Темная материя

Концепция в космологии

Нерешенная задача по физике :

Что такое темная материя? Как она образовалась?

(еще нерешенные проблемы по физике)

В астрономии темная материя — это гипотетическая форма материи , которая не взаимодействует со светом или другим электромагнитным излучением . Темная материя подразумевается гравитационными эффектами, которые не могут быть объяснены общей теорией относительности, если только материи не присутствует больше, чем можно наблюдать. Такие эффекты возникают в контексте формирования и эволюции галактик , ^[1] гравитационного линзирования , ^[2] наблюдаемой текущей структуры Вселенной , положения масс при столкновениях галактик , ^[3] движения галактик внутри скоплений галактик и анизотропии космического микроволнового фона .

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

Известно, что темная материя не взаимодействует с обычной барионной материей и излучением , за исключением гравитации, что затрудняет ее обнаружение в лабораторных условиях. Наиболее распространенное объяснение заключается в том, что темная материя — это некая пока еще не обнаруженная субатомная частица , например, слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) 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 скорости (точнее, длины ее свободного течения ). Последние модели отдают предпочтение сценарию холодной темной материи , в котором структуры возникают путем постепенного накопления частиц.

Хотя сообщество астрофизиков в целом принимает существование темной материи, ^[16] меньшинство астрофизиков, заинтригованных конкретными наблюдениями, которые не очень хорошо объясняются 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 наблюдаемые свидетельства одновременно, предполагая, что даже если гравитация должна быть изменена, некоторая форма темной материи все равно потребуется. ^[17]

История

Ранняя история

Гипотеза темной материи имеет сложную историю. ^{[18] [19]} Уильям Томсон, лорд Кельвин, обсуждал потенциальное количество звезд вокруг Солнца в приложениях к книге, основанной на серии лекций, прочитанных в 1884 году в Балтиморе. ^{[20] [18]} Он вывел их плотность, используя наблюдаемую дисперсию скоростей звезд вблизи Солнца, предполагая, что Солнцу 20–100 миллионов лет. Он предположил, что произойдет, если в пределах 1  килопарсека от Солнца (на таком расстоянии их параллакс будет равен 1  миллисекунде дуги ) будет находиться тысяча миллионов звезд. Кельвин пришел к выводу

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

В 1906 году Пуанкаре ^[22] использовал французский термин [ matière obscure ] («темная материя») при обсуждении работы Кельвина. ^{[22] [21]} Он обнаружил, что количество темной материи должно быть меньше количества видимой материи, что, как оказалось, неверно. ^{[21] [18]}

Вторым, кто предположил существование темной материи, используя скорость звезд, был голландский астроном Якобус Каптейн в 1922 году. ^{[23] [24]}

Публикация шведского астронома Кнута Лундмарка от 1930 года указывает на то, что он был первым, кто понял, что Вселенная должна содержать гораздо больше массы, чем можно наблюдать. ^[25] Голландский пионер радиоастрономии Ян Оорт также выдвинул гипотезу о существовании темной материи в 1932 году. ^{[24] [26] [27]} Оорт изучал звездные движения в галактических окрестностях и обнаружил, что масса в галактической плоскости должна быть больше, чем наблюдалось, но позже это измерение было признано ошибочным. ^[28]

В 1933 году швейцарский астрофизик Фриц Цвикки изучал скопления галактик , работая в Калифорнийском технологическом институте , и сделал похожий вывод. ^{[29] [b] [30]} Цвикки применил теорему вириала к скоплению Волос Вероники и получил доказательства невидимой массы, которую он назвал dunkle Materie («темная материя»). Цвикки оценил его массу на основе движений галактик вблизи его края и сравнил ее с оценкой, основанной на его яркости и количестве галактик. Он подсчитал, что скопление имело примерно в 400 раз большую массу, чем можно было визуально наблюдать. Гравитационный эффект видимых галактик был слишком мал для таких быстрых орбит, поэтому масса должна быть скрыта от глаз. Основываясь на этих выводах, Цвикки сделал вывод, что некая невидимая материя обеспечивала массу и связанное с ней гравитационное притяжение, удерживающее скопление вместе. ^[31] Оценки Цвикки были ошибочными более чем на порядок, в основном из-за устаревшего значения постоянной Хаббла ; ^[32] тот же расчет сегодня показывает меньшую долю, используя большие значения для светящейся массы. Тем не менее, Цвикки правильно заключил из своего расчета, что большая часть присутствующей гравитационной материи была темной. ^[21]

Дальнейшие указания на аномалии отношения массы к светимости были получены из измерений кривых вращения галактик . В 1939 году Х. У. Бабкок сообщил о кривой вращения для туманности Андромеды (теперь называемой галактикой Андромеды ), которая предполагала, что отношение массы к светимости увеличивается радиально. ^[33] Он приписал это либо поглощению света внутри галактики, либо измененной динамике во внешних частях спирали, а не невидимой материи. После сообщения Бабкока 1939 года о неожиданно быстром вращении на окраинах галактики Андромеды и отношении массы к светимости 50; в 1940 году Оорт открыл и написал о большом невидимом гало NGC 3115. ^[34]

1960-е

Ранние радиоастрономические наблюдения, проведенные Сетом Шостаком , впоследствии старшим астрономом Института SETI , показали, что полдюжины галактик вращались слишком быстро во внешних областях, что указывает на существование темной материи как средства создания гравитационного притяжения, необходимого для удержания звезд на их орбитах. ^[35]

1970-е

Гипотеза темной материи в значительной степени укоренилась в 1970-х годах. Было синтезировано несколько различных наблюдений, чтобы доказать, что галактики должны быть окружены гало невидимой материи. В двух работах, появившихся в 1974 году, этот вывод был сделан совместно независимыми группами: в Принстоне, Нью-Джерси, США, Джеремией Острайкером , Джимом Пиблзом и Амосом Яхилом, и в Тарту, Эстония, Яаном Эйнасто , Энном Сааром и Антсом Каасиком. ^[36]

Одним из наблюдений, послуживших доказательством существования галактических гало темной материи, была форма кривых вращения галактик . Эти наблюдения были сделаны в оптической и радиоастрономии. В оптической астрономии Вера Рубин и Кент Форд работали с новым спектрографом, чтобы измерить кривую скорости спиральных галактик , видимых с ребра, с большей точностью. ^{[37] [38] [39]}

В то же время радиоастрономы использовали новые радиотелескопы для картирования линии атомарного водорода длиной 21 см в близлежащих галактиках. Радиальное распределение межзвездного атомарного водорода ( H I ) часто простирается на гораздо большие галактические расстояния, чем можно наблюдать как коллективный звездный свет, расширяя выборочные расстояния для кривых вращения — и, таким образом, общего распределения массы — до нового динамического режима. Раннее картирование Андромеды с помощью 300-футового телескопа в Грин-Бэнке ^[40] и 250-футовой тарелки в Джодрелл-Бэнке ^[41] уже показало, что кривая вращения H ^I не отслеживает спад, ожидаемый для кеплеровских орбит.

По мере того, как стали доступны более чувствительные приемники, Робертс и Уайтхерст (1975) ^[42] смогли проследить скорость вращения Андромеды до 30 кпк, что намного превышает оптические измерения. Иллюстрируя преимущество отслеживания газового диска на больших радиусах; рисунок 16 ^[42] в этой статье объединяет оптические данные ^[39] (скопление точек на радиусах менее 15 кпк с одной точкой дальше) с данными H ^I между 20 и 30 кпк, демонстрируя плоскостность внешней кривой вращения галактики; сплошная кривая с пиком в центре представляет собой оптическую поверхностную плотность, в то время как другая кривая показывает кумулятивную массу, все еще линейно возрастающую при самом внешнем измерении. Параллельно разрабатывалось использование интерферометрических массивов для внегалактической спектроскопии H ^I. Рогстад ​​и Шостак (1972) ^[43] опубликовали кривые вращения H ^I пяти спиралей, нанесенные на карту с помощью интерферометра Owens Valley; кривые вращения всех пяти были очень плоскими, что предполагает очень большие значения отношения массы к светимости во внешних частях их расширенных  дисков H ^{I. [43]} В 1978 году Альберт Босма продемонстрировал дополнительные доказательства плоских кривых вращения, используя данные с радиотелескопа синтеза Вестерборка . ^[44]

К концу 1970-х годов существование гало темной материи вокруг галактик было широко признано реальным и стало главной нерешенной проблемой в астрономии. ^[36]

1980–1990-е годы

Поток наблюдений в 1980–1990-х годах подтвердил наличие темной материи. Персик, Салуччи и Стел (1996) известны исследованием 967 спиралей. ^[45] Доказательства наличия темной материи также включали гравитационное линзирование фоновых объектов скоплениями галактик , ^{[46] (стр. 14–16)} распределение температуры горячего газа в галактиках и скоплениях и картину анизотропии в космическом микроволновом фоне .

Согласно текущему консенсусу среди космологов, темная материя в основном состоит из некоторого типа еще не охарактеризованных субатомных частиц . ^{[47] [48]} Поиск этой частицы различными способами является одним из основных направлений в физике элементарных частиц . ^[49]

Техническое определение

В стандартных космологических расчетах «материя» означает любую составляющую Вселенной, плотность энергии которой масштабируется как обратный куб масштабного фактора , т. е. ρ ∝ a ⁻³ . Это контрастирует с «излучением» , которое масштабируется как обратная четвертая степень масштабного фактора ρ ∝ a ⁻⁴ , и космологической постоянной , которая не изменяется относительно a ( ρ ∝ a ⁰ ). ^[50] Различные масштабные факторы для материи и излучения являются следствием красного смещения излучения . Например, после удвоения диаметра наблюдаемой Вселенной посредством космического расширения масштаб a удвоился. Энергия космического микроволнового фонового излучения уменьшилась вдвое (потому что длина волны каждого фотона удвоилась); ^[51] энергия ультрарелятивистских частиц, таких как нейтрино стандартной модели ранней эры, аналогичным образом уменьшилась вдвое. ^[c] Космологическая постоянная, как внутреннее свойство пространства, имеет постоянную плотность энергии независимо от рассматриваемого объема. ^[50]

В принципе, «темная материя» означает все компоненты Вселенной, которые не видны, но все еще подчиняются ρ ∝ a ⁻³ . На практике термин «темная материя» часто используется для обозначения только небарионного компонента темной материи, т. е. исключая « отсутствующие барионы ». ^[52] Контекст обычно указывает, какое значение подразумевается.

Данные наблюдений

Кривые вращения галактики

Анимация вращающихся дисковых галактик. Темная материя, показанная 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 светящаяся масса была всей материей, то мы могли бы смоделировать галактику как точечную массу в центре и проверить массы, вращающиеся вокруг нее, подобно Солнечной системе . ^[d] Из третьего закона Кеплера следует, что скорости вращения будут уменьшаться с расстоянием от центра, подобно Солнечной системе. Этого не наблюдается. ^[53] Вместо этого кривая вращения галактики остается плоской или даже увеличивается по мере увеличения расстояния от центра.

Если законы Кеплера верны, то очевидным способом разрешения этого несоответствия является вывод о том, что распределение масс в спиральных галактиках не похоже на распределение в Солнечной системе. В частности, на окраинах галактики находится много несветящейся материи (темной материи).

Дисперсия скорости

Звезды в связанных системах должны подчиняться теореме вириала . Теорема, вместе с измеренным распределением скоростей, может быть использована для измерения распределения масс в связанной системе, такой как эллиптические галактики или шаровые скопления. За некоторыми исключениями, оценки дисперсии скоростей эллиптических галактик ^[54] не соответствуют предсказанной дисперсии скоростей из наблюдаемого распределения масс, даже предполагая сложные распределения звездных орбит. ^[55]

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

Скопления галактик

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. Из энергетического спектра и потока рентгеновского излучения можно оценить температуру и плотность газа, а следовательно, и давление; предполагая, что давление и баланс гравитации определяют профиль массы скопления.
• Гравитационное линзирование (обычно более далеких галактик) позволяет измерять массы скоплений, не полагаясь на наблюдения динамики (например, скорости).

В целом, эти три метода находятся в разумном согласии относительно того, что темная материя превосходит видимую материю примерно в 5 раз. ^[56]

Гравитационное линзирование

Одним из следствий общей теории относительности является гравитационная линза . Гравитационное линзирование происходит, когда массивные объекты между источником света и наблюдателем действуют как линза, отклоняя свет от этого источника. Линзирование не зависит от свойств массы; оно требует только наличия массы. Чем массивнее объект, тем больше наблюдается линзирование. Примером может служить скопление галактик, лежащее между более удаленным источником, таким как квазар , и наблюдателем. В этом случае скопление галактик будет линзировать квазар.

