Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Тёмная материя — Википедия
Википедия

Тёмная материя

(перенаправлено с «Тёмное вещество»)
У этого термина существуют и другие значения, см. Тёмная материя (значения).
Не следует путать с тёмной энергией.

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 введеноПерейти к разделу «#История» 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); среди прочих предложенныхПерейти к разделу «#Альтернативные теории» оно наиболее удовлетворительно.

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

Состав и природа тёмной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках общепринятой космологической модели наиболее вероятной считается модель холодной тёмной материиПерейти к разделу «#Холодная тёмная материя». Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц тёмной материи — вимпыПерейти к разделу «#Суперсимметричные частицы». Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаруженыПерейти к разделу «#Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи».

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[1][2]. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии[3].

ИсторияПравить

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[4].

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 (фр. corps sombres, англ. dark bodies)», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней мере, её не так много, как видимой»[5][6]. К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик[6][7], а затем, в 1922 году — голландец Якобус Каптейн, который, по всей видимости, первым использовал термин «тёмная материя» (нидерл. donkere materie, англ. dark matter) именно в смысле ненаблюдаемой материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному воздействию[6][7][8]:

Таким образом мы можем оценить массу тёмной материи во Вселенной. Если рассматривать её состояние в текущий момент, доля этой массы, судя по всему, не может быть преобладающей.

В том же году британский астроном Джеймс Джинс, также исследовавший движение звёзд в нашей Галактике[6][8], пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду приходится 2 «тёмных». Далее, ученик Каптейна, нидерландец Ян Оорт в 1932 году опубликовал[10] 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[8]. 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[7] и составляет 0,05 M⊙/пк3[6]. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее достаточно света[5][6].

Серьёзное исследование тёмной материи, в том числе на внегалактических масштабах, фактически началось с работ Фрица Цвикки, который в 1933 году обнаружил[11] 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[5][8][12][13][14]:

Если это подтвердится, то мы придём к поразительному выводу — что количество тёмной материи гораздо больше, чем светящейся.

В другой статье в 1937 году[15], где швейцарско-американский астрофизик уточнил свои расчёты, присутствует упоминание «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он также всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, Фриц Цвикки использовал в расчётах ошибочное (примерно в 8 раз большее) значение постоянной Хаббла и получил соответственно завышенное отношение масса/светимость и, как следствие, завышенное количество тёмной материи. Несмотря на все эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи[5][13]. Примерно в то же время, в 1936 году, американский астроном Синклер Смит получил[16] похожий результат для другого скопления галактик — Девы: средняя масса одной входящей в его состав галактики составляла, согласно его расчётам, 2⋅1011Mʘ, что на 2 порядка превышало оценку, сделанную несколько ранее[17] Э. Хабблом. Однако, как и Цвикки, работу которого он, кстати, также цитировал, Смит объяснял данный парадокс присутствием в скоплении большого количества межгалактического вещества, либо однородно распределённого в пределах скопления, либо образовавшего гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик[8][13][18]. Между тем, астрономическое сообщество в тот период было настроено относительно гипотезы о тёмной материи довольно скептически, хотя и признавало существование проблемы недостающей массы[13][19][20].

 
Кривая вращения галактики: (A) ожидаемая; (B) реальная

Вскоре обозначилась ещё одна проблема с распределением масс и отношением масса/светимость для спиральных галактик, полученными по их кривым вращения[21][22]. Так, в 1939 году американец Хорес Бэбкок опубликовал в своей диссертации подробную кривую вращения галактики туманность Андромеды — скорость вращения звёзд вокруг её центра не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально R   (где R   — расстояние до центра), а оставалась почти постоянной (см. рисунок). Бэбкок заключал, что это предполагало наличие значительной массы невидимого вещества во внешних областях галактики M 31, однако могло быть объяснено и сильным поглощением частицами пыли[18][21][22]. Годом позже Ян Оорт, проанализировав кривую вращения галактики NGC 3115, также получил аномально высокое отношение масса/светимость для внешних областей (~ 250), и это не соответствовало теоретической картине, предполагавшей, что вся масса галактики заключена в её звездах[18][22]. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся в 1939 году Второй мировой войной[18].

Однако с другой стороны, война способствовала и бурному прогрессу наблюдательных средств радиоастрономии — они дали возможность регистрировать 21-сантиметровую линию излучения атомарного водорода, определяя его присутствие в межзвёздных облаках и скорость движения[21]. Большую роль в этом снова сыграл Ян Оорт; его студент Хенрик ван де Хюлст из Утрехтского университета в 1957 году первым получил[23] таким методом кривую вращения галактики M 31, обнаружив, что источник радиоизлучения в ней простирается на расстояние до 30 кпк от центра, то есть далеко за пределы оптически видимого диска, и в этой внешней области отношение масса/светимость составляло порядка 20. Это расходилось с результатом M/L ~ 2 для центральной области диска, опубликованным[24] незадолго до этого, и получалось, что в отличие от внутренней видимой области, где распределение масс примерно совпадало со светящимся веществом, во внешнем гало невидимой, но оказывающей гравитационное воздействие материи было гораздо больше[25]. Проводимые в это время радионаблюдения галактики M 31 выявили также, что она сближается с нашей, а поскольку это сближение вызвано силами взаимного притяжения, можно было количественно оценить их суммарную массу, что было выполнено в 1959 году[26] немецко-британским астрофизиком Францем Каном[en] и другим известным голландским учеником Яна Оорта Лодевийком Вольтером[it]. Они получили величину ~1,5⋅1012M⊙, в 6 раз большую, чем сумма отдельных значений, считавшихся тогда массами Млечного пути (~ 4⋅1011M⊙) и M 31 (~ 1⋅1011M⊙), и заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего (~ 105K) газа, окружающих галактики[18][20][25].

Проблема масс скоплений галактик стала к этому моменту предметом столь активных дискуссий, что её обсуждению была посвящена конференция «О нестабильности галактических систем»[27] в рамках симпозиума «О проблемах внегалактических исследований» в Санта-Барбаре в августе 1961 года, организованного Международным астрономическим союзом. Многие объяснения расхождения масс, полученных с помощью вириальной теоремы и рассчитанных из наблюдаемых кривых вращения, предполагали существование «невидимого межгалактического вещества, составляющего 90—99 % масс скоплений»[19][20][28].

Большой вклад в принятие гипотезы тёмной материи внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов американские астрономы Вера Рубин из Института Карнеги и Кент Форд  (англ.) (рус. — они были первыми, кто получил точные и надёжные спектрографические данные по скорости вращения звёзд галактики M 31[29]. Кривая вращения оставалась пологой на расстоянии до 24 кпк от центра, что согласовывалось с опубликованными ранее[30] измерениями в радиодиапазоне[5][22][25]. Тогда же, в 1970 году, австралиец Кен Фримен в своей знаменитой работе[31], анализируя данные по галактикам M 33 и NGC 300, пришёл к заключению, что

Если [данные] верны, то в этих галактиках должна присутствовать материя, которая не регистрируется ни на оптической, ни на радиочастоте. Её масса должна быть по меньшей мере такой же, как и масса зарегистрированной обычным путём галактики, а её распределение может сильно отличаться от экспоненциального, которое характерно для оптически наблюдаемой галактики

Затем в 1970-х годах аргументы в пользу массивных гало или «корон» галактик вдали от их центра были высказаны и другими известными учёными: Яаном Эйнасто[32], а также Джереми Острайкером и Джимом Пиблсом[33], которые проанализировали накопленный объём данных, помимо кривых вращения, по движению карликовых галактик, пар и скоплений галактик[34][35][36]. Так, статья Острайкера и Пиблса начиналась со слов

Есть основания, всё более многочисленные и достоверные, считать, что оценки масс обычных галактик до настоящего времени могли быть занижены не менее, чем в 10 раз.

