О ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

УДК 52-057.827
О ТЕМНОЙ МАТЕРИИ
Анарбай Луиза – ст-ка 3-его курса физ.-мат. фак-та ЮКГПИ
Научный рук. – доцент каф. физ.-мат. Рамазанова С.А.
Загадка невидимой массы во Вселенной – одна из самых интересных
как в астрономии, так и в космологии, астрофизике. В настоящее время
общепринято, что барионное вещество составляет около 5%, тёмная энергия
порядка 75% и на долю тёмной материи приходится около 20% всей материи
во Вселенной. Термин «тёмная материя» берёт начало после работ астронома
Ф.Цвикки в 1933 году по определению скоростей галактик в скопление
Волосы Вероники. Измеряя лучевые скорости галактик и зная угловой
диаметр скопления можно оценить массу скопления. Цвикки обнаружил,
что оцененная таким способом масса, вириальная масса, гораздо больше чем
сумма масс всех галактик входящих в скопление. К подобным результатам
пришли и другие астрономы вскоре после этого[1].
Начиная с 1960-х годов, когда начался бурный прогресс
наблюдательных средств астрономии, число аргументов в пользу
существования тёмной материи быстро росло. Можно указать следующие
аргументы в пользу существования тёмной материи:
1. Неубывание скорости вращения звёзд оказалось не аномалией, а
типичной ситуацией в мире галактик.
2.При исследовании движения спутников галактик и близко
расположенных шаровых скоплений было подтверждено, что общая масса
каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд.
3.Было проведено изучение движения в системах двойных галактик и в
галактических скоплениях. Оказалось, что в этих масштабах доля тёмной
материи намного выше, чем внутри галактик.
4.Звёздная масса эллиптических галактик, согласно расчётам,
недостаточна для удержания входящего в галактику горячего газа, если не
учесть тёмную материю.
5.Оценка массы скоплений галактик, осуществляющих гравитационное
линзирование, даёт результаты, включающие вклад тёмной материи и
близкие к полученным другими методами.
В 1990-е гг. началось несколько экспериментов по поиску носителей
невидимой массы с использованием эффекта гравитационного линзирования:
польско- американский эксперимент OGLE(Optical Gravitational Lensing
Ezperiment), американо-австралийский MACHO(Massive Compact Halo
Objects) и французский EROS(Experience de Recherche d’Objets Sombres). В
каждом из них практически непрерывно измеряется яркость тысяч звёзд в
надежде, что проходящий между Землёй и наблюдаемой звездой невидимый
объект своим гравитационным полем исказит её изображение и изменит её
яркость. Зафиксированы несколько сотен подозрительных случаев. Известно,
что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» (барионным), 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.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
0,00±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.Согласно опубликованным в марте 2013 года данным
наблюдений космической обсерватории «Планк», интерпретированным с
учётом стандартной космологической модели Лямбда-CDM, общая массаэнергия 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[2].
Имеются четыре независимых друг от друга метода прямого
астрономического наблюдения невидимой массы (тёмной материи):

Динамический — распределение радиальных скоростей галактик
в галактических скоплениях (или звёзд, шаровых скоплений в галактиках) по
методу Цвикки, но с полным арсеналом современных инструментов и
методик, с лучшей точностью и большей статистикой.

Газодинамический — с помощью рентгеновского излучения
горячего газа в скоплениях. Температура и плотность газа может быть
определена на основе энергии и потока рентгеновских лучей, затем можно
рассчитать температуру газа (из термодинамики), что даёт возможность
оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие
давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской
орбитальной обсерватории Чандра основаны на этом подходе определения
масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение
барионной массы к полной массе на уровне 12—15 %, что не сильно
противоречит данным с орбитальной обсерватории Планка дающим оценку в
районе 15,5—16 %.

Расчёт сильного гравитационного линзирования — этот метод
требует точных изображений сильно удалённых огромных структур: самых
крупных галактических скоплений.

Расчёт слабого гравитационного линзирования — на снимках
наблюдаются небольшие (слабые) искажения удаленных галактик по
причине того, что массивный объект (или объекты) расположены перед ними
на прямой к наблюдателю.
Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки —
только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами
вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в
реальности тёмной материи.
Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в
том, что все они электрически нейтральны. Имеются два варианта поиска:
прямой и косвенный.
При прямом поиске изучаются следствия взаимодействия этих частиц с
электронами или атомными ядрами с помощью наземной аппаратуры.
Косвенные методы основаны на попытках обнаружения потоков
вторичных частиц, которые возникают, например, благодаря аннигиляции
солнечной или галактической тёмной материи[3].
Литература:
1.Эйнасто Я.Э. История тёмной материи. Тарту, 2007.
2.Галактики. Под ред. В.Г.Сурдина. Москва, «ФИЗМАТГИЗ», 2013.
3. https://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя