Темна матерія – одна з найбільших загадок сучасної астрофізики та космології. Хоча вона становить більшість матерії у Всесвіті, її природа досі залишається невідомою. Темна матерія не випромінює, не поглинає і не відбиває помітного рівня світла, тому вона «невидима» (англ. “dark”) для телескопів, що базуються на електромагнітному випромінюванні. Проте її гравітаційний вплив на галактики, скупчення галактик і велику структуру Всесвіту є беззаперечним.
У цій статті ми розглянемо:
- Історичні підказки та ранні спостереження
- Докази з кривих обертання галактик і скупчень
- Космологічні та гравітаційне лінзування дані
- Кандидати на частинки темної матерії
- Експериментальні методи пошуку: прямі, непрямі та прискорювачі
- Обрані питання та перспективи на майбутнє
1. Історичні підказки та ранні спостереження
1.1 Фріц Цвіккі та відсутня маса (1930-ті)
Першу серйозну підказку про темну матерію дав Фріц Цвіккі у 1930-х роках. Вивчаючи Скупчення галактик Кома, Цвіккі вимірював швидкості членів скупчення і застосовував віральну теорему (яка пов'язує середню кінетичну енергію пов'язаної системи з потенційною енергією). Він встановив, що галактики рухаються так швидко, що скупчення мало б розпастися, якби в ньому була лише маса зірок і газу, яку ми можемо бачити. Щоб скупчення залишалося гравітаційно зв'язаним, потрібно було багато «відсутньої маси», яку Цвіккі назвав «Dunkle Materie» (німецькою «темна матерія») [1].
Висновок: У скупченнях галактик є значно більше маси, ніж видно – це свідчить про існування величезного невидимого компонента.
1.2 Ранній скептицизм
Протягом багатьох десятиліть частина астрофізиків обережно ставилася до ідеї про величезні кількості невидимої матерії. Дехто схилявся до альтернативних пояснень, наприклад, численних скупчень тьмяних зірок чи інших тьмяних об'єктів або навіть до модифікацій законів гравітації. Однак із зростанням доказів темна матерія стала одним із основ космології.
2. Докази з кривих обертання галактик і скупчень
2.1 Вера Рубін і криві обертання галактик
Рішучий прорив стався у 7-му та 8-му десятиліттях XX ст., коли Вера Рубін і Кент Форд вимірювали криві обертання спіральних галактик, зокрема галактики Андромеди (M31) [2]. Відповідно до ньютонівської динаміки, зірки, що знаходяться далеко від центру галактики, мали б рухатися повільніше, якщо більша частина маси зосереджена в центральній опуклій (ядровій) області. Однак Рубін виявила, що швидкості обертання зірок залишалися сталими або навіть зростали значно далі за межі видимої галактичної матерії.
Наслідок: У навколишньому середовищі галактик поширені «невидимі» масивні гало. Ці плоскі криві обертання значно посилили теорію про існування домінуючого, невипромінюючого масового компонента.
2.2 Скупчення галактик і «Кульове скупчення»
Додаткові докази отримані з досліджень динаміки скупчень галактик. Окрім раніше вивченого Цвікі скупчення Кома, сучасні вимірювання показують, що маса, визначена за швидкостями галактик і даними рентгенівського випромінювання, також перевищує видиму матерію. Особливо вражаючим прикладом є Кульове скупчення (1E 0657–56), спостережене під час зіткнення скупчень галактик. Тут маса, визначена лінзовим методом (з гравітаційного лінзування), чітко відокремлена від більшої частини гарячих, що випромінюють рентгенівські промені газів (звичайної матерії). Це розділення є серйозним доказом того, що темна матерія є окремим компонентом, відмінним від баріонної речовини [3].
3. Космологічні та гравітаційного лінзування докази
3.1 Формування великих структур
Космологічні симуляції показують, що у ранньому Всесвіті існували незначні флуктуації густини – їх видно у космічному мікрохвильовому фоні (CMB). Ці флуктуації з часом зросли у величезну мережу галактик і скупчень, яку ми спостерігаємо зараз. Холодна темна матерія (CDM) – нерелятивістські частинки, які можуть ущільнюватися під дією гравітації – відіграє ключову роль у прискоренні формування структур [4]. Без темної матерії пояснити сформовані великі структури Всесвіту за наявний час від Великого вибуху було б дуже складно.
3.2 Гравітаційне лінзування
Відповідно до Загальної теорії відносності, маса викривляє простір-час, тому світло, що проходить поруч, заломлюється. Вимірювання гравітаційного лінзування – як окремих галактик, так і масивних скупчень – постійно показують, що загальна гравітаційна маса значно більша, ніж складає лише матерія, що випромінює світло. Вивчаючи викривлення фонових джерел, астрономи можуть відновити справжній розподіл маси, часто виявляючи широкі невидимі масивні гало [5].
4. Кандидати в частинки темної матерії
4.1 WIMP (слабко взаємодіючі масивні частинки)
Історично найпопулярнішим класом частинок темної матерії були WIMP. Вважається, що ці гіпотетичні частинки:
- мають велику масу (зазвичай у діапазоні GeV–TeV),
- стабільні (або дуже довго живучі),
- взаємодіють лише гравітаційно і, можливо, через слабку ядерну взаємодію.
Частинки WIMP зручно пояснюють, як темна матерія могла утворитися у ранньому Всесвіті з правильним залишковим щільністю – через так званий процес «термічного заморожування» (англ. thermal freeze-out), коли, розширюючись і охолоджуючись, Всесвіт робить взаємодію з звичайною матерією надто рідкісною, щоб значно знищувати або змінювати кількість таких частинок.
4.2 Аксіони
Іншим цікавим кандидатом є аксіони, спочатку запропоновані для розв’язання «проблеми сильної CP» у квантовій хромодинаміці (QCD). Аксіони – це легкі псевдоскалярні частинки, які могли утворитися у ранньому Всесвіті в такій кількості, щоб становити всю необхідну темну матерію. «Частинки, подібні до аксіонів» (англ. axion-like particles) – ширша категорія, що може виникати у різних теоретичних рамках, включно з теорією струн [6].
4.3 Інші кандидати
- Стерильні нейтрино: важчі варіанти нейтрино, які не взаємодіють через слабку взаємодію.
- Початкові чорні діри (PBH): гіпотетичні чорні діри, утворені у дуже ранньому Всесвіті.
- «Тепла» темна матерія (WDM): частинки легші за WIMP, які можуть пояснити деякі невідповідності у структурі на малих масштабах.
4.4 Модифікована гравітація?
Деякі вчені пропонують поправки до гравітації, такі як MOND (модифікована ньютонівська динаміка) або інші більш загальні теорії (наприклад, TeVeS), щоб уникнути екзотичних нових частинок. Однак «Кулясте скупчення» та інші дані гравітаційного лінзування свідчать, що справжня темна матерія – яка може бути відокремлена від звичайної матерії – набагато краще пояснює спостереження.
5. Експериментальні пошуки: прямі, непрямі та прискорювачі
5.1 Експерименти прямого виявлення
- Мета: зафіксувати рідкісні зіткнення частинок темної матерії з ядрами атомів у надчутливих детекторах, зазвичай розташованих глибоко під землею для захисту від космічних променів.
- Приклади: XENONnT, LZ та PandaX (використовуються ксенонові детектори); SuperCDMS (напівпровідниковий).
- Статус: наразі немає беззаперечного сигналу, але чутливість експериментів досягає все нижчого порогу перерізу взаємодії.
5.2 Непряме виявлення
- Мета: шукати продукти ангігіляції або розпаду темної матерії – наприклад, гамма-промені, нейтрино або позитрони – там, де темна матерія найщільніша (наприклад, у центрі Галактики).
- Інструменти: Космічний гамма-телескоп Fermi, AMS (Альфа-магнітний спектрометр МКС), HESS, IceCube та інші.
- Статус: було виявлено кілька інтригуючих сигналів (наприклад, надлишок гамма-променів GeV поблизу центру Галактики), але поки що вони не підтверджені як докази темної матерії.
5.3 Дослідження на прискорювачах
- Мета: створити можливі частинки темної матерії (наприклад, WIMP) за допомогою зіткнень високої енергії (наприклад, зіткнення протонів у Великому адронному колайдері).
- Метод: шукати події з великою відсутньою поперечною енергією (MET), що може свідчити про невидимі частинки.
