hyper Suprime-Cam» . Публикации Астрономического общества Японии . 71 (2): 43. arXiv : 1809.09148 . дои : 10.1093/pasj/psz010 . ISSN   0004-6264 .
  204. ^ Джеффри, Н.; Гатти, М; Чанг, К; Уайтвей, Л; Демирбозан, У; Ковач, А; Поллина, Г; Бэкон, Д; Хамаус, Н.; Качпржак, Т; Лахав, О (25 июня 2021 г.). «Результаты третьего года исследования темной энергии: реконструкция карты масс искривленного неба со слабым линзированием» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 505 (3): 4626–4645. arXiv : 2105.13539 . дои : 10.1093/mnras/stab1495 . ISSN   0035-8711 .
  205. ^ Кастельвекки, Давиде (28 мая 2021 г.). «Самая подробная 3D-карта Вселенной из когда-либо созданных» . Природа : d41586–021–01466-1. дои : 10.1038/d41586-021-01466-1 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   34050347 . S2CID   235242965 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с темной материей .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Dark_matter&oldid=1237833905"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 318762a92885ec9c36f688c32ed2f5b0__1722439620
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/31/b0/318762a92885ec9c36f688c32ed2f5b0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Dark matter - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)