Сильное линзирование — это наблюдаемое искажение фоновых галактик в дуги, когда их свет проходит через такую ​​гравитационную линзу. Оно наблюдалось вокруг многих далеких скоплений, включая Abell 1689. [ ^57] Измеряя геометрию искажения, можно получить массу промежуточного скопления. В слабом режиме линзирование не искажает фоновые галактики в дуги, вызывая вместо этого мельчайшие искажения. Изучая кажущуюся деформацию сдвига соседних фоновых галактик, можно охарактеризовать среднее распределение темной материи. Измеренные отношения массы к свету соответствуют плотностям темной материи, предсказанным другими крупномасштабными структурными измерениями. ^{[58] [59]}

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 активно 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 по-разному развиваются со временем и оставляют разные отпечатки на CMB.

Реликтовое излучение очень близко к абсолютно черному телу, но содержит очень малые температурные анизотропии в несколько частей на 100 000. Карту анизотропии неба можно разложить на угловой спектр мощности, который, как наблюдается, содержит ряд акустических пиков на почти равном расстоянии, но разной высоте. Расположение этих пиков зависит от космологических параметров. Таким образом, соответствие теории данным ограничивает космологические параметры. ^[60]

Анизотропия CMB была впервые обнаружена COBE в 1992 году, хотя разрешение было слишком грубым, чтобы обнаружить акустические пики. После открытия первого акустического пика экспериментом BOOMERanG на воздушном шаре в 2000 году, спектр мощности был точно обнаружен WMAP в 2003–2012 годах, и еще более точно космическим аппаратом Planck в 2013–2015 годах. Результаты подтверждают модель Lambda-CDM. ^{[61] [62]}

Наблюдаемый угловой спектр мощности реликтового излучения предоставляет весомые доказательства в поддержку темной материи, поскольку ее точная структура хорошо описывается моделью лямбда-CDM ^[62] , но ее трудно воспроизвести с помощью любой конкурирующей модели, такой как модифицированная ньютоновская динамика (MOND). ^{[62] [63]}

Формирование структуры

Карта темной материи для участка неба, основанная на анализе гравитационного линзирования килоградусного обзора ^[64]

Формирование структуры относится к периоду после Большого взрыва , когда возмущения плотности коллапсировали, образуя звезды, галактики и скопления. До формирования структуры решения Фридмана для общей теории относительности описывают однородную вселенную. Позже небольшие анизотропии постепенно росли и уплотняли однородную вселенную в звезды, галактики и более крупные структуры. Обычная материя подвергается воздействию излучения, которое является доминирующим элементом вселенной в очень ранние времена. В результате ее возмущения плотности размываются и не могут конденсироваться в структуру. ^[65] Если бы во вселенной была только обычная материя, не было бы достаточно времени для того, чтобы возмущения плотности выросли в галактики и скопления, которые мы наблюдаем в настоящее время.

Темная материя дает решение этой проблемы, поскольку она не подвержена влиянию радиации. Поэтому ее возмущения плотности могут расти первыми. Результирующий гравитационный потенциал действует как притягивающая потенциальная яма для обычной материи, которая позже коллапсирует, ускоряя процесс формирования структуры. ^{[65] [66]}

Пулевой кластер

Скопление Пуля является результатом недавнего столкновения двух скоплений галактик. Оно заслуживает особого внимания, поскольку местоположение центра масс , измеренное с помощью гравитационного линзирования, отличается от местоположения центра масс видимой материи. Это трудно объяснить модифицированным теориям гравитации, которые обычно предсказывают линзирование вокруг видимой материи. ^{[67] [68] [69] [70]} Однако стандартная теория темной материи не имеет проблем: горячий видимый газ в каждом скоплении охлаждается и замедляется электромагнитными взаимодействиями, в то время как темная материя (которая не взаимодействует электромагнитно) не охлаждается. Это приводит к тому, что темная материя отделяется от видимого газа, создавая отдельный пик линзирования, как и наблюдается. ^[71]

Измерения расстояний до сверхновых типа Ia

Сверхновые типа Ia можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения внегалактических расстояний, которые, в свою очередь, можно использовать для измерения того, насколько быстро Вселенная расширялась в прошлом. ^[72] Данные указывают на то, что Вселенная расширяется с ускорением, причиной чего обычно считается темная энергия . ^[73] Поскольку наблюдения показывают, что Вселенная почти плоская, ^{[74] [75] [76]} ожидается, что общая плотность энергии всего во Вселенной должна быть равна 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. Это оставляет недостающее Ω _dm ≈ 0,258 , которое, тем не менее, ведет себя как материя (см. раздел технического определения выше) – темная материя. ^[77]

Обзоры неба и барионные акустические колебания

Барионные акустические осцилляции (BAO) — это флуктуации плотности видимой барионной материи (нормальной материи) Вселенной в больших масштабах. Предполагается, что они возникают в модели Лямбда-CDM из-за акустических колебаний в фотонно-барионной жидкости ранней Вселенной и могут наблюдаться в угловом спектре мощности космического микроволнового фона. BAO устанавливают предпочтительную шкалу длины для барионов. Поскольку темная материя и барионы слипаются после рекомбинации, эффект намного слабее в распределении галактик в близлежащей Вселенной, но его можно обнаружить как тонкое (≈1 процент) предпочтение для пар галактик, разделенных на 147 Мпк, по сравнению с парами галактик, разделенными на 130–160 Мпк. Эта особенность была теоретически предсказана в 1990-х годах, а затем обнаружена в 2005 году в двух крупных обзорах красного смещения галактик, Sloan Digital Sky Survey и 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[78] Объединение наблюдений CMB с измерениями BAO из обзоров красного смещения галактик дает точную оценку постоянной Хаббла и средней плотности материи во Вселенной. ^[79] Результаты подтверждают модель Lambda-CDM.

Искажения пространства красного смещения

Большие обзоры красного смещения галактик могут быть использованы для создания трехмерной карты распределения галактик. Эти карты слегка искажены, поскольку расстояния оцениваются по наблюдаемым красным смещениям ; красное смещение содержит вклад так называемой пекулярной скорости галактики в дополнение к доминирующему члену расширения Хаббла. В среднем сверхскопления расширяются медленнее, чем космическое среднее из-за их гравитации, в то время как пустоты расширяются быстрее среднего. На карте красного смещения галактики перед сверхскоплением имеют избыточные радиальные скорости по отношению к нему и имеют красное смещение немного выше, чем подразумевает их расстояние, в то время как галактики за сверхскоплением имеют красное смещение немного ниже своего расстояния. Этот эффект заставляет сверхскопления казаться сжатыми в радиальном направлении, а пустоты также растягиваются. Их угловые положения не затронуты. Этот эффект не обнаруживается для какой-либо одной структуры, поскольку истинная форма неизвестна, но может быть измерен путем усреднения по многим структурам. Это было предсказано количественно Ником Кайзером в 1987 году и впервые достоверно измерено в 2001 году с помощью 2dF Galaxy Redshift Survey . ^[80] Результаты согласуются с моделью лямбда-CDM .

Лес Лайман-Альфа

В астрономической спектроскопии лес Лайман-альфа представляет собой сумму линий поглощения , возникающих при переходе Лайман-альфа нейтрального водорода в спектрах далеких галактик и квазаров . Наблюдения леса Лайман-альфа также могут ограничивать космологические модели. ^[81] Эти ограничения согласуются с ограничениями, полученными из данных WMAP.

Различные кандидаты на темную материю в зависимости от их массы в единицах электронвольт (эВ)

Теоретические классификации

Состав

Что такое темная материя, неизвестно, но существует множество гипотез о том, из чего она может состоять, как указано в таблице ниже.

Наблюдения карликовых галактик с помощью Fermi-LAT дают новые сведения о темной материи.

Барионная материя

Темная материя может относиться к любой субстанции, которая взаимодействует преимущественно посредством гравитации с видимой материей (например, звездами и планетами). Следовательно, в принципе, она не обязательно должна состоять из нового типа фундаментальных частиц, но может, по крайней мере частично, состоять из стандартной барионной материи , такой как протоны или нейтроны. Большая часть обычной материи, знакомой астрономам, включая планеты, коричневые карлики, красные карлики, видимые звезды, белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, попадает в эту категорию. ^{[18] [96]} Черная дыра поглощает как барионную, так и небарионную материю, которая подходит достаточно близко к ее горизонту событий; впоследствии различие между ними теряется. ^[97]

Эти массивные объекты, которые трудно обнаружить, известны под общим названием MACHO . Некоторые ученые изначально надеялись, что барионные MACHO могут объяснить и объяснить всю темную материю. ^{[46] : 286  [98]}

Однако многочисленные доказательства указывают на то, что большая часть темной материи не является барионной:

• Достаточно большое количество рассеянного барионного газа или пыли было бы заметно при подсветке звездами.
• Теория нуклеосинтеза Большого взрыва предсказывает наблюдаемое обилие химических элементов . Если барионов больше, то должно быть больше гелия, лития и более тяжелых элементов, синтезированных во время Большого взрыва. ^{[99] [100] Согласие с наблюдаемым обилием требует, чтобы барионная материя составляла от 4 до 5%} критической плотности Вселенной . Напротив, крупномасштабная структура и другие наблюдения указывают на то, что общая плотность материи составляет около 30% критической плотности. ^[77]
• Астрономические поиски гравитационного микролинзирования в Млечном Пути обнаружили, что в лучшем случае лишь малая часть темной материи может находиться в темных, компактных, обычных объектах (MACHO и т. д.); исключенный диапазон масс объектов составляет от половины массы Земли до 30 масс Солнца, что охватывает почти всех вероятных кандидатов. ^{[101] [102] [103] [104] [105] [106]}
• Подробный анализ небольших неоднородностей (анизотропий) в космическом микроволновом фоне, проведенный WMAP и Planck, показывает, что около пяти шестых всей материи находится в форме, которая взаимодействует с обычной материей или фотонами только посредством гравитационных эффектов. ^[107]

Небарионная материя

Существует два основных кандидата на роль небарионной темной материи: новые гипотетические частицы и первичные черные дыры .

В отличие от барионной материи, небарионные частицы не вносят вклад в образование элементов в ранней Вселенной ( нуклеосинтез Большого взрыва ) ^[47] , и поэтому его присутствие обнаруживается только через его гравитационные эффекты или слабое линзирование . Кроме того, если частицы, из которых он состоит, являются суперсимметричными, они могут подвергаться аннигиляционным взаимодействиям с самими собой, что может привести к наблюдаемым побочным продуктам, таким как гамма-лучи и нейтрино (косвенное обнаружение). ^[82]

В 2015 году идея о том, что плотная темная материя состоит из первичных черных дыр, вернулась ^[108] после результатов измерений гравитационных волн , которые обнаружили слияние черных дыр средней массы. Черные дыры с массой около 30 солнечных не должны образовываться ни в результате звездного коллапса (обычно менее 15 солнечных масс), ни в результате слияния черных дыр в галактических центрах (миллионы или миллиарды солнечных масс). Было высказано предположение, что черные дыры средней массы, вызывающие обнаруженное слияние, образовались в горячей плотной ранней фазе Вселенной из-за коллапса более плотных областей. Более позднее исследование около тысячи сверхновых не обнаружило никаких событий гравитационного линзирования, тогда как можно было бы ожидать около восьми, если бы первичные черные дыры средней массы выше определенного диапазона масс составляли более 60% темной материи. ^[109] Однако в этом исследовании предполагалось, что монохроматическое распределение представляет собой диапазон масс LIGO/Virgo, что неприменимо к широкополосному распределению масс, предложенному последующими наблюдениями с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба . ^{[110] [89]}

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 аппаратом Voyager 1. Предполагается, что крошечные черные дыры испускают излучение Хокинга . Однако обнаруженные потоки были слишком низкими и не имели ожидаемого энергетического спектра, что говорит о том, что крошечные первичные черные дыры недостаточно распространены, чтобы объяснить темную материю. ^[111] Тем не менее, исследования и теории, предлагающие плотную темную материю, объясняющую темную материю, продолжаются по состоянию на 2018 год, включая подходы к охлаждению темной материи, ^{[112] [113],} и вопрос остается нерешенным. В 2019 году отсутствие эффектов микролинзирования при наблюдении за Андромедой предполагает, что крошечных черных дыр не существует. ^[114]

Однако все еще существует в значительной степени неограниченный диапазон масс, меньший, чем тот, который может быть ограничен оптическими наблюдениями микролинзирования, где первичные черные дыры могут отвечать за всю темную материю. ^{[115] [116]}

Длина бесплатного вещания

Темную материю можно разделить на холодную , теплую и горячую категории. ^[117] Эти категории относятся к скорости, а не к фактической температуре, указывая, насколько далеко соответствующие объекты переместились из-за случайных движений в ранней Вселенной, прежде чем они замедлились из-за космического расширения — это важное расстояние, называемое длиной свободного потока (FSL). Первичные флуктуации плотности, меньшие этой длины, вымываются, поскольку частицы распространяются из областей повышенной плотности в области пониженной плотности, в то время как более крупные флуктуации не затрагиваются; поэтому эта длина устанавливает минимальный масштаб для последующего формирования структуры.