- Результат: поки що не знайдено підтвердженого сигналу нової фізики, сумісного з WIMP.
6. Невідповіді питання та перспективи на майбутнє
Хоча гравітаційні дані беззаперечно свідчать про існування темної матерії, її природа залишається однією з найбільших загадок фізики. Продовжуються кілька напрямків досліджень:
-
Детектори нового покоління
- Ще більші та чутливіші експерименти прямого виявлення прагнуть ще глибше проникнути в діапазон параметрів WIMP.
- Галоскопи аксіонів (наприклад, ADMX) і передові експерименти з резонансними камерами шукають аксіони.
-
Точна космологія
- Спостереження космічного мікрохвильового фону (Planck і майбутні місії) та структури великого масштабу (LSST, DESI, Euclid) покращують обмеження на густину та розподіл темної матерії.
- Поєднуючи ці дані з удосконаленими астрофізичними моделями, можна спростувати або звузити сценарії нестандартної темної матерії (наприклад, самовзаємодійну темну матерію, теплу темну матерію).
-
Фізика частинок і теорія
- За відсутності сигналів WIMP дедалі активніше розглядаються інші альтернативи, наприклад, суб-GeV темна матерія, «темні сектори» або ще більш екзотичні моделі.
- Напруга Хабла – різниця між виміряними швидкостями розширення Всесвіту – спонукала деяких теоретиків розглядати, чи може темна матерія (або її взаємодії) тут відігравати роль.
-
Астрофізичні дослідження
- Детальні дослідження карликових галактик, припливних «потоків» і руху зірок у гало Чумацького Шляху виявляють нюанси дрібних структур, які можуть допомогти розрізнити різні моделі темної матерії.
Висновок
Темна матерія є ключовою частиною космологічної моделі: вона визначає формування галактик і скупчень та становить більшість матерії у Всесвіті. Проте досі нам не вдалося безпосередньо її виявити або повністю зрозуміти її фундаментальні властивості. Від проблеми «відсутньої маси» Звіцкі до сучасних, надсучасних детекторів і обсерваторій – тривають безперервні зусилля розкрити таємниці темної матерії.
Ризик (або наукова цінність) тут величезна: будь-яке остаточне виявлення чи теоретичний прорив можуть докорінно змінити наше розуміння фізики частинок і космології. Незалежно від того, чи це буде WIMP, аксін, стерильний нейтрино чи цілком несподівана можливість – відкриття темної матерії стане одним із найважливіших досягнень сучасної науки.
Посилання та додаткове читання
- Zwicky, F. (1933). “Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.” Helvetica Physica Acta, 6, 110–127.
- Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). “Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.” The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
- Clowe, D., Gonzalez, A., & Markevitch, M. (2004). “Weak-Lensing Mass Reconstruction of the Interacting Cluster 1E 0657–558: Direct Evidence for the Existence of Dark Matter.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
- Blumenthal, G. R., Faber, S. M., Primack, J. R., & Rees, M. J. (1984). “Formation of Galaxies and Large-Scale Structure with Cold Dark Matter.” Nature, 311, 517–525.
- Tyson, J. A., Kochanski, G. P., & Dell’Antonio, I. P. (1998). “Detailed Mass Map of CL 0024+1654 from Strong Lensing.” The Astrophysical Journal Letters, 498, L107–L110.
- Peccei, R. D., & Quinn, H. R. (1977). “CP Conservation in the Presence of Instantons.” Physical Review Letters, 38, 1440–1443.
Додаткові джерела
- Bertone, G., & Hooper, D. (2018). “A History of Dark Matter.” Reviews of Modern Physics, 90, 045002.
- Tulin, S., & Yu, H.-B. (2018). “Dark Matter Self-Interactions and Small Scale Structure.” Physics Reports, 730, 1–57.
- Peebles, P. J. E. (2017). “Dark Matter.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 112, 12246–12248.
Серед астрономічних спостережень, експериментів з фізики частинок і новаторських теоретичних систем науковці невпинно наближаються до розуміння суті темної матерії. Це подорож, яка змінює наш погляд на Всесвіт і, можливо, прокладає шлях до нових фізичних відкриттів, що виходять за межі Стандартної моделі.