Важным моментом стала работа Альберта Босмы из Гронингенского университета: в 1978 году в своей диссертации на степень доктора философии он представил[37] пологие кривые вращения уже для 25 галактик[38]. В этот период были сформулированы, помимо наблюдательных, и теоретические аргументы в пользу существования тёмной материи, основанные на космологических соображениях и результатах численного моделирования[39]. Те же Острайкер и Пиблс, опираясь на работы Цвикки, показали[40], что без добавления массивных сферических гало галактики были бы неустойчивыми[14][38]. Настроения в астрономическом сообществе к концу десятилетия отразились в обзоре американских астрофизиков Сандры Фабер и Джона Галлахера[en][41], в котором[38]

Заключается, что доводы в пользу невидимой массы во Вселенной очень убедительны и становятся всё убедительнее.

Были опубликованы и новые работы Веры Рубин[42].

Исследования реликтового излучения, в частности, выявление высокой степени его изотропности, дали толчок развитию космологии. Так, в 1982 году Джим Пиблс высказал идею[43], что противоречие между отсутствием существенных флуктуаций плотности барионной материи в момент рекомбинации и современной крупномасштабной структурой Вселенной, которая не успела бы развиться за прошедшее с этого момента время, может быть устранено предположением о большом количестве небарионной материи — рост её флуктуаций способствовал бы формированию наблюдаемых неоднородностей распределения масс, никак не отпечатавшись при этом в реликтовом излучении. А сформулированная в 1980-х годах гипотеза инфляции, объяснявшая изотропность реликтового излучения, предполагала и то, что Вселенная является плоской и что, как следствие, плотность её вещества в точности равна критической. Поскольку оценки плотности обычного барионного вещества давали лишь ничтожную долю этой величины, это означало, в свою очередь, необходимость существования тёмной материи[39][44].

В 1980-х годах, когда гипотеза тёмной материи уже установилась в качестве общепринятой, её исследования сфокусировались на том, что именно она собой представляет[5], каковы её свойства[⇨] и роль в эволюции Вселенной[45][46]. Это осуществлялось с помощью активно развивавшегося тогда благодаря прогрессу вычислительной техники численного моделирования, результаты которого сравнивались с полученными данными наблюдений[45]. Важную роль, например, сыграл обзор красных смещений CfA1[en][45][47] и затем его второй этап CfA2[48][49]. А начиная со следующего десятилетия интерес сместился к моделированию вида распределения тёмной материи в галактических гало[⇨][45]. В начале XXI века появилась возможность использовать более точные и полные обзоры неба: 2dFGRS[en][49][50][51][52] и последующий 6dFGS[en][53]; самым подробным на настоящий день является SDSS[51][54]. Численное моделирование космологической эволюции, в частности, роли тёмной материи в этом процессе, также стало более точным и масштабным: получили известность такие проекты как Millennium[55][56], Bolshoi Simulation[en][57][58] и Illustris[en][59].

 
Результаты исследования 2dFGRS[en][50] с помощью Англо-австралийского телескопа, 1997—2001 годы. Отчётливо видны Великая стена Слоуна и другие сверхскопления.
 
Результаты численного моделирования в рамках проекта Illustris TNG[60], нового этапа проекта Illustris[en].
 
Результаты численного моделирования эволюции структуры Вселенной, проведённого группой исследователей из Калифорнийского университета в Санта-Крус[61].

Доказательства существованияПравить

НаблюдательныеПравить

  • 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[62][63].
  • Динамика и морфология галактик-спутников и шаровых скоплений возле массивных галактик[64]. 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[36]. Анализ данных для нашей и других галактик подтвердил, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд[64].
  • 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[комментарий 1][64]. 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 (состоящих из сотен и тысяч объектов) — в десятки или сотни раз[65].
 
Гигантское скопление галактик Abell 1689 (снимок телескопа Хаббл). Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом; галактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги — чёткие признаки сильного и слабого гравитационного линзирования, благодаря которому был выполнен точный расчёт полной массы скопления[66].
 
Скопление галактик Abell 2218[en] (снимок телескопа Хаббл). Дугообразные детали на снимке также представляют собой изображения далёких галактик, искажённые гравитационным полем скопления[67][68]. С помощью анализа эффектов сильного и слабого гравитационного линзирования получено распределение масс в скоплении[69].
  • Рентгеновское излучение горячего газа в гигантских эллиптических галактиках и их скоплениях, зарегистрированное такими орбитальными обсерваториями как «Эйнштейн»[65], «ROSAT», «XMM-Newton» и «Чандра»[70]. 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[70][71][72]. Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы объекта[70]. Масса одних лишь звёзд и газа, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю[65]. Такой горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя — ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю[72]. При этом радиальное распределение газа (в зависимости от расстояния до центра объекта) примерно повторяет гипотетическое распределение тёмной материи — профиль Наварро — Френка — Уайта[71][72].
  • Гравитационное линзирование — отклонение света удалённых объектов гравитационным полем находящихся на его пути массивных скоплений, ввиду чего изображения более удалённых галактик, проецирующихся на некое наблюдаемое скопление, оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование)[комментарий 2][68]. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления, в том числе скрытой[68][73][74].

Такие подсчёты были произведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует другим методам измерения массы тёмной материи данных скоплений[68][73][75].

 
Трёхмерная карта распределения тёмной материи, построенная с помощью метода слабого гравитационного линзирования в рамках проекта COSMOS[en][76][77].

Влияние слабого гравитационного линзирования выделяется при статистическом анализе множества изображений наземных и космических телескопов. При отсутствии близкой концентрации массы ориентация далеких, фоновых галактик должна быть хаотической. Если же такая масса присутствует, это приводит к изменению видимых вытянутостей галактик и к появлению некоторой упорядоченности в их ориентациях[67][77]. Поскольку искажения составляют порядка нескольких процентов амплитуды, такой метод требует высокой точности обработки, минимизации системных погрешностей, больших исследуемых областей обзора. Поэтому совпадение результатов с другими методами является важным свидетельством в пользу существования тёмной материи[78].

 
Скопление Пуля (комбинированный снимок телескопов «Хаббл» + «Чандра»). Полное распределение массы, полученное с помощью слабого гравитационного линзирования, показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа — розовым[79].
  • Распределение масс в сталкивающихся скоплениях галактик, где тёмная и барионная материя оказываются чётко разделены, что выявляется путём наблюдений в разных частотных диапазонах. Самым известным примером комплексного применения методов выявления тёмной материи является исследование скопления галактик Пуля, наблюдаемого в момент прямого столкновения двух скоплений галактик. Если бы тёмной материи не существовало, расположение основной массы скопления (которое можно определить с помощью слабого гравитационного линзирования) соответствовало бы распределению плазмы (наблюдаемой в рентгеновском диапазоне), составляющей основную часть барионной материи. Однако наблюдается иная картина: распределение основной массы совпадает с оптическими изображениями галактик. Это непосредственно свидетельствует о наличии тёмной материи; опубликованные работы, посвящённые исследованию скопления Пуля, содержали в заголовках слова «Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи»[79][80][81][82][83].

Ещё одним примером такого необычного объекта является скопление CL0024+17[en], в котором наблюдается пик плотности в кольцеобразной удалённой от центра области, не совпадающей с расположением горячего газа, равно как и звёзд. Теоретическое моделирование показало, что это является результатом того же процесса, что и в скоплении Пуля, однако CL0024+17 наблюдается не сбоку, а вдоль линии столкновения и на гораздо более позднем этапе. Такую картину невозможно объяснить в рамках альтернативных теорий[84][⇨].

Выявлено и множество других скоплений такого рода, для которых путём анализа снимков в разных диапазонах получено распределение массы, в том числе скрытой: MACS J0025.4-1222[85], Abell 2744[86], Abell 520[87] и другие.

ТеоретическиеПравить

  • Моделирование устойчивости галактик[88].
  • Анализ неоднородности реликтового излучения. Галактики формируются и растут за счёт гравитационной неустойчивости из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной[88][89]. Через 400 000 лет после Большого взрыва эти флуктуации плотности были ещё очень малы (~10−5 относительно самой плотности). И если бы во Вселенной в этот момент было только обычное барионное вещество, то эти неоднородности просто не успели бы усилиться до такой степени, чтобы создать наблюдаемое разнообразие структур, — для этого флуктуации в эпоху первичной рекомбинации должны были бы составлять порядка 10−3. Решением этого парадокса и является предположение о наличии во Вселенной значительного количества небарионной скрытой массы. Фотоны реликтового излучения взаимодействуют лишь с барионным веществом, и поэтому температурная анизотропия фонового излучения несёт информацию только о флуктуациях плотности обычной материи. Небарионное же вещество на момент рекомбинации могло быть скучено уже́ гораздо сильнее, формируя таким образом основу для роста будущих галактик и их скоплений[89][90][91].
  • Моделирование формирования галактик на основании общепринятой теории состава Вселенной, в частности, с определённой долей тёмной материи. Если она устанавливается в качестве начального условия, получающиеся в результате распределение и свойства галактик (например, форма) идентичны наблюдаемым[14][56].
  • Оценка критической плотности Вселенной. Показано, что полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20-30 % от значения критической плотности, тогда как барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4,5 %. Следовательно, то, что дополняет плотность барионов — это небарионная скрытая масса, которой должно быть примерно в 5 раз больше, чем обычного вещества[92].

Свойства тёмной материиПравить

ТемператураПравить

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[комментарий 3]. В зависимости от соотношения этой температуры и массы частиц тёмной материи её делят на «горячую», «холодную» и «тёплую»[93].

Горячая тёмная материяПравить

Если в момент выхода из равновесия с барионным веществом масса частиц тёмной материи не превышала соответствующую температуру среды, M X ≤ T d  [комментарий 4], то есть они были релятивистскими, кроме того, эта масса была менее 1 эВ, такую тёмную материю называют горячей. От тёплой тёмной материи[⇨], для которой также M X ≤ T d  , но M X ≥ 1  эВ  , она отличается тем, что горячая тёмная материя оставалась релятивистской и к моменту перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии эволюции Вселенной, который и произошёл при температуре T e q = 1  эВ  . Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит на этих стадиях различным образом и существенно зависит от того, является ли тёмная материя на пылевидной стадии релятивистской[93].

Во Вселенной изначально имелись малые по амплитуде неоднородности плотности тёмной материи, и был период, когда частицы тёмной материи являлись релятивистскими и распространялись свободно (это происходило в интервале температур M X ≤ T ≤ T d  ). Двигаясь почти со скоростью света, они быстро покидали области с повышенной и заполняли области с пониженной плотностью (в пределах текущего космологического горизонта). В результате этого процесса свободного перемешивания (англ. free streaming) неоднородности плотности тёмной материи с размерами меньше текущего горизонта замывались. Так как свободное перемешивание прекратилось при T ∼ M X  , размер горизонта на этот момент, растянутый в ( 1 + z ) ≈ T T 0   раз, и определяет максимальный современный размер областей, в которых возмущения плотности подавлены[94]. Для горячей тёмной материи ( M X ∼ 1  эВ  ) это значение оценивается примерно в 100 Мпк[95].

В моделях с горячей тёмной материей сначала формируются самые крупные структуры — сверхскопления, которые потом распадаются на более мелкие — скопления. Галактики формируются в последнюю очередь, и этот процесс должен был начаться не так давно. Такая последовательность формирования структур противоречит наблюдениям, поэтому горячая тёмная материя может составлять лишь небольшую часть всей тёмной материи[95][96].

К этому виду тёмной материи могли бы относиться прежде всего обычные нейтрино из Стандартной модели[⇨] — это единственная экспериментально подтверждённая частица такого типа[97][96].

Холодная тёмная материяПравить

Основная статья: Холодная тёмная материя

Если частицы тёмной материи отщепились от обычного вещества уже будучи нерелятивистскими, то есть M X ≫ T d  , такую тёмную материю называют «холодной». Она является наиболее предпочтительным вариантом из космологических соображений[93]: такие частицы движутся медленно, характеризуясь небольшим значением так называемой длины свободного перемешивания[комментарий 5], поэтому на начальных этапах расширения Вселенной флуктуации плотности на малых масштабах не подавляются, формирование крупномасштабной структуры Вселенной начинается достаточно рано и происходит снизу вверх[51][56][98]. Максимальный современный размер области, в которой подавлены возмущения плотности, в 0,1 Мпк (размер карликовой галактики), даёт нижний предел массы частиц тёмной материи в 1 кэВ — такой же порядок получается и из других соображений, основанных на оценках фазовой плотности частиц тёмной материи в карликовых галактиках[95]. Результаты моделирования эволюции Вселенной с такими параметрами (в рамках модели ΛCDM) в точности соответствуют наблюдаемой картине скоплений, галактических нитей и войдов между ними[56][98].

Класс гипотетических частиц-кандидатов на роль частиц холодной (то есть массивнее 1-100 кэВ) тёмной материи называется вимп (от англ. WIMP, weakly interacting massive particle — слабовзаимодействующая массивная частица)[92][99]. Сейчас, однако, этот термин используется в более узком смысле, нежели первоначально, и подразумевает только частицы, которые должны быть подвержены слабому взаимодействию[100][101].

В рамках модели холодной тёмной материи, однако, возникают сложности при описании внутренних, центральных областей гало, среди которых наиболее серьёзными считаются[102][103][104]

  • проблема каспов — противоречие между результатами численного моделирования распределения плотности и экспериментальными данными. Численное моделирование распределения холодной тёмной материи указывает на то, что она образует касп или сингулярность в центре галактики, между тем прямые астрономические наблюдения показывают обратную картину.
  • проблема дефицита карликовых галактик (также известная как «проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников»). Суть её в том, что число карликовых галактик (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур тёмной материи.

Тёплая тёмная материяПравить

Тёплая тёмная материя, как и горячая[⇨], была релятивистской в момент выхода из равновесия с барионным веществом, то есть выполнялось условие M X ≤ T d  . Однако масса её частиц, MX, составляла более 1 эВ, и на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной релятивистскими они быть уже перестали. Поскольку рост возмущений плотности происходит на этих стадиях существенно по-разному и сильно зависит от того, является ли тёмная материя на пылевидной стадии (переход к которой случился именно при температурах порядка 1 эВ) релятивистской, это различие является принципиальным[93]. Флуктуации плотности для тёплой тёмной материи подавляются лишь на совсем малых масштабах — на уровне карликовых галактик и ниже[98].

Распределение плотностиПравить

Чаще всего для аналитического описания формы гало тёмной материи используется профиль Наварро — Френка — Уайта[105]:

ρ ( r ) = ρ 0 r R s ( 1   +   r R s ) 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[45]. В качестве более точной альтернативы предлагался профиль Буркерта[106]:

ρ ( r ) = ρ 0 r 0 3 ( r + r 0 ) ( r 2 + r 0 2 ) ,  

где ρ0 — плотность в центральной области, r0 — её радиус. Также предлагалась такая основанная на численном моделировании аналитическая форма как профиль Мура[107]:

ρ ( r ) = ρ i ( r R s ) 1 , 5 ( 1   +   r R s ) 1 , 5 ,  

предполагающая, однако, ещё более резкий рост в центральной области, нежели профиль Наварро — Френка — Уайта. Наконец, была высказана идея использовать профиль Эйнасто[108]:

ρ ( r ) = ρ e exp ⁡ ( − d n ( ( r r e ) 1 n − 1   ) ) ,  .

Кандидаты на роль тёмной материиПравить

Барионная тёмная материяПравить

Основная статья: Барионная тёмная материя
См. также: Массивный компактный объект гало

По мере развития астрофизики и утверждения гипотезы о тёмной материи для ряда специалистов наиболее естественным было предположение, что тёмная материя состоит из обычного, барионного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому не обнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. Кандидатами на роль подобных объектов могли бы быть планеты, коричневые карлики, красные карлики, белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Астрофизик Ким Грайст (англ. Kim Griest) предложил для их обозначения термин MACHO (массивный астрофизический компактный объект гало, англ. massive astrophysical compact halo object)[109]. Этот акроним, намекающий на исп. macho — «мачо, мужлан», является противопоставлением ранее предложенному Майклом Тёрнером (англ. Michael S. Turner) термину WIMP для гипотетических небарионных слабо взаимодействующих массивных элементарных частиц (англ. wimp — «зануда, слабак»)[110], см. ниже.

Однако, судя по всему, доля барионного вещества в составе тёмной материи мала. Во-первых, эксперименты по поиску объектов MACHO в гало нашей Галактики путём выявления событий гравитационного микролинзирования света звёзд привели к заключению, что доля таких компактных объектов, по крайней мере с массами в диапазоне от 10−7 до 102 масс Солнца, составляет не более 8 %[109][111]. С другой стороны, ни один известный тип кандидатов на роль составляющих тёмной материи не соответствует наблюдательным данным по её количеству[112]. Кроме того, из космологических соображений следует, что соотношение первичных концентраций лёгких элементов, в особенности доля дейтерия (наблюдаемое в самых старых астрономических объектах), свидетельствует о достаточно малом вкладе барионов в полную плотность Вселенной — всего 4,5 % от значения критической плотности, тогда как полученные независимыми методами оценки массы всего вещества дают 20-30 % этого значения[111][92][112].

Первичные чёрные дырыПравить

Одними из кандидатов на роль объектов MACHO являются первичные чёрные дыры, образовавшиеся в момент начального расширения Вселенной сразу после Большого взрыва[113]. Исследования, основанные на подсчёте событий гравитационного микролинзирования света далёких сверхновых, дают существенные ограничения на возможную долю чёрных дыр с массой более 0,01 масс Солнца в составе тёмной материи — не более 23 %[114][115]. Тем не менее, остаются ещё не исключённые значения масс, которые могут иметь первичные чёрные дыры, в частности, такие объекты с массами более 103 солнечных масс могут играть важную роль в космологических процессах, даже составляя очень небольшую долю тёмной материи[116].

МаксимоныПравить

Кроме того, высказывалось предположение, что роль частиц тёмной материи могли бы играть гипотетические планковские чёрные дыры (максимоны), являющиеся конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильные и более не подверженные излучению Хокинга. Эти объекты характеризует крайне малое сечение взаимодействия — порядка 10−66 см2, на 20 порядков меньше сечения взаимодействия нейтрино. Согласно данной теории, малость сечения взаимодействия нейтральных максимонов с веществом приводит к тому, что значительная (или даже основная) часть материи во Вселенной в настоящее время могла бы состоять из максимонов, не приводя к противоречию с наблюдениями[117].

Небарионная тёмная материяПравить

НейтриноПравить

Нейтрино, не участвующие в сильном и электромагнитном взаимодействиях, закономерно стали исторически первыми кандидатами на роль частиц тёмной материи. В отличие от остальных кандидатов, они существуют и описываются в рамках Стандартной модели[118]. Соответствующая гипотеза была предложена и исследована в начале 1980-х годов[119]. Однако численное моделирование показало, что нейтрино, будучи очень лёгкими, имели бы в ранней Вселенной очень высокие скорости, то есть представляли бы собой горячую тёмную материю[⇨], и формирование структуры происходило бы сверху вниз (от более крупного масштаба к мелкому), и в результате она отличалась бы от наблюдаемой сейчас. Так было показано, что обычные нейтрино из Стандартной модели не могут быть частицами тёмной материи[96][45].

После этого закономерно возникло предположение, что частицами тёмной материи являются тяжёлые нейтрино — некая не открытая ранее разновидность[89]. Если бы они доминировали в ранней Вселенной, то в такой среде флуктуации начали бы расти гораздо раньше, чем в барионной, и крупномасштабная структура Вселенной успела бы сформироваться[81]. Согласно опубликованной в начале 1990-х годов гипотезе, тёмная материя могла бы состоять из так называемых стерильных нейтрино[en], которые не участвуют даже в слабом взаимодействии и могут образовываться из обычных нейтрино лишь посредством осцилляций. Теоретические модели дают широкий диапазон масс и, соответственно, температур, которыми могут обладать такие нейтрино, то есть они могут составлять как тёплую ( m ∼ кэВ  ), так и холодную ( m ≫ кэВ  ) тёмную материю[96].

АксионыПравить

Аксионы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые изначально для решения проблемы отсутствия сильного CP-нарушения в квантовой хромодинамике[120][121][122]. Считается, что аксионы относятся к холодной тёмной материи[⇨][120][45], однако они должны быть очень лёгкими: астрофизические и лабораторные данные дают ограничения на массу аксиона не более 10−3 эВ, а космологические соображения — не менее 10−4-10−6 эВ[123][124][125].

Высказывалась также гипотеза нечёткой[en] тёмной материи, представленной сверхтекучим бозе-конденсатом, такой, что её свойства аналогичны аксионам, имеющим, однако, гораздо меньшую массу — порядка 10−22 эВ[126].

Суперсимметричные частицыПравить

См. также: Легчайшая суперсимметричная частица

Гипотетические частицы, описываемые в рамках суперсимметричных теорий, не участвуют в электромагнитном и сильном взаимодействиях и если они стабильны, могли бы быть распространены во Вселенной и играть важную роль в её эволюции, то есть быть частицами тёмной материи. Первоначально на эту роль предлагалось только гравитино, однако с появлением минимальной суперсимметричной Стандартной модели[en] бо́льшую популярность приобрела гипотеза о том, что такой частицей является нейтралино — смешанное состояние суперпартнёров фотона, Z-бозона и бозона Хиггса, — оно действительно должно быть стабильно благодаря сохранению R-чётности[127]. Считается, что нейтралино вышли из термодинамического равновесия с обычным веществом, имея температуру, меньшую, чем их масса, то есть относятся к холодной тёмной материи[⇨][45]. Такие частицы, как и любые другие гипотетические слабовзаимодействующие массивные нейтральные элементарные частицы (WIMPs, вимпы), какова бы ни была их природа, должны иметь сечение аннигиляции, близкое к сечению слабого взаимодействия (~10−36 см2), и массу не менее нескольких масс нуклона, чтобы обеспечить свойства, наблюдаемые у холодной тёмной материи[110].

Экзотические гипотезыПравить

Экспериментальные данныеПравить

Тёмная материя в ближней ВселеннойПравить

Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным) веществом, по крайней мере, гравитационным образом и представляет собой среду со средней космологической плотностью, в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со светом, свет испускается оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до рентгеновского излучения[128].

Опубликованное в 2012 году исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до 13 000 световых лет от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно 0,5 кг в объёме земного шара. Однако измерения дали значение не более 0,06 кг тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях частиц тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными[129][130][131].

Опубликованное в 2013 году исследование движения тел Солнечной системы, основанное на данных 677 тысяч позиционных наблюдений планет и космических аппаратов c 1910 года по настоящее время, позволило получить верхнюю оценку на количество возможного тёмного вещества в Солнечной системе — общее количество тёмной материи в пределах сферы, ограниченной орбитой Сатурна, составляет не более 1,7⋅10-10 Mʘ[132][133]

Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материиПравить

Экспериментальное обнаружение частиц тёмной материи должно основываться, во-первых, на том, что они обладают массой, гравитационно взаимодействующей с другими массами, во-вторых, что эта масса должна быть очень велика. Однако кроме этого о тёмной материи ничего не известно. Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что они не участвуют в электромагнитном взаимодействии, то есть невидимы и имеют небарионную природу[14].

Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный.

При прямом экспериментальном поиске ТМ с помощью наземной аппаратуры изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами в чувствительном объёме низкофонового ядерно-физического детектора. При рассеянии частицы тёмной материи, входящей в состав галактического гало, на частице обычного вещества (электроне или нуклоне) последняя получает определённую кинетическую энергию и может быть зарегистрирована обычными методами. Проблема заключается в чрезвычайной малости сечения взаимодействия частиц ТМ с обычными частицами. Дополнительная экспериментальная сигнатура, позволяющая подавить фон, но вносящая определённую модельную зависимость, основана на ожидаемом периодическом изменении скорости Земли (и детектора вместе с ней) относительно гало тёмной материи ввиду орбитального движения вокруг Солнца, что должно приводить к вариациям сигнала с годичной периодичностью и максимумом в начале июня. Вариант прямого поиска лёгких частиц ТМ (в частности, аксионов) заключается в детектировании их распада на фотоны в магнитном поле в высокодобротной резонансной полости (так называемом галоскопе).

Подобные эксперименты требуют высокой точности и исключения помех от других источников сигнала, поэтому детекторы, как правило, располагаются под землёй[14].

Косвенные методы детектирования основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц (нейтрино, фотонов и т. п.), которые возникают, например, благодаря аннигиляции солнечной или галактической тёмной материи.

Альтернативные теорииПравить

Альтернативные теории гравитацииПравить

При попытке объяснить наблюдаемые явления, на основании которых в совокупности был сделан вывод о необходимости существования тёмной материи, без привлечения этой концепции в первую очередь высказывались соображения относительно справедливости общепринятых законов гравитационного взаимодействия на больших расстояниях[81].

Наиболее известной является модифицированная ньютоновская динамика (MOND) — теория, предложенная в начале 1980-х годов израильским астрофизиком Мордехаем Милгромом и представляющая собой модификацию закона тяготения, дающую более сильное взаимодействие в некоторых областях пространства, таким образом, чтобы объяснялся наблюдаемый вид кривых вращения галактик[14][134]. В 2004 году физиком-теоретиком Яаковом Бекенштейном, также из Израиля, было разработано релятивистское обобщение этой гипотезы — тензор-вектор-скалярная теория гравитации[en], объясняющая также наблюдаемые эффекты гравитационного линзирования[135]. Кроме того, в 2007 году канадский физик Джон Моффат предложил свою теорию модифицированной гравитации, называемую также скаляр-тензор-векторной теорией гравитации[en][136].

Сторонники теорий модифицированной гравитации считают аргументом в свою пользу отсутствие в настоящее время положительных результатов экспериментов по непосредственному обнаружению частиц тёмной материи. В пользу модифицированной ньютоновской динамики высказывалась и Вера Рубин, чьи работы сыграли важную роль в становлении теории тёмной материи[14]: «Если бы я выбирала, то я бы хотела открыть, что это именно ньютоновские законы должны быть изменены для правильного описания гравитационных взаимодействий на больших расстояниях. Это более привлекательно, чем Вселенная, наполненная новым типом субъядерных частиц»[137].

Между тем, в настоящее время большинство учёных не признаёт MOND, поскольку основанные на ней расчёты указывают на её несостоятельность[14]. Проблема альтернативных теорий гравитации в том, что если они и дают обоснование отдельным эффектам, являющимся следствиями существования тёмной материи, всё равно не учитывают их в совокупности. Они не объясняют наблюдаемого поведения сталкивающихся скоплений галактик и несовместимы с космологическими аргументами в пользу присутствия большого количества небарионного невидимого вещества в ранней Вселенной[81].

Плазменная космологияПравить

Эта теория была разработана в 1960-х годах шведским физиком по имени Ханнес Альфвен (нобелевский лауреат по физике 1970 года за открытия по магнитодинамике) — при этом он использовал опыт своих исследований околоземной плазмы (полярное сияние) и ранние работы норвежца Кристиана Биркеланда.

Основой теории является предположение, что электрические силы являются более весомыми на больших расстояниях (масштаб галактики и скопления галактик), чем гравитация. Если допустить, что плазма заполняет всю вселенную и имеет хорошую проводимость, то она могла бы проводить огромные электрические токи (около 1017 — 1019 ампер) на масштабах в десятки мегапарсек. Такие токи создают мощное галактическое магнитное поле, которое в свою очередь формирует структуру как галактик, так и их скоплений (галактических нитей или филаментов). Наличие такого мощного поля легко объясняет формирование галактических рукавов (единого мнения о причине образования галактических рукавов пока нет[138]), распределение скорости вращения галактических дисков от радиуса, устраняет необходимость введения гало из тёмной материи. Но на данный момент ни таких мощных токов в масштабах десятков мегапарсек, ни высоких межгалактических и внутригалактических магнитных полей современная астрофизика не наблюдает. Предположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масштабах (так называемая Крупномасштабная структура Вселенной), сделанные Альфвеном[139] и Энтони Перратом[140], неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах[141], однако эти наблюдения объясняются и в рамках общепринятой космологической модели. Для объяснения нитевидной структуры Вселенной в настоящее время используется теория образования нитей за счёт гравитационной неустойчивости (первоначально почти однородное распределение массы концентрируется на каустиках и приводит к образованию нитей), на растущих структурах тёмной материи, вдоль которых и формируется структура видимой материи[142] (происхождение такой структуры тёмной материи объясняется квантовыми флуктуациями в процессе инфляции).

В настоящее время плазменная космология как теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути Большого Взрыва. С другой стороны, если отказаться от теории Большого Взрыва и считать возраст Вселенной гораздо большим, чем 13,5 миллиардов лет, то скрытая масса во многом может быть объяснена такими MACHO-объектами как чёрные карлики, которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет белых карликов.

Материя из других измерений (параллельных Вселенных)Править

В некоторых теориях с дополнительными измерениями гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений[143]. Это предположение помогает объяснить относительную слабость гравитационного взаимодействия по сравнению с тремя другими основными взаимодействиями (электромагнитным, сильным и слабым): гравитация слабее, так как может взаимодействовать с массивной материей в дополнительных измерениях, проникать сквозь барьер, недоступный другим взаимодействиям.

Отсюда следует, что эффект тёмной материи может быть логично объяснён взаимодействием видимой материи из наших обычных измерений с массивной материей из других (дополнительных, невидимых) измерений через гравитацию. При этом остальные типы взаимодействий эти измерения и эту материю в них не могут никак ощутить, не могут с ней взаимодействовать. Материя в других измерениях (фактически в параллельной Вселенной) может формироваться в структуры (галактики, скопления галактик, филаменты) похожим на наши измерения способом или формировать свои, экзотические структуры, которые в наших измерениях ощущаются как гравитационное гало вокруг видимых галактик[144].

Топологические дефекты пространстваПравить

Тёмная материя может просто являться изначальными (возникшими в момент Большого Взрыва) дефектами пространства и/или топологии квантовых полей, которые могут содержать в себе энергию, тем самым вызывая гравитационные силы.

Это предположение может быть исследовано и проверено с помощью орбитальной сети космических зондов (вокруг Земли или в пределах Солнечной системы), оснащённых точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью GPS) атомными часами, которые зафиксируют прохождение такого топологического дефекта через данную сеть[145][146]. Эффект проявится как необъяснимое (обычными релятивистскими причинами) рассогласование хода этих часов, имеющее чёткое начало и, со временем, конец (в зависимости от направления движения и размеров такого топологического дефекта)[147].

