Вселенная и тёмная материя

1.

Вселенная и тёмная материя

2.

Тёмная мате́рия в астрономии и космологии, а также в теоретической физике — форма
материи, не участвующая в электромагнитном взаимодействии и поэтому недоступная
прямому наблюдению. Составляет порядка четверти массы-энергии Вселенной и проявляется
только в гравитационном взаимодействии. Понятие тёмной материи введено для
теоретического объяснения проблемы скрытой массы в эффектах аномально высокой
скорости вращения внешних областей галактик и гравитационного линзирования (в них
задействовано вещество, масса которого намного превышает массу обычной видимой
материи)
Гравитацио́нная ли́нза — массивное тело (планета, звезда, галактика, скопление галактик,
скопление тёмной материи), изменяющее своим гравитационным полем направление
распространения электромагнитного излучения, подобно тому как обычная линза изменяет
направление светового луча.

3.

Состав Вселенной по данным WMAP, используемым в рамках модели
Лямбда-CDM

4.

Состав и природа тёмной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках
общепринятой космологической модели наиболее вероятной считается модель холодной
тёмной материи.Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц тёмной материи —
вимпы.Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаружены.
Холодная тёмная материя — предполагаемый вид тёмной материи, частицы которой
движутся медленно по сравнению со скоростью света (понятие холодный в CDM-модели) и
слабо взаимодействуют с обычным веществом и электромагнитным излучением. Считается,
что около 84,54% вещества во Вселенной является тёмной материей, и лишь малая доля
представляет собой обычное барионное вещество, составляющее звёзды, планеты и живые
организмы.
Вимп — гипотетическая слабовзаимодействующая массивная частица. Хотя устоявшегося
термина для этого понятия в русскоязычной литературе нет, слово «вимп» широко
используется в разговорной речи специалистов. Вимпы являются кандидатами на роль
основного компонента холодной тёмной материи, которая даёт около четверти вклада в
общую плотность Вселенной

5.

Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений космической
обсерватории «Планк», интерпретированным с учётом стандартной космологической
модели Лямбда-CDM, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной состоит на 4,9 % из
обычной (барионной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из тёмной
энергии. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной
энергии.
Понятие тёмной материи исторически связано с проблемой скрытой массы, когда
наблюдаемое движение небесных тел отклоняется от законов небесной механики; как
правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального
тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B.
Сам же термин «тёмная материя» (фр. matière obscure), возможно, впервые использовал в
1906 году французский физик и математик Анри Пуанкаре, развивая соображения лорда
Кельвина относительно оценки массы звёзд Галактики исходя из распределения их
скоростей:«Множество наших звёзд, возможно,даже их подавляющее большинство,могут
быть тёмными телами», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней
мере, её не так много, как видимой»

6.

К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик, а
затем, в 1922 году — голландец Якобус Каптейн, который, по всей видимости, первым
использовал термин «тёмная материя» (англ. dark matter) именно в смысле ненаблюдаемой
материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному
воздействию.
В том же году британский астроном Джеймс Джинс, также исследовавший движение
звёзд в нашей Галактике, пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду
приходится 2 «тёмных». Далее, ученик Каптейна Ян Оорт в 1932 году опубликовал свою,
более точную оценку плотности тёмной материи в нашей галактике, конкретно в
окрестности Солнечной системы, на основании анализа вертикальных колебаний звёзд
относительно плоскости Млечного пути. Он вычислил, что общая плотность вещества
превышает плотность обычной видимой материи всего вдвое (так называемый предел
Оорта), то есть плотность тёмной материи примерно равна плотности видимых звёзд и
составляет 0,05 M⊙/пк3. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя
представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее
достаточно света.

7.

Серьёзное исследование тёмной материи, в том числе на внегалактических масштабах,
фактически началось с работ Фрица Цвикки, который в 1933 году обнаружил необычно
большой разброс радиальных скоростей восьми галактик в скоплении Кома (созвездие
Волосы Вероники) — около 1000 км/с — и применив вириальную теорему, заключил, что
для устойчивости скопления его полная масса должна быть в 400 раз больше, чем масса
входящих в него звёзд.

8.

Доказательства существования.
Наблюдательные
Кривые вращения галактик, демонстрирующие отсутствие убывания скорости вращения на
периферии звёздных дисков. Наиболее простым объяснением этого эффекта является
наличие у галактик массивных невидимых гало, дающих большой вклад в их массы.
Динамика и морфология галактик-спутников и шаровых скоплений возле массивных
галактик. Мелкие галактики-спутники движутся вокруг крупных, подчиняясь тем же
законам, что и звёзды на периферии обычных галактик, таким образом являясь пробными
телами такого же рода, но на большем масштабе, что позволяет делать выводы о
распределении гравитационного потенциала таких массивных галактик.
Динамика систем галактик от двойных галактик до галактических скоплений. Анализ
лучевых скоростей их членов даёт характерный разброс скоростей галактик, что позволяет
оценить полные массы этих систем.Таким образом выявлено, что тёмная материя
присутствует на всех уровнях галактической иерархии, причём её доля растёт с увеличением
масштаба: в двойных системах она превышает вклад видимой материи в несколько раз, а в
скоплениях галактик— в десятки или сотни раз.

9.

Рентгеновское излучение горячего газа в гигантских эллиптических галактиках и их
скоплениях,
зарегистрированное
такими
орбитальными
обсерваториями
как
«Эйнштейн»,«ROSAT»,«XMM-Newton» и «Чандра». С помощью рентгеновских телескопов
определяется распределение поверхностной яркости (в рентгеновском диапазоне) и
температуры таких объектов в двумерной проекции, на основании этих характеристик строится
радиальное распределение плотности и температуры газа, что даёт возможность получить
массовый профиль галактики или скопления, исходя из условия гидростатического равновесия.
Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы
объекта. Масса одних лишь звёзд и газа, согласно расчётам, недостаточна для удержания
входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю. Такой
горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя
— ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю.

10.

Свойства тёмной материи
Температура
В большинстве теорий генерации тёмной материи предполагается, что на ранних
стадиях эволюции Вселенной частицы тёмной материи находились в кинетическом
равновесии с обычным веществом — барионами, электронами и фотонами,
составлявшими на тот момент единую среду. В определённый момент времени, при
определённой температуре, Td, они вышли из равновесия и с тех пор
распространяются свободно. В зависимости от соотношения этой температуры и
массы частиц тёмной материи её делят на «горячую», «холодную» и «тёплую».
Распределение плотности
Чаще всего для аналитического описания формы гало тёмной материи
используется профиль Наварро — Френка — Уайта:
P(r)=p0/r/Rs(1+r/Rs)²
где ρ0 — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент
формирования гало, Rs — характеристический радиус гало. Это приближение,
однако, является сильно неточным в центральных областях галактик, где
доминирует барионная материя