Темна матерія

За 40 років після першого спостереження Цвіккі, жодні інші спостереження не показали, що відношення маси галактик (в одиницях маси Сонця) до їх світності (в одиницях світності Сонця) значно відрізняються від одиниці. Наприкінці 1960 і на початку 1970-х років, Вера Рубін, молодий астроном відділу земного магнетизму Інституту Карнегі у Вашингтоні, представила результати вимірювання кривих обертання зір у спіральних галактиках, видимих із ребра, отримані за допомогою чутливого спектрографа, який забезпечував вищу точність, ніж раніше. Разом із іншими співробітниками Рубін встановила, що більшість зір у спіральних галактиках рухаються по різних віддалених від центра орбітах приблизно з однаковою швидкістю, що вказувало на неперервний розподіл речовини за межами основної частини зоряної складової галактик (балджу галактик). Ці результати дозволяли припустити, що або ньютонівська гравітація не застосовується повсюдно або, що понад 50% маси галактик містяться у відносно темних гало. Згодом інші астрономи почали підтверджувати ці результати, і незабаром стало зрозуміло, що більшість галактик насправді мають «темну матерію»:

• Галактики з низькою поверхневою яскравістю (LSB): Ймовірно, у них скрізь домінує темна матерія, зоряна складова має невеликий вплив на криві обертання. Така властивість дуже важлива, оскільки дозволяє уникнути труднощів, пов'язаних з розділенням внеску темної і видимої матерії у криву обертання.

• Спіральні галактики: Для кривих обертання галактик, поверхні яких мають низьку та високу світність, отриманий універсальний профіль густини, який може бути виражений у вигляді суми експоненційного тонкого зоряного диска, і сферичного гало темної матерії з радіусом 'ядра' r₀ і густиною ρ₀ = 4,5 × 10⁻²(r₀/kpc)^−2/3 M_⊙pc⁻³ (де M_⊙ позначає масу Сонця, рівну 2 × 10³⁰ kg).

• Еліптичні галактики: Існування темної матерії у цих галактиках можна довести за допомогою гравітаційного лінзування. Рентгенівське випромінювання свідчить про наявність гарячих газів, чия гідростатична рівновага свідчить про існування темної матерії. В деяких еліптичних галактиках швидкості зір на околицях є низькими, що може свідчити про відсутність гало темної матерії. Однак моделювання злиття дискових галактик, під час якого формується еліптична галактика, свідчать, що зорі під дією припливних сил можуть набути малих швидкостей за наявності гало темної матерії. Необхідні додаткові дослідження, щоб прояснити цю ситуацію.

Моделювання гало темної матерії вказують на дещо крутіші профілі густини, ніж ті, що отримуються із спостережень, що є проблемою для космологічних моделей із темною матерією на найменших масштабах галактик з 2008 року. Однак це може бути причиною того, що в областях зореутворення можуть виникати відтоки газу, які можуть змінити розподіл темної матерії. Останні моделювання карликових галактик, що враховують такі процеси, свідчать, що вибухи наднових приводять до витікання газу з малим кутовим моментом із центральної області галактики. Це гальмує формування балджу галактики і більш ніж на половину зменшує густину темної матерії в центральній області розміром кілька кілопарсек. Ці результати узгоджуються із спостереженнями карликових галактик. Таких розбіжностей не існує на великих масштабах та в інших областях гало галактик.

Винятками із цієї загальної картини є галактики, для яких відношення маси до світності близьке до зоряного. На сьогодні вже проведені численні спостереження, які вказують на наявність темної матерії в різних частинах космосу. Разом з результатами Вери Рубін для спіральних галактик та результатами Цвіккі для скупчень галактик, зібрані спостережувані свідчення існування темної матерії привели до того, що більшість астрофізиків почали погоджуватись з її існуванням.

У астрономії дисперсія швидкостей σ є середньоквадратичною швидкістю групи об'єктів, таких як скупчення зір в галактиці.

Новаторська робота Рубін витримала випробування часом. Вимірюванням кривих швидкості зір у спіральних галактиках незабаром додались вимірювання дисперсії швидкості в еліптичних галактиках. Хоча іноді трапляються об'єкти з малим відношенням маси до світності, вимірювання як і раніше вказують на відносно високий вміст темної матерії. Аналогічні вимірювання дисперсії швидкості дифузного міжзоряного газу на краю галактики вказують не тільки на розподіл темної матерії, що виходить за межі галактик, але також, що галактики віріалізовані (тобто гравітаційно зв'язані, з орбітальними швидкостями, передбаченими загальною теорією відносності) у межах областей, що вдесятеро більші від їх видимих радіусів. Це призвело до зростання частки темної матерії від 50%, як це показували вимірювання Рубін, до прийнятого тепер значення близько 95%. Є місця, де вміст темної матерії, як здається, є незначним або де вона повністю відсутня. Кулясті скупчення зір мають мало доказів того, що вони містять темну матерію, хоча їх орбітальні взаємодії з галактиками дійсно мають докази галактичної темної матерії. Деякий час здавалось, що вимірювання траєкторій зір свідчать про концентрацію темної матерії в диску Чумацького Шляху, однак, тепер^[коли?] з'ясовано, що висока концентрація баріонів матерії в диску Галактики (особливо, в міжзоряному середовищі) може пояснити цей рух. Галактичні профілі густини, вочевидь, відрізняються від профілів світності. Типова модель галактик передбачає, що віріалізоване гало темної матерії має сферичний розподіл. Нещодавні дослідження, виконані у січні 2006 р. в університеті Массачусетса у Емгерсті, пояснили раніше незрозуміле викривлення диску Чумацького Шляху, як результат взаємодії з Великою і Малою Магеллановими хмарами і вказали на те, що маса Чумацького Шляху у 20 разів більша за масу видимої у ньому матерії.

У 2005 році астроном з Університету Кардіффа заявив, що знайшов галактику, що майже повністю складається з темної матерії. Вона розташована за 50 мільйонів світлових років від Землі у скупчені Діви і отримала позначення VIRGOHI21. Незвично, однак VIRGOHI21 не містить ніяких видимих зір: її помітили за радіоспостереженнями в лінію водню. Базуючись на кривих обертання, вчені вважають, що цей об'єкт містить приблизно в 1000 разів більше темної матерії, ніж водню, і що загальна маса цієї галактики в 10 раз менша від маси нашої Галактики. Для порівняння, Чумацький Шлях, як вважають, містить приблизно в 10 разів більше темної речовини, ніж звичайної. З моделі Великого Вибуху і формування структури Всесвіту випливає, що таких темних галактик у Всесвіті має бути дуже багато, але ніхто раніше їх не виявляв. Якщо їх існування підтвердиться, це стане вагомим доказом для теорії формування галактик і створить проблеми для альтернативного пояснення темної матерії^{[джерело?]}.

Є кілька галактик, профілі швидкості яких вказують на відсутність темної матерії (такі як NGC 3379). Існують докази того, що малих галактик від 10 до 100 разів менше, ніж це передбачає теорія формування галактик в моделях із холодною темною матерією. Це відомо як «проблема карликових галактик».

Сильне гравітаційне лінзуванння виявлене телескопом Габбла в скупченні галактик Abell 1689 свідчить про наявність у ньому темної матерії — знімок покращений для кращої видимості арок — ефекту сильного лінзування.

Сильне гравітаційне лінзування, яке спостерігав космічний телескоп Габбла в скупчені Abell 1689, вказує на наявність темної матерії.

Гравітаційна лінза утворюється, коли світло від дуже далекого, яскравого джерела (наприклад, квазару) проходить поблизу масивного об'єкта (такого як скупчення галактик), що перебуває між самим об'єктом і земним спостерігачем. Це явище відоме як гравітаційне лінзування.

Як відомо, темна матерія є домінантною складовою скупчень галактик. Вимірювання рентгенівського випромінювання гарячого міжгалактичного газу узгоджується з оцінками Цвіккі щодо відношення маси темної матерії до маси видимої матерії в пропорції майже 10 до 1. Спостереження, що проводять за допомогою космічних апаратів (таких як Chandra X-Ray Observatory), дають можливість отримувати незалежні оцінки мас скупчень.

Скупчення галактик Abell 2029 складається з тисяч галактик, оповитих хмарою гарячого газу. Маса темної матерії в ньому еквівалентна більш ніж 10¹⁴ мас Сонця. У центрі цього скупчення є величезна галактика еліптичної форми, яка, як вважають, утворилася шляхом злиття багатьох дрібних галактик. Вимірювання орбітальних швидкостей галактик у скупченнях галактик узгоджується з попередніми доказами існування темної матерії.

