Mörk materia

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 31 oktober 2022; verifiering kräver 1 redigering .

Mörk materia - i astronomi och kosmologi , såväl som i teoretisk fysik, en form av materia som inte deltar i elektromagnetisk interaktion och därför är otillgänglig för direkt observation. Det är ungefär en fjärdedel av universums massenergi och manifesterar sig endast i gravitationsinteraktion . Begreppet mörk materia introducerades för att teoretiskt förklara problemet med dold massa i effekterna av en onormalt hög rotationshastighet för de yttre regionerna av galaxer och gravitationslinser .(de involverar ett ämne vars massa är mycket större än massan av vanlig synlig materia); bland andra föreslagna är det mest tillfredsställande.

Sammansättningen och naturen av mörk materia är för närvarande okänd. Inom ramen för den allmänt accepterade kosmologiska modellen anses modellen för kall mörk materia vara den mest troliga . De mest troliga kandidaterna för rollen som partiklar av mörk materia är WIMP . Trots aktiva sökningar har de ännu inte upptäckts experimentellt .

Enligt observationsdata från Planck-rymdobservatoriet som publicerades i mars 2013 , tolkade med hänsyn till den kosmologiska standardmodellen Lambda-CDM , består den totala massenergin i det observerbara universum av 4,9 % av vanlig ( baryon ) materia, 26,8 % av mörk materia och 68,3 % av mörk energi [1] [2] . Således består universum till 95,1 % av mörk materia och mörk energi [3] .

Historik

Begreppet mörk materia är historiskt förknippat med problemet med dold massa , när den observerade rörelsen av himlakroppar avviker från himlamekanikens lagar ; som regel förklarades detta fenomen av att det fanns en okänd materiell kropp (eller flera kroppar). Så upptäcktes planeten Neptunus och stjärnan Sirius B [4] .

Själva termen "mörk materia" ( fr. matière obscure ) användes förmodligen första gången 1906 av den franske fysikern och matematikern Henri Poincare , som utvecklade Lord Kelvins idéer om uppskattningen av massan av stjärnorna i galaxen baserat på fördelningen av deras hastigheter: "Många av våra stjärnor, kanske, till och med deras stora majoritet kan vara mörka kroppar ( engelska dark bodies )", men drar en annan slutsats: "Det finns ingen mörk materia, eller åtminstone inte så mycket som synligt ” [5] [6] . En liknande slutsats nåddes 1915 av den estniske astronomen Ernst Epik [6] [7] och sedan, 1922, av holländaren Jacobus Kaptein , som tydligen var den första som använde termen "mörk materia" ( eng. mörk materia ) nämligen i betydelsen oobserverbar materia, vars existens endast kan bedömas utifrån dess gravitationsinflytande [6] [7] [8] :

Således kan vi uppskatta massan av mörk materia i universum. Om vi betraktar dess tillstånd för närvarande, kan andelen av denna massa tydligen inte vara dominerande.

Originaltext (engelska)[ visaDölj] Vi har därför möjlighet att uppskatta massan av mörk materia i universum. Som saken ser ut för närvarande verkar det genast att denna massa inte kan vara överdriven. [9]

Samma år kom den brittiske astronomen James Jeans , som också studerade stjärnors rörelse i vår galax [6] [8] , till en annan slutsats: för varje synlig stjärna finns det 2 "mörka". Vidare publicerade Kapteyns student Jan Oort 1932 [10] sin mer exakta uppskattning av densiteten av mörk materia i vår galax, särskilt i närheten av solsystemet, baserat på en analys av stjärnors vertikala svängningar i förhållande till planet av Vintergatan [8] . Han beräknade att den totala densiteten av materia överstiger densiteten för vanlig synlig materia endast två gånger (den så kallade Oort-gränsen), det vill säga att densiteten för mörk materia är ungefär lika med densiteten för synliga stjärnor [7] och är 0,05 M ⊙ / st 3 [6] . Under denna period trodde man alltså att mörk materia bokstavligen är mörk materia, helt enkelt inte avger tillräckligt med ljus [5] [6] .

En seriös studie av mörk materia, inklusive på extragalaktiska skalor, började faktiskt med arbetet av Fritz Zwicky , som 1933 upptäckte [11] en ovanligt stor spridning i radiella hastigheter för åtta galaxer i Coma-klustret (stjärnbilden Coma Berenices ) - cirka 1000 km/s - och genom att tillämpa virialsatsen drog han slutsatsen att för stabiliteten av klustret måste dess totala massa vara 400 gånger större än massan av dess ingående stjärnor [5] [8] [12] [13] [ 14] :

Om detta bekräftas kommer vi till en slående slutsats - att mängden mörk materia är mycket större än den lysande.

Originaltext (tyska)[ visaDölj] Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. [elva]