Категории устанавливаются в зависимости от размера протогалактики ( объекта, который позже эволюционирует в карликовую галактику ): частицы темной материи классифицируются как холодные, теплые или горячие в соответствии с их FSL; намного меньшие (холодные), похожие на (теплые) или намного большие (горячие), чем протогалактика. ^{[118] [119] [120]} Смеси вышеперечисленного также возможны: теория смешанной темной материи была популярна в середине 1990-х годов, но была отвергнута после открытия темной энергии . ^{[ требуется ссылка ]}

Холодная темная материя приводит к формированию структуры снизу вверх, при этом сначала формируются галактики, а на более поздней стадии — скопления галактик, в то время как горячая темная материя приводит к сценарию формирования сверху вниз, при котором крупные скопления материи формируются на ранней стадии, а затем распадаются на отдельные галактики; ^{[ необходимо разъяснение ]} последнее исключается наблюдениями за галактиками с высоким красным смещением. ^[49]

Эффекты спектра флуктуаций

Эти категории также соответствуют эффектам спектра флуктуации ^{[ необходимы дополнительные пояснения ]} и интервалу после Большого взрыва, в котором каждый тип стал нерелятивистским. Дэвис и др. писали в 1985 году: ^[121]

Кандидаты на роль частиц могут быть сгруппированы в три категории на основе их влияния на спектр флуктуаций (Bond et al. 1983). Если темная материя состоит из обильных легких частиц, которые остаются релятивистскими до момента незадолго до рекомбинации, то ее можно назвать «горячей». Лучшим кандидатом на роль горячей темной материи является нейтрино... Вторая возможность заключается в том, что частицы темной материи взаимодействуют слабее, чем нейтрино, менее обильны и 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 кандидатов на роль частиц, которые соответствуют этому описанию. Были предложены гравитино и фотино (Pagels and Primack 1982; Bond, Szalay and Turner 1982)... Любые частицы, которые стали нерелятивистскими очень рано и, таким образом, смогли распространиться на незначительное расстояние, называются «холодной» темной материей (CDM). Существует много кандидатов на роль ХДМ, включая суперсимметричные частицы.

- Дэвис, Эфстатиу, Френк и Уайт (1985) ^[121]

Альтернативные определения

Другая приблизительная разделительная линия — теплая темная материя, ставшая нерелятивистской, когда Вселенной было около 1 года и 1 миллионная часть ее нынешнего размера, и в эпоху доминирования излучения (фотоны 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 излучения, таким образом, 2 световых года. Область такого размера расширилась бы до 2 миллионов световых лет сегодня (без образования структуры). Фактическая FSL примерно в 5 раз больше указанной выше длины, поскольку она продолжает медленно расти, поскольку скорости частиц уменьшаются обратно пропорционально масштабному фактору после того, как они становятся нерелятивистскими. В этом примере FSL соответствовала бы 10 миллионам световых лет (или 3 мегапарсекам ) сегодня, что примерно соответствует размеру, содержащему среднюю большую галактику. ${\displaystyle 2ct}$

Температура фотона в 2,7 миллиона  Кельвинов дает типичную энергию фотона в 250  электронвольт , тем самым устанавливая типичную шкалу масс для теплой темной материи: частицы, намного более массивные, чем эта, такие как WIMP массой ГэВ–ТэВ, стали бы нерелятивистскими гораздо раньше, чем через год после Большого взрыва, и, таким образом, имели бы FSL, намного меньшие, чем протогалактика, что делает их холодными. И наоборот, гораздо более легкие частицы, такие как нейтрино с массой всего в несколько электронвольт, имеют FSL, намного большие, чем протогалактика, что делает их горячими.

Холодная темная материя

Холодная темная материя предлагает простейшее объяснение большинства космологических наблюдений. Это темная материя, состоящая из компонентов с FSL, намного меньшим, чем протогалактика. Это фокус исследований темной материи, поскольку горячая темная материя, по-видимому, не способна поддерживать формирование галактик или скоплений галактик, а большинство кандидатов на частицы замедлились рано.

Состав холодной темной материи неизвестен. Возможности варьируются от крупных объектов, таких как MACHO (такие как черные дыры ^[122] и преонные звезды ^[123] ) или RAMBO (такие как скопления коричневых карликов), до новых частиц, таких как WIMP и аксионы .

Эксперимент DAMA/NaI 1997 года и его преемник DAMA/LIBRA 2013 года, как утверждается, позволили напрямую обнаружить частицы темной материи, проходящие через Землю, однако многие исследователи по-прежнему относятся к ним скептически, поскольку отрицательные результаты аналогичных экспериментов кажутся несовместимыми с результатами DAMA.

Многие суперсимметричные модели предлагают кандидатов на темную материю в форме WIMPy, самой легкой суперсимметричной частицы (LSP). ^[124] Отдельно тяжелые стерильные нейтрино существуют в несуперсимметричных расширениях стандартной модели , которые объясняют малую массу нейтрино через механизм качелей .

Теплая темная материя

Теплая темная материя состоит из частиц с FSL, сопоставимым 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 обилие карликовых галактик и может привести к более низкой плотности темной материи в центральных частях больших галактик. Некоторые исследователи считают, что это лучше соответствует наблюдениям. Проблема для этой модели заключается в отсутствии кандидатов на частицы с требуемой массой ≈ 300 эВ до 3000 эВ. ^{[ необходима цитата ]}

Ни одна известная частица не может быть отнесена к категории теплой темной материи. Предполагаемым кандидатом является стерильное нейтрино : более тяжелая, более 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

Горячая темная материя состоит из частиц, FSL которых намного больше размера протогалактики. Нейтрино квалифицируется как такая частица. Они были открыты независимо, задолго до охоты за темной материей: они были постулированы в 1930 году и обнаружены в 1956 году . Масса нейтрино составляет менее 10−6 ^массы электрона . Нейтрино взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации и слабого взаимодействия , что затрудняет их обнаружение (слабое взаимодействие действует только на небольшом расстоянии, поэтому нейтрино запускает событие слабого взаимодействия, только если оно сталкивается с ядром лоб в лоб). Это делает их « слабо взаимодействующими тонкими частицами » ( WISP ), в отличие от WIMP.

Три известных аромата нейтрино — это электрон , мюон и тау . Нейтрино колеблются между ароматами по мере своего движения. Трудно определить точную верхнюю границу коллективной средней массы трех нейтрино. Например, если бы средняя масса нейтрино была более 50  эВ /c2 ⁽ менее 10−5 ^массы электрона), Вселенная бы коллапсировала. ^[125] Данные CMB и другие методы указывают, что их средняя масса, вероятно, не превышает 0,3 эВ/c2 ^. Таким образом, наблюдаемые нейтрино не могут объяснить темную материю. ^[126]

Поскольку флуктуации плотности размером с галактику размываются свободным потоком, горячая темная материя подразумевает, что первые объекты, которые могут образоваться, — это огромные блины размером со сверхскопление , которые затем фрагментируются в галактики. Наблюдения в глубоком поле вместо этого показывают, что сначала образовались галактики, а затем — скопления и сверхскопления, поскольку галактики слипаются.

Агрегация темной материи и плотные объекты темной материи

Если темная материя состоит из слабо взаимодействующих частиц, то очевидный вопрос заключается в том, может ли она образовывать объекты, эквивалентные планетам , звездам или черным дырам . Исторически ответ был: не может, ^{[f] [127] [128] [129]} из-за двух факторов:

У него нет эффективного способа потерять энергию ^[127]

Обычная материя образует плотные объекты, потому что у нее есть множество способов потерять энергию. Потеря энергии была бы необходима для формирования объекта, потому что частица, которая получает энергию во время уплотнения или падения «внутрь» под действием гравитации 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 как через гравитацию. Теорема вириала предполагает, что такая частица не останется связанной с постепенно формирующимся объектом — по мере того, как объект начнет формироваться и уплотняться, частицы темной материи внутри него будут ускоряться и стремиться к выходу.

Ему не хватает разнообразия взаимодействий, необходимых для формирования структур ^[129]

Обычная материя взаимодействует многими различными способами, что позволяет ей образовывать более сложные структуры. Например, звезды формируются посредством гравитации, но частицы внутри них взаимодействуют и могут испускать энергию в форме нейтрино и электромагнитного излучения посредством 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 такому широкому спектру взаимодействий, поскольку она, по-видимому, взаимодействует только посредством гравитации (и, возможно, каким-то образом не сильнее слабого взаимодействия , хотя до тех пор, пока темная материя не будет лучше понята, это всего лишь предположение).

Однако существуют теории атомной темной материи, сходные с обычной материей, которые преодолевают эти проблемы. ^[86]

Обнаружение частиц темной материи

Если темная материя состоит из субатомных частиц, то миллионы, возможно, миллиарды таких частиц должны проходить через каждый квадратный сантиметр Земли каждую секунду. ^{[130] [131]} Многие эксперименты направлены на проверку этой гипотезы. Хотя WIMP были основными кандидатами для поиска, ^[49] аксионы привлекли новое внимание, с экспериментом Axion Dark Matter Experiment (ADMX), который ищет аксионы, и многими другими, запланированными в будущем. ^[132] Другим кандидатом являются тяжелые частицы скрытого сектора , которые взаимодействуют с обычной материей только посредством гравитации.

Эти эксперименты можно разделить на два класса: эксперименты по прямому обнаружению, в ходе которых ищут рассеяние частиц темной материи на атомных ядрах внутри детектора; и эксперименты по косвенному обнаружению, в ходе которых ищут продукты аннигиляции или распада частиц темной материи. ^[82]

Прямое обнаружение

Эксперименты по прямому обнаружению направлены на наблюдение низкоэнергетических откатов (обычно несколько кэВ ) ядер, вызванных взаимодействиями с частицами темной материи, которые (теоретически) проходят через Землю. После такого отката ядро ​​будет испускать энергию в виде сцинтилляционного света или фононов , проходя через чувствительную аппаратуру обнаружения. Чтобы делать это эффективно, крайне важно поддерживать чрезвычайно низкий фон, что является причиной того, что такие эксперименты обычно проводятся глубоко под землей, где помехи от космических лучей сведены к минимуму. Примерами подземных лабораторий с экспериментами по прямому обнаружению являются шахта Stawell , шахта Soudan , подземная лаборатория SNOLAB в Садбери , Национальная лаборатория Gran Sasso , Подземная лаборатория Canfranc , Подземная лаборатория Boulby , Глубокая подземная научно-техническая лаборатория и Подземная лаборатория China Jinping .

В этих экспериментах в основном используются либо криогенные, либо технологии детекторов благородных жидкостей. Криогенные детекторы, работающие при температурах ниже 100 мК, обнаруживают тепло, выделяемое при столкновении частицы с атомом в кристаллическом поглотителе, таком как германий . Детекторы благородных жидкостей обнаруживают сцинтилляцию , выделяемую столкновением частиц в жидком ксеноне или аргоне . Эксперименты с криогенными детекторами включают такие проекты, как CDMS , CRESST , EDELWEISS и EURECA , в то время как эксперименты с благородными жидкостями включают LZ , XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaX и LUX, Большой подземный эксперимент с ксеноном . Оба эти метода в значительной степени сосредоточены на их способности отличать фоновые частицы (которые в основном рассеиваются электронами) от частиц темной материи (которые рассеиваются ядрами). Другие эксперименты включают SIMPLE и PICASSO , которые используют альтернативные методы в своих попытках обнаружить темную материю.

В настоящее время нет ни одного обоснованного заявления об обнаружении темной материи с помощью эксперимента по прямому обнаружению, что приводит вместо этого к сильным верхним пределам массы и сечения взаимодействия с нуклонами таких частиц темной материи. ^[133] Экспериментальные коллаборации DAMA /NaI и более поздние DAMA/LIBRA обнаружили ежегодную модуляцию скорости событий в своих детекторах, ^{[134] [135],} которая, как они утверждают, вызвана темной материей. Это происходит из-за ожидания того, что по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, скорость детектора относительно гало темной материи будет изменяться на небольшую величину. Это заявление пока не подтверждено и противоречит отрицательным результатам других экспериментов, таких как LUX, SuperCDMS ^[136] и XENON100. ^[137]

Особый случай экспериментов по прямому обнаружению охватывает эксперименты с направленной чувствительностью. Это стратегия поиска, основанная на движении Солнечной системы вокруг Галактического центра . ^{[138] [139] [140] [141]} Камера проекции времени низкого давления позволяет получить доступ к информации о треках отдачи и ограничить кинематику WIMP-ядра. WIMP, приходящие с направления, в котором движется Солнце (приблизительно к Лебедю ), затем могут быть отделены от фона, который должен быть изотропным. Эксперименты по направленной темной материи включают DMTPC , DRIFT , Newage и MIMAC.

Косвенное обнаружение

Коллаж из шести столкновений кластеров с картами темной материи. Кластеры наблюдались в исследовании того, как темная материя в кластерах галактик ведет себя при столкновении кластеров. ^[142]

Видео о потенциальном обнаружении гамма-излучения при аннигиляции темной материи вокруг сверхмассивных черных дыр . (Продолжительность 0:03:13, см. также описание файла.)

Эксперименты по косвенному обнаружению ищут продукты самоуничтожения или распада частиц темной материи в космическом пространстве. Например, в областях с высокой плотностью темной материи (например, в центре нашей галактики ) две частицы темной материи могут аннигилировать , чтобы произвести гамма-лучи или пары частица-античастица Стандартной модели. ^[143] В качестве альтернативы, если частица темной материи нестабильна, она может распасться на частицы Стандартной модели (или другие). Эти процессы могут быть обнаружены косвенно через избыток гамма-лучей, антипротонов или позитронов, исходящих из областей с высокой плотностью в нашей галактике или других. ^[144] 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, потребуются множественные сигналы. ^{[49] [82]}

Некоторые частицы темной материи, проходящие через Солнце или Землю, могут рассеиваться от атомов и терять энергию. Таким образом, темная материя может накапливаться в центре этих тел, увеличивая вероятность столкновения/аннигиляции. Это может создать отличительный сигнал в виде нейтрино высокой энергии . ^[145] Такой сигнал был бы сильным косвенным доказательством темной материи WIMP. ^[49] Телескопы для нейтрино высокой энергии, такие как AMANDA , IceCube и ANTARES, ищут этот сигнал. ^{[46] : 298} Обнаружение гравитационных волн LIGO в сентябре 2015 года открывает возможность наблюдения темной материи новым способом, особенно если она находится в форме первичных черных дыр . ^{[146] [147] [148]}

Было проведено множество экспериментальных исследований для поиска такого излучения в результате аннигиляции или распада темной материи, примеры которых приведены ниже.

Экспериментальный телескоп Energetic Gamma Ray зафиксировал в 2008 году больше гамма-лучей, чем ожидалось от Млечного Пути , но ученые пришли к выводу, что это, скорее всего, было связано с неправильной оценкой чувствительности телескопа. ^[149]

Космический гамма-телескоп Ферми ищет похожие гамма-лучи. ^[150] В 2009 году в данных Ферми был обнаружен пока необъяснимый избыток гамма-лучей из галактического центра Млечного Пути. Этот избыток ГэВ в галактическом центре может быть вызван аннигиляцией темной материи или популяцией пульсаров. ^[151] В апреле 2012 года анализ ранее доступных данных с инструмента Большого телескопа Ферми дал статистические доказательства сигнала 130 ГэВ в гамма-излучении, исходящем из центра Млечного Пути. ^[152] Аннигиляция WIMP рассматривалась как наиболее вероятное объяснение. ^[153]

При более высоких энергиях наземные гамма-телескопы установили ограничения на аннигиляцию темной материи в карликовых сфероидальных галактиках ^[154] и в скоплениях галактик. ^[155]

Эксперимент PAMELA (запущенный в 2006 году) обнаружил избыток позитронов . Они могли быть результатом аннигиляции темной материи или пульсаров . Избыток антипротонов не наблюдался. ^[156]

В 2013 году результаты, полученные с помощью альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции, указали на избыток высокоэнергетических космических лучей , которые могли быть вызваны аннигиляцией темной материи. ^{[157] [158] [159] [160] [161] [162]}

Коллайдер ищет темную материю

Альтернативный подход к обнаружению частиц темной материи в природе заключается в их создании в лаборатории. Эксперименты с Большим адронным коллайдером (БАК) могут обнаружить частицы темной материи, полученные в столкновениях протонных пучков БАК. Поскольку частица темной материи должна иметь пренебрежимо малое взаимодействие с обычной видимой материей, ее можно обнаружить косвенно как (большие количества) недостающей энергии и импульса, которые выходят за пределы детекторов, при условии обнаружения других (непренебрежимо малых) продуктов столкновения. ^[163] Ограничения на темную материю также существуют из эксперимента LEP , использующего аналогичный принцип, но исследующего взаимодействие частиц темной материи с электронами, а не с кварками. ^[164] Любое открытие, полученное в результате 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

Поскольку темная материя еще не была идентифицирована, появилось много других гипотез, направленных на объяснение тех же наблюдаемых явлений без введения нового неизвестного типа материи. Теория, лежащая в основе большинства наблюдательных свидетельств темной материи, общая теория относительности, хорошо проверена в масштабах солнечной системы, но ее справедливость в галактических или космологических масштабах не была хорошо доказана. ^[165] Подходящая модификация общей теории относительности может в принципе предположительно устранить необходимость в темной материи. Наиболее известными теориями этого класса являются MOND и ее релятивистское обобщение тензорно-векторно-скалярная гравитация (TeVeS), ^[166] f(R) гравитация , ^[167] отрицательная масса , темная жидкость , ^{[168] [169] [170]} и энтропийная гравитация . ^[171] Альтернативных теорий предостаточно. ^{[172] [173]}

Первичные черные дыры считаются кандидатами на роль компонентов темной материи. ^{[94] [92] [174] [175]} Ранние ограничения на первичные черные дыры как темную материю обычно предполагали, что большинство черных дыр будут иметь схожую или одинаковую («монохроматическую») массу, что было опровергнуто результатами LIGO/Virgo. ^{[90] [91] [93]} В 2024 году обзор Бернарда Карра и его коллег пришел к выводу, что первичные черные дыры, образовавшиеся в эпоху квантовой хромодинамики до 10 ^-5 секунд после Большого взрыва, могут объяснить большинство наблюдений, приписываемых темной материи. Такое образование черных дыр привело бы к расширенному распределению массы сегодня, «с рядом отчетливых выступов, наиболее заметный из которых находится примерно на одной солнечной массе». ^[13]

Проблема с альтернативными гипотезами заключается в том, что наблюдательные доказательства темной материи исходят из столь многих независимых подходов (см. раздел «наблюдательные доказательства» выше). Объяснение любого отдельного наблюдения возможно, но объяснение всех из них в отсутствие темной материи очень сложно. Тем не менее, были некоторые разрозненные успехи альтернативных гипотез, такие как тест гравитационного линзирования в энтропийной гравитации в 2016 году ^{[176] [177] [178]} и измерение уникального эффекта MOND в 2020 году. ^{[179] [180]}

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

В популярной культуре

Темная материя регулярно появляется как тема в гибридных периодических изданиях, которые охватывают как фактические научные темы, так и научную фантастику, ^[181] а сама темная материя упоминается как «вещь научной фантастики». ^[182]

Темная материя упоминается в художественных произведениях. В таких случаях ей обычно приписываются необычные физические или магические свойства, что противоречит предполагаемым свойствам темной материи в физике и космологии. Например:

• Темная материя служит сюжетным приемом в эпизоде ​​« Мягкий свет » сериала «Секретные материалы ». ^[183]
• Вдохновленная темной материей субстанция, известная как «Пыль», занимает видное место в трилогии Филипа Пулмана « Темные начала » . ^[184]
• Существа, состоящие из темной материи, являются антагонистами в «Последовательности Ксиле » Стивена Бакстера . [ ^185]

В более широком смысле фраза «темная материя» используется в художественной литературе метафорически, чтобы обозначить нечто невидимое или невидимое. ^[186]

Галерея

• 
  Карта DM, полученная в ходе Космического эволюционного обзора (COSMOS) с использованием космического телескопа Хаббл (2007) ^{[187] [188]}
• 
  Карта DM, полученная в ходе исследования линзирования CFHT (CFHTLenS) с использованием телескопа Канада–Франция–Гавайи (2012 г.) ^{[189] [190]} (карта COSMOS в центре)
• Карта DM, полученная в ходе исследования Kilo-Degree Survey (KiDS) с использованием телескопа VLT Survey Telescope (2015) ^{[191] [192]}
• 
  Карта DM, полученная с помощью Hyper Suprime-Cam Survey (HSCS) с использованием телескопа Subaru (2018) ^{[193] [194]}
• 
  Карта DM, полученная в ходе исследования темной энергии (DES) с использованием телескопа Виктора М. Бланко (2021 г.) ^{[195] [196]}

Смотрите также

Связанные теории

• Темная энергия  – энергия, движущая ускоренное расширение Вселенной.
• Конформная гравитация  – теории гравитации, инвариантные относительно преобразований Вейля.
• Теория волн плотности – теория, в которой волны сжатого газа, движущиеся медленнее галактики, поддерживают структуру галактики.
• Энтропийная гравитация  – Теория в современной физике, описывающая гравитацию как энтропийную силу.
• Темное излучение  – постулируемый тип излучения, который опосредует взаимодействие темной материи.
• Массивная гравитация  – Теория гравитации, в которой гравитон имеет ненулевую массу.
• Нечастичная физика  – спекулятивная теория, предполагающая форму материи, которую невозможно объяснить с точки зрения частиц.

Эксперименты

• DEAP  – Эксперимент по поиску темной материи, поисковый аппарат
• Эксперимент LZ  – эксперимент в Южной Дакоте, США Pages displaying wikidata descriptions as a fallback, большой подземный детектор темной материи
• Исследователь частиц темной материи ( DAMPE ) – китайский научный спутник, космическая миссия
• Общий спектрометр античастиц
• MultiDark , исследовательская программа
• Проект Illustris  – Компьютерное моделирование вселенной, астрофизическое моделирование
• Будущий кольцевой коллайдер  – предлагаемый ускоритель частиц, исследовательская инфраструктура ускорителя частиц

Кандидаты на темную материю

• Слабо взаимодействующие частицы
• Легкая темная материя  – Слабо взаимодействующие массивные частицы темной материи, кандидаты с массой менее 1 ГэВ
• Зеркальная материя  – гипотетический аналог обычной материи
• Экзотическая материя  – физический термин для обозначения множества концепций.
• Нейтралино  – собственное состояние нейтральной массы, образованное из суперпартнеров калибровочных и хиггсовских бозонов.
• Темная галактика  – предполагаемая галактика, в которой нет звезд или их очень мало.
• Скалярное поле темной материи  – Классическое, минимально связанное скалярное поле, постулируемое для объяснения предполагаемой темной материи.
• Самовзаимодействующая темная материя  – гипотетическая форма темной материи, состоящая из частиц с сильным самовзаимодействием.
• Слабовзаимодействующая массивная частица ( WIMP ) – Гипотетические частицы, которые могут составлять темную материю.
• Слабовзаимодействующая тонкая частица (WISP) – маломассивный аналог WIMP
• Сильно взаимодействующая массивная частица ( SIMP ) – Гипотетическая частица
• Частица-хамелеон  – гипотетическая скалярная частица, которая взаимодействует с материей слабее, чем гравитация.

Другой

• Избыток ГэВ в галактическом центре  – Необъяснимые гамма-лучи из галактического центра
• Светоносный эфир — когда-то теоретически предполагаемая невидимая и бесконечная материя, не взаимодействующая с физическими объектами, используемая для объяснения того, как свет может проходить через вакуум (теперь опровергнуто)

Примечания

1. Поскольку темная энергия не считается материей, это ⁠26.8/4,9 + 26,8⁠ = 0,845 .
2. "Эм, wie beobachtet, einen mittleren Dopplereffekt von 1000 км/сек или больше, чем erhalten, müsste также die mittlere Dichte im Comasystem Mindestens 400 mal grösser sein als die auf Grund von Beobachtungen an leuchtender Materie abgeleitete. Falls sich dies bewahrheiten soll ты, вюрде sich также das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel grösserer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie." ^{[29] (с. 125)}

   [Чтобы получить средний эффект Доплера в 1000 км/с или более, как это наблюдалось, средняя плотность в системе Coma должна быть по крайней мере в 400 раз больше, чем полученная на основе наблюдений за светящейся материей. Если бы это подтвердилось, то последовал бы удивительный результат, что темная материя присутствует с гораздо большей плотностью, чем светящаяся материя.]

3. Однако в современную космическую эпоху это нейтринное поле остыло и начало вести себя скорее как материя, чем как излучение.
4. Это является следствием теоремы об оболочках и наблюдения, что спиральные галактики в значительной степени сферически симметричны (в 2D).
5. Три типа нейтрино, которые уже наблюдались, действительно широко распространены, темны и являются материей, но их индивидуальные массы почти наверняка слишком малы, чтобы составлять более чем малую долю темной материи, из-за ограничений, вытекающих из крупномасштабной структуры и галактик с высоким красным смещением . ^[82]
6. «Одно из широко распространенных мнений о темной материи заключается в том, что она не может охлаждаться, излучая энергию. Если бы это было возможно, то она могла бы собираться вместе и создавать компактные объекты таким же образом, как барионная материя формирует планеты, звезды и галактики. Наблюдения до сих пор показывают, что темная материя этого не делает — она находится только в диффузных гало... В результате крайне маловероятно, что существуют очень плотные объекты, такие как звезды, состоящие полностью (или даже в основном) из темной материи». — Бакли и Дифранцо (2018) ^[127]

Ссылки

1. Зигфрид, Т. (5 июля 1999 г.). «Скрытые измерения пространства могут допускать существование параллельных вселенных, объясняя космические тайны». The Dallas Morning News .
2. Trimble, V. (1987). "Существование и природа темной материи во Вселенной" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 25 : 425–472. Bibcode :1987ARA&A..25..425T. doi :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 максимально четкой». Страницы миссии НАСА . 21 марта 2013 г. Архивировано из оригинала 12 ноября 2020 г. Получено 1 мая 2016 г.
5. "Темная энергия, темная материя". NASA Science: Astrophysics . 5 июня 2015 г.
6. Ade, PAR; Aghanim, N .; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 марта 2013 г.). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9". Astronomy and Astrophysics . 1303 : 5062. arXiv : 1303.5062 . Bibcode :2014A&A...571A...1P. doi :10.1051/0004-6361/201321529. S2CID  218716838.
7. Фрэнсис, Мэтью (22 марта 2013 г.). «Первые результаты Планка: Вселенная все еще странная и интересная». Ars Technica .
8. «Planck запечатлел портрет молодой Вселенной, обнаружив ранний свет». Кембриджский университет. 21 марта 2013 г. Получено 21 марта 2013 г.
9. Кэрролл, Шон (2007). Темная материя, темная энергия: темная сторона вселенной . The Teaching Company. Руководство, часть 2, стр. 46. ... темная материя: невидимый, по сути бесстолкновительный компонент материи, который составляет около 25 процентов плотности энергии вселенной... это другой вид частиц... что-то еще не наблюдаемое в лаборатории...
10. Феррис, Тимоти (январь 2015 г.). «Темная материя». Скрытый космос. National Geographic Magazine . Архивировано из оригинала 25 декабря 2014 г. Получено 10 июня 2015 г.
11. Jarosik, N.; et al. (2011). "Семилетние наблюдения зонда микроволновой анизотропии Вильсона (WMAP): карты неба, систематические ошибки и основные результаты". Приложение к Astrophysical Journal . 192 (2): 14. arXiv : 1001.4744 . Bibcode : 2011ApJS..192...14J. doi : 10.1088/0067-0049/192/2/14. S2CID  46171526.
12. Тиммер, Джон (21 апреля 2023 г.). «Никаких WIMPS! Тяжелые частицы не объясняют странности гравитационного линзирования». Ars Technica . Получено 21 июня 2023 г.
13. Carr, BJ; Clesse, S.; García-Bellido, J.; Hawkins, MRS; Kühnel, F. (26 февраля 2024 г.). «Наблюдательные свидетельства первичных черных дыр: позитивистская перспектива». Physics Reports . 1054 : 1–68. arXiv : 2306.03903 . Bibcode :2024PhR..1054....1C. doi :10.1016/j.physrep.2023.11.005. ISSN  0370-1573.См. рисунок 39.
14. Bird, Simeon; Albert, Andrea; Dawson, Will; Ali-Haïmoud, Yacine; Coogan, Adam; Drlica-Wagner, Alex; Feng, Qi; Inman, Derek; Inomata, Keisuke; Kovetz, Ely; Kusenko, Alexander; Lehmann, Benjamin V.; Muñoz, Julian B.; Singh, Rajeev; Takhistov, Volodymyr; Tsai, Yu-Dai (1 августа 2023 г.). "Primordial black hole dark matter". Physics of the Dark Universe . 41 : 101231. arXiv : 2203.08967 . doi :10.1016/j.dark.2023.101231. ISSN  2212-6864. S2CID  247518939.
15. Carr, Bernard; Kühnel, Florian (2 мая 2022 г.). «Первичные черные дыры как кандидаты темной материи». SciPost Physics Lecture Notes : 48. arXiv : 2110.02821 . doi : 10.21468/SciPostPhysLectNotes.48 . S2CID  238407875 . Получено 13 февраля 2023 г. .(См. также прилагаемую слайдовую презентацию.)
16. Хоссенфельдер, Сабина; Макго, Стейси С. (август 2018 г.). «Реальна ли темная материя?». Scientific American . 319 (2): 36–43. Bibcode : 2018SciAm.319b..36H. doi : 10.1038/scientificamerican0818-36. PMID  30020902. S2CID  51697421. Прямо сейчас несколько десятков ученых изучают модифицированную гравитацию, в то время как несколько тысяч ищут частицы темной материи.
17. Carroll, Sean (9 мая 2012 г.). "Темная материя против модифицированной гравитации: триалог" . Получено 14 февраля 2017 г. .
18. Бертоне, Джанфранко; Хупер, Дэн (15 октября 2018 г.). «История темной материи». Reviews of Modern Physics . 90 (4): 045002. arXiv : 1605.04909 . Bibcode : 2018RvMP...90d5002B. doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002. S2CID  18596513.
19. de Swart, JG; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). «Как темная материя пришла к материи». Nature Astronomy . 1 (59): 59. arXiv : 1703.00013 . Bibcode : 2017NatAs...1E..59D. doi : 10.1038/s41550-017-0059. S2CID  119092226.
20. Томпсон, У., Лорд Кельвин (1904). Балтиморские лекции по молекулярной динамике и волновой теории света. Лондон, Великобритания: CJ Clay and Sons. стр. 274 – через hathitrust.org.
21. "История темной материи". Ars Technica . 3 февраля 2017 г. Получено 8 февраля 2017 г.
22. Пуанкаре, Х. (1906). «La Voielactée et la theorie des gaz» [Млечный Путь и теория газов]. Бюллетень астрономического общества Франции (на французском языке). 20 : 153–165.
23. Kapteyn, JC (1922). "Первая попытка теории расположения и движения звездной системы". Astrophysical Journal . 55 : 302–327. Bibcode : 1922ApJ....55..302K. doi : 10.1086/142670. Попутно предполагается, что когда теория будет усовершенствована, можно будет определить количество темной материи по ее гравитационному эффекту. [ выделено в оригинале ]
24. Розенберг, Лесли Дж. (30 июня 2014 г.). Статус эксперимента Axion Dark-Matter (ADMX) (PDF) . 10-й семинар PATRAS по аксионам, WIMP и WISP. стр. 2. Архивировано (PDF) из оригинала 5 февраля 2016 г.
25. Лундмарк, К. (1 января 1930 г.). «Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen, und Dichtigkeit für die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme» [Об определении расстояний, размеров, масс и плотностей для ближайших негалактических звездных систем]. Медделанденская астрономическая обсерватория имени Франа Лундса . Я (на немецком языке). 125 : 1–13. Бибкод : 1930MeLuF.125....1L.
26. Оорт, Дж. Х. (1932). «Сила, действующая со стороны звездной системы в направлении, перпендикулярном плоскости Галактики, и некоторые связанные с этим проблемы». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 6 : 249–287. Бибкод : 1932BAN.....6..249O.
27. "Скрытая жизнь галактик: Скрытая масса". Представьте себе Вселенную . Гринбелт, Мэриленд: NASA / GSFC .
28. Kuijken, K.; Gilmore, G. (июль 1989). «Распределение масс в галактическом диске – Часть III – Местная объемная плотность массы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 239 (2): 651–664. Bibcode : 1989MNRAS.239..651K. doi : 10.1093/mnras/239.2.651 .
29. Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln" [Красное смещение внегалактических туманностей]. Helvetica Physica Acta . 6 : 110–127. Bibcode :1933AcHPh...6..110Z.
30. Цвикки, Фриц (1937). «О массах туманностей и скоплений туманностей». The Astrophysical Journal . 86 : 217–246. Bibcode :1937ApJ....86..217Z. doi : 10.1086/143864 .
31. Некоторые подробности расчета Цвикки и более современных значений приведены в Richmond, M. (c. 1999). Использование теоремы вириала: масса скопления галактик (лекции). Physics 440. Рочестер, Нью-Йорк: Рочестерский технологический институт . Получено 10 июля 2007 г. – через spiff.rit.edu.
32. Фриз, Кэтрин (2014). Космический коктейль: три части темной материи. Princeton University Press. ISBN 978-1-4008-5007-5.
33. Babcock, HW (1939). «Вращение туманности Андромеды». Бюллетень Ликской обсерватории . 19 : 41–51. Bibcode :1939LicOB..19...41B. doi : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B .
34. Оорт, Дж. Х. (апрель 1940 г.). «Некоторые проблемы, касающиеся структуры и динамики галактической системы и эллиптических туманностей NGC 3115 и 4494» (PDF) . The Astrophysical Journal . 91 (3): 273–306. Bibcode : 1940ApJ....91..273O. doi : 10.1086/144167. hdl : 1887/8533 – через leidenuniv.nl.
35. "Подкаст Superstars of Astronomy" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 27 сентября 2021 г.
36. de Swart, Jaco (1 августа 2024 г.). «Пять десятилетий недостающей массы». Physics Today . 77 : 34–43. doi : 10.1063/pt.ozhk.lfeb .
37. Overbye, D. (27 декабря 2016 г.). «Вера Рубин, 88 лет, умирает; открыла двери в астрономию и для женщин». The New York Times (некролог) . Получено 27 декабря 2016 г.
38. "Первое наблюдательное свидетельство темной материи". Darkmatterphysics.com . Архивировано из оригинала 25 июня 2013 года . Получено 6 августа 2013 года .
39. Rubin, VC ; Ford, WK Jr. (февраль 1970 г.). «Вращение туманности Андромеды по спектроскопическому обзору областей эмиссии». The Astrophysical Journal . 159 : 379–403. Bibcode :1970ApJ...159..379R. doi :10.1086/150317. S2CID  122756867.
40. Робертс, Мортон С. (май 1966 г.). «Высокоразрешающее 21 см исследование водородных линий туманности Андромеды». The Astrophysical Journal . 159 : 639–656. Bibcode : 1966ApJ...144..639R. doi : 10.1086/148645.
41. Готтесман, СТ; Дэвис, Род Д.; Реддиш , Винсент Картледж (1966). «Обзор нейтрального водорода южных регионов туманности Андромеды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 133 (4): 359–387. Bibcode : 1966MNRAS.133..359G. doi : 10.1093/mnras/133.4.359 .
42. Roberts, Morton S. (октябрь 1975 г.). «Кривая вращения и геометрия M 31 на больших галактоцентрических расстояниях». The Astrophysical Journal . 201 : 327–346. Bibcode : 1975ApJ...201..327R. doi : 10.1086/153889.
43. Rogstad, David H.; Shostak, G. Seth (сентябрь 1972 г.). «Общие свойства пяти галактик Scd, определенные по наблюдениям на расстоянии 21 см». The Astrophysical Journal . 176 : 315–321. Bibcode : 1972ApJ...176..315R. doi : 10.1086/151636.
44. Босма, А. (1978). Распределение и кинематика нейтрального водорода в спиральных галактиках различных морфологических типов (кандидатская диссертация). Рейксуниверситет Гронингена .
45. Персик, Массимо; Салуччи, Паоло; Стел, Фульвио (1996). «Универсальная кривая вращения спиральных галактик — I. Связь с темной материей». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (1): 27–47. arXiv : astro-ph/9506004 . Bibcode :1996MNRAS.281...27P. doi : 10.1093/mnras/278.1.27 .
46. Рэндалл, Лиза (2015). Темная материя и динозавры: поразительная взаимосвязанность Вселенной . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Ecco / HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
47. Copi, CJ; Schramm, DN; Turner, MS (1995). «Нуклеосинтез Большого взрыва и плотность барионов во Вселенной». Science . 267 (5195): 192–199. arXiv : astro-ph/9407006 . Bibcode :1995Sci...267..192C. doi :10.1126/science.7809624. PMID  7809624. S2CID  15613185.