Іншим важливим інструментом для майбутніх спостережень темної матерії є гравітаційне лінзування. Лінзування є ефектом передбаченим в рамках загальної теорії відносності. На його основі можна оцінювати маси об'єктів не покладаючись на їх динаміку, і тому лінзування є незалежним засобом вимірювання впливу темної матерії. При сильному лінзуванні, при проходженні світла фонових галактик через гало гравітаційної лінзи, відбувається спотворення їхнього зображення на дуги. Це явище спостерігається навколо декількох далеких скупчень, в тому числі навколо Abell 1689. Вимірювання геометричних параметрів спотворень дозволяють оцінити масу гравітаційної лінзи (скупчення галактик), яке їх спричинило. Отримані для десятків скупчень на основі гравітаційного лінзування співвідношення маса—світність узгоджуються із оцінками вмісту темної матерії із їх динамічних властивостей.

Ще одна методика, розроблена протягом останніх^[коли?] 10 років, має назву слабкого гравітаційного лінзування і ґрунтується на статистичному аналізі хвилинного спостереження спотворення галактик. Вивчаючи видиму деформацію зсуву фонових сусідніх галактик, астрофізики можуть отримати середній розподіл темної матерії за допомогою статистичних методів і визначти співвідношення маса-світність, передбачене на основі інших спостережуваних характеристик великомасштабної структури. Два методи гравітаційного лінзування застосовані поряд з іншими методами виявлення темної матерії до різних об'єктів спостереження, дають переконливі докази того, що темна матерія дійсно існує як основний компонент Всесвіту.

Найочевиднішим спостережуваним доказом існування темної матерії на сьогодні є Кулясте Скупчення (Bullet Cluster) галактик. У більшості областей Всесвіту темна матерія і видима матерія знаходяться разом, як і слід було очікувати через їх взаємне гравітаційне притягання. Однак Кулясте Скупчення є насправді зіткненням двох скупчень галактик, що супроводжується просторовим розділення темної матерії і баріонної матерії. Рентгенівські спостереження показують, що більша частина баріонної матерії (у вигляді газу, або плазми) зосереджена в центрі системи. Електромагнітні взаємодії між частинками газу змусили їх уповільнитись і оселитися поблизу точки удару. Проте, спостереження слабкого гравітаційного лінзування цієї системи показали, що велика частина маси знаходиться за межами центральної частини баріонного газу. Так сталось тому, що частинки темної матерії є слабовзаємодіючими, під час зіткнення їх групова швидкість не перетворилась на теплову, і вони продовжили рухатись за інерцією. На відміну від галактичних кривих обертання, цей доказ існування темної матерії не залежить від ньютонівської гравітації, і є прямим доказом існування темної матерії. В іншому скупчені галактик, відомому як Train Wreck / Abell 520, просторовий розподіл темної матерії також повністю відокремлений від розподілів галактик і газу.

Відкриття та підтвердження існування космічного мікрохвильового фонового (реліктового) випромінювання трапилося у 1964 році. З тих пір було проведено чимало вимірювань параметрів реліктового випромінювання, найвідомішими з яких є вимірювання космічним апаратом NASA Cosmic Background Explorer (COBE). Саме COBE у 1992 році вперше виявив флюктуації (анізотропію) температури реліктового випромінювання (РВ) з достовірністю «1 сігма» (тобто 68%). Протягом наступного десятиліття анізотропія РВ була додатково досліджена у великій кількості наземних і балонних експериментів. Основною метою цих експериментів було вимірювання положення першого акустичного піку у спектрі потужності кутової анізотропії РВ, для яких COBE не мав достатнього обладнання. У 2000–2001 роках ряд експериментів, у першу чергу BOOMERanG, виявив шляхом вимірювання типових кутових розмірів (розмір на небі) анізотропії, що Всесвіт є просторово-плоским. У 1990-х роках чутливість вимірювальних приладів зросла, і до 2000 року у експерименті BOOMERanG було встановлено, що максимум амплітуди коливань у спектрі спостерігається на масштабах приблизно один градус. Ці результати винесли вирок теорії, у якій космічні струни були джерелом формування великомасштабної структури, і натомість була запропонована космічна інфляція.

Цілий ряд наземних інтерферометрів забезпечував вимірювання коливань температури РВ з високою точністю протягом наступних трьох років. У їхньому числі — Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer (DASI) і Cosmic Background Imager (CBI). DASI вперше виявив поляризацію реліктового випромінювання, а CBI вперше отримав E-моду спектру поляризації і докази того, що вона перебуває не у фазі з T-модою спектру. Наступник COBE, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), надав найдетальніші вимірювання (великомасштабної) анізотропії реліктового випромінювання з 2009 року. За результатами вимірювають WMAP, що відіграють ключову роль у становленні сучасної стандартної моделі космології, а саме Lambda-CDM моделі плоского Всесвіту, домінує темна енергія, доповнена темною матерією і атомами з флуктуаціями густини, що мають гаусівський розподіл, є адіабатичними та масштабно інваріантними. Основні властивості Всесвіту визначають п'ять параметрів: густина речовини, густина атомів, вік Всесвіту (або, що еквівалентно, постійна Габбла), амплітуда початкових коливань і її залежність від масштабу. Ця модель також вимагає існування епохи космічної інфляції.

Дані WMAP дозволили виключити цілий ряд космологічних моделей, фактично підтвердивши одну із них — модель Лямбда-CDM.

Таким чином, теорія Великого Вибуху повинна задовольняти усі наявні астрономічні спостереження, зокрема РВ. У космології реліктове випромінювання виникло під час Великого вибуху, спочатку мало температуру тисячі градусів Кельвіна, згодом охололо до трьох градусів Кельвіна внаслідок розширення Всесвіту за останні тринадцять мільярдів років. Анізотропія реліктового випромінювання пояснюються як акустичні коливання у фотон-баріонній плазмі, яка проіснувала до моменту рекомбінації — приблизно 379000 років після Великого Вибуху. Спектр потужності анізотропії реліктового випромінювання має великий основний (перший) пік і менші за амплітудою наступні піки. Основний пік вказує, в основному, на вміст баріонної матерії, тоді як третій пік, в основному, свідчить про вміст темної матерії.

Акустичні коливання фотонно-баріонної плазми у ранньому Всесвіті залишили свій слід у просторовому розподілі видимої матерії у вигляді так званих Баріонних Акустичних Осциляцій (БАО), які можуть бути виявленні за даними оглядів неба, таких як Sloan Digital Sky Survey (SDSS) і 2dF RGS. Їх виміри узгоджуються із даними анізотропії температури і поляризації реліктового випромінювання, отриманими космічним телескопом WMAP, щодо обмежень на параметри космологічної моделі та відносний вміст темної матерії. Хоча дані анізотропії температури і поляризації РВ і БАО і зумовлені акустичними коливаннями у фотонно-баріонній плазмі у ранньому Всесвіті, проте спостерігаються у різні епохи існування Всесвіту.

Наднові типу Ia можна використовувати як «стандартна свічка» для вимірювання фотометричних відстаней до віддалених галактик, а великі масиви даних таких вимірів можуть бути використані для обмеження космологічних моделей. Зокрема, вони накладають обмеження на густину темної енергії Ω_Λ= ~0.713 для плоскої Lambda-CDM моделі Всесвіту і параметру стану w для квінтесенційних моделей Всесвіту. Ці дані узгоджуються із даними спостережень РВ космічним телескопом WMAP щодо вмісту темної матерії.

У астрономічній спектроскопії Лайман-альфа ліс є сумою зміщених відповідно до закону Габбла Лайман-альфа ліній поглинання нейтрального водню, неоднорідно розподіленого уздовж променя зору на шляху світла, що йде від далеких галактик чи квазарів. Спостереження Лайман-альфа лісу використовують для обмежень параметрів космологічних моделей. Ці дані узгоджуються з даними спостережень РВ космічним телескопом WMAP щодо вмісту темної матерії.

У травні 2021 року команда південнокорейських науковців опублікувала результати моделювання розподілу темної енергії у Всесвіті за допомогою методів штучного інтелекту.[1]

Прямі методи реєстрації частинок темної матерії ґрунтуються на спробах реєстрації іонізації та/або збудження речовини детектора ядрами віддачі, що можуть утворюватися у результаті взаємодії частинок темної матерії.

Найточніші експерименти сьогодні виконуються у підземних лабораторіях і використовують такі методи:

• напівпровідникові германієві детектори (Heidelberg-Moscow, IGEX, TEXONO);
• кріогенні болометри (CRESST, CDMS, EDELWEISS, EURECA));
• детектори на інертних газах (ZEPLIN, XENON, WARP);
• сцинтиляційні детектори з кристалами NaI(Tl) (DAMA/LIBRA) і CsI(Tl) (KIMS).