ПримечанияПравить

Комментарии
  1. ↑ Именно на этом и основывалась работа Цвикки и Смита, которые впервые обнаружили тёмную материю в скоплениях Кома и Дева.
  2. ↑ Выделяется также гравитационное микролинзирование, при котором не наблюдается искажения формы, но количество света, приходящего от удалённых объектов, изменяется со временем. Однако оно используется не как метод выявления тёмной материи, а как способ поиска объектов барионной скрытой массы.
  3. ↑ Затем неоднородности плотности тёмной материи начали расти по амплитуде и создавать гравитационные ямы, в которые падали барионы после рекомбинации, в результате чего и образовались первые звёзды, галактики, скопления галактик.
  4. ↑ В естественной системе единиц масса и температура имеют одинаковую размерность.
  5. ↑ Используется также термин «длина свободного разлёта», в англоязычной литературе — «free streaming length».
Источники
  1. ↑ Ade P. A. R. et al. (Planck Collaboration). Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2013. — 22 March (vol. 1303). — P. 5062. — Bibcode: 2013arXiv1303.5062P. — arXiv:1303.5062. Архивировано 23 марта 2013 года.
  2. ↑ Francis, Matthew. First Planck results: the Universe is still weird and interesting  (неопр.). Arstechnica (22 марта 2013). Дата обращения: 1 октября 2017. Архивировано 2 мая 2019 года.
  3. ↑ Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light  (неопр.). University of Cambridge (21 марта 2013). Дата обращения: 21 марта 2013. Архивировано 17 апреля 2019 года.
  4. ↑ Решетников, 2012, p. 107.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. A history of dark matter (англ.). Ars Technica (3 февраля 2017). Дата обращения: 1 декабря 2019. Архивировано 10 декабря 2019 года.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018, p. 045002—4.
  7. ↑ 1 2 3 Einasto, 2012, p. 156.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Решетников, 2012, p. 108.
  9. ↑ Kapteyn J. C. First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1922. — Vol. 55. — P. 302—327. — doi:10.1086/142670. — Bibcode: 1922ApJ....55..302K.
  10. ↑ Oort J. H. The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems (англ.) // Bull. Astron. Inst. Netherlands. — 1932. — Vol. 6. — P. 249.
  11. ↑ 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (нем.) // Helvetica Physica Acta. — 1933. — Bd. 6. — S. 110—127. — Bibcode: 1933AcHPh...6..110Z. Архивировано 22 ноября 2021 года.
  12. ↑ Горькавый Ник. Сказка о тёмной материи тёмного космоса (рус.) // Наука и жизнь. — 2017. — Вып. 7. — С. 81—88. Архивировано 27 сентября 2017 года.
  13. ↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018, p. 045002—5.
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 «Большая часть Вселенной невидима» / «Most of our Universe is Missing» [д/ф]. Великобритания: BBC Two. Проверено 1 января 2020. Архивная копия от 4 августа 2019 на Wayback Machine
  15. ↑ Zwicky F. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 1937. — Т. 86, № 3 (October). — С. 217—246. — Bibcode: 1937ApJ....86..217Z. — doi:10.1086/143864.
  16. ↑ Smith S. The Mass of the Virgo Cluster (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1936. — January (vol. 83). — P. 23—30. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/143697. — Bibcode: 1936ApJ....83...23S. Архивировано 10 декабря 2019 года.
  17. ↑ Hubble E. The Distribution of Extra-Galactic Nebulae (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1934. — Vol. 79. — P. 8—76. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/143517. — Bibcode: 1934ApJ....79....8H.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Решетников, 2012, p. 109.
  19. ↑ 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—6.
  20. ↑ 1 2 3 Einasto, 2012, p. 157.
  21. ↑ 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—7.
  22. ↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 158.
  23. ↑ van de Hulst H. C., Raimond E., vanWoerden H. Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line (англ.) // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. — 1957. — Vol. 14, no. 480. — P. 1. — Bibcode: 1957BAN....14....1V. Архивировано 23 октября 2021 года.
  24. ↑ Schwarzschild M. Mass distribution and mass-luminosity ratio in galaxies (англ.) // Astronomical Journal. — 1954. — Vol. 59, no. 1220. — P. 273—284. — doi:10.1086/107013. — Bibcode: 1954AJ.....59..273S.
  25. ↑ 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—8.
  26. ↑ Kahn F. D., Woltjer,L. Intergalactic Matter and the Galaxy (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1959. — November (vol. 130, no. 3). — P. 705—717. — doi:10.1086/146762. — Bibcode: 1959ApJ...130..705K.
  27. ↑ Neyman J., Page T., Scott E. CONFERENCE on the Instability of Systems of Galaxies (Santa Barbara, California, August 10-12, 1961): Summary of the conference (англ.) // Astronomical Journal. — 1961. — Vol. 66, no. 10. — P. 633—636. — doi:10.1086/108476. — Bibcode: 1961AJ.....66..633N.
  28. ↑ Irwin J. B. Symposium on Galaxies (англ.) // IAU News Bulletin. — 1961. — 22 August (iss. 6). — P. 7—8. Архивировано 26 сентября 2020 года.
  29. ↑ Rubin V. C., Ford W. K. Jr.  (англ.) (рус.. Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1970. — Vol. 159. — P. 379—403. — doi:10.1086/150317. — Bibcode: 1970ApJ...159..379R.
  30. ↑ Roberts M. S. A High-Resolution 21-CM Hydrogen-Line Survey of the Andromeda Nebula (англ.) // Astrophysical Journal. — 1966. — Vol. 144, no. 2. — P. 639—656. — doi:10.1086/148645. — Bibcode: 1966ApJ...144..639R. Архивировано 17 ноября 2021 года.
  31. ↑ 1 2 Freeman K. C. On the Disks of Spiral and S0 Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1970. — June (vol. 160). — P. 811—830. — doi:10.1086/150474. — Bibcode: 1970ApJ...160..811F. Архивировано 13 апреля 2020 года.
  32. ↑ Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamic evidence on massive coronas of galaxies (англ.) // Nature. — 1974. — 27 July (vol. 250, iss. 5464). — P. 309—310. — doi:10.1038/250309a0. — Bibcode: 1974Natur.250..309E. Архивировано 2 января 2021 года.
  33. ↑ 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. The size and mass of galaxies, and the mass of the universe (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1974. — Vol. 193. — P. L1-L4. — doi:10.1086/181617. Архивировано 19 июня 2022 года.
  34. ↑ Bertone, 2018, p. 045002—9.
  35. ↑ Bertone, 2018, p. 045002—21.
  36. ↑ 1 2 Einasto, 2012, p. 162.
  37. ↑ Bosma A. The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types (англ.). — University of Groningen, 1978. Архивная копия от 14 мая 2011 на Wayback Machine
  38. ↑ 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—10.
  39. ↑ 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—22.
  40. ↑ Ostriker J. P., Peebles P. J. E. A Numerical Study of the Stability of Flattened Galaxies: or, can Cold Galaxies Survive? (англ.) // Astrophysical Journal. — 1973. — Vol. 186. — P. 467—480. — doi:10.1086/152513. — Bibcode: 1973ApJ...186..467O. Архивировано 15 ноября 2021 года.
  41. ↑ 1 2 Faber S. M., Gallagher J. S. Masses and mass-to-light ratios of galaxies (англ.) // Annual review of astronomy and astrophysics. — 1979. — Vol. 17. — P. 135—187. — doi:10.1146/annurev.aa.17.090179.001031. — Bibcode: 1979ARA&A..17..135F.
  42. ↑ Rubin V., Thonnard W. K. Jr., Ford N. Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R = 4 kpc) to UGC 2885 (R = 122 kpc) (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1980. — Vol. 238. — P. 471—487. — doi:10.1086/158003. — Bibcode: 1980ApJ...238..471R. Архивировано 26 октября 2021 года.
  43. ↑ Peebles P. J. E. Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations (англ.) // Astrophysical Journal. — 1982. — 1 December (vol. 263). — P. L1-L5. — doi:10.1086/183911. Архивировано 15 ноября 2021 года.
  44. ↑ Однако предполагаемого количества тёмной материи было всё ещё недостаточно для равенства средней плотности вещества критическому значению, что повлекло необходимость введения концепции тёмной энергии.
  45. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018, p. 045002—23.
  46. ↑ Einasto, 2012, p. 169.
  47. ↑ Davis M., Huchra J., Latham D. W., Tonry J. A survey of galaxy redshifts. II. The large scale space distribution (англ.) // Astrophysical Journal. — 1982. — Vol. 253. — P. 423—445. — doi:10.1086/159646. Архивировано 17 ноября 2021 года.
  48. ↑ Einasto, 2012, p. 178.
  49. ↑ 1 2 Einasto, 2012, p. 180.
  50. ↑ 1 2 Matthew Colless. The 2dF Galaxy Redshift Survey (англ.). Дата обращения: 24 августа 2020. Архивировано 18 июня 2017 года.
  51. ↑ 1 2 3 Einasto, 2012, p. 181.
  52. ↑ Matthew Colless et al. The 2dF Galaxy Redshift Survey: spectra and redshifts (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2001. — Vol. 328, iss. 4. — P. 1039–1063. — doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04902.x.
  53. ↑ 6dF Galaxy Survey (англ.). Дата обращения: 24 августа 2020. Архивировано 2 января 2021 года.
  54. ↑ The Sloan Digital Sky Survey: Mapping the Universe (англ.). Дата обращения: 25 августа 2020. Архивировано 23 июня 2020 года.
  55. ↑ Springel V. et al. Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars (англ.) // Nature. — 2005. — Vol. 435, iss. 7042. — P. 629—636. — doi:10.1038/nature03597.
  56. ↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 182.
  57. ↑ Bolshoi Cosmological Simulations (англ.). University of California High-Performance AstroComputing Center. Дата обращения: 23 августа 2020. Архивировано 7 июля 2020 года.
  58. ↑ Наиболее точное моделирование Вселенной, infuture.ru (04.10.11). Архивировано 2 января 2021 года. Дата обращения: 23 августа 2020.
  59. ↑ The Illustris Simulation (англ.). The Illustris Collaboration. Дата обращения: 23 августа 2020. Архивировано 22 сентября 2020 года.
  60. ↑ The IllustrisTNG project (англ.). Дата обращения: 25 августа 2020. Архивировано 9 августа 2020 года.
  61. ↑ Rob Garner. Slime Mold Simulations Used to Map Dark Matter Holding Universe Together (англ.), NASA (March 10, 2020). Архивировано 23 августа 2020 года. Дата обращения: 24 августа 2020.
  62. ↑ Решетников, 2012, p. 110.
  63. ↑ Решетников, 2012, p. 111.
  64. ↑ 1 2 3 Решетников, 2012, p. 112.
  65. ↑ 1 2 3 Решетников, 2012, p. 113.
  66. ↑ Taylor A. N. et al. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 501, no. 2. — P. 539—553. — doi:10.1086/305827. — Bibcode: 1998ApJ...501..539T. — arXiv:astro-ph/9801158.
  67. ↑ 1 2 Решетников, 2012, p. 115.
  68. ↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 168.
  69. ↑ Abdelsalam H.M. et al. Non-parametric reconstruction of Abell 2218 from combined weak and strong lensing (англ.) // The Astronomical Journal. — 1998. — Vol. 116, iss. 4. — P. 1541–1552. — doi:10.1086/300546. — Bibcode: 1998AJ....116.1541A. — arXiv:astro-ph/9806244.
  70. ↑ 1 2 3 Einasto, 2012, p. 167.
  71. ↑ 1 2 Vikhlinin A. et al. Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass–Temperature Relation (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 640, no. 2. — P. 691—709. — doi:10.1086/500288. — Bibcode: 2006ApJ...640..691V. — arXiv:astro-ph/0507092.
  72. ↑ 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Dark matter profile in clusters of galaxies (англ.) // Brazilian Journal of Physics. — 2005. — December (vol. 35, no. 4b). — ISSN 1678-4448. — doi:10.1590/S0103-97332005000700042. Архивировано 16 июля 2020 года.
  73. ↑ 1 2 Решетников, 2012, p. 114.
  74. ↑ Daniel H. Birman. Конец Вселенной (End of the Universe) [Документальный фильм, канал «Культура»]. Проверено 29 июля 2020. Время от начала источника: 35:04. Архивная копия от 2 сентября 2020 на Wayback Machine
  75. ↑ Wu X. et al. A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy? (Сравнение различных оценок масс скоплений: соответствие или расхождение?) (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1998. — Vol. 301, no. 3. — P. 861—871. — doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x. — Bibcode: 1998MNRAS.301..861W. — arXiv:astro-ph/9808179.
  76. ↑ NASA, ESA and R. Massey (California Institute of Technology). Three-dimensional distribution of dark matter in the Universe (artist's impression) (англ.). ESA Hubble Space Telescope (7 января 2007). Дата обращения: 14 марта 2020. Архивировано 19 сентября 2020 года.
  77. ↑ 1 2 Massey R. et al. Dark matter maps reveal cosmic scaffolding (англ.) // Nature : journal. — 2007. — Vol. 445, no. 7125. — P. 286—290. — doi:10.1038/nature05497. — Bibcode: 2007Natur.445..286M. — arXiv:astro-ph/0701594. — PMID 17206154.
  78. ↑ Refregier A. Weak gravitational lensing by large-scale structure (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  (англ.) (рус.. — Annual Reviews, 2003. — Vol. 41, iss. 1. — P. 645—668. — doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. — Bibcode: 2003ARA&A..41..645R. — arXiv:astro-ph/0307212.
  79. ↑ 1 2 Clowe D. et al. A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter (Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи) (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 648, no. 2. — P. L109—L113. — doi:10.1086/508162. — Bibcode: 2006ApJ...648L.109C. — arXiv:astro-ph/0608407.
  80. ↑ Попов С. Б. Черная кошка обнаружена  (неопр.). Астронет (22 августа 2006). Дата обращения: 24 июля 2020. Архивировано 24 июля 2020 года.
  81. ↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012, p. 174.
  82. ↑ Einasto, 2012, p. 175.
  83. ↑ Bertone, 2018, p. 045022—14.
  84. ↑ Jee M. J. et. al. Discovery of a Ringlike Dark Matter Structure in the Core of the Galaxy Cluster Cl 0024+17 (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2007. — Vol. 661, no. 2. — P. 728. — doi:10.1086/517498.
  85. ↑ Brada M. et al. Revealing the Properties of Dark Matter in the Merging Cluster MACS J0025.4-1222 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2008. — doi:10.1086/591246. — Bibcode: 2008ApJ...687..959B. — arXiv:0806.2320. Архивировано 6 июня 2019 года.
  86. ↑ J. Merten et al. Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011. — Vol. 417, iss. 1. — P. 333—347. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x.
  87. ↑ Jee M. J. et al. A Study of the Dark Core in A520 with the Hubble Space Telescope: The Mystery Deepens (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2012. — Vol. 747. — P. 96. — doi:10.1088/0004-637X/747/2/96. — Bibcode: 2012ApJ...747...96J. — arXiv:1202.6368.
  88. ↑ 1 2 Решетников, 2012, p. 116.
  89. ↑ 1 2 3 Einasto, 2012, p. 173.
  90. ↑ Решетников, 2012, p. 117.
  91. ↑ Daniel H. Birman. Конец Вселенной (End of the Universe) [Документальный фильм, канал «Культура»]. Проверено 29 июля 2020. Время от начала источника: 15:37. Архивная копия от 2 сентября 2020 на Wayback Machine
  92. ↑ 1 2 3 Решетников, 2012, p. 119.
  93. ↑ 1 2 3 4 Рубаков, 2015, p. 108.
  94. ↑ Рубаков, 2015, p. 109.
  95. ↑ 1 2 3 Рубаков, 2015, p. 110.
  96. ↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018, p. 045002—17.
  97. ↑ Einasto, 2012, p. 185.
  98. ↑ 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045022—23.
  99. ↑ Bertone, 2018, p. 045022—20.
  100. ↑ Bertone, 2018, p. 045022—21.
  101. ↑ Клапдор-Клайнгротхаус, 1997, p. 390.
  102. ↑ Weinberg D. H. et al. Cold dark matter: Controversies on small scales (англ.) // Proceedings of the National Academy of Sciences. — 2015. — Vol. 112, iss. 40. — P. 12249–12255. — ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490. — doi:10.1073/pnas.1308716112.
  103. ↑ Primack J. R. Cosmology: small-scale issues (англ.) // New Journal of Physics. — 2009. — Vol. 11, iss. 10. — P. 105029. — ISSN 1367-2630. — doi:10.1088/1367-2630/11/10/105029. Архивировано 3 февраля 2021 года.
  104. ↑ Del Popolo A., Le Delliou M. Small Scale Problems of the ΛCDM Model: A Short Review (англ.) // Galaxies. — 2017. — Vol. 5, iss. 1. — P. 17. — ISSN 2075-4434. — doi:10.3390/galaxies5010017. Архивировано 9 августа 2020 года.
  105. ↑ Navarro J. F., Frenk C. S., White S. D. M. The Structure of Cold Dark Matter Halos (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1996. — Vol. 462. — P. 563. — doi:10.1086/177173. — Bibcode: 1996ApJ...462..563N. — arXiv:astro-ph/9508025.
  106. ↑ Burkert A. The Structure of Dark Matter Halos in Dwarf Galaxies (англ.) // Astrophysical Journal Letters. — 1995. — July (vol. 447). — P. L25-L28. — doi:10.1086/309560.
  107. ↑ Moore B. et al. Cold collapse and the core catastrophe (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1999. — Vol. 310, iss. 4. — P. 1147–1152. — doi:10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x.
  108. ↑ Merritt D. et al. Empirical Models for Dark Matter Halos (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 132, no. 6. — P. 2685—2700. — doi:10.1086/508988. — Bibcode: 2006AJ....132.2685M. — arXiv:astro-ph/0509417. Архивировано 17 июня 2019 года.
  109. ↑ 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—11.
  110. ↑ 1 2 Turner M. S. (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv:2201.04741. 
  111. ↑ 1 2 Bertone, 2018, p. 045002—12.
  112. ↑ 1 2 Einasto, 2012, p. 172.
  113. ↑ Поиск изначальных черных дыр  (неопр.). Космос-Журнал (20 сентября 2011). Дата обращения: 7 мая 2020. Архивировано 3 ноября 2014 года.
  114. ↑ Астрономы отвергли связь черных дыр и тёмной материи, Naked Science (3 октября 2018). Архивировано 21 июня 2020 года. Дата обращения: 19 июня 2020.
  115. ↑ Zumalacárregui M., Seljak U. Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae (англ.) // Physical Review Letters. — 2018. — Vol. 121, iss. 14. — P. 141101. — doi:10.1103/PhysRevLett.121.141101.
  116. ↑ Carr B. Primordial Black Holes as Dark Matter and Generators of Cosmic Structure // Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium (англ.) / Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. — Springer International Publishing, 2019. — P. 29—39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, volume 56). — ISBN 978-3-030-31593-1. — doi:10.1007/978-3-030-31593-1_4.
  117. ↑ Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика чёрных дыр. — Москва : Наука, 1986. — С. 296—298. — 328 с.
  118. ↑ Bertone, 2018, p. 045002—15.
  119. ↑ На тот момент, однако, существование третьего типа нейтрино — тау-нейтрино — ещё не было экспериментально подтверждено.
  120. ↑ 1 2 Клапдор-Клайнгротхаус, 1997, p. 394.
  121. ↑ Bertone, 2018, p. 045002—19.
  122. ↑ Кобычев В., Попов С. Ищут давно, но не могут найти... // Троицкий вариант — Наука. — 2015. — № 4 (173) (24 февраля).
  123. ↑ Клапдор-Клайнгротхаус, 1997, p. 402.
  124. ↑ 1 2 3 Bertone, 2018, p. 045002—20.
  125. ↑ Дмитрий Трунин. Эксперименты по поиску тёмных аксионов добрались до проверки теоретических моделей, N+1 (10 апр 2018). Архивировано 27 октября 2020 года. Дата обращения: 23 сентября 2020.
  126. ↑ Jae-Weon Lee. Brief History of Ultra-light Scalar Dark Matter Models : [англ.] // EPJ Web of Conferences. — 2018. — Т. 168 (9 January). — С. 06005. — doi:10.1051/epjconf/201816806005.
  127. ↑ Bertone, 2018, p. 045002—18.
  128. ↑ Dodelson S. Ch. 7. Inhomogeneities // Modern Cosmology. — Academic Press, 2003. — P. 208—209. — ISBN 978-0-12-219141-1.
  129. ↑ Moni Bidin C. et al. Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk. II. A lack of dark matter in the solar neighborhood (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2012. Архивировано 25 апреля 2012 года.
  130. ↑ Serious Blow to Dark Matter Theories?  (неопр.) Дата обращения: 22 апреля 2012. Архивировано 22 апреля 2012 года.
  131. ↑ В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено (недоступная ссылка) // Inforigin, 19.04.12
  132. ↑ Питьев Н. П., Питьева Е. В. Ограничения на тёмную материю в Солнечной системе (рус.) // Письма в Астрономический журнал. — 2013. — Т. 39. — С. 163—172. — doi:10.7868/S032001081302006X. Архивировано 2 января 2021 года.
  133. ↑ Pitjev N. P., Pitjeva E. V. Constraints on dark matter in the solar system (англ.) // Astronomy Letters. — Pleiades Publishing, 2013. — Vol. 39. — P. 141—149. — doi:10.1134/S1063773713020060. Архивировано 4 февраля 2020 года.
  134. ↑ Milgrom M. A modification of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis (англ.) // Astrophysical Journal. — 1983. — Vol. 270. — P. 365—370. — doi:10.1086/161130. Архивировано 26 ноября 2020 года.
  135. ↑ Bekenstein J. D. Relativistic gravitation theory for the modified Newtonian dynamics paradigm (англ.) // Phys. Rev. D. — 2004. — Vol. 70. — P. 083509. — doi:10.1103/PhysRevD.70.083509.
  136. ↑ Moffat J. W., Toth V. T. (2007), Modified Gravity: Cosmology without dark matter or Einstein's cosmological constant, arΧiv:0710.0364 [astro-ph]. 
  137. ↑ Michael Brooks. 13 things that do not make sense (англ.). New Scientist (16 марта 2005). — «If I could have my pick, I would like to learn that Newton’s laws must be modified in order to correctly describe gravitational interactions at large distances. That’s more appealing than a universe filled with a new kind of sub-nuclear particle.». Дата обращения: 19 октября 2010. Архивировано 12 октября 2010 года.
  138. ↑ Природа спиральных рукавов Галактик  (неопр.). Дата обращения: 26 июня 2020. Архивировано 2 января 2021 года.
  139. ↑ Hannes A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition (англ.) // IEEE Transactions on Plasma Science : journal. — 1990. — Vol. 18. — P. 5—10. — ISSN 0093-3813. — doi:10.1109/27.45495. — Bibcode: 1990ITPS...18....5P.
  140. ↑ Peratt A. L., Green J. On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas (англ.) // Astrophysics and Space Science  (англ.) (рус. : journal. — 1983. — Vol. 91. — P. 19—33. — doi:10.1007/BF00650210. — Bibcode: 1983Ap&SS..91...19P.
  141. ↑ Geller M. J., Huchra J. P. Mapping the Universe (англ.) // Science. — 1989. — Vol. 246, iss. 4932. — P. 897—903. — doi:10.1126/science.246.4932.897. Архивировано 21 июня 2008 года.
  142. ↑ Riordan M., Schramm D. N. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe (англ.). — W H Freeman & Co (Sd), 1991. — ISBN 0-7167-2157-0.
  143. ↑ Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes Архивная копия от 19 октября 2015 на Wayback Machine. CERN. 17 November 2014.
  144. ↑ Siegfried, T.. Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries, The Dallas Morning News (5 июля 1999). Архивировано 21 февраля 2015 года. Дата обращения: 2 февраля 2015.
  145. ↑ Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS Архивная копия от 2 февраля 2015 на Wayback Machine // UNR.edu
  146. ↑ Тёмная материя может быть обнаружена с помощью GPS Архивная копия от 2 февраля 2015 на Wayback Machine // theuniversetimes.ru
  147. ↑ Rzetelny, Xaq Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites  (неопр.). Ars Technica (19 ноября 2014). Дата обращения: 24 ноября 2014. Архивировано 22 ноября 2014 года.

ЛитератураПравить

Книги
  • Einasto J. Dark matter // Astronomy and Astrophysics (англ.) / Ed. by Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny and John Lattanzio. — Singapore: EOLSS Publishers, 2012. — Vol. 2. — P. 152—198. — 488 p. — (Encyclopedia of Life Support Systems). — ISBN 978-1-84826-823-4.
  • Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука Физматлит, 1997.
  • Sanders R. H. The Dark Matter Problem: A Historical Perspective. — Cambridge University Press, 2010.
  • Гальпер А. М., Гробов А. В., Свадковский И. В. Эксперименты по исследованию природы тёмной материи: Учебное пособие. — М.: МИФИ, 2014.
  • Majumdar D. Dark Matter: An Introduction. — CRC Press, 2014.
  • Эйнасто Я., Чернин А. Д. Тёмная материя и тёмная энергия. — М.: Век-2, 2018. — 176 с. — ISBN 978-5-85099-197-5.
  • Решетников В. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной // Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. — Фрязино: Век 2, 2012. — 167 с. — ISBN 978-5-85099-189-0.
  • Рубаков В. А. Актуальные вопросы космологии : курс лекций. — М. : Издательский дом МЭИ, 2015. — Вып. 6. — 272 с. — (Высшая школа физики). — ISBN 978-5-383-00937-6.
  • Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Глава 9. Поиск тёмной материи во Вселенной // Неускорительная физика элементарных частиц / Пер. с нем. А. Беднякова. — М. : Наука, 1997. — С. 376—409. — 528 с. — ISBN 5-02-015092-4.
Статьи

СсылкиПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Тёмная_материя&oldid=128094502