48. Бергстром, Л. (2000). «Небарионная темная материя: наблюдательные свидетельства и методы обнаружения». Reports on Progress in Physics . 63 (5): 793–841. arXiv : hep-ph/0002126 . Bibcode :2000RPPh...63..793B. doi :10.1088/0034-4885/63/5/2r3. S2CID  119349858.
49. Bertone, G.; Hooper, D.; Silk, J. (2005). «Частицы темной материи: доказательства, кандидаты и ограничения». Physics Reports . 405 (5–6): 279–390. arXiv : hep-ph/0404175 . Bibcode :2005PhR...405..279B. doi :10.1016/j.physrep.2004.08.031. S2CID  118979310.
50. Baumann, Daniel. "Cosmology: Part III" (PDF) . Mathematical Tripos. Cambridge University. стр. 21–22. Архивировано из оригинала (PDF) 2 февраля 2017 г. . Получено 24 января 2017 г. .
51. Siegel, Ethan (2019). «Сохраняется ли энергия при красном смещении фотонов в нашей расширяющейся Вселенной?». Starts With a Bang . Получено 5 ноября 2022 г. .
52. Питер, Анника ХГ (18 января 2012 г.). «Темная материя: краткий обзор».
53. Салуччи, П. (2019). «Распределение темной материи в галактиках». Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 2. arXiv : 1811.08843 . Bibcode : 2019A&ARv..27....2S. doi : 10.1007/s00159-018-0113-1.
54. Faber, SM; Jackson, RE (1976). «Дисперсии скоростей и отношения массы к светимости для эллиптических галактик». The Astrophysical Journal . 204 : 668–683. Bibcode : 1976ApJ...204..668F. doi : 10.1086/154215.
55. Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Princeton University Press. С. 712–713.
56. Аллен, Стивен В.; Эврард, Огаст Э.; Мантц, Адам Б. (2011). «Космологические параметры скоплений галактик». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 409–470. arXiv : 1103.4829 . Bibcode : 2011ARA&A..49..409A. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102514. S2CID  54922695.
57. Тейлор, AN; и др. (1998). «Увеличение гравитационной линзы и масса Abell 1689». The Astrophysical Journal . 501 (2): 539–553. arXiv : astro-ph/9801158 . Bibcode : 1998ApJ...501..539T. doi : 10.1086/305827. S2CID  14446661.
58. Refregier, A. (2003). «Слабое гравитационное линзирование крупномасштабной структурой». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 41 (1): 645–668. arXiv : astro-ph/0307212 . Bibcode : 2003ARA&A..41..645R. doi : 10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. S2CID  34450722.
59. Wu, X.; Chiueh, T.; Fang, L.; Xue, Y. (1998). «Сравнение различных оценок массы скопления: согласованность или расхождение?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 301 (3): 861–871. arXiv : astro-ph/9808179 . Bibcode : 1998MNRAS.301..861W. CiteSeerX 10.1.1.256.8523 . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . S2CID  1291475. 
60. Подробности технические. Для введения на среднем уровне см. Hu, Wayne (2001). "Intermediate Guide to the Acoustic Peaks and Polarization".
61. Hinshaw, G.; et al. (2009). «Пятилетние наблюдения зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): обработка данных, карты неба и основные результаты». Приложение к Astrophysical Journal . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode : 2009ApJS..180..225H. doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID  3629998.
62. Ade, PAR; et al. (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological settings". Astron. Astrophys . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode :2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
63. Skordis, C.; et al. (2006). "Крупномасштабная структура в теории релятивистской модифицированной ньютоновской динамики Бекенштейна". Phys. Rev. Lett . 96 (1): 011301. arXiv : astro-ph/0505519 . Bibcode : 2006PhRvL..96a1301S. doi : 10.1103/PhysRevLett.96.011301. PMID  16486433. S2CID  46508316.
64. "Темная материя может быть более гладкой, чем ожидалось – Тщательное изучение большой области неба, полученной с помощью VST, выявило интригующий результат". www.eso.org . Получено 8 декабря 2016 г.
65. Jaffe, AH "Cosmology 2012: Lecture Notes" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 17 июля 2016 г.
66. Low, LF (12 октября 2016 г.). «Ограничения на составную теорию фотонов». Modern Physics Letters A. 31 ( 36): 1675002. Bibcode : 2016MPLA...3175002L. doi : 10.1142/S021773231675002X.
67. 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
68. Клоу, Дуглас и др. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи». The Astrophysical Journal Letters . 648 (2): L109–L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Bibcode : 2006ApJ...648L.109C. doi : 10.1086/508162. S2CID  2897407.
69. Ли, Крис (21 сентября 2017 г.). «Наука в процессе развития: выдержало ли скопление Пуля проверку?». Ars Technica .
70. Сигел, Итан (9 ноября 2017 г.). «Скопление Пуля доказывает, что темная материя существует, но не по той причине, по которой думает большинство физиков». Forbes .
71. «Скопление Пуля: прямое доказательство темной материи» (PDF) . NASA.
72. Сотрудничество Планка; 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.
73. Ковальски, М.; и др. (2008). «Улучшенные космологические ограничения из новых, старых и комбинированных наборов данных о сверхновых». The Astrophysical Journal . 686 (2): 749–778. arXiv : 0804.4142 . Bibcode :2008ApJ...686..749K. doi :10.1086/589937. S2CID  119197696.
74. «Будет ли Вселенная расширяться вечно?». NASA. 24 января 2014 г. Получено 28 марта 2021 г.
75. "Наша плоская вселенная". FermiLab/SLAC. 7 апреля 2015 г. Получено 28 марта 2021 г.
76. Yoo, Marcus Y. (2011). «Неожиданные связи». Engineering & Science . 74 (1): 30.
77. "Planck Publications: Planck 2015 Results". Европейское космическое агентство. Февраль 2015 г. Получено 9 февраля 2015 г.
78. Percival, WJ; et al. (2007). "Измерение шкалы барионных акустических колебаний с использованием Sloan Digital Sky Survey и 2dF Galaxy Redshift Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 381 (3): 1053–1066. arXiv : 0705.3323 . Bibcode : 2007MNRAS.381.1053P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x .
79. Комацу, Э.; и др. (2009). «Пятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона: космологическая интерпретация». Приложение к астрофизическому журналу . 180 (2): 330–376. arXiv : 0803.0547 . Bibcode : 2009ApJS..180..330K. doi : 10.1088/0067-0049/180/2/330. S2CID  119290314.
80. Peacock, J.; et al. (2001). "Измерение космологической плотности массы из кластеризации в обзоре 2dF Galaxy Redshift". Nature . 410 (6825): 169–173. arXiv : astro-ph/0103143 . Bibcode :2001Natur.410..169P. doi :10.1038/35065528. PMID  11242069. S2CID  1546652.
81. Viel, M.; Bolton, JS; Haehnelt, MG (2009). «Космологические и астрофизические ограничения из функции распределения вероятности потока леса Лаймана α». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (1): L39–L43. arXiv : 0907.2927 . Bibcode : 2009MNRAS.399L..39V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x . S2CID  12470622.
82. Бертоне, Г.; Мерритт, Д. (2005). «Динамика темной материи и косвенное обнаружение». Modern Physics Letters A . 20 (14): 1021–1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Bibcode :2005MPLA...20.1021B. doi :10.1142/S0217732305017391. S2CID  119405319.
83. Бансал, Саурабх; Баррон, Джаред; Кертин, Дэвид; Цай, Юхсин (16 октября 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. ISSN  1029-8479.
84. Bansal, Saurabh; Barron, Jared; Curtin, David; Tsai, Yuhsin (27 июля 2023 г.), «Precision Cosmological Constraints on Atomic Dark Matter», Journal of High Energy Physics , 2023 (10): 95, arXiv : 2212.02487 , Bibcode : 2023JHEP...10..095B, ​​doi : 10.1007/JHEP10(2023)095, что приводит к лучшему соответствию, чем ΛCDM или ΛCDM + темное излучение
85. Саттер, Пол Саттер (7 июня 2023 г.). «Атомы темной материи могут образовывать теневые галактики с быстрым звездообразованием». Space.com . Получено 9 января 2024 г. .
86. Armstrong, Isabella; et al. (2024). "Электромагнитные сигнатуры зеркальных звезд". The Astrophysical Journal . 965 (1): 42. arXiv : 2311.18086 . Bibcode : 2024ApJ...965...42A. doi : 10.3847/1538-4357/ad283c .
87. ВанДевендер, Дж. Пейс; ВанДевендер, Аарон П.; Слоан, Т.; Свэйм, Крисс; Уилсон, Питер; Шмитт, Роберт Г.; Закиров, Ринат; Блюм, Джош; Кросс, Джеймс Л.; МакГинли, Ниалл (18 августа 2017 г.). «Обнаружение намагниченных кварковых самородков, кандидатов на темную материю». Scientific Reports . 7 (1): 8758. arXiv : 1708.07490 . Bibcode :2017NatSR...7.8758V. doi :10.1038/s41598-017-09087-3. ISSN  2045-2322. PMC 5562705 . PMID  28821866. 
88. Динес, Кит Р.; Томас, Брукс (24 апреля 2012 г.). «Динамическая темная материя. I. Теоретический обзор». Physical Review D. 85 ( 8): 083523. arXiv : 1106.4546 . doi : 10.1103/PhysRevD.85.083523.
89. 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. doi : 10.1103/PhysRevD.107.043502. S2CID  253370365.
90. Espinosa, JR; Racco, D.; Riotto, A. (23 марта 2018 г.). «Космологическая сигнатура нестабильности вакуума Хиггса Стандартной модели: первичные черные дыры как темная материя». Physical Review Letters . 120 (12): 121301. arXiv : 1710.11196 . Bibcode :2018PhRvL.120l1301E. doi :10.1103/PhysRevLett.120.121301. PMID  29694085. S2CID  206309027.
91. Clesse, Sebastien; García-Bellido, Juan (2018). «Семь подсказок для изначальной черной дыры темной материи». Physics of the Dark Universe . 22 : 137–146. arXiv : 1711.10458 . Bibcode :2018PDU....22..137C. doi :10.1016/j.dark.2018.08.004. S2CID  54594536.
92. Lacki, Brian C.; Beacom, John F. (12 августа 2010 г.). «Первичные черные дыры как темная материя: почти все или почти ничего». The Astrophysical Journal . 720 (1): L67–L71. arXiv : 1003.3466 . Bibcode :2010ApJ...720L..67L. doi :10.1088/2041-8205/720/1/L67. ISSN  2041-8205. S2CID  118418220.
93. Кашлинский, А. (23 мая 2016 г.). "Обнаружение гравитационных волн LIGO, первичные черные дыры и анизотропия космического инфракрасного фона в ближнем ИК-диапазоне". The Astrophysical Journal . 823 (2): L25. arXiv : 1605.04023 . Bibcode :2016ApJ...823L..25K. doi : 10.3847/2041-8205/823/2/L25 . ISSN  2041-8213. S2CID  118491150.
94. 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.
95. Карнейро, С.; де Холанда, ПК; Саа, А. (2021). «Нейтрино — первичные планковские черные дыры». Physics Letters . B822 : 136670. Bibcode : 2021PhLB..82236670C. doi : 10.1016/j.physletb.2021.136670 . hdl : 20.500.12733/1987 . ISSN  0370-2693. S2CID  244196281.
96. "Барионная материя". COSMOS – Энциклопедия астрономии SAO . Технологический университет Суинберна . Получено 16 ноября 2022 г.
97. "Барионная материя". astronomy.swin.edu.au . Мельбурн, Виктория, Австралия: Технологический университет Суинберна: Космос: Онлайн-энциклопедия астрономии Суинберна . Получено 3 октября 2023 г. .
98. "MACHO могут быть исключены из списка кандидатов на темную материю". Astronomy.com . 2016 . Получено 16 ноября 2022 .
99. Weiss, Achim (2006). Big bang nucleosynthesis: Cooking up the first light elements. Vol. 2. Einstein Online. p. 1017. Архивировано из оригинала 6 февраля 2013 года . Получено 1 июня 2013 года .
100. Рейн, Д.; Томас, Т. (2001). Введение в науку космологии . IOP Publishing . стр. 30. ISBN 978-0-7503-0405-4. OCLC  864166846.
101. Tisserand, P.; Le Guillou, L.; Afonso, C.; Albert, JN; Andersen, J.; Ansari, R.; et al. (2007). «Ограничения содержания Macho в галактическом гало по данным обзора Магеллановых облаков с помощью EROS-2». Astronomy and Astrophysics . 469 (2): 387–404. arXiv : astro-ph/0607207 . Bibcode :2007A&A...469..387T. doi :10.1051/0004-6361:20066017. S2CID  15389106.
102. Графф, Д. С.; Фриз, К. (1996). «Анализ результатов поиска красных карликов космическим телескопом Хаббл : ограничения на барионную материю в галактическом гало». The Astrophysical Journal . 456 (1996): L49. arXiv : astro-ph/9507097 . Bibcode :1996ApJ...456L..49G. doi :10.1086/309850. S2CID  119417172.
103. Najita, JR; Tiede, GP; Carr, JS (2000). «От звезд к суперпланетам: начальная функция масс малой массы в молодом скоплении IC 348». The Astrophysical Journal . 541 (2): 977–1003. arXiv : astro-ph/0005290 . Bibcode : 2000ApJ...541..977N. doi : 10.1086/309477. S2CID  55757804.
104. Wyrzykowski, L.; Skowron, J.; Kozlowski, S.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; et al. (2011). "Вид микролинзирования в направлении Магеллановых Облаков с помощью OGLE. IV. Данные OGLE-III SMC и окончательные выводы по MACHO". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 2949–2961. arXiv : 1106.2925 . Bibcode : 2011MNRAS.416.2949W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19243.x . S2CID  118660865.
105. Фриз, Кэтрин; Филдс, Брайан; Графф, Дэвид (2000). «Смерть кандидатов на звездную барионную темную материю». arXiv : astro-ph/0007444 .
106. Freese, Katherine; Fields, Brian; Graff, David (2003). «Death of Stellar Baryonic Dark Matter». Первые звезды . Астрофизические симпозиумы ESO. стр. 4–6. arXiv : astro-ph/0002058 . Bibcode : 2000fist.conf...18F. CiteSeerX 10.1.1.256.6883 . doi : 10.1007/10719504_3. ISBN  978-3-540-67222-7. S2CID  119326375.
107. Канетти, Л.; Древес, М.; Шапошников, М. (2012). «Материя и антиматерия во Вселенной». New J. Phys . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Bibcode : 2012NJPh...14i5012C. doi : 10.1088/1367-2630/14/9/095012. S2CID  119233888.
108. Чо, Адриан (9 февраля 2017 г.). «Темная материя состоит из черных дыр?». Science . doi :10.1126/science.aal0721.
109. «Черные дыры не могут объяснить темную материю». Астрономия . 18 октября 2018 г. Получено 7 января 2019 г. – через astronomy.com.
110. Zumalacárregui, Miguel; Seljak, Uroš (1 октября 2018 г.). «Ограничения на компактные объекты звездной массы как темную материю из гравитационного линзирования сверхновых типа Ia». Physical Review Letters . 121 (14): 141101. arXiv : 1712.02240 . Bibcode :2018PhRvL.121n1101Z. doi :10.1103/PhysRevLett.121.141101. PMID  30339429. S2CID  53009603 . Получено 17 августа 2023 г. .
111. «Стареющий космический аппарат Voyager 1 подрывает идею о том, что темная материя — это крошечные черные дыры». Science . 9 января 2019 г. Получено 10 января 2019 г. – через sciencemag.org.
112. Холл, Шеннон (5 февраля 2018 г.). «Могут существовать целые звезды и планеты, состоящие из темной материи». New Scientist .
113. Бакли, Мэтью Р.; Дифранцо, Энтони (2018). «Коллапсированные структуры темной материи». Physical Review Letters . 120 (5): 051102. arXiv : 1707.03829 . Bibcode : 2018PhRvL.120e1102B. doi : 10.1103/PhysRevLett.120.051102. PMID  29481169. S2CID  3757868.
114. Ниикура, Хироко (1 апреля 2019 г.). «Ограничения микролинзирования первичных черных дыр с наблюдениями Subaru/HSC Andromeda». Nature Astronomy . 3 (6): 524–534. arXiv : 1701.02151 . Bibcode : 2019NatAs...3..524N. doi : 10.1038/s41550-019-0723-1. S2CID  118986293.
115. Кац, Андрей; Копп, Иоахим; Сибиряков, Сергей; Сюэ, Вэй (5 декабря 2018 г.). "Femtolensing by dark matter revisited". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2018 (12): 005. arXiv : 1807.11495 . Bibcode :2018JCAP...12..005K. doi :10.1088/1475-7516/2018/12/005. ISSN  1475-7516. S2CID  119215426.
116. 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 астрочастичной физики . 2019 (8): 031. arXiv : 1906.05950 . Bibcode : 2019JCAP...08..031M. doi : 10.1088/1475-7516/2019/08/031. ISSN  1475-7516. S2CID  189897766.
117. Силк, Джозеф (2000). "IX". Большой взрыв: Третье издание . Генри Холт и компания. ISBN 978-0-8050-7256-3.
118. Бэмби, Козимо; Д. Долгов, Александр (2016). Введение в космологию частиц . UNITEXT для физики. Springer Berlin, Гейдельберг. стр. 178. doi :10.1007/978-3-662-48078-6. ISBN 978-3-662-48078-6.
119. Vittorio, N.; J. Silk (1984). «Мелкомасштабная анизотропия космического микроволнового фона во Вселенной, в которой доминирует холодная темная материя». Astrophysical Journal Letters . 285 : L39–L43. Bibcode : 1984ApJ...285L..39V. doi : 10.1086/184361.
120. Умемура, Масаюки; Сатору Икеучи (1985). «Формирование субгалактических объектов в двухкомпонентной темной материи». Astrophysical Journal . 299 : 583–592. Bibcode : 1985ApJ...299..583U. doi : 10.1086/163726.
121. Davis, M.; Efstathiou, G.; Frenk, CS; White, SDM (15 мая 1985 г.). «Эволюция крупномасштабной структуры во Вселенной, в которой доминирует холодная темная материя». Astrophysical Journal . 292 : 371–394. Bibcode : 1985ApJ...292..371D. doi : 10.1086/163168.
122. Хокинс, МРС (2011). «Дело о первичных черных дырах как темной материи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (3): 2744–2757. arXiv : 1106.3875 . Bibcode : 2011MNRAS.415.2744H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18890.x . S2CID  119261917.
123. Ханссон, Дж.; Сэндин, Ф. (2005). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Physics Letters B. 616 ( 1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Bibcode : 2005PhLB..616....1H. doi : 10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
124. Jungman, Gerard; Kamionkowski, Marc; Griest, Kim (1 марта 1996 г.). «Суперсимметричная темная материя». Physics Reports . 267 (5–6): 195–373. arXiv : hep-ph/9506380 . Bibcode : 1996PhR...267..195J. doi : 10.1016/0370-1573(95)00058-5. S2CID  119067698.
125. Дуань, Хуайюй; Фуллер, Джордж М.; Цянь, Юн-Чжун (23 ноября 2010 г.). «Коллективные нейтринные осцилляции». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 (1): 569–594. arXiv : 1001.2799 . Bibcode :2010ARNPS..60..569D. doi :10.1146/annurev.nucl.012809.104524. ISSN  0163-8998. S2CID  118656162.
126. "Нейтрино как темная материя". Astro.ucla.edu. 21 сентября 1998 г. Получено 6 января 2011 г.
127. Buckley, Matthew R.; Difranzo, Anthony (1 февраля 2018 г.). «Синопсис: Способ охлаждения темной материи». Physical Review Letters . 120 (5): 051102. arXiv : 1707.03829 . Bibcode : 2018PhRvL.120e1102B. doi : 10.1103/PhysRevLett.120.051102. PMID  29481169. S2CID  3757868. Архивировано из оригинала 26 октября 2020 г.
128. «Существуют ли темные звезды или темные галактики, состоящие из темной материи?». Спросите астронома. curious.astro.cornell.edu . Корнелльский университет . Архивировано из оригинала 2 марта 2015 г.
129. Siegel, Ethan (28 октября 2016 г.). «Почему темная материя не образует черные дыры?». Forbes .
130. Гейтскелл, Ричард Дж. (2004). «Прямое обнаружение темной материи». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 54 : 315–359. Bibcode :2004ARNPS..54..315G. doi : 10.1146/annurev.nucl.54.070103.181244 . S2CID  11316578.
131. "Neutralino Dark Matter" . Получено 26 декабря 2011 г. .Griest, Kim. "WIMPs and MACHOs" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 23 сентября 2006 г. . Получено 26 декабря 2011 г. .
132. Чадха-Дэй, Франческа; Эллис, Джон; Марш, Дэвид Дж. Э. (23 февраля 2022 г.). «Аксионная темная материя: что это и почему сейчас?». Science Advances . 8 (8): eabj3618. arXiv : 2105.01406 . Bibcode : 2022SciA....8J3618C. doi : 10.1126/sciadv.abj3618. PMC 8865781. PMID 35196098  . 
133. Drees, M.; Gerbier, G. (2015). "Dark Matter" (PDF) . Chin. Phys. C. 38 : 090001. Архивировано (PDF) из оригинала 22 июля 2016 г.
134. Бернабей, Р.; Белли, П.; Каппелла, Ф.; Черулли, Р.; Дай, К. Дж.; д'Анджело, А.; и др. (2008). «Первые результаты DAMA/LIBRA и комбинированные результаты с DAMA/NaI». Eur. Phys. J. C. 56 ( 3): 333–355. arXiv : 0804.2741 . Bibcode :2008EPJC...56..333B. doi :10.1140/epjc/s10052-008-0662-y. S2CID  14354488.
135. Drukier, A.; Freese, K.; Spergel, D. (1986). «Обнаружение кандидатов в холодную темную материю». Physical Review D. 33 ( 12): 3495–3508. Bibcode : 1986PhRvD..33.3495D. doi : 10.1103/PhysRevD.33.3495. PMID  9956575.
136. Дэвис, Джонатан Х. (2015). «Прошлое и будущее прямого обнаружения темной материи». Int. J. Mod. Phys. A . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D. doi : 10.1142/S0217751X15300380. S2CID  119269304.
137. Aprile, E. (2017). "Поиск модуляции частоты событий электронной отдачи с использованием данных XENON100 за 4 года". Phys. Rev. Lett . 118 (10): 101101. arXiv : 1701.00769 . Bibcode : 2017PhRvL.118j1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.118.101101. PMID  28339273. S2CID  206287497.
138. Стоунбрейкер, Алан (3 января 2014 г.). «Синопсис: Ветер темной материи колеблется сквозь времена года». Физика – Синопсисы . Американское физическое общество . doi :10.1103/PhysRevLett.112.011301.
139. Ли, Сэмюэл К.; Лисанти, Марианджела; Питер, Анника Х.Г.; Сафди, Бенджамин Р. (3 января 2014 г.). «Влияние гравитационной фокусировки на годовую модуляцию в экспериментах по прямому обнаружению темной материи». Phys. Rev. Lett . 112 (1): 011301 [5 страниц]. arXiv : 1308.1953 . Bibcode :2014PhRvL.112a1301L. doi :10.1103/PhysRevLett.112.011301. PMID  24483881. S2CID  34109648.
140. The Dark Matter Group. "Введение в темную материю". Dark Matter Research . Шеффилд: Университет Шеффилда. Архивировано из оригинала 29 июля 2020 года . Получено 7 января 2014 года .
141. "Blowing in the Wind". Новости Кавли . Шеффилд: Фонд Кавли . Архивировано из оригинала 7 октября 2020 г. Получено 7 января 2014 г. Ученые из Массачусетского технологического института Кавли работают над... инструментом для отслеживания движения темной материи.
142. "Темная материя еще темнее, чем когда-то считалось". Space Telescope Science Institute . Получено 16 июня 2015 г.
143. Бертоне, Джанфранко (2010). «Темная материя в центрах галактик». Частица темной материи: наблюдения, модели и поиски . Cambridge University Press. стр. 83–104. arXiv : 1001.3706 . Bibcode :2010arXiv1001.3706M. ISBN 978-0-521-76368-4.
144. Эллис, Дж.; Флорес, РА; Фриз, К.; Ритц, С.; Секель, Д.; Силк, Дж. (1988). «Ограничения космических лучей на аннигиляции реликтовых частиц в галактическом гало» (PDF) . Physics Letters B. 214 ( 3): 403–412. Bibcode : 1988PhLB..214..403E. doi : 10.1016/0370-2693(88)91385-8. Архивировано (PDF) из оригинала 28 июля 2018 г.
145. Freese, K. (1986). «Могут ли скалярные нейтрино или массивные дираковские нейтрино быть недостающей массой?». Physics Letters B. 167 ( 3): 295–300. Bibcode : 1986PhLB..167..295F. doi : 10.1016/0370-2693(86)90349-7.
146. Сокол, Джошуа и др. (20 февраля 2016 г.). «Серфинг по волнам гравитации». New Scientist . № 3061.
147. "Did gravitational wave detector found dark matter?". Университет Джонса Хопкинса. 15 июня 2016 г. Получено 20 июня 2015 г. Хотя их существование не было установлено с уверенностью, первичные черные дыры в прошлом предлагались в качестве возможного решения загадки темной материи. Однако, поскольку существует так мало свидетельств их существования, гипотеза первичной черной дыры и темной материи не получила большого признания среди ученых. Однако результаты LIGO вновь поднимают эту перспективу, особенно потому, что объекты, обнаруженные в этом эксперименте, соответствуют массе, предсказанной для темной материи. Прогнозы, сделанные учеными в прошлом, содержали условия при рождении Вселенной, которые привели бы к образованию многих из этих первичных черных дыр, распределенных приблизительно равномерно во Вселенной, скапливающихся в гало вокруг галактик. Все это сделало бы их хорошими кандидатами на роль темной материи.
148. Bird, Simeon; Cholis, Illian (2016). «Обнаружил ли LIGO темную материю?». Physical Review Letters . 116 (20): 201301. arXiv : 1603.00464 . Bibcode : 2016PhRvL.116t1301B. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.201301. PMID  27258861. S2CID  23710177.
149. Stecker, FW; Hunter, S.; Kniffen, D. (2008). «Вероятная причина аномалии EGRET GeV и ее последствия». Astroparticle Physics . 29 (1): 25–29. arXiv : 0705.4311 . Bibcode : 2008APh....29...25S. doi : 10.1016/j.astropartphys.2007.11.002. S2CID  15107441.
150. Atwood, WB; Abdo, AA; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; et al. (2009). «Телескоп большой площади в миссии Fermi Gamma-ray Space Telescope». Astrophysical Journal . 697 (2): 1071–1102. arXiv : 0902.1089 . Bibcode :2009ApJ...697.1071A. doi :10.1088/0004-637X/697/2/1071. S2CID  26361978.
151. «Физики возрождают охоту за темной материей в сердце Млечного Пути». www.science.org . 12 ноября 2019 г. . Получено 9 мая 2023 г. .
152. Weniger, Christoph (2012). "Предварительная гамма-линия от аннигиляции темной материи на телескопе Fermi Large Area". Журнал космологии и астрочастичной физики . 2012 (8): 7. arXiv : 1204.2797 . Bibcode : 2012JCAP...08..007W. doi : 10.1088/1475-7516/2012/08/007. S2CID  119229841.
153. Картлидж, Эдвин (24 апреля 2012 г.). «Гамма-лучи намекают на темную материю». Институт физики . Получено 23 апреля 2013 г.
154. Альберт, Дж.; Алиу, Э.; Андерхуб, Х.; Анторанц, П.; Бэкес, М.; Байшерас, К.; и др. (2008). «Верхний предел излучения γ-лучей 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.
155. Алексич, Дж.; Антонелли, ЛА; Анторанц, П.; Бэкес, М.; Байшерас, К.; Балестра, С.; и др. (2010). «Наблюдение скопления галактик Персея с помощью магического гамма-телескопа: последствия для космических лучей, темной материи и NGC 1275». The Astrophysical Journal . 710 (1): 634–647. arXiv : 0909.3267 . Bibcode :2010ApJ...710..634A. doi :10.1088/0004-637X/710/1/634. S2CID  53120203.
156. 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. PMID  19340076. S2CID  11675154.
157. Aguilar, M.; et al. (AMS Collaboration) (3 апреля 2013 г.). «Первый результат альфа-магнитного спектрометра на Международной космической станции: точное измерение доли позитронов в первичных космических лучах 0,5–350 ГэВ». Physical Review Letters . 110 (14): 141102. Bibcode :2013PhRvL.110n1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.110.141102 . hdl : 1721.1/81241 . PMID  25166975.
158. AMS Collaboration (3 апреля 2013 г.). "First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer Experiment". Архивировано из оригинала 8 апреля 2013 г. Получено 3 апреля 2013 г.
159. Heilprin, John; Borenstein, Seth (3 апреля 2013 г.). «Ученые обнаружили намек на темную материю в космосе». Associated Press . Получено 3 апреля 2013 г.
160. Амос, Джонатан (3 апреля 2013 г.). «Альфа-магнитный спектрометр нацелен на темную материю». BBC . Получено 3 апреля 2013 г.
161. Перротто, Трент Дж.; Байерли, Джош (2 апреля 2013 г.). «NASA TV Briefing Discusses Alpha Magnetic Spectrometer Results». NASA . Получено 3 апреля 2013 г. .
162. Overbye, Dennis (3 апреля 2013 г.). «Новые ключи к тайне темной материи». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 3 апреля 2013 г.
163. Кейн, Г.; Уотсон, С. (2008). «Темная материя и LHC:. в чем связь?». Modern Physics Letters A. 23 ( 26): 2103–2123. arXiv : 0807.2244 . Bibcode : 2008MPLA...23.2103K. doi : 10.1142/S0217732308028314. S2CID  119286980.
164. Fox, PJ; Harnik, R.; Kopp, J.; Tsai, Y. (2011). «LEP проливает свет на темную материю». Phys. Rev. D. 84 ( 1): 014028. arXiv : 1103.0240 . Bibcode : 2011PhRvD..84a4028F. doi : 10.1103/PhysRevD.84.014028. S2CID  119226535.
165. Peebles, PJE (декабрь 2004 г.). «Исследование общей теории относительности на масштабах космологии». Общая теория относительности и гравитация . стр. 106–117. arXiv : astro-ph/0410284 . Bibcode :2005grg..conf..106P. doi :10.1142/9789812701688_0010. ISBN 978-981-256-424-5. S2CID  1700265.
166. Для обзора см.: Kroupa, Pavel; et al. (декабрь 2012 г.). «Неудачи Стандартной модели космологии требуют новой парадигмы». International Journal of Modern Physics D . 21 (4): 1230003. arXiv : 1301.3907 . Bibcode :2012IJMPD..2130003K. doi :10.1142/S0218271812300030. S2CID  118461811.
167. 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 .
168. «Приведение баланса во Вселенную». Оксфордский университет. 5 декабря 2018 г.
169. «Возвращение баланса Вселенной: новая теория может объяснить исчезновение 95 процентов космоса». Phys.Org.
170. Farnes, JS (2018). "Объединяющая теория темной энергии и темной материи: отрицательные массы и создание материи в рамках модифицированной модели ΛCDM". Астрономия и астрофизика . 620 : A92. arXiv : 1712.07962 . Bibcode : 2018A&A...620A..92F. doi : 10.1051/0004-6361/201832898. S2CID  53600834.
171. "Новая теория гравитации может объяснить темную материю". phys.org . Ноябрь 2016 г.
172. Мангейм, Филлип Д. (апрель 2006 г.). «Альтернативы темной материи и темной энергии». Progress in Particle and Nuclear Physics . 56 (2): 340–445. arXiv : astro-ph/0505266 . Bibcode :2006PrPNP..56..340M. doi :10.1016/j.ppnp.2005.08.001. S2CID  14024934.
173. Джойс, Остин и др. (март 2015 г.). «За пределами космологической стандартной модели». Physics Reports . 568 : 1–98. arXiv : 1407.0059 . Bibcode :2015PhR...568....1J. doi :10.1016/j.physrep.2014.12.002. S2CID  119187526.
174. Вильянуэва-Доминго, Пабло; Мена, Ольга; Паломарес-Руис, Серхио (2021). «Краткий обзор первичных черных дыр как темной материи». Frontiers in Astronomy and Space Sciences . 8 : 87. arXiv : 2103.12087 . Bibcode : 2021FrASS...8...87V. doi : 10.3389/fspas.2021.681084 . ISSN  2296-987X.
175. Грин, Энн М.; Каванаг, Брэдли Дж. (1 апреля 2021 г.). «Первичные черные дыры как кандидат темной материи». Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics . 48 (4): 043001. arXiv : 2007.10722 . Bibcode :2021JPhG...48d3001G. doi :10.1088/1361-6471/abc534. ISSN  0954-3899. S2CID  220666201 . Получено 17 августа 2023 г.
176. «Новая теория гравитации Верлинде прошла первую проверку». 16 декабря 2016 г.
177. Брауэр, Марго М.; и др. (апрель 2017 г.). «Первая проверка теории возникающей гравитации Верлинде с использованием измерений слабого гравитационного линзирования». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 466 (3): 2547–2559. arXiv : 1612.03034 . Bibcode : 2017MNRAS.466.2547B. doi : 10.1093/mnras/stw3192 . S2CID  18916375.
178. "Первое испытание конкурента гравитации Эйнштейна убивает темную материю". 15 декабря 2016 г. Получено 20 февраля 2017 г.
179. «Уникальное предсказание «модифицированной гравитации» бросает вызов темной материи». ScienceDaily. 16 декабря 2020 г. Получено 14 января 2021 г.
180. Chae, Kyu-Hyun; et al. (20 ноября 2020 г.). «Проверка сильного принципа эквивалентности: обнаружение эффекта внешнего поля в галактиках с вращательной поддержкой». Astrophysical Journal . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Bibcode :2020ApJ...904...51C. doi : 10.3847/1538-4357/abbb96 . S2CID  221879077.
181. Крамер, Джон Г. (1 июля 2003 г.). «LSST – телескоп темной материи». Analog Science Fiction and Fact . 123 (7/8): 96. ISSN  1059-2113. ProQuest  215342129.(Требуется регистрация)
182. Ахерн, Джеймс (16 февраля 2003 г.). «Космические путешествия: устаревшая цель». The Record . стр. O 02. ProQuest  425551312.(Требуется регистрация)
183. Halden, Grace (весна 2015 г.). «Лампы накаливания: лампочки и заговоры». Dandelion: Журнал аспирантуры и исследовательская сеть . Том 5, № 2. doi : 10.16995/ddl.318 .
184. Гриббин, Мэри; Гриббин, Джон (2007). Наука «Темных начал» Филипа Пулмана . Random House Children's Books. стр. 15–30. ISBN 978-0-375-83146-1.
185. Фракной, Эндрю (2019). «Научная фантастика для ученых». Nature Physics . 12 (9): 819–820. doi :10.1038/nphys3873. S2CID  125376175.
186. Фрэнк, Адам (9 февраля 2017 г.). «Темная материя в нашей ДНК». Nautilus Quarterly . Получено 11 декабря 2022 г.
187. "Первая 3D-карта каркаса темной материи Вселенной". www.esa.int . Получено 23 ноября 2021 г. .
188. Мэсси, Ричард; Роудс, Джейсон; Эллис, Ричард; Сковилл, Ник; Леото, Алекси; Финогенов, Алексис; Капак, Питер; Бэкон, Дэвид; Оссель, Эрве; Кнейб, Жан-Поль; Кокемор, Антон (январь 2007 г.). «Карты темной материи раскрывают космические леса». Nature . 445 (7125): 286–290. arXiv : astro-ph/0701594 . Bibcode :2007Natur.445..286M. doi :10.1038/nature05497. ISSN  1476-4687. PMID  17206154. S2CID  4429955.
189. "Новости CFHT - Астрономы достигают новых рубежей темной материи". www.cfht.hawaii.edu . Получено 26 ноября 2021 г. .
190. Хейманс, Кэтрин; Ван Варбеке, Людовик; Миллер, Лэнс; Эрбен, Томас; Хильдебрандт, Хендрик; Хекстра, Хенк; Китчинг, Томас Д.; Мелье, Янник; Саймон, Патрик; Боннетт, Кристофер; Купон, Жан (21 ноября 2012 г.). "CFHTLenS: the Canada–France–Hawaii Telescope Lensing Survey: CFHTLenS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (1): 146–166. arXiv : 1210.0032 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21952.x . S2CID  24731530.
191. "KiDS". kids.strw.leidenuniv.nl . Получено 27 ноября 2021 г. .
192. 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.
193. Университет Карнеги-Меллона (26 сентября 2018 г.). "Hyper Suprime-Cam Survey Maps Dark Matter in the Universe - Новости - Университет Карнеги-Меллона". www.cmu.edu . Архивировано из оригинала 7 сентября 2020 г.
194. Хикаге, Тиаки; Огури, Масамунэ; Хамана, Такаши; Море, Сурхуд; Мандельбаум, Рэйчел; Такада, Масахиро; Кёхлингер, Фабиан; Миятаке, Хиронао; Нисидзава, Ацуши Дж.; Айхара, Хироаки; Армстронг, Роберт (1 апреля 2019 г.). «Космология из спектров мощности космического сдвига с данными первого года с Subaru Hyper Suprime-Cam». Публикации Астрономического общества Японии . 71 (2): 43. arXiv : 1809.09148 . doi : 10.1093/pasj/psz010. ISSN  0004-6264.
195. Джеффри, Н.; Гатти, М.; Чанг, К.; Уайтвей, Л.; Демирбозан, У.; Ковач, А.; Поллина, Г.; Бэкон, Д.; Хамаус, Н.; Качпрзак, Т.; Лахав, О. (25 июня 2021 г.). «Результаты исследования темной энергии за 3-й год: реконструкция карты слабого линзирования изогнутого неба». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 505 (3): 4626–4645. arXiv : 2105.13539 . doi : 10.1093/mnras/stab1495 . ISSN  0035-8711.
196. Кастельвекки, Давиде (28 мая 2021 г.). «Самая подробная 3D-карта Вселенной из когда-либо созданных». Nature : d41586–021–01466-1. doi :10.1038/d41586-021-01466-1. ISSN  0028-0836. PMID  34050347. S2CID  235242965.

Дальнейшее чтение

• Хоссенфельдер, Сабина ; Макго, Стейси С. (август 2018 г.). «Реальна ли темная материя?». Scientific American . Т. 319, № 2. С. 36–43.
• Вайс, Райнер , (июль/август 2023 г.) «Темная Вселенная оказывается в фокусе» Scientific American , т. 329, № 1, стр. 7–8.
• Чирелли, Марко; Струмия, Алессандро; Жупан, Юре (2024). «Темная материя». arXiv : 2406.01705 [геп-ф].

Внешние ссылки

• Тремейн, Скотт. Лекция о темной материи (Видео). IAS.
• Грей, Меган; Меррифилд, Майк; Коупленд, Эд (2010). Харан, Брэди (ред.). «Темная материя». Шестьдесят символов . Ноттингемский университет .