I en annan artikel 1937 [15] , där den schweizisk-amerikanske astrofysikern förfinade sina beräkningar, nämns "mörk materia som finns i nebulosor i form av kalla stjärnor, andra fasta ämnen och gaser", det vill säga, han ansåg också fortfarande det ska vara någon sorts vanlig substans. Dessutom använde Fritz Zwicky ett felaktigt (ca 8 gånger större) värde på Hubble-konstanten i sina beräkningar och fick ett motsvarande överskattat förhållande mellan massa och ljusstyrka och, som ett resultat, en överskattad mängd mörk materia. Trots alla dessa nyanser blev hans grundläggande slutsats om dess överväldigande bidrag till massan av storskaliga astronomiska objekt ett grundläggande steg i historien om begreppet mörk materia [5] [13] . Ungefär samtidigt, 1936, fick den amerikanske astronomen Sinclair Smith [16] ett liknande resultat för en annan galaxhop, Jungfrun : medelmassan för en galax som ingick i den var, enligt hans beräkningar, 2⋅10 11 M ʘ , vilket är 2 storleksordningar högre än uppskattningen som gjordes något tidigare [17] av E. Hubble . Men liksom Zwicky, vars arbete han också citerade, förresten, förklarade Smith denna paradox med närvaron i klustret av en stor mängd intergalaktisk materia, antingen likformigt fördelad inom klustret, eller bildar gigantiska svaga moln runt galaxer [8] [13] [18] . Samtidigt var det astronomiska samfundet vid den tiden ganska skeptiskt till hypotesen om mörk materia, även om det insåg existensen av problemet med saknad massa [13] [19] [20] .

Snart uppstod ett annat problem med massfördelningen och förhållandet mellan massa och ljusstyrka för spiralgalaxer som erhölls från deras rotationskurvor [21] [22] . Så 1939 publicerade amerikanen Horace Babcock i sin avhandling en detaljerad rotationskurva för Andromeda- galaxen - rotationshastigheten för stjärnor runt dess centrum minskade inte, som himlamekaniken förutspådde, omvänt proportionell mot (var är avståndet till mitten), men förblev nästan konstant (se fig. bild). Babcock drog slutsatsen att detta antydde närvaron av en betydande massa osynlig materia i de yttre regionerna av galaxen M 31, men att det också kunde förklaras av stark absorption av dammpartiklar [18] [21] [22] . Ett år senare erhöll Jan Oort, efter att ha analyserat rotationskurvan för galaxen NGC 3115 , också ett anomalt högt förhållande mellan massa och ljusstyrka för de yttre regionerna (~ 250), och detta motsvarade inte den teoretiska bilden, som antog att hela massan av galaxen fanns i dess stjärnor [18] [22] . Både Babcock och Oort noterade vikten av att studera rotationskurvorna för galaxernas yttre regioner, men deras resultat väckte inte uppmärksamhet vid den tiden, liksom resultaten av Zwicky och Smith, som åtminstone delvis berodde på till början 1939 andra världskriget [18] . ${\sqrt {R}}$ $R$

Men å andra sidan bidrog kriget också till den snabba utvecklingen av radioastronomis observationsmedel - de gjorde det möjligt att registrera en 21-cm emissionslinje av atomärt väte, vilket bestämde dess närvaro i interstellära moln och rörelsehastigheten [21] . Jan Oort spelade återigen en stor roll i detta; hans elev Henrik van de Hulst 1957 var den första som fick [23] med denna metod rotationskurvan för galaxens M M / L ~ 2 för den centrala delen av skivan, publicerad [24] kort tidigare, och det visade sig att, i motsats till det inre synliga området, där massfördelningen ungefär sammanföll med den lysande materien, fanns det mycket mer materia i den yttre gloria, osynlig, men med gravitationseffekt [25] . Radioobservationerna av galaxen M 31 som utfördes vid den tiden avslöjade också att den närmade sig vår egen, och eftersom detta närmande orsakades av krafter av ömsesidig attraktion, var det möjligt att kvantifiera deras totala massa, vilket utfördes 1959 [26 ] av den tysk-brittiske astrofysikern Franz Kahn och en annan berömd holländsk student till Jan Oort Lodewijk Wolter . De fick ett värde på ~1,5⋅10 12 M ⊙ , 6 gånger större än summan av de individuella värdena, som då ansågs vara Vintergatans massor (~ 4⋅10 11 M ⊙ ) och M 31 (~ 1⋅ 10 11 M ⊙ ), och drog slutsatsen att denna saknade materia existerar som en halo av het (~ 10 5 K) gas som omger galaxer [18] [20] [25] .

Problemet med massorna av galaxhopar hade vid den tiden blivit föremål för så aktiva diskussioner att konferensen "On the instability of galactic systems" [27] ägnades åt dess diskussion inom ramen för symposiet "On the problem of extragalactic". forskning" i Santa Barbara i augusti 1961, organiserad av International Astronomical Union . Många förklaringar till diskrepansen mellan massor härledda från virialsatsen och beräknade från observerade rotationskurvor har antagit existensen av "osynlig intergalaktisk materia som utgör 90-99% av massorna av kluster" [19] [20] [28] .

Ett stort bidrag till acceptansen av hypotesen om mörk materia gjordes i slutet av 1960-talet och början av 1970-talet av astronomerna Vera Rubin från Carnegie Institution och Kent Ford — de var de första som fick exakta och tillförlitliga spektrografiska data om stjärnornas rotationshastighet i galaxen M 31 [29] . Rotationskurvan förblev platt på ett avstånd av upp till 24 kpc från centrum, vilket överensstämde med tidigare publicerade [30] mätningar i radioområdet [5] [22] [25] . Samtidigt, 1970, kom australiensaren Ken Freeman i sitt berömda arbete [31] , som analyserade data om galaxerna M 33 och NGC 300 , till slutsatsen att

Om [datan] är korrekt måste dessa galaxer innehålla materia som inte registreras vare sig vid optiska eller radiofrekvenser. Dess massa måste vara åtminstone densamma som för en konventionellt registrerad galax, och dess fördelning kan skilja sig mycket från den exponentiella fördelningen som är karakteristisk för en optiskt observerbar galax.

Originaltext (engelska)[ visaDölj] om [datan] är korrekta, måste det finnas ytterligare material i dessa galaxer som är oupptäckt, antingen optiskt eller vid 21 cm. Dess massa måste vara minst lika stor som massan av den detekterade galaxen, och dess fördelning måste vara helt annorlunda än den exponentialfördelning som gäller för den optiska galaxen. [31]

Sedan, på 1970-talet, argumenterades till förmån för massiva glorier eller "kronor" av galaxer långt från deras centrum av andra välkända forskare: Jaan Einasto [32] , såväl som Jeremy Ostryker och Jim Peebles [33] , som analyserade den ackumulerade mängden data, förutom rotationskurvor, om rörelsen hos dvärggalaxer, par och galaxhopar [34] [35] [36] . Således började artikeln av Oetryker och Peebles med orden

Det finns skäl, fler och fler och mer tillförlitliga, att tro att uppskattningarna av massorna av vanliga galaxer fram till idag kan underskattas med minst 10 gånger.

Originaltext (engelska)[ visaDölj] Det finns skäl, som ökar i antal och kvalitet, att tro att massorna av vanliga galaxer kan ha underskattats med en faktor 10 eller mer. [33]

Ett viktigt ögonblick var Albert Bosmas arbete från universitetet i Groningen : 1978, i sin doktorsavhandling, presenterade han [37] mjuka rotationskurvor redan för 25 galaxer [38] . Under denna period formulerades, förutom observationella, teoretiska argument till förmån för existensen av mörk materia, baserade på kosmologiska överväganden och resultaten av numeriska simuleringar [39] . Samma Ostriker och Peebles, som förlitade sig på Zwickys arbete, visade [40] att utan tillägget av massiva sfäriska glorier skulle galaxer vara instabila [14] [38] . Stämningen i det astronomiska samfundet i slutet av årtiondet återspeglades i en recension av de amerikanska astrofysikerna Sandra Faber och John Gallagher [41] , där [38]

Den drar slutsatsen att argumentet för en osynlig massa i universum är mycket övertygande och blir allt starkare.

Originaltext (engelska)[ visaDölj] Man drar slutsatsen att fallet för den osynliga massan i universum är mycket starkt och blir allt starkare. [41]

Nya verk av Vera Rubin [42] publicerades också .

Studier av kosmisk mikrovågsbakgrundsstrålning , i synnerhet identifieringen av en hög grad av dess isotropi, gav impulser till utvecklingen av kosmologi. Sålunda, 1982, uttryckte Jim Peebles idén [43] att motsättningen mellan frånvaron av betydande fluktuationer i tätheten av baryonmateria vid rekombinationsögonblicket och universums moderna storskaliga struktur , som inte skulle ha haft tid att utvecklas under den tid som har förflutit sedan det ögonblicket, kan elimineras genom antagandet av ett stort antal icke-baryonisk materia - tillväxten av dess fluktuationer skulle bidra till bildandet av de observerade inhomogeniteterna i fördelningen av massorna, utan att vara intryckt på något sätt i den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen. Och inflationshypotesen som formulerades på 1980 -talet , som förklarade isotropin hos den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen, antog också att universum är platt och att, som ett resultat, densiteten av dess materia är exakt lika med den kritiska . Eftersom uppskattningar av densiteten av vanlig baryonmateria endast gav en obetydlig bråkdel av detta värde, innebar detta i sin tur behovet av att mörk materia existerade [39] [44] .

På 1980-talet, när hypotesen om mörk materia redan var etablerad som allmänt accepterad, fokuserade dess forskning på exakt vad den är [5] , vilka är dess egenskaper och dess roll i universums utveckling [45] [46] . Detta utfördes med hjälp av numerisk simulering , som aktivt utvecklades då tack vare framstegen inom datorteknik , vars resultat jämfördes med observationsdata [45] . En viktig roll, till exempel, spelades av granskningen av rödförskjutningar CfA1 [45] [47] och sedan dess andra steg CfA2 [48] [49] . Och från och med nästa decennium skiftade intresset till att modellera fördelningen av mörk materia i galaktiska glorier [45] . I början av 2000-talet blev det möjligt att använda mer exakta och fullständiga himmelundersökningar: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] och de efterföljande 6dFGS [53] ; den mest detaljerade hittills är SDSS [51] [54] . Numerisk modellering av kosmologisk evolution, i synnerhet mörk materias roll i denna process, har också blivit mer exakt och storskalig: sådana projekt som Millennium [55] [56] , Bolshoi Simulation [57] [58] och Illustris [59] .

Bevis på existens

Observant

Rotationskurvor för galaxer som visar frånvaron av en minskning av rotationshastigheten vid stjärnskivornas periferi. Den enklaste förklaringen till denna effekt är förekomsten av massiva osynliga glorier i galaxer, som ger ett stort bidrag till deras massor [62] [63] .
Dynamik och morfologi för satellitgalaxer och klothopar nära massiva galaxer [64] . Små satellitgalaxer rör sig runt stora och lyder samma lagar som stjärnor i periferin av vanliga galaxer, och är alltså testkroppar av samma slag, men i större skala, vilket gör det möjligt att dra slutsatser om fördelningen av gravitationspotentialen av sådana massiva galaxer [36] . Dataanalys för våra och andra galaxer bekräftade att den totala massan för varje galax är flera gånger större än den totala massan av dess stjärnor [64] .
Dynamik i galaxsystem från binära galaxer till galaxhopar . En analys av deras medlemmars radiella hastigheter ger en karakteristisk spridning i galaxernas hastigheter, vilket gör det möjligt att uppskatta de totala massorna av dessa system [kommentar 1] [64] . Således avslöjades det att mörk materia finns på alla nivåer i den galaktiska hierarkin, och dess andel växer med ökande skala: i binära system överstiger den bidraget från synlig materia med flera gånger, och i galaxhopar (bestående av hundratals och tusentals objekt) - tiotals eller hundratals gånger [65] .

Röntgenstrålning från het gas i jättelika elliptiska galaxer och deras kluster, registrerad av sådana kretsande observatorier som " Einstein " [65] , " ROSAT ", " XMM-Newton " och " Chandra " [70] . Med hjälp av röntgenteleskop bestäms fördelningen av ytljusstyrkan (i röntgenområdet) och temperaturen för sådana föremål i en tvådimensionell projektion, baserat på dessa egenskaper konstrueras den radiella fördelningen av gasdensitet och temperatur, vilket gör det möjligt att erhålla massprofilen för en galax eller ett kluster baserat på tillståndet för hydrostatisk jämvikt [70 ] [71] [72] . Detta är en viktig fördel med denna metod, eftersom andra bara ger värdet av objektets totala massa [70] . Bara massan av stjärnor och gas är enligt beräkningar otillräcklig för att innehålla het gas som kommer in i galaxer och ansamlingar, om mörk materia inte beaktas [65] . Sådan het gas utgör endast cirka 15 % av den totala massan av kluster, lysande synlig materia är ännu mindre, endast 5 %, och de återstående 80 % är mörk materia [72] . I detta fall upprepar den radiella fördelningen av gas (beroende på avståndet till objektets centrum) ungefär den hypotetiska fördelningen av mörk materia - Navarro-Frank-White-profilen [71] [72] .
Gravitationslinsning är avlänkningen av ljus från avlägsna objekt av gravitationsfältet hos massiva kluster i dess väg, som ett resultat av vilket bilder av mer avlägsna galaxer som projiceras på ett observerat kluster visar sig vara förvrängda (svag gravitationslinsning) eller till och med delas upp i flera ”kopior” (stark gravitationslinsning) [ kommentar 2] [68] . Baserat på arten av dessa förvrängningar blir det möjligt att rekonstruera fördelningen och storleken på massan inuti klustret, inklusive den dolda [68] [73] [74] .

Sådana beräkningar har gjorts för mer än tio kluster, och förhållandet mellan osynlig och synlig materia överensstämmer i allmänhet med andra metoder för att mäta massan av mörk materia i dessa kluster [68] [73] [75] .

Effekten av svag gravitationslins framhävs av statistisk analys av många bilder från mark- och rymdteleskop. I avsaknad av en nära masskoncentration måste orienteringen av avlägsna bakgrundsgalaxer vara kaotisk. Om en sådan massa finns, leder detta till en förändring i den skenbara förlängningen av galaxer och till uppkomsten av någon ordning i deras orienteringar [67] [77] . Eftersom förvrängningar är i storleksordningen flera procent av amplituden, kräver denna metod hög bearbetningsnoggrannhet, minimering av systemfel och stora intresseområden som studeras. Därför är överensstämmelsen mellan resultaten och andra metoder ett viktigt bevis till förmån för förekomsten av mörk materia [78] .

Fördelningen av massor i kolliderande galaxhopar, där mörk och baryonisk materia är tydligt separerade, vilket avslöjas av observationer i olika frekvensområden. Det mest kända exemplet på den komplexa tillämpningen av metoder för att detektera mörk materia är studiet av galaxhopen Bullet , observerad vid tiden för en direkt kollision mellan två galaxhopar. Om mörk materia inte existerade skulle platsen för klustrets huvudmassa (som kan bestämmas med hjälp av svag gravitationslins) motsvara fördelningen av plasma (observerad i röntgenområdet) som utgör huvuddelen av baryon. materia. Men en annan bild observeras: fördelningen av huvudmassan sammanfaller med de optiska bilderna av galaxer. Detta indikerar direkt närvaron av mörk materia; publicerade artiklar som ägnas åt studiet av Bullet Cluster som i titlarna innehåller orden "Direkt empiriskt bevis för existensen av mörk materia" [79] [80] [81] [82] [83] .

Ett annat exempel på ett sådant ovanligt objekt är klustret CL0024+17 , som har en täthetstopp i ett ringformigt yttre område som inte sammanfaller med platsen för het gas, såväl som stjärnor. Teoretisk modellering har visat att detta är resultatet av samma process som i Bullet Cluster, dock observeras CL0024+17 inte från sidan, utan längs kollisionslinjen och i ett mycket senare skede. En sådan bild kan inte förklaras inom ramen för alternativa teorier [84] .

Många andra kluster av detta slag har också identifierats, för vilka man genom att analysera bilder i olika intervall erhållit massfördelningen, inklusive den dolda: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] och andra.

Teoretisk

Modellering av stabiliteten hos galaxer [88] .
Analys av bakgrundsstrålningens inhomogenitet . Galaxer bildas och växer på grund av gravitationsinstabilitet från initiala densitetsstörningar i det tidiga universum [88] [89] . 400 000 år efter Big Bang var dessa täthetsfluktuationer fortfarande mycket små (~10 −5 i förhållande till själva tätheten). Och om det bara fanns vanlig baryonisk materia i universum i det ögonblicket, så skulle dessa inhomogeniteter helt enkelt inte ha hunnit öka i en sådan utsträckning att de skapade den observerade mångfalden av strukturer - för detta skulle fluktuationer i epok av primär rekombination måste vara i storleksordningen 10 −3 . Lösningen på denna paradox är antagandet att det finns en betydande mängd icke-baryonisk dold massa i universum. CMB-fotoner interagerar endast med baryonisk materia, och därför ger bakgrundsstrålningens temperaturanisotropi information endast om fluktuationer i densiteten hos vanlig materia. Den icke-baryoniska materien vid tidpunkten för rekombination kunde redan trängas mycket starkare, och därmed bilda grunden för tillväxten av framtida galaxer och deras kluster [89] [90] [91] .
Modellera bildandet av galaxer baserat på den allmänt accepterade teorin om universums sammansättning, i synnerhet med en viss andel mörk materia. Om det sätts som det initiala villkoret är den resulterande fördelningen och egenskaperna hos galaxer (t.ex. form) identiska med de som observerats [14] [56] .
En uppskattning av universums kritiska densitet . Det visas att den totala masstätheten för materia i universum är cirka 20-30 % av värdet av den kritiska densiteten, medan baryonisk materia i universum endast är cirka 4,5 %. Därför är det som kompletterar tätheten av baryoner den icke-baryoniska dolda massan, som borde vara cirka 5 gånger mer än vanlig materia [92] .

Egenskaper för mörk materia

Temperatur

I de flesta teorier om generering av mörk materia antas det att i de tidiga stadierna av universums utveckling, var mörk materia partiklar i kinetisk jämvikt med vanlig materia - baryoner , elektroner och fotoner , som vid den tiden utgjorde ett enda medium. Vid en viss tidpunkt, vid en viss temperatur, T d , gick de ur balans och har sedan dess spridit sig fritt [kommentar 3] . Beroende på förhållandet mellan denna temperatur och massan av partiklar av mörk materia delas den in i "varm", "kall" och "varm" [93] .

Het mörk materia

Om i ögonblicket för att bryta jämvikten med baryonisk materia massan av mörk materia partiklar inte översteg motsvarande temperatur för mediet, [kommentar 4] , det vill säga de var relativistiska, dessutom var denna massa mindre än 1 eV , sådan mörk materia kallas het. Från varm mörk materia , för vilken också , men , det skiljer sig genom att varm mörk materia förblev relativistisk även vid tidpunkten för övergången från det strålningsdominerade till det dammliknande stadiet av universums evolution , som inträffade vid en temperatur av . Detta är viktigt, eftersom tillväxten av densitetsstörningar sker i dessa stadier på ett annat sätt och i huvudsak beror på om den mörka materian i det dammiga stadiet är relativistisk [93] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ $M_{X}\geq 1{\text{ eV))$ $T_{eq}=1{\text{ eV))$

I universum fanns det initialt inhomogeniteter med liten amplitud i densiteten av mörk materia, och det fanns en period då mörk materia partiklar var relativistiska och fortplantade sig fritt (detta hände i temperaturområdet ). När de rörde sig nästan med ljusets hastighet lämnade de snabbt regionerna med ökad densitet och fyllde regionerna med reducerad densitet (inom den nuvarande kosmologiska horisonten). Som ett resultat av denna fria strömningsprocess tvättades inhomogeniteter av mörk materia densitet som var mindre än den nuvarande horisonten ut. Eftersom fri blandning upphörde vid , bestämmer storleken på horisonten i detta ögonblick, sträckt med en faktor, den maximala moderna storleken på regioner där täthetsstörningar undertrycks [94] . För varm mörk materia ( ) uppskattas detta värde till cirka 100 Mpc [95] . ${\displaystyle M_{X}\leq T\leq T_{d))$ $T\sim M_{X}$ ${\displaystyle (1+z)\approx {\frac {T}{T_{0)))))$ $M_{X}\sim 1{\text{ eV))$

I modeller med het mörk materia bildas först de största strukturerna - superkluster , som sedan bryts upp i mindre -kluster . Galaxer är de sista som bildas, och denna process borde ha börjat för inte så länge sedan. En sådan sekvens av bildning av strukturer motsäger observationer, så varm mörk materia kan bara vara en liten del av all mörk materia [95] [96] .

Denna typ av mörk materia kan i första hand inkludera vanliga neutriner från standardmodellen - detta är den enda experimentellt bekräftade partikeln av denna typ [97] [96] .

Kall mörk materia

Om mörk materia partiklar har splittrats från vanlig materia som redan är icke-relativistiska, det vill säga sådan mörk materia kallas "kall". Det är det mest föredragna alternativet från kosmologiska överväganden [93] : sådana partiklar rör sig långsamt, kännetecknat av ett litet värde av den så kallade fria blandningslängden [kommentar 5] , därför, i de inledande stadierna av universums expansion, densitet fluktuationer på små skalor undertrycks inte, bildandet av en storskalig struktur av universum börjar ganska tidigt och sker nerifrån och upp [51] [56] [98] . Den maximala moderna storleken på den region i vilken täthetsstörningar undertrycks, 0,1 Mpc (storleken på en dvärggalax ), ger en nedre gräns för massan av mörk materia partiklar på 1 keV - samma ordning erhålls från andra överväganden baserat på uppskattningar av fasdensiteten för mörk materia partiklar i dvärggalaxer [95] . Resultaten av att modellera universums utveckling med sådana parametrar (inom ramen för ΛCDM-modellen ) motsvarar exakt det observerade mönstret av kluster , galaktiska filament och tomrum mellan dem [56] [98] . $M_{X}\gg T_{d}$

Klassen av hypotetiska kandidatpartiklar för rollen som partiklar av kall (det vill säga mer massiv än 1-100 keV ) mörk materia kallas WIMP (från engelskan. WIMP, svagt interagerande massiv partikel - svagt interagerande massiv partikel) [92] [99] . Nu används dock denna term i en snävare mening än ursprungligen, och hänvisar endast till partiklar som bör utsättas för svag interaktion [100] [101] .

Inom ramen för modellen med kall mörk materia uppstår dock svårigheter att beskriva de inre, centrala delarna av halon, bland vilka de allvarligaste är [102] [103] [104]

cusp-problemet är en motsägelse mellan resultaten av numerisk simulering av densitetsfördelningen och experimentella data. Numerisk modellering av fördelningen av kall mörk materia indikerar att den bildar en spets eller singularitet i mitten av galaxen, medan direkta astronomiska observationer visar den motsatta bilden.

problemet med bristen på dvärggalaxer (även känt som "problemet med de försvunna dvärgsatellitgalaxerna"). Dess essens är att antalet dvärggalaxer (i förhållande till antalet vanliga galaxer) är en storleksordning mindre än det antal som borde vara, enligt simuleringen baserad på den hierarkiska fördelningen av mörk materias strukturer.

Varm mörk materia

Varm mörk materia, såväl som varm , var relativistisk i ögonblicket för utträde ur jämvikt med baryonisk materia, det vill säga villkoret var uppfyllt . Massan av dess partiklar, M X , var dock mer än 1 eV , och vid tidpunkten för övergången från det strålningsdominerade till det dammliknande skedet av universums expansion hade de redan upphört att vara relativistiska. Eftersom tillväxten av densitetsstörningar sker i dessa stadier på signifikant olika sätt och starkt beror på om den mörka materien i det dammiga stadiet (övergången till vilken inträffade just vid temperaturer av storleksordningen 1 eV ) är relativistisk, är denna skillnad fundamental [ 93] . Densitetsfluktuationer för varm mörk materia undertrycks endast på mycket små skalor, i nivå med dvärggalaxer och under [98] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$

Densitetsfördelning

Oftast används Navarro-Frank-White-profilen [105] för att analytiskt beskriva formen på den mörka materiens halo :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}}({\frac {r}{R_{s}}}\left(1~+~{\frac {r}{R_{ s}}}\höger)^{2}}},

där ρ 0 är en parameter som bestäms av densiteten av materia i universum vid ögonblicket för halobildning, Rs är den karakteristiska radien för halo. Denna approximation är dock mycket felaktig i de centrala delarna av galaxer, där baryonisk materia dominerar [45] . Som ett mer exakt alternativ föreslogs Burkert-profilen [106] :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}r_{0}^{3}}{(r+r_{0})(r^{2}+r_{0}^{ 2})}},

där ρ 0 är densiteten i det centrala området, r 0 är dess radie. En analytisk form baserad på numerisk modellering har också föreslagits som Moore-profilen [107] :

\rho (r)={\frac {\rho _{i}}{\left({\frac {r}{R_{s}}}\right)^{1,5}\left(1 ~+~{\frac {r}{R_{s}}}\right)^{1,5}}},

vilket dock tyder på en ännu kraftigare ökning i den centrala regionen än profilen Navarro-Frank-White. Slutligen lades idén fram att använda Einasto-profilen [108] :

\rho (r)=\rho _{e}\exp \left(-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e))}\right)^{\ frac {1}{n}}-1~\right)\right),

Kandidater för mörk materia

Baryon mörk materia

Med utvecklingen av astrofysiken och godkännandet av hypotesen om mörk materia, för ett antal specialister, var det mest naturliga antagandet att mörk materia består av vanlig, baryonisk materia, som av någon anledning svagt interagerar elektromagnetiskt och därför inte kan upptäckas när man studerar. t.ex. emissionslinjer och absorption. Kandidater för rollen som sådana objekt kan vara planeter, bruna dvärgar , röda dvärgar , vita dvärgar , neutronstjärnor och svarta hål . Astrofysikern Kim Griest föreslog termen MACHO (massivt astrofysiskt kompakt haloobjekt ) för deras beteckning [109] . Denna akronym , antyder spanska. macho - " macho , dork", är en kontrast till termen WIMP , som tidigare föreslagits av Michael Turner ( eng. Michael S. Turner ), för hypotetiska icke-baryoniskt svagt interagerande massiva elementarpartiklar ( eng. wimp - "bore, weakling" ) [110] , se nedan .

Emellertid är uppenbarligen andelen baryonisk materia i sammansättningen av mörk materia liten. Först ledde experiment på sökandet efter MACHO-objekt i vår galaxs halo genom att detektera händelser av gravitationsmikrolinsning av stjärnljus till slutsatsen att bråkdelen av sådana kompakta objekt, åtminstone med massor i intervallet från 10 −7 till 10 2 solmassorna , är inte mer än 8 % [109] [111] . Å andra sidan, ingen av de kända typerna av kandidater för rollen som komponenter av mörk materia motsvarar observationsdata om dess kvantitet [112] . Dessutom följer det av kosmologiska överväganden att förhållandet mellan de primära koncentrationerna av lätta element, i synnerhet andelen deuterium (observerat i de äldsta astronomiska objekten), indikerar ett ganska litet bidrag av baryoner till universums totala densitet - endast 4,5 % av det kritiska densitetsvärdet, sedan hur uppskattningar av massan av hela ämnet erhållna med oberoende metoder ger 20-30 % av detta värde [111] [92] [112] .

Ursprungliga svarta hål

En av kandidaterna för rollen som MACHO-objekt är ursprungliga svarta hål som bildades vid tiden för den initiala expansionen av universum omedelbart efter Big Bang [113] . Studier baserade på räkning av händelser av gravitationell mikrolinsning av ljus från avlägsna supernovor ger betydande begränsningar för den möjliga andelen svarta hål med en massa på mer än 0,01 solmassor i sammansättningen av mörk materia - inte mer än 23% [114] [115] . Det finns dock fortfarande inte uteslutna värden av de massor som ursvarta hål kan ha, i synnerhet sådana objekt med massor av större än 10 3 solmassor kan spela en viktig roll i kosmologiska processer, till och med utgöra en mycket liten del av mörk materia [116] .

Maximons

Dessutom har det föreslagits att rollen av mörk materia partiklar kan spelas av hypotetiska Planck svarta hål ( maximons ), som är slutprodukten av utvecklingen av vanliga svarta hål, stabila och inte längre föremål för Hawking-strålning . Dessa föremål kännetecknas av ett extremt litet interaktionstvärsnitt , cirka 10-66 cm 2 , vilket är 20 storleksordningar mindre än neutrinointeraktionstvärsnittet. Enligt denna teori leder det lilla i interaktionstvärsnittet av neutrala maximon med materia till det faktum att en betydande (eller till och med huvuddelen) av materien i universum för närvarande skulle kunna bestå av maximon, utan att leda till en motsägelse med observationer [117] .

Icke-baryonisk mörk materia

Neutrinos

Neutrinos som inte deltar i starka och elektromagnetiska interaktioner blev naturligtvis historiskt de första kandidaterna för rollen som mörk materia partiklar. Till skillnad från andra kandidater finns de och beskrivs inom ramen för Standardmodellen [118] . Motsvarande hypotes föreslogs och undersöktes i början av 1980-talet [119] . Emellertid har numeriska simuleringar visat att neutriner, eftersom de är mycket lätta, skulle ha haft mycket höga hastigheter i det tidiga universum, det vill säga att de skulle ha varit het mörk materia , och bildningen av strukturen skulle ha skett från toppen till botten (från en större skala till en liten), och som ett resultat skulle det skilja sig från vad som observeras nu. Således visades det att vanliga neutriner från standardmodellen inte kan vara mörk materia partiklar [96] [45] .

Därefter uppstod naturligtvis antagandet att partiklarna i mörk materia är tunga neutriner – någon sorts tidigare oupptäckt sort [89] . Om de dominerade i det tidiga universum, i ett sådant medium skulle fluktuationer börja växa mycket tidigare än i ett baryoniskt, och universums storskaliga struktur skulle ha hunnit bildas [81] . Enligt en hypotes som publicerades i början av 1990-talet kunde mörk materia bestå av de så kallade sterila neutrinerna , som inte deltar ens i svag interaktion och kan bildas av vanliga neutriner endast genom svängningar . Teoretiska modeller ger ett brett spektrum av massor och följaktligen temperaturer som sådana neutriner kan ha, det vill säga de kan utgöra både varm ( ) och kall ( ) mörk materia [96] . $m\sim {\text{keV}}$ $m\gg {\text{keV}}$

Axions

Axioner är hypotetiska neutrala pseudoskalära partiklar som ursprungligen introducerades för att lösa problemet med frånvaron av stark CP-kränkning i kvantkromodynamik [120] [121] [122] . Man tror att axioner tillhör kall mörk materia [120] [45] , men de måste vara mycket lätta: astrofysiska data och laboratoriedata ger gränser för massan av en axion som inte är mer än 10 −3 eV , och kosmologiska överväganden - inte mindre än 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .

En hypotes lades också fram om fuzzy mörk materia, representerad av ett superfluid Bose-kondensat , så att dess egenskaper liknar axioner, som dock har en mycket mindre massa - cirka 10 −22 eV [126] .

Supersymmetriska partiklar

Hypotetiska partiklar som beskrivs inom ramen för supersymmetriska teorier deltar inte i elektromagnetiska och starka interaktioner, och om de är stabila kan de distribueras i universum och spela en viktig roll i dess utveckling, det vill säga de kan vara partiklar av mörk materia . Ursprungligen föreslogs endast gravitino för denna roll , men med tillkomsten av den minimala supersymmetriska standardmodellen , hypotesen att en sådan partikel är en neutralino , ett blandat tillstånd av superpartners till en foton , en Z-boson , och en Higgs-boson , har blivit mer populär - den borde verkligen vara stabil på grund av R-paritetsbevarande [127] . Man tror att neutralinos är ur termodynamisk jämvikt med vanlig materia, med en temperatur som är lägre än deras massa, det vill säga de tillhör kall mörk materia [45] . Sådana partiklar måste, liksom alla andra hypotetiska svagt interagerande massiva neutrala elementarpartiklar (WIMPs, WIMPs ), oavsett deras natur, ha ett annihilationstvärsnitt nära det svaga interaktionstvärsnittet (~10 −36 cm2 ) och ha en massa på minst flera nukleonmassor för att ge de egenskaper som observerats i kall mörk materia [110] .

Exotiska hypoteser

Kosmioner introducerades i fysiken för att lösa problemet med solneutriner, som består i en betydande skillnad mellan neutrinoflödet som detekteras på jorden och det värde som förutsägs av standardmodellen av solen. Detta problem har emellertid lösts inom ramen för teorin om neutrinoscillationer och Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten , så att kosmioner uppenbarligen är uteslutna från kandidaterna för rollen som mörk materia.
Topologiska defekter av rum-tid som uppstod genom spontan symmetribrott i det tidiga universum: monopoler, kosmiska strängar [124] .
Kvark "klumpar" är makroskopiska (i storleksordningen centimeter) koncentrationer av kvarkmaterial , motsvarande i densitet kärnämne [124] .

Experimentella data

Mörk materia i det nära universum

Det är känt att mörk materia interagerar med "ljusande" ( baryon ) materia, åtminstone på ett gravitationsmässigt sätt, och är ett medium med en genomsnittlig kosmologisk densitet , som är flera gånger högre än densiteten för baryoner. De senare fångas i gravitationsbrunnarna med koncentrationer av mörk materia. Därför, även om partiklar av mörk materia inte interagerar med ljus , emitteras ljus från där det finns mörk materia. Denna anmärkningsvärda egenskap hos gravitationsinstabilitet gjorde det möjligt att studera mängden, tillståndet och fördelningen av mörk materia från observationsdata från radioområdet till röntgenstrålar [128] .

Publicerad 2012 fann en studie av rörelserna hos mer än 400 stjärnor belägna upp till 13 000 ljusår från solen inga tecken på mörk materia i en stor volym av rymden runt solen. Enligt teoriernas förutsägelser borde den genomsnittliga mängden mörk materia i närheten av solen ha varit cirka 0,5 kg i klotets volym. Mätningar gav dock ett värde på högst 0,06 kg mörk materia i denna volym. Detta innebär att försök att upptäcka mörk materia på jorden, till exempel i sällsynta växelverkan mellan mörk materia partiklar med "vanlig" materia, knappast kan bli framgångsrika [129] [130] [131] .

Publicerad 2013, en studie av kroppars rörelse i solsystemet, baserad på data från 677 000 positionsobservationer av planeter och rymdfarkoster från 1910 till idag, gjorde det möjligt att få en övre gräns för mängden möjlig mörk materia i solsystemet - den totala mängden mörk materia inom en sfär som begränsas av Saturnus omloppsbana är inte mer än 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]

Fysisk upptäckt av hypotetiska partiklar av mörk materia

Experimentell detektering av mörk materia partiklar bör baseras dels på att de har en massa som gravitationsmässigt interagerar med andra massor, dels att denna massa måste vara mycket stor. Men bortsett från detta är ingenting känt om mörk materia. Den största svårigheten i sökandet efter mörk materia partiklar är att de inte deltar i elektromagnetisk interaktion , det vill säga de är osynliga och har en icke-baryonisk natur [14] .

Det finns två sökalternativ: direkt och indirekt.

I det direkta experimentella sökandet efter mörk materia med hjälp av markbaserad utrustning studeras konsekvenserna av dessa partiklars interaktion med elektroner eller atomkärnor i den känsliga volymen av en kärnfysikalisk detektor med låg bakgrund. När en partikel av mörk materia, som är en del av den galaktiska halo, sprids av en partikel av vanlig materia (elektron eller nukleon ) får den senare en viss kinetisk energi och kan registreras med konventionella metoder. Problemet ligger i det extremt lilla tvärsnittet för växelverkan mellan partiklar av mörk materia och vanliga partiklar. En ytterligare experimentsignatur som gör det möjligt att undertrycka bakgrunden, men introducerar ett visst modellberoende, är baserad på den förväntade periodiska förändringen i jordens hastighet (och detektorn tillsammans med den) i förhållande till den mörka materiens halo på grund av orbital rörelse runt solen, vilket bör leda till signalvariationer med en ettårig periodicitet och ett maximum i början av juni. En variant av den direkta sökningen efter lätta DM-partiklar (särskilt axioner) består i att detektera deras sönderfall till fotoner i ett magnetfält i en högkvalitativ resonanshålighet (det så kallade haloskopet ).

Sådana experiment kräver hög noggrannhet och uteslutning av störningar från andra signalkällor, så detektorerna är vanligtvis placerade under jord [14] .

Indirekta detektionsmetoder baseras på försök att detektera flöden av sekundära partiklar (neutriner, fotoner etc.), som uppstår till exempel på grund av förintelsen av sol- eller galaktisk mörk materia.

Alternativa teorier

Alternativa teorier om gravitation

När man försökte förklara de observerade fenomenen, på grundval av vilka man sammantaget drog slutsatsen att förekomsten av mörk materia är nödvändig, utan att involvera detta koncept, framfördes först och främst överväganden om giltigheten av de allmänt accepterade lagarna. av gravitationsinteraktion på stora avstånd [81] .

Den mest kända är Modified Newtonian Dynamics (MOND), en teori som lades fram i början av 1980-talet av den israeliska astrofysikern Mordechai Milgrom , som är en modifiering av tyngdlagen som ger en starkare interaktion i vissa områden i rymden, på ett sådant sätt att förklara den observerade formen av rotationskurvorna för galaxer [14] [134] . År 2004 utvecklade den teoretiske fysikern Yaakov Bekenstein , även han från Israel, en relativistisk generalisering av denna hypotes - tensor-vektor-skalära teorin om gravitation , som också förklarar de observerade effekterna av gravitationslinsning [135] . Dessutom, 2007, föreslog den kanadensiska fysikern John Moffat sin teori om modifierad gravitation, även kallad skalär-tensor-vektorteorin om gravitation [136] .

Förespråkare av teorier om modifierad gravitation anser att bristen på positiva resultat av experiment om direkt detektering av mörk materia partiklar är ett argument till deras fördel. Vera Rubin , vars arbete spelade en viktig roll i utvecklingen av teