Temná hmota

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 31. října 2022; ověření vyžaduje 1 úpravu .

Temná hmota - v astronomii a kosmologii , stejně jako v teoretické fyzice, forma hmoty , která se neúčastní elektromagnetické interakce , a proto je nepřístupná přímému pozorování. Je to asi čtvrtina hmoty-energie vesmíru a projevuje se pouze gravitační interakcí . Pojem temná hmota byl zaveden , aby teoreticky vysvětlil problém skryté hmoty v důsledku anomálně vysoké rychlosti rotace vnějších oblastí galaxií a gravitační čočky (zahrnuje hmotu, jejíž hmotnost je mnohem větší než hmotnost běžné viditelné hmoty) ; mezi ostatními navrhovanými je nejuspokojivější.

Složení a povaha temné hmoty je v současnosti neznámá. V rámci obecně uznávaného kosmologického modelu je za nejpravděpodobnější považován model studené temné hmoty . Nejpravděpodobnějšími kandidáty na roli částic temné hmoty jsou WIMP . Navzdory aktivnímu pátrání nebyly dosud experimentálně objeveny .

Podle údajů z pozorování Planckovy vesmírné observatoře zveřejněných v březnu 2013 , interpretovaných s přihlédnutím ke standardnímu kosmologickému modelu Lambda-CDM , celková hmotnost-energie pozorovatelného vesmíru tvoří 4,9 % obyčejné ( baryonové ) hmoty, 26,8 % temné hmoty a 68,3 % temné energie [1] [2] . Vesmír je tedy z 95,1 % složen z temné hmoty a temné energie [3] .

Historie

Pojem temná hmota je historicky spojen s problémem skryté hmoty , kdy se pozorovaný pohyb nebeských těles odchyluje od zákonů nebeské mechaniky ; tento jev byl zpravidla vysvětlován existencí neznámého hmotného tělesa (nebo několika těles). Tak byla objevena planeta Neptun a hvězda Sirius B [4] .

Samotný termín „temná hmota“ ( fr.  matière obscure ) byl pravděpodobně poprvé použit v roce 1906 francouzským fyzikem a matematikem Henri Poincarem , rozvíjejícím myšlenky lorda Kelvina týkající se odhadu hmotnosti hvězd Galaxie na základě rozložení o jejich rychlostech: „Mnoho našich hvězd, možná, dokonce i jejich velká většina může být temná tělesa ( anglicky  dark body )“, avšak dochází k jinému závěru: „Neexistuje žádná temná hmota, nebo alespoň není tolik viditelná. “ [5] [6] . K podobnému závěru došli v roce 1915 estonský astronom Ernst Epik [6] [7] a poté v roce 1922 Nizozemec Jacobus Kaptein , který zřejmě jako první použil termín „temná hmota“ ( angl.  temná hmota ), a to ve smyslu nepozorovatelné hmoty, jejíž existenci lze posuzovat pouze jejím gravitačním vlivem [6] [7] [8] :

Můžeme tedy odhadnout hmotnost temné hmoty ve vesmíru. Uvážíme-li jeho stav v současné době, podíl této hmoty zřejmě nemůže být převažující.

Původní text  (anglicky)[ zobrazitskrýt] Máme tedy prostředky k odhadu hmotnosti temné hmoty ve vesmíru. V současné situaci se okamžitě ukazuje, že tato masa nemůže být nadměrná. [9]

Ve stejném roce přišel britský astronom James Jeans , který také studoval pohyb hvězd v naší Galaxii [6] [8] , k jinému závěru: na každou viditelnou hvězdu připadají 2 „temné“. Dále v roce 1932 Kapteynův student Jan Oort publikoval [10] svůj přesnější odhad hustoty temné hmoty v naší galaxii, konkrétně v okolí Sluneční soustavy, na základě analýzy vertikálních oscilací hvězd vzhledem k rovině Mléčné dráhy [8] . Vypočítal, že celková hustota hmoty převyšuje hustotu běžné viditelné hmoty pouze dvakrát (tzv. Oortova mez), to znamená, že hustota temné hmoty se přibližně rovná hustotě viditelných hvězd [7] a je 0,05 M / pc 3 [6] . V tomto období se tedy věřilo, že temná hmota je doslova temná hmota, která jednoduše nevyzařuje dostatek světla [5] [6] .

Vážné studium temné hmoty, a to i na extragalaktických měřítcích, ve skutečnosti začalo prací Fritze Zwickyho , který v roce 1933 objevil [11] neobvykle velké rozšíření v radiálních rychlostech osmi galaxií v kupě Coma (souhvězdí Coma Berenices ) – asi 1000 km/s - a použitím viriální věty dospěl k závěru, že pro stabilitu hvězdokupy musí být její celková hmotnost 400krát větší než hmotnost hvězd, z nichž se skládá [5] [8] [12] [13] [ 14] :

Pokud se to potvrdí, pak dojdeme k nápadnému závěru – že množství temné hmoty je mnohem větší než té svítící.

Původní text  (německy)[ zobrazitskrýt] Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. [jedenáct]

V jiném článku z roku 1937 [15] , kde švýcarsko-americký astrofyzik upřesnil své výpočty, je zmínka o „temné hmotě obsažené v mlhovinách ve formě studených hvězd, jiných pevných látek a plynů“, tedy také stále uvažoval aby to byla nějaká obyčejná látka. Fritz Zwicky navíc ve svých výpočtech použil chybnou (asi 8krát větší) hodnotu Hubbleovy konstanty a získal odpovídajícím způsobem nadhodnocený poměr hmotnost/svítivost a v důsledku toho nadhodnocené množství temné hmoty. Přes všechny tyto nuance se jeho zásadní závěr o jejím drtivém přínosu pro masu rozsáhlých astronomických objektů stal zásadním krokem v historii konceptu temné hmoty [5] [13] . Přibližně ve stejnou dobu, v roce 1936, získal americký astronom Sinclair Smith [16] podobný výsledek pro další kupu galaxií, Pannu : průměrná hmotnost jedné galaxie v ní obsažené byla podle jeho výpočtů 2⋅10 11 M ʘ , což je o 2 řády vyšší než odhad provedený poněkud dříve [17] E. Hubbleem . Nicméně, stejně jako Zwicky, jehož práci mimochodem také citoval, Smith vysvětlil tento paradox přítomností velkého množství mezigalaktické hmoty v kupě, buď rovnoměrně rozložené v kupě, nebo tvořící obří slabá oblaka kolem galaxií [8]. [13] [18] . Mezitím byla astronomická komunita v té době spíše skeptická k hypotéze temné hmoty, ačkoli uznala existenci problému chybějící hmoty [13] [19] [20] .

Brzy se objevil další problém s rozložením hmoty a poměrem hmotnost/svítivost pro spirální galaxie získané z jejich rotačních křivek [21] [22] . V roce 1939 tedy Američan Horace Babcock publikoval ve své dizertační práci podrobnou rotační křivku galaxie Andromeda  - rychlost rotace hvězd kolem jejího středu se nesnížila, jak předpovídala nebeská mechanika, nepřímo úměrná (kde  je vzdálenost k střed), ale zůstal téměř konstantní (viz obr. obrázek). Babcock došel k závěru, že to naznačuje přítomnost značného množství neviditelné hmoty ve vnějších oblastech galaxie M 31, ale lze to vysvětlit také silnou absorpcí prachovými částicemi [18] [21] [22] . O rok později Jan Oort po analýze rotační křivky galaxie NGC 3115 také získal anomálně vysoký poměr hmotnost/svítivost pro vnější oblasti (~ 250), což neodpovídalo teoretickému obrazu, který předpokládal, že celá hmota galaxie byla obsažena v jejích hvězdách [18] [22] . Babcock i Oort upozorňovali na důležitost studia rotačních křivek vnějších oblastí galaxií, ale jejich výsledky v té době nevzbudily pozornost, stejně jako výsledky Zwickyho a Smithe, což bylo, alespoň částečně, pravděpodobně způsobeno do začátku v roce 1939 druhé světové války [18] .

Na druhou stranu však válka přispěla i k rychlému pokroku pozorovacích prostředků radioastronomie - umožnily zaregistrovat 21 cm emisní čáru atomárního vodíku, určující jeho přítomnost v mezihvězdných oblacích a rychlost pohybu. [21] . Velkou roli v tom opět sehrál Jan Oort; jeho student Henrik van de Hulst v roce 1957 jako první získal [23] touto metodou rotační křivku vnější oblasti galaxie M M / L ~ 2 pro centrální oblast disku, publikované krátce předtím [24] , a ukázalo se, že na rozdíl od vnitřní viditelné oblasti, kde se rozložení hmoty přibližně shodovalo se svítící hmotou, bylo ve vnějším halo mnohem více hmoty, neviditelné, ale mající gravitační účinek [25] . Rádiová pozorování galaxie M 31 v té době také odhalila, že se přibližuje k naší, a protože toto přiblížení bylo způsobeno silami vzájemné přitažlivosti, bylo možné kvantifikovat jejich celkovou hmotnost, což bylo provedeno v roce 1959 [26 ] německo-britského astrofyzika Franze Kahna a dalšího slavného nizozemského studenta Jana Oorta Lodewijka Woltera . Získali hodnotu ~1,5⋅10 12 M , 6krát větší než součet jednotlivých hodnot, za které se pak považovaly hmotnosti Mléčné dráhy (~ 4⋅10 11 M ) a M 31 (~ 1⋅ 10 11 M ), a došli k závěru, že tato chybějící hmota existuje jako halo horkého (~ 10 5 K) plynu obklopujícího galaxie [18] [20] [25] .

Problém hmotností galaktických kup se v té době stal předmětem tak aktivních diskuzí, že se jeho diskuzi věnovala konference „O nestabilitě galaktických systémů“ [27] v rámci sympozia „O problémech extragalaktických výzkum“ v Santa Barbaře v srpnu 1961, organizovaný Mezinárodní astronomickou unií . Mnoho vysvětlení pro nesrovnalost mezi hmotnostmi odvozenými z viriální věty a vypočítanými z pozorovaných rotačních křivek předpokládalo existenci „neviditelné mezigalaktické hmoty tvořící 90-99 % hmotností shluků“ [19] [20] [28] .

Velký příspěvek k přijetí hypotézy temné hmoty učinili koncem 60. a začátkem 70. let astronomové Vera Rubin z Carnegie Institution a Kent Ford . — jako první získali přesná a spolehlivá spektrografická data o rychlosti rotace hvězd v galaxii M 31 [29] . Rotační křivka zůstala plochá ve vzdálenosti až 24 kpc od středu, což souhlasilo s dříve publikovanými [30] měřeními v rádiovém rozsahu [5] [22] [25] . Ve stejné době, v roce 1970, Australan Ken Freeman ve své slavné práci [31] , analyzující data o galaxiích M 33 a NGC 300 , dospěl k závěru, že

Pokud jsou [data] správná, pak tyto galaxie musí obsahovat hmotu, která není registrována ani na optických, ani na rádiových frekvencích. Její hmotnost musí být alespoň stejná jako u konvenčně zaznamenané galaxie a její rozložení se může velmi lišit od exponenciálního rozložení, které je charakteristické pro opticky pozorovatelnou galaxii.

Původní text  (anglicky)[ zobrazitskrýt] pokud jsou [údaje] správné, pak v těchto galaxiích musí být přídavná hmota, která není detekována, ať už opticky, nebo na 21 cm. Jeho hmotnost musí být alespoň tak velká jako hmotnost detekované galaxie a její rozložení musí být zcela odlišné od exponenciálního rozložení, které platí pro optickou galaxii. [31]

V 70. letech pak argumenty ve prospěch masivních halo nebo „korun“ galaxií daleko od jejich středů vznesli další známí vědci: Jaan Einasto [32] , stejně jako Jeremy Ostryker a Jim Peebles [33] , kteří analyzoval nashromážděné množství dat, kromě rotačních křivek, o pohybu trpasličích galaxií, párů a kup galaxií [34] [35] [36] . Článek Oestrykera a Peeblese tedy začal slovy

Existují důvody, stále četnější a spolehlivější, se domnívat, že odhady hmotností běžných galaxií až do současnosti by mohly být nejméně 10krát podhodnoceny.

Původní text  (anglicky)[ zobrazitskrýt] Existují důvody, rostoucí v počtu a kvalitě, se domnívat, že hmotnosti běžných galaxií mohly být podhodnoceny faktorem 10 nebo více. [33]

Důležitým momentem byla práce Alberta Bosmy z Univerzity v Groningenu : v roce 1978 ve své doktorandské práci představil [37] jemné rotační křivky již pro 25 galaxií [38] . V tomto období byly kromě pozorování formulovány i teoretické argumenty ve prospěch existence temné hmoty, založené na kosmologických úvahách a výsledcích numerických simulací [39] . Stejný Ostriker a Peebles, opírající se o práci Zwickyho, ukázali [40] , že bez přidání masivních sférických halo by galaxie byly nestabilní [14] [38] . Nálada v astronomické komunitě na konci dekády se odrazila v recenzi amerických astrofyziků Sandry Faber a Johna Gallaghera [41] , ve které [38]

Dochází k závěru, že argumenty pro neviditelnou hmotu ve vesmíru jsou velmi přesvědčivé a sílí.

Původní text  (anglicky)[ zobrazitskrýt] Dochází k závěru, že argumenty pro neviditelnou hmotu ve vesmíru jsou velmi silné a stále silnější. [41]

Byla vydána i nová díla Very Rubinové [42] .

Studium kosmického mikrovlnného záření na pozadí , zejména identifikace vysokého stupně jeho izotropie, dalo impuls rozvoji kosmologie. V roce 1982 tak Jim Peebles vyjádřil myšlenku [43] , že rozpor mezi absencí výrazných fluktuací hustoty baryonové hmoty v okamžiku rekombinace a moderní velkoškálovou strukturou vesmíru , která by neměla čas vyvinout v čase, který od toho okamžiku uplynul, lze eliminovat předpokladem velkého množství nebaryonové hmoty - růst jejích fluktuací by přispěl ke vzniku pozorovaných nehomogenit v rozložení hmot, aniž by byl vtisknuté jakýmkoliv způsobem do kosmického mikrovlnného záření pozadí. A inflační hypotéza formulovaná v 80. letech 20. století , která vysvětlovala izotropii záření kosmického mikrovlnného pozadí, také předpokládala, že vesmír je plochý a že v důsledku toho je hustota jeho hmoty přesně rovna kritické . Vzhledem k tomu, že odhady hustoty obyčejné baryonové hmoty udávaly pouze nevýznamný zlomek této hodnoty, znamenalo to naopak nutnost existence temné hmoty [39] [44] .

V 80. letech 20. století, kdy již byla hypotéza temné hmoty stanovena jako obecně uznávaná, se její výzkum zaměřil na to, co to přesně je [5] , jaké jsou její vlastnosti a její role ve vývoji vesmíru [45] [46] . To bylo provedeno pomocí numerické simulace , která se tehdy aktivně rozvíjela díky pokroku výpočetní techniky , jejíž výsledky byly porovnávány s pozorovacími daty [45] . Důležitou roli sehrála např. revize redshiftů CfA1 [45] [47] a následně její druhý stupeň CfA2 [48] [49] . A od příští dekády se zájem přesunul na modelování distribuce temné hmoty v galaktických halozích [45] . Na začátku 21. století bylo možné používat přesnější a úplnější průzkumy oblohy: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] a následující 6dFGS [53] ; dosud nejpodrobnější je SDSS [51] [54] . Numerické modelování kosmologické evoluce, zejména role temné hmoty v tomto procesu, se také stalo přesnějším a rozsáhlejším: takové projekty jako Millennium [55] [56] , Bolshoi Simulation [57] [58] a Illustris [59] .

Důkaz existence

Pozorný

Takové výpočty byly provedeny pro více než deset shluků a poměr neviditelné/viditelné hmoty je obecně v souladu s jinými metodami měření hmoty temné hmoty těchto shluků [68] [73] [75] .

Efekt slabé gravitační čočky je zvýrazněn statistickou analýzou mnoha snímků z pozemních a vesmírných dalekohledů. Při absenci blízké koncentrace hmoty musí být orientace vzdálených galaxií v pozadí chaotická. Je-li přítomna taková hmota, vede to ke změně zdánlivého prodloužení galaxií a ke vzniku určitého řádu v jejich orientaci [67] [77] . Vzhledem k tomu, že zkreslení jsou v řádu několika procent amplitudy, vyžaduje tato metoda vysokou přesnost zpracování, minimalizaci systémových chyb a velké oblasti zájmu. Proto je shoda výsledků s jinými metodami důležitým důkazem ve prospěch existence temné hmoty [78] .

Dalším příkladem takového neobvyklého objektu je kupa CL0024+17 , která má vrchol hustoty v prstencové odlehlé oblasti, která se neshoduje s umístěním horkého plynu, stejně jako hvězd. Teoretické modelování ukázalo, že se jedná o výsledek stejného procesu jako u Bullet Cluster, avšak CL0024+17 není pozorován ze strany, ale podél srážky a v mnohem pozdější fázi. Takový obrázek nelze vysvětlit v rámci alternativních teorií [84] .

Bylo také identifikováno mnoho dalších shluků tohoto druhu, pro které bylo analýzou snímků v různých rozsazích získáno rozložení hmoty, včetně skrytého: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] a další.

Teoretické

Vlastnosti temné hmoty

Teplota

Ve většině teorií vzniku temné hmoty se předpokládá, že v raných fázích evoluce vesmíru byly částice temné hmoty v kinetické rovnováze s běžnou hmotou - baryony , elektrony a fotony , které v té době tvořily jediné médium. V určitém okamžiku, při určité teplotě T d , se vychýlily z rovnováhy a od té doby se volně šíří [komentář 3] . Podle poměru této teploty a hmotnosti částic temné hmoty se dělí na „horké“, „studené“ a „teplé“ [93] .

Horká temná hmota

Pokud v okamžiku porušení rovnováhy s baryonovou hmotou hmotnost částic temné hmoty nepřekročila odpovídající teplotu prostředí, [komentář 4] , tedy byly relativistické, navíc tato hmotnost byla menší než 1 eV , taková temná hmota se nazývá horká. Od teplé temné hmoty , pro kterou se také , ale , liší tím, že horká temná hmota zůstala relativistická i v době přechodu z radiační do prašné fáze vývoje Vesmíru , ke kterému došlo při teplotě . To je důležité, protože růst poruch hustoty nastává v těchto fázích odlišným způsobem a v podstatě závisí na tom, zda je temná hmota v prachové fázi relativistická [93] .

Ve vesmíru zpočátku docházelo k nehomogenitám v hustotě temné hmoty s malou amplitudou a bylo období, kdy byly částice temné hmoty relativistické a volně se šířily (to se stalo v teplotním rozsahu ). Pohybovaly se téměř rychlostí světla, rychle opustily oblasti se zvýšenou hustotou a zaplnily oblasti se sníženou hustotou (v rámci současného kosmologického horizontu). V důsledku tohoto procesu volného proudění byly vymyty nehomogenity hustoty temné hmoty menší než aktuální horizont. Vzhledem k tomu, že volné míchání skončilo v , velikost horizontu v tomto okamžiku, natažená faktorem, určuje maximální moderní velikost oblastí, ve kterých jsou poruchy hustoty potlačeny [94] . Pro horkou temnou hmotu ( ) se tato hodnota odhaduje na cca 100 Mpc [95] .  

V modelech s horkou temnou hmotou se nejprve vytvoří největší struktury - nadkupy , které se následně rozpadnou na menší - shluky . Galaxie vznikají jako poslední a tento proces měl začít ne tak dávno. Taková posloupnost vzniku struktur odporuje pozorování, horká temná hmota tedy může být jen malou částí veškeré temné hmoty [95] [96] .

Tento typ temné hmoty by mohl zahrnovat především obyčejná neutrina ze Standardního modelu  - jedná se o jedinou experimentálně potvrzenou částici tohoto typu [97] [96] .

Studená temná hmota

Pokud se částice temné hmoty oddělily od běžné hmoty, která je již nerelativistická, to znamená , že se taková temná hmota nazývá „studená“. Je to nejvíce preferovaná možnost z kosmologických úvah [93] : takové částice se pohybují pomalu, vyznačující se malou hodnotou tzv. délky volného míchání [komentář 5] , proto v počátečních fázích expanze Vesmíru hustota fluktuace na malých měřítcích nejsou potlačeny, vznik velkorozměrové struktury Vesmíru začíná poměrně brzy a probíhá zdola nahoru [51] [56] [98] . Maximální moderní velikost oblasti, ve které jsou potlačeny poruchy hustoty, 0,1 Mpc (velikost trpasličí galaxie ), udává spodní hranici pro hmotnost částic temné hmoty 1 keV  – stejné pořadí je získáno z jiných úvah založených na odhady fázové hustoty částic temné hmoty v trpasličích galaxiích [95] . Výsledky modelování vývoje vesmíru s takovými parametry (v rámci modelu ΛCDM ) přesně odpovídají pozorovanému vzoru kup , galaktických filamentů a dutin mezi nimi [56] [98] .

Třída hypotetických kandidátních částic pro roli částic studené (tedy hmotnější než 1-100 keV ) temné hmoty se nazývá WIMP (z angl.  WIMP, slabě interagující masivní částice  - slabě interagující masivní částice) [92] [99] . Nyní se však tento termín používá v užším smyslu než původně a týká se pouze částic, které by měly podléhat slabé interakci [100] [101] .

V rámci modelu studené temné hmoty však vznikají obtíže při popisu vnitřních, centrálních oblastí halo, z nichž nejzávažnější jsou [102] [103] [104]

  • problém vrcholu  je rozpor mezi výsledky numerické simulace distribuce hustoty a experimentálními daty. Numerické modelování distribuce studené temné hmoty ukazuje, že tvoří vrchol nebo singularitu ve středu galaxie, zatímco přímá astronomická pozorování ukazují opačný obrázek.
  • problém nedostatku trpasličích galaxií (také známý jako „problém zmizelých trpasličích satelitních galaxií“). Jeho podstatou je, že počet trpasličích galaxií (v poměru k počtu obyčejných galaxií) je řádově menší než počet, který by měl být podle simulace založené na hierarchickém rozložení struktur temné hmoty.
Teplá temná hmota

Teplá temná hmota, stejně jako horká , byla v okamžiku výstupu z rovnováhy s baryonovou hmotou relativistická, tedy podmínka byla splněna . Hmotnost jeho částic M X však byla větší než 1 eV a v době přechodu z radiační dominační fáze expanze vesmíru do prachové fáze již přestaly být relativistické. Vzhledem k tomu, že růst poruch hustoty nastává v těchto fázích výrazně odlišnými způsoby a silně závisí na tom, zda je temná hmota v prachové fázi (k přechodu k níž došlo právě při teplotách řádově 1 eV ) relativistická, je tento rozdíl zásadní [ 93] . Kolísání hustoty pro teplou temnou hmotu je potlačeno pouze na velmi malých měřítcích, na úrovni trpasličích galaxií a níže [98] .

Rozložení hustoty

K analytickému popisu tvaru halo temné hmoty se nejčastěji používá profil Navarro-Frank-White [105] :

kde ρ 0  je parametr určený hustotou hmoty ve Vesmíru v okamžiku vzniku halo, R s  je charakteristický poloměr halo. Tato aproximace je však vysoce nepřesná v centrálních oblastech galaxií, kde dominuje baryonová hmota [45] . Jako přesnější alternativa byl navržen Burkertův profil [106] :

kde ρ 0  je hustota ve středové oblasti, r 0  je její poloměr. Byla také navržena analytická forma založená na numerickém modelování jako Mooreův profil [107] :

což však naznačuje ještě ostřejší nárůst v centrální oblasti než profil Navarro-Frank-White. Nakonec byl předložen nápad použít profil Einasto [108] :

.

Kandidáti na temnou hmotu

Baryonská temná hmota

S rozvojem astrofyziky a schválením hypotézy temné hmoty byl pro řadu specialistů nejpřirozenějším předpokladem, že temná hmota sestává z obyčejné, baryonové hmoty, která z nějakého důvodu slabě interaguje elektromagneticky, a proto ji nelze při studiu detekovat. například emisní čáry a absorpce. Kandidáty na roli takových objektů by mohly být planety, hnědí trpaslíci , červení trpaslíci , bílí trpaslíci , neutronové hvězdy a černé díry . Astrofyzik Kim Griest navrhl  pro jejich označení termín MACHO (masivní astrofyzikální kompaktní halo objekt ) [109] . Tato zkratka naznačuje španělštinu. macho - " macho , dork " je kontrastem k termínu WIMP , který dříve navrhl Michael Turner ( eng. Michael S. Turner ), pro hypotetické nebaryonicky slabě interagující masivní elementární částice ( eng. wimp - "bore, slaboch" ) [110] , viz níže.     

Zdá se však, že podíl baryonové hmoty ve složení temné hmoty je malý. Za prvé, experimenty na hledání objektů MACHO v halu naší Galaxie pomocí detekce událostí gravitační mikročočky hvězdného světla vedly k závěru, že zlomek takových kompaktních objektů, alespoň s hmotností v rozmezí od 10 −7 do 10 2 sluneční hmotnosti , není větší než 8 % [109] [111] . Na druhou stranu žádný ze známých typů kandidátů na roli složek temné hmoty neodpovídá pozorovacím údajům o jejím množství [112] . Z kosmologických úvah navíc vyplývá, že poměr primárních koncentrací lehkých prvků, zejména podílu deuteria (pozorovaný u nejstarších astronomických objektů), ukazuje na poměrně malý příspěvek baryonů k celkové hustotě vesmíru – pouze 4,5 % kritické hodnoty hustoty, jak pak odhady hmotnosti celé látky získané nezávislými metodami dávají 20-30 % této hodnoty [111] [92] [112] .

Prvotní černé díry

Jedním z kandidátů na roli objektů MACHO jsou primordiální černé díry vzniklé v době počáteční expanze Vesmíru bezprostředně po velkém třesku [113] . Studie založené na počítání událostí gravitační mikročočky světla ze vzdálených supernov poskytují významná omezení možného podílu černých děr o hmotnosti větší než 0,01 hmotnosti Slunce ve složení temné hmoty – ne více než 23 % [114] [115] . Stále však nejsou vyloučeny hodnoty hmotností, které mohou mít prvotní černé díry, zejména takové objekty s hmotností větší než 10 3 hmotností Slunce mohou hrát důležitou roli v kosmologických procesech, a to i když tvoří velmi malý zlomek temná hmota [116] .

Maximons

Navíc bylo navrženo, že roli částic temné hmoty by mohly hrát hypotetické Planckovy černé díry ( maximony ), které jsou konečným produktem evoluce obyčejných černých děr, jsou stabilní a již nepodléhají Hawkingovu záření . Tyto objekty se vyznačují extrémně malým interakčním průřezem  , asi 10 -66 cm 2 , což je o 20 řádů menší než interakční průřez neutrin. Malost interakčního průřezu neutrálních maximonů s hmotou vede podle této teorie k tomu, že značná (nebo dokonce hlavní) část hmoty v současném vesmíru by se mohla skládat z maximonů, aniž by to vedlo k rozporu s pozorování [117] .

Nebaryonová temná hmota

Neutrina

Neutrina , která se neúčastní silných a elektromagnetických interakcí, se přirozeně stala historicky prvními kandidáty na roli částic temné hmoty. Na rozdíl od jiných kandidátů existují a jsou popsány v rámci standardního modelu [118] . Odpovídající hypotéza byla navržena a zkoumána na počátku 80. let [119] . Numerické simulace však ukázaly, že neutrina, která jsou velmi lehká, by v raném vesmíru měla velmi vysoké rychlosti, to znamená, že by to byla horká temná hmota , a formování struktury by probíhalo odshora k spodní (od většího měřítka k malému), a ve výsledku by se lišil od toho, co je pozorováno nyní. Bylo tedy ukázáno, že běžná neutrina ze Standardního modelu nemohou být částicemi temné hmoty [96] [45] .

Poté přirozeně vyvstal předpoklad, že částice temné hmoty jsou těžká neutrina  – jakýsi druh dříve neobjevené odrůdy [89] . Pokud by dominovaly v raném Vesmíru, pak by v takovém médiu začaly fluktuace narůstat mnohem dříve než v baryonském a rozsáhlá struktura Vesmíru by měla čas se zformovat [81] . Podle hypotézy zveřejněné na počátku 90. let 20. století by se temná hmota mohla skládat z tzv. sterilních neutrin , která se neúčastní ani slabé interakce a z obyčejných neutrin mohou vzniknout pouze oscilacemi . Teoretické modely udávají široký rozsah hmotností a podle toho i teplot, které taková neutrina mohou mít, to znamená, že mohou tvořit jak teplou ( ), tak studenou ( ) temnou hmotu [96] .

Axions

Axiony jsou hypotetické neutrální pseudoskalární částice původně představené k vyřešení problému absence silného narušení CP v kvantové chromodynamice [120] [121] [122] . Předpokládá se, že axiony patří do studené temné hmoty [120] [45] , ale musí být velmi lehké: astrofyzikální a laboratorní data udávají limity hmotnosti axionu ne více než 10 −3 eV a kosmologické úvahy - ne méně než 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .

Byla také předložena hypotéza o fuzzy temné hmotě, reprezentované supratekutým Boseho kondenzátem , takže její vlastnosti jsou podobné axionům, které však mají mnohem menší hmotnost - asi 10 −22 eV [126] .

Supersymetrické částice

Hypotetické částice popsané v rámci supersymetrických teorií se neúčastní elektromagnetických a silných interakcí, a pokud jsou stabilní, mohly by být distribuovány ve vesmíru a hrát důležitou roli v jeho evoluci, to znamená, že by mohly být částicemi temné hmoty. . Zpočátku bylo pro tuto roli navrženo pouze gravitino , nicméně s příchodem minimálního supersymetrického standardního modelu vznikla hypotéza, že taková částice je neutralino  , smíšený stav superpartnerů fotonu , Z-bosonu , a Higgsův boson , se stal populárnějším — skutečně by měl být stabilní díky zachování R-parity [127] . Předpokládá se, že neutralina jsou mimo termodynamickou rovnováhu s běžnou hmotou, mají teplotu nižší než jejich hmotnost, to znamená, že patří do studené temné hmoty [45] . Takové částice, stejně jako jakékoli jiné hypotetické slabě interagující hmotné neutrální elementární částice (WIMP, WIMP ), bez ohledu na jejich povahu, musí mít anihilační průřez blízký průřezu slabé interakce (~10 -36 cm2 ) a mít hmotnost alespoň několik nukleonových hmot, které poskytují vlastnosti pozorované ve studené temné hmotě [110] .

Exotické hypotézy
  • Kosmion byl zaveden do fyziky, aby vyřešil problém slunečních neutrin, který spočívá ve významném rozdílu mezi tokem neutrin detekovaným na Zemi a hodnotou předpovídanou standardním modelem Slunce. Tento problém byl však vyřešen v rámci teorie neutrinových oscilací a Mikheev-Smirnov-Wolfensteinova jevu , takže kosmové jsou zřejmě vyloučeni z kandidátů na roli temné hmoty.
  • Topologické defekty časoprostoru, které vznikly spontánním porušením symetrie v raném vesmíru: monopoly, kosmické struny [124] .
  • Kvarkové „nugety“ jsou makroskopické (řádově centimetry) koncentrace kvarkové hmoty, hustotou ekvivalentní jaderné hmotě [124] .

Experimentální data

Temná hmota v blízkém vesmíru

Je známo, že temná hmota interaguje se "světelnou" ( baryonovou ) hmotou, alespoň gravitačním způsobem, a je to médium s průměrnou kosmologickou hustotou , která je několikrát vyšší než hustota baryonů. Ty jsou zachyceny v gravitačních studnách koncentrací temné hmoty. Proto, přestože částice temné hmoty neinteragují se světlem , světlo je vyzařováno z míst, kde je temná hmota. Tato pozoruhodná vlastnost gravitační nestability umožnila studovat množství, stav a distribuci temné hmoty z pozorovacích dat z rádiového dosahu až po rentgenové záření [128] .

Studie pohybů více než 400 hvězd nacházejících se až 13 000 světelných let od Slunce zveřejněná v roce 2012 nenašla ve velkém prostoru kolem Slunce žádný důkaz temné hmoty. Podle předpovědí teorií mělo být průměrné množství temné hmoty v okolí Slunce asi 0,5 kg v objemu zeměkoule. Měření však poskytla hodnotu ne větší než 0,06 kg temné hmoty v tomto objemu. To znamená, že pokusy o detekci temné hmoty na Zemi například ve vzácných interakcích částic temné hmoty s „běžnou“ hmotou mohou být jen stěží úspěšné [129] [130] [131] .

Studie pohybu těles ve sluneční soustavě, publikovaná v roce 2013, založená na údajích z 677 000 polohových pozorování planet a kosmických lodí od roku 1910 do současnosti, umožnila získat horní hranici množství možné temné hmoty v sluneční soustava - celkové množství temné hmoty v kouli ohraničené dráhou Saturnu není větší než 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]

Fyzikální detekce hypotetických částic temné hmoty

Experimentální detekce částic temné hmoty by měla být založena zaprvé na tom, že mají hmotnost, která gravitačně interaguje s jinými hmotami, a zadruhé na tom, že tato hmotnost musí být velmi velká. Kromě toho však není o temné hmotě nic známo. Hlavním problémem při hledání částic temné hmoty je to, že se neúčastní elektromagnetické interakce , to znamená, že jsou neviditelné a nemají baryonickou povahu [14] .

Existují dvě možnosti vyhledávání: přímé a nepřímé.

Při přímém experimentálním pátrání po temné hmotě pomocí pozemních zařízení jsou studovány důsledky interakce těchto částic s elektrony nebo atomovými jádry v citlivém objemu nízkopozaďového jaderně-fyzikálního detektoru. Když je částice temné hmoty, která je součástí galaktického hala, rozptýlena částicí obyčejné hmoty (elektron nebo nukleon ), tato získá určitou kinetickou energii a může být registrována konvenčními metodami. Problém spočívá v extrémně malém průřezu pro interakci částic temné hmoty s běžnými částicemi. Další experimentální signatura, která umožňuje potlačit pozadí, ale zavádí určitou modelovou závislost, je založena na očekávané periodické změně rychlosti Země (a detektoru spolu s ní) vzhledem k halu temné hmoty v důsledku orbitální pohybu kolem Slunce, což by mělo vést ke změnám signálu s roční periodicitou a maximem na začátku června. Varianta přímého hledání lehkých DM částic (zejména axionů) spočívá v detekci jejich rozpadu na fotony v magnetickém poli v kvalitní rezonanční dutině (tzv. haloskop ).

Takové experimenty vyžadují vysokou přesnost a vyloučení rušení z jiných zdrojů signálu, proto jsou detektory většinou umístěny pod zemí [14] .

Metody nepřímé detekce jsou založeny na pokusech o detekci toků sekundárních částic (neutrin, fotonů atd.), které vznikají např. v důsledku anihilace sluneční nebo galaktické temné hmoty.

Alternativní teorie

Alternativní teorie gravitace

Při pokusu o vysvětlení pozorovaných jevů, na základě kterých se v souhrnu došlo k závěru, že existence temné hmoty je nezbytná, aniž by se tento pojem zahrnoval, byly nejprve vysloveny úvahy o platnosti obecně uznávaných zákonů. gravitační interakce na velké vzdálenosti [81] .

Nejznámější je Modified Newtonian Dynamics (MOND), teorie navržená na počátku 80. let izraelským astrofyzikem Mordechaiem Milgromem , která je modifikací gravitačního zákona, která poskytuje silnější interakci v některých oblastech vesmíru takovým způsobem, aby vysvětlit pozorovaný tvar rotačních křivek galaxií [14] [134] . V roce 2004 teoretický fyzik Yaakov Bekenstein , rovněž z Izraele, vypracoval relativistické zobecnění této hypotézy – tensor-vector-skalární teorii gravitace , která rovněž vysvětluje pozorované účinky gravitační čočky [135] . V roce 2007 navíc kanadský fyzik John Moffat navrhl svou teorii modifikované gravitace, nazývanou také teorie gravitace skalární-tensor-vektor [136] .

Zastánci modifikovaných gravitačních teorií považují nedostatek pozitivních výsledků experimentů na přímou detekci částic temné hmoty za argument ve svůj prospěch. Pro modifikovanou newtonovskou dynamiku se vyslovila i Vera Rubin , jejíž práce sehrála důležitou roli ve vývoji teorie temné hmoty [14] : „Kdybych si měl vybrat, rád bych zjistil, že právě Newtonovy zákony musí být změněno, aby správně popisovalo gravitační interakce na velké vzdálenosti. To je atraktivnější než vesmír naplněný novým typem subjaderných částic“ [137] .

Mezitím v současnosti většina vědců MOND neuznává, protože výpočty založené na něm ukazují jeho selhání [14] . Problém alternativních teorií gravitace je v tom, že i když ospravedlňují jednotlivé efekty, které jsou důsledky existence temné hmoty, stále je neberou v úvahu v souhrnu. Nevysvětlují pozorované chování srážejících se kup galaxií a jsou v rozporu s kosmologickými argumenty pro přítomnost velkého množství nebaryonové neviditelné hmoty v raném vesmíru [81] .

Plazmová kosmologie

Tato teorie byla vyvinuta v 60. letech 20. století švédským fyzikem jménem Hannes Alfven (laureát Nobelovy ceny v roce 1970 za objevy v magnetodynamice) s využitím svých zkušeností z výzkumu plazmatu v blízkosti Země (polární záře) a rané práce Christiana Birkelanda .

Základem teorie je předpoklad, že elektrické síly jsou na velké vzdálenosti (měřítko galaxie a kupy galaxií) významnější než gravitace. Pokud předpokládáme, že plazma vyplňuje celý vesmír a má dobrou vodivost, pak by mohlo vést obrovské elektrické proudy (asi 10 17  - 10 19 ampérů ) na stupnici desítek megaparseků. Takové proudy vytvářejí silné galaktické magnetické pole, které zase tvoří strukturu obou galaxií a jejich kup ( galaktických filamentů nebo filamentů). Přítomnost takto výkonného pole snadno vysvětluje vznik galaktických ramen (o důvodu vzniku galaktických ramen zatím neexistuje shoda [138] ), rozložení rychlosti rotace galaktických disků od poloměru eliminuje potřebu zavést halo temné hmoty. V současné době však moderní astrofyzika nepozoruje ani tak silné proudy v měřítku desítek megaparseků, ani vysoká mezigalaktická a intragalaktická magnetická pole. Předpoklady plazmové kosmologie o struktuře filamentárních buněk a homogenitě vesmíru ve velkých měřítcích (tzv. Large-scale structure of the Universe ), které učinili Alfven [139] a Anthony Perrat [140] , byly nečekaně potvrzeny pozorováním v roce koncem 80. a v 90. letech 20. století [141] jsou však i tato pozorování vysvětlována v rámci obecně uznávaného kosmologického modelu. Pro vysvětlení vláknité struktury Vesmíru se v současnosti používá teorie vzniku filamentů vlivem gravitační nestability (zpočátku se téměř rovnoměrné rozložení hmoty soustředí na žíraviny a vede ke vzniku filamentů), na rostoucí struktury temné hmoty, podél kterého se tvoří struktura viditelné hmoty [142] (vznik takové struktury temné hmoty se vysvětluje kvantovými fluktuacemi v procesu inflace ).

V současné době je plazmová kosmologie jako teorie nepopulární, protože popírá vývoj vesmíru podél cesty velkého třesku . Na druhou stranu, pokud opustíme teorii velkého třesku a budeme uvažovat stáří vesmíru mnohem větší než 13,5 miliardy let, pak skrytá hmota může být z velké části vysvětlena takovými objekty MACHO, jako jsou černí trpaslíci , kteří se vyvíjejí z bílých trpaslíků , kteří se ochladily během desítek miliard let .

Hmota z jiných dimenzí (paralelních vesmírů)

V některých teoriích s extra dimenzemi je gravitace přijímána jako jedinečný typ interakce, která může působit na náš prostor z extra dimenzí [143] . Tento předpoklad pomáhá vysvětlit relativní slabost gravitační síly ve srovnání s ostatními třemi hlavními silami (elektromagnetická, silná a slabá): gravitace je slabší, protože může interagovat s hmotou v extradimenzích a pronikat bariérou, kterou jiné síly nemohou.

Z toho vyplývá, že vliv temné hmoty lze logicky vysvětlit interakcí viditelné hmoty z našich běžných dimenzí s hmotou z jiných (dalších, neviditelných) dimenzí prostřednictvím gravitace. Jiné typy interakcí přitom nemohou tyto dimenze a tato hmota v nich jakkoli vnímat, nemůže s ní interagovat. Hmota v jiných dimenzích (ve skutečnosti v paralelním Vesmíru) se může formovat do struktur (galaxie, kupy galaxií, filamenty) způsobem podobným našim měřením nebo tvořit své vlastní, exotické struktury, které jsou v našich měřeních pociťovány jako gravitační. halo kolem viditelných galaxií [144] .

Topologické defekty v prostoru

Temná hmota může být jednoduše původní (vzniklá v okamžiku velkého třesku ) defekty ve vesmíru a/nebo topologie kvantových polí, které mohou obsahovat energii , a tím způsobovat gravitační síly.

Tento předpoklad lze zkoumat a testovat pomocí orbitální sítě vesmírných sond (kolem Země nebo v rámci sluneční soustavy) vybavených přesnými nepřetržitě synchronizovanými (pomocí GPS ) atomovými hodinami , které budou zaznamenávat průchod takové topologické vady touto sítí [ 145] [146] . Efekt se projeví jako nevysvětlitelný (obvyklé relativistické důvody) nesoulad průběhu těchto hodin, který má jasný začátek a časem i konec (v závislosti na směru pohybu a velikosti takové topologické vady) [ 147] .

Poznámky

Komentáře
  1. To byl základ práce Zwickyho a Smithe, kteří poprvé objevili temnou hmotu v kupách Coma a Virgo .
  2. Rozlišuje se také gravitační mikročočka, při které není pozorováno žádné tvarové zkreslení, ale množství světla přicházejícího ze vzdálených objektů se mění s časem. Nepoužívá se však jako metoda pro detekci temné hmoty, ale jako způsob hledání objektů baryonové temné hmoty.
  3. Poté začaly nehomogenity v hustotě temné hmoty narůstat v amplitudě a vytvářet gravitační studny, do kterých po rekombinaci padaly baryony, v důsledku čehož vznikly první hvězdy, galaxie a kupy galaxií.
  4. V přirozené soustavě jednotek mají hmotnost a teplota stejný rozměr.
  5. V anglické literatuře se také používá termín "free streaming length" - "volná délka streamování".
Prameny
  1. Ade PAR a kol. (Planck Collaboration). Výsledky Planck 2013. I. Přehled produktů a vědeckých výsledků – Tabulka 9  (angl.)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2013. - 22. března ( sv. 1303 ). — S. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Archivováno z originálu 23. března 2013.
  2. František, Matouš. První výsledky Plancka: Vesmír je stále zvláštní a zajímavý . Arstechnica (22. března 2013). Získáno 1. října 2017. Archivováno z originálu 2. května 2019.
  3. Planck zachycuje portrét mladého vesmíru a odhaluje nejranější světlo . University of Cambridge (21. března 2013). Získáno 21. března 2013. Archivováno z originálu 17. dubna 2019.
  4. Rešetnikov, 2012 , str. 107.
  5. 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. Historie temné  hmoty . Ars Technica (3. února 2017). Staženo 1. prosince 2019. Archivováno z originálu 10. prosince 2019.
  6. 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018 , str. 045002-4.
  7. 1 2 3 Einasto, 2012 , str. 156.
  8. 1 2 3 4 5 Rešetnikov, 2012 , str. 108.
  9. Kapteyn JC První pokus o teorii uspořádání a pohybu siderického systému  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1922. - Sv. 55 . - str. 302-327 . - doi : 10.1086/142670 . - .
  10. Oort JH Síla vyvíjená hvězdným systémem ve směru kolmém ke galaktické rovině a některé související problémy   // Bull . Astron. Inst. Holandsko. - 1932. - Sv. 6 . — S. 249 .
  11. 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln  (německy)  // Helvetica Physica Acta. - 1933. - Bd. 6 . - S. 110-127 . — . Archivováno z originálu 22. listopadu 2021.
  12. Gorky Nick. Příběh temné hmoty temného vesmíru  // Věda a život . - 2017. - Vydání. 7 . - S. 81-88 . Archivováno z originálu 27. září 2017.
  13. 1 2 3 4 Bertone, 2018 , str. 045002-5.
  14. 1 2 3 4 5 6 7 8 Většina našeho vesmíru chybí [d/f]. Velká Británie: BBC Two . Staženo 1. ledna 2020. Archivováno 4. srpna 2019 na Wayback Machine
  15. Zwicky F. O hmotnostech mlhovin a kup mlhovin  : [ eng. ] // The Astrophysical Journal. - 1937. - T. 86, č. 3 (říjen). - S. 217-246. - . - doi : 10.1086/143864 .
  16. Smith S. The Mass of the Virgo Cluster  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1936. - Leden ( roč. 83 ). - str. 23-30 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143697 . — . Archivováno z originálu 10. prosince 2019.
  17. Hubble E. Distribuce extragalaktických mlhovin  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1934. - Sv. 79 . - str. 8-76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143517 . — .
  18. 1 2 3 4 5 Rešetnikov, 2012 , str. 109.
  19. 12 Bertone , 2018 , str. 045002-6.
  20. 1 2 3 Einasto, 2012 , str. 157.
  21. 1 2 3 Bertone, 2018 , str. 045002-7.
  22. 1 2 3 4 Einasto, 2012 , str. 158.
  23. van de Hulst HC, Raimond E., vanWoerden H. Rotace a distribuce hustoty mlhoviny Andromeda odvozená z pozorování 21cm linie  //  Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. - 1957. - Sv. 14 , č. 480 . — P. 1 . — . Archivováno z originálu 23. října 2021.
  24. Schwarzschild M. Rozložení hmoty a poměr hmotnosti a svítivosti v galaxiích  //  Astronomical Journal. - 1954. - Sv. 59 , č. 1220 . - str. 273-284 . - doi : 10.1086/107013 . - .
  25. 1 2 3 Bertone, 2018 , str. 045002-8.
  26. Kahn F.D., Woltjer, L. Mezigalaktická hmota a galaxie  //  The Astrophysical Journal. - 1959. - Listopad ( roč. 130 , č. 3 ). - str. 705-717 . - doi : 10.1086/146762 . - .
  27. Neyman J., Page T., Scott E. CONFERENCE on the Instability of Systems of Galaxies (Santa Barbara, Kalifornie, 10.-12. srpna 1961): Shrnutí konference  //  Astronomical Journal. - 1961. - Sv. 66 , č. 10 . - S. 633-636 . - doi : 10.1086/108476 . - .
  28. Irwin JB Symposium on Galaxies  //  IAU News Bulletin. - 1961. - 22. srpna ( 6. vydání ). - str. 7-8 . Archivováno z originálu 26. září 2020.
  29. Rubin VC , Ford WK Jr. Rotace mlhoviny Andromeda ze spektroskopického průzkumu emisních oblastí  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1970. - Sv. 159 . - str. 379-403 . - doi : 10.1086/150317 . - .
  30. Roberts MS Průzkum 21CM vodíkové čáry s vysokým rozlišením v mlhovině Andromeda  //  Astrophysical Journal. - 1966. - Sv. 144 , č. 2 . - S. 639-656 . - doi : 10.1086/148645 . - . Archivováno z originálu 17. listopadu 2021.
  31. 1 2 Freeman KC Na discích spirálních galaxií a galaxií S0  //  The Astrophysical Journal. - 1970. - Červen ( sv. 160 ). - S. 811-830 . - doi : 10.1086/150474 . - . Archivováno 13. dubna 2020.
  32. Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamický důkaz o masivních korónách galaxií   // Příroda . - 1974. - 27. července ( sv. 250 , vyd. 5464 ). - S. 309-310 . - doi : 10.1038/250309a0 . - . Archivováno z originálu 2. ledna 2021.
  33. 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. Velikost a hmotnost galaxií a hmotnost vesmíru  //  The Astrophysical Journal. - 1974. - Sv. 193 . - P.L1-L4 . - doi : 10.1086/181617 . Archivováno z originálu 19. června 2022.
  34. Bertone, 2018 , str. 045002-9.
  35. Bertone, 2018 , str. 045002-21.
  36. 12 Einasto , 2012 , str. 162.
  37. Bosma A. Distribuce a kinematika neutrálního vodíku ve spirálních galaxiích různých morfologických  typů . — University of Groningen , 1978. Archivováno 14. května 2011 na Wayback Machine
  38. 1 2 3 Bertone, 2018 , str. 045002-10.
  39. 12 Bertone , 2018 , str. 045002-22.
  40. Ostriker JP, Peebles PJE Numerická studie stability zploštělých galaxií: aneb mohou studené galaxie přežít?  (anglicky)  // Astrophysical Journal. - 1973. - Sv. 186 . - str. 467-480 . - doi : 10.1086/152513 . - . Archivováno 15. listopadu 2021.
  41. 1 2 Faber SM, Gallagher JS Hmotnosti a poměry hmotnosti ke světlu galaxií  //  Výroční přehled astronomie a astrofyziky. - 1979. - Sv. 17 . - str. 135-187 . - doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001031 . — .
  42. Rubin V., Thonnard WK Jr., Ford N. Rotační vlastnosti galaxií 21 Sc s velkým rozsahem svítivosti a poloměrů od NGC 4605 ( R = 4 kpc) do UGC 2885 ( R = 122 kpc  )  / / The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Sv. 238 . - str. 471-487 . - doi : 10.1086/158003 . - . Archivováno z originálu 26. října 2021.
  43. Peebles PJE Velké kolísání teploty pozadí a hmoty kvůli měřítkově invariantním prvotním poruchám  //  Astrophysical Journal. - 1982. - 1. prosince ( sv. 263 ). - P. L1-L5 . - doi : 10.1086/183911 . Archivováno 15. listopadu 2021.
  44. Odhadované množství temné hmoty však stále nestačilo na vyrovnání průměrné hustoty hmoty na kritickou hodnotu, což si vyžádalo zavedení konceptu temné energie .
  45. 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018 , str. 045002-23.
  46. Einasto, 2012 , str. 169.
  47. Davis M., Huchra J., Latham DW, Tonry J. Průzkum rudých posuvů galaxií. II. The large scale space distribution  (anglicky)  // Astrophysical Journal. - 1982. - Sv. 253 . - str. 423-445 . - doi : 10.1086/159646 . Archivováno z originálu 17. listopadu 2021.
  48. Einasto, 2012 , str. 178.
  49. 12 Einasto , 2012 , str. 180.
  50. 12 Matthew Colless . Průzkum 2dF Galaxy Redshift Survey . Staženo 24. srpna 2020. Archivováno z originálu 18. června 2017.  
  51. 1 2 3 Einasto, 2012 , str. 181.
  52. Matthew Colless a kol. Průzkum 2dF Galaxy Redshift Survey: spektra a červené posuvy  //  Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. - 2001. - Sv. 328 , iss. 4 . — S. 1039–1063 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04902.x .
  53. Průzkum galaxie 6dF  . Získáno 24. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 2. ledna 2021.
  54. The Sloan Digital Sky Survey: Mapování  vesmíru . Získáno 25. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 23. června 2020.
  55. Springel V. a kol. Simulace vzniku, evoluce a shlukování galaxií a kvasarů  (anglicky)  // Nature. - 2005. - Sv. 435 , iss. 7042 . - S. 629-636 . - doi : 10.1038/nature03597 .
  56. 1 2 3 4 Einasto, 2012 , str. 182.
  57. Bolšoj kosmologické  simulace . Vysoce výkonné astropočítačové centrum Kalifornské univerzity. Získáno 23. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 7. července 2020.
  58. Nejpřesnější modelování vesmíru , infuture.ru (04.10.11). Archivováno z originálu 2. ledna 2021. Staženo 23. srpna 2020.
  59. Simulace Illustris  . Illustris Collaboration. Získáno 23. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 22. září 2020.
  60. Projekt IllustrisTNG  . Získáno 25. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 9. srpna 2020.
  61. Rob Garner . Simulace slizkých forem používané k mapování temné hmoty držící vesmír pohromadě , NASA  ( 10. března 2020). Archivováno z originálu 23. srpna 2020. Staženo 24. srpna 2020.
  62. Rešetnikov, 2012 , str. 110.
  63. Rešetnikov, 2012 , str. 111.
  64. 1 2 3 Rešetnikov, 2012 , str. 112.
  65. 1 2 3 Rešetnikov, 2012 , str. 113.
  66. Taylor AN a kol. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Sv. 501 , č.p. 2 . - str. 539-553 . - doi : 10.1086/305827 . - . - arXiv : astro-ph/9801158 .
  67. 1 2 Rešetnikov, 2012 , str. 115.
  68. 1 2 3 4 Einasto, 2012 , str. 168.
  69. Abdelsalam HM et al. Neparametrická rekonstrukce Abell 2218 z kombinované slabé a silné čočky  //  The Astronomical Journal. - 1998. - Sv. 116 , iss. 4 . - S. 1541-1552 . - doi : 10.1086/300546 . - . - arXiv : astro-ph/9806244 .
  70. 1 2 3 Einasto, 2012 , str. 167.
  71. 1 2 Vikhlinin A. et al. Ukázka Chandra blízkých uvolněných kup galaxií: hmotnost, frakce plynu a vztah mezi hmotností a teplotou  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Sv. 640 , č.p. 2 . - S. 691-709 . - doi : 10.1086/500288 . - . — arXiv : astro-ph/0507092 .
  72. 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Profil temné hmoty v kupách galaxií  //  Brazilian Journal of Physics. - 2005. - prosinec ( roč. 35 , č. 4b ). — ISSN 1678-4448 . - doi : 10.1590/S0103-97332005000700042 . Archivováno z originálu 16. července 2020.
  73. 1 2 Rešetnikov, 2012 , str. 114.
  74. Daniel H. Birman. Konec vesmíru [dokumentární film, kanál Kultura]. Staženo 29. července 2020. Čas od původu: 35:04. Archivováno 2. září 2020 na Wayback Machine
  75. Wu X. a kol. Porovnání různých odhadů hmotnosti klastrů: konzistence nebo rozpor? (Porovnávání různých odhadů hmotností kup: shoda nebo rozpor?)  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1998. - Sv. 301 , č.p. 3 . - S. 861-871 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . - . — arXiv : astro-ph/9808179 .
  76. NASA, ESA a R. Massey (California Institute of Technology). Trojrozměrné rozložení temné hmoty ve vesmíru (umělecký dojem  ) . Hubbleův vesmírný dalekohled ESA (7. ledna 2007). Získáno 14. března 2020. Archivováno z originálu dne 19. září 2020.
  77. 1 2 Massey R. a kol. Mapy temné hmoty odhalují kosmické lešení  // Nature  :  journal. - 2007. - Sv. 445 , č.p. 7125 . - S. 286-290 . - doi : 10.1038/nature05497 . - . — arXiv : astro-ph/0701594 . — PMID 17206154 .
  78. Refregier A. Slabá gravitační čočka ve velkém měřítku  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Výroční přehledy , 2003. - Sv. 41 , iss. 1 . - S. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
  79. 1 2 Clowe D. a kol. Přímý empirický důkaz existence temné hmoty  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Sv. 648 , č.p. 2 . - P.L109-L113 . - doi : 10.1086/508162 . - . - arXiv : astro-ph/0608407 .
  80. Popov S. B. Objevena černá kočka . Astronet (22.08.2006). Získáno 24. července 2020. Archivováno z originálu dne 24. července 2020.
  81. 1 2 3 4 Einasto, 2012 , str. 174.
  82. Einasto, 2012 , str. 175.
  83. Bertone, 2018 , str. 045022-14.
  84. Jee MJ et. al. Objev prstencové temné hmoty v jádru kupy galaxií Cl 0024+17  //  The Astrophysical Journal. - 2007. - Sv. 661 , č.p. 2 . — S. 728 . - doi : 10.1086/517498 .
  85. Brada M. a kol. Odhalení vlastností temné hmoty ve slučovacím shluku MACS J0025.4-1222  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - doi : 10.1086/591246 . - . - arXiv : 0806.2320 . Archivováno z originálu 6. června 2019.
  86. J. Merten a kol. Vytvoření kosmické struktury v komplexním sloučení kupy galaxií Abell 2744  //  Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. - 2011. - Sv. 417 , iss. 1 . - str. 333-347 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x .
  87. Jee MJ a spol. Studie temného jádra v A520 pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu: Záhada se prohlubuje  //  The Astrophysical Journal. - 2012. - Sv. 747 . — S. 96 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/96 . — . - arXiv : 1202.6368 .
  88. 1 2 Rešetnikov, 2012 , str. 116.
  89. 1 2 3 Einasto, 2012 , str. 173.
  90. Rešetnikov, 2012 , str. 117.
  91. Daniel H. Birman. Konec vesmíru [dokumentární film, kanál Kultura]. Staženo 29. července 2020. Čas od původu: 15:37. Archivováno 2. září 2020 na Wayback Machine
  92. 1 2 3 Rešetnikov, 2012 , str. 119.
  93. 1 2 3 4 Rubakov, 2015 , str. 108.
  94. Rubakov, 2015 , s. 109.
  95. 1 2 3 Rubakov, 2015 , str. 110.
  96. 1 2 3 4 Bertone, 2018 , str. 045002-17.
  97. Einasto, 2012 , str. 185.
  98. 1 2 3 Bertone, 2018 , str. 045022-23.
  99. Bertone, 2018 , str. 045022-20.
  100. Bertone, 2018 , str. 045022-21.
  101. Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 390.
  102. Weinberg D.H. et al. Studená temná hmota: Kontroverze na malých měřítcích  // Proceedings of the National Academy of Sciences  . - 2015. - Sv. 112 , iss. 40 . — S. 12249–12255 . - ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490 . - doi : 10.1073/pnas.1308716112 .
  103. Primack JR Cosmology: záležitosti malého rozsahu  // New  Journal of Physics . - 2009. - Sv. 11 , iss. 10 . — S. 105029 . — ISSN 1367-2630 . - doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105029 . Archivováno z originálu 3. února 2021.
  104. Del Popolo A., Le Delliou M. Problémy malého měřítka modelu ΛCDM: Krátký přehled   // Galaxie . - 2017. - Sv. 5 , iss. 1 . — Str. 17 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies5010017 . Archivováno z originálu 9. srpna 2020.
  105. Navarro JF, Frank CS, White SDM The Structure of Cold Dark Matter Halos  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Sv. 462 . — S. 563 . - doi : 10.1086/177173 . - . - arXiv : astro-ph/9508025 .
  106. Burkert A. The Structure of Dark Matter Halos in Dwarf Galaxies  //  Astrophysical Journal Letters. - 1995. - Červenec ( sv. 447 ). - P.L25-L28 . - doi : 10.1086/309560 .
  107. Moore B. a kol. Studený kolaps a hlavní katastrofa  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1999. - Sv. 310 , iss. 4 . — S. 1147–1152 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x .
  108. Merritt D. a kol. Empirické modely pro temnou hmotu Halos  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 132 , č.p. 6 . - S. 2685-2700 . - doi : 10.1086/508988 . - . - arXiv : astro-ph/0509417 . Archivováno z originálu 17. června 2019.
  109. 12 Bertone , 2018 , str. 045002-11.
  110. 1 2 Turner MS (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv : 2201.04741 . 
  111. 12 Bertone , 2018 , str. 045002-12.
  112. 12 Einasto , 2012 , str. 172.
  113. Hledání prvotních černých děr . Cosmos-Journal (20. září 2011). Získáno 7. května 2020. Archivováno z originálu dne 3. listopadu 2014.
  114. Astronomové odmítají spojení mezi černými dírami a temnou hmotou , Naked Science  (3. října 2018). Archivováno z originálu 21. června 2020. Staženo 19. června 2020.
  115. Zumalacárregui M., Seljak U. Limity kompaktních objektů s hvězdnou hmotností jako temná hmota z gravitační čočky supernov typu Ia  //  Physical Review Letters. - 2018. - Sv. 121 , iss. 14 . — S. 141101 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 .
  116. Carr B. Prapůvodní černé díry jako temná hmota a generátory kosmické struktury // Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium  / Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. - Springer International Publishing, 2019. - S. 29-39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, svazek 56). - ISBN 978-3-030-31593-1 . - doi : 10.1007/978-3-030-31593-1_4 .
  117. Novikov I.D., Frolov V.P. Fyzika černých děr . - Moskva: Nauka, 1986. - S. 296-298. — 328 s.
  118. Bertone, 2018 , str. 045002-15.
  119. V té době však  ještě nebyla experimentálně potvrzena existence třetího typu neutrina – tau neutrina .
  120. 1 2 Clapdor-Kleingrothaus, 1997 , s. 394.
  121. Bertone, 2018 , str. 045002-19.
  122. Kobychev V., Popov S. Hledají už dlouho, ale nemohou najít ... // Možnost Trojice - Věda. - 2015. - č. 4 (173) (24. února).
  123. Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 402.
  124. 1 2 3 Bertone, 2018 , str. 045002-20.
  125. Dmitrij Trunin . Experimenty na hledání temných axionů dosáhly testu teoretických modelů , N + 1 (10. dubna 2018). Archivováno 27. října 2020. Staženo 23. září 2020.
  126. Jae Weon Lee. Stručná historie modelů ultralehké skalární temné hmoty: [ eng. ] // Web konferencí EPJ. - 2018. - T. 168 (9. ledna). - S. 06005. - doi : 10.1051/epjconf/201816806005 .
  127. Bertone, 2018 , str. 045002-18.
  128. Dodelson S. Ch. 7. Nehomogenity // Moderní kosmologie. - Academic Press, 2003. - S. 208-209. — ISBN 978-0-12-219141-1 .
  129. Moni Bidin C. a kol. Kinematická a chemická vertikální struktura galaktického tlustého disku. II. Nedostatek temné hmoty v sousedství Slunce  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. Archivováno z originálu 25. dubna 2012.
  130. Vážná rána do teorie temné hmoty? . Získáno 22. dubna 2012. Archivováno z originálu 22. dubna 2012.
  131. V blízkosti Slunce nebyla nalezena žádná temná hmota  (nepřístupný odkaz) // Inforigin, 04/19/12
  132. Pitiev N. P., Pityeva E. V. Omezení temné hmoty ve sluneční soustavě  // Letters to the Astronomical Journal . - 2013. - T. 39 . - S. 163-172 . - doi : 10.7868/S032001081302006X . Archivováno z originálu 2. ledna 2021.
  133. Pitjev NP, Pitjeva EV Omezení temné hmoty ve sluneční soustavě  // Astronomy Letters  . - Pleiades Publishing , 2013. - Sv. 39 . - S. 141-149 . - doi : 10.1134/S1063773713020060 . Archivováno z originálu 4. února 2020.
  134. Milgrom M. Modifikace newtonovské dynamiky jako možná alternativa k hypotéze skryté hmoty  //  Astrophysical Journal. - 1983. - Sv. 270 . - S. 365-370 . - doi : 10.1086/161130 . Archivováno 26. listopadu 2020.
  135. Bekenstein JD Relativistická gravitační teorie pro modifikované newtonovské dynamické paradigma   // Phys . Rev. D. - 2004. - Sv. 70 . — P. 083509 . - doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
  136. Moffat JW, Toth VT (2007), Modifikovaná gravitace: Kosmologie bez temné hmoty nebo Einsteinova kosmologická konstanta, arΧiv : 0710.0364 [astro-ph]. 
  137. Michael Brooks. 13 věcí, které nedávají smysl  (anglicky) . New Scientist (16. března 2005). - "Kdybych si mohl vybrat, rád bych se dozvěděl, že Newtonovy zákony musí být upraveny, aby správně popsaly gravitační interakce na velké vzdálenosti." To je přitažlivější než vesmír naplněný novým druhem subjaderných částic." Získáno 19. října 2010. Archivováno z originálu 12. října 2010.
  138. Povaha spirálních ramen galaxií . Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 2. ledna 2021.
  139. Hannes A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition  //  IEEE Transactions on Plasma Science: journal. - 1990. - Sv. 18 . - str. 5-10 . — ISSN 0093-3813 . - doi : 10.1109/27.45495 . — .
  140. Peratt AL, Green J.  O evoluci interagujících, magnetizovaných, galaktických plazmat  // Astrofyzika a vesmírná věda : deník. - 1983. - Sv. 91 . - str. 19-33 . - doi : 10.1007/BF00650210 . - .
  141. Geller MJ, Huchra JP Mapování vesmíru   // Věda . - 1989. - Sv. 246 , iss. 4932 . - S. 897-903 . - doi : 10.1126/science.246.4932.897 . Archivováno z originálu 21. června 2008.
  142. Riordan M., Schramm D.N. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the  Universe . - W. H. Freeman & Co (Sd), 1991. - ISBN 0-7167-2157-0 .
  143. Extra rozměry, gravitony a malé černé díry Archivováno 19. října 2015 na Wayback Machine . CERN. 17. listopadu 2014.
  144. Siegfried, T. . Dimenze skrytého prostoru mohou povolit paralelní vesmíry, Explain Cosmic Mysteries , The Dallas Morning News  (5. července 1999). Archivováno z originálu 21. února 2015. Staženo 2. února 2015.
  145. Skrytí na očích: nepolapitelná temná hmota může být detekována pomocí GPS Archivováno 2. února 2015 na Wayback Machine // UNR.edu
  146. Temnou hmotu lze detekovat pomocí GPS Archivováno 2. února 2015 na Wayback Machine // theuniversetimes.ru
  147. Rzetelny, Xaq Hledání jiného druhu temné hmoty se satelity GPS . Ars Technica (19. listopadu 2014). Získáno 24. listopadu 2014. Archivováno z originálu 22. listopadu 2014.

Literatura

knihy
  • Einasto J. Temná hmota // Astronomy and Astrophysics  (anglicky) / Ed. Autor: Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Božena Czerny a John Lattanzio. - Singapur: EOLSS Publishers, 2012. - Sv. 2. - S. 152-198. — 488 s. - (Encyklopedie systémů podpory života). - ISBN 978-1-84826-823-4 .
  • Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Neurychlovačová fyzika elementárních částic. — M .: Nauka Fizmatlit, 1997.
  • Sanders RH Problém temné hmoty: Historická perspektiva. — Cambridge University Press, 2010.
  • Galper A. M., Grobov A. V., Svadkovský I. V. Pokusy o studiu podstaty temné hmoty: Učebnice. - M. : MEPhI, 2014.
  • Majumdar D. Temná hmota: Úvod. — CRC Press, 2014.
  • Einasto Ya. , Chernin A.D. Temná hmota a temná energie. - M. : Vek-2, 2018. - 176 s. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
  • Rešetnikov V. Kapitola 2.5. Skrytá hmota ve vesmíru // Proč je nebe tmavé. Jak funguje Vesmír . - Fryazino: Century 2, 2012. - 167 s. - ISBN 978-5-85099-189-0 .
  • Rubakov V. A. Aktuální otázky kosmologie: kurz přednášek. - M .  : Nakladatelství MPEI, 2015. - Vydání. 6. - 272 str. — (Vyšší škola fyzikální). — ISBN 978-5-383-00937-6 .
  • Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Kapitola 9. Hledání temné hmoty ve vesmíru // Fyzika neurychlovacích částic / Per. s ním. A. Bednyaková. - M  .: Nauka, 1997. - S. 376-409. — 528 s. — ISBN 5-02-015092-4 .
články

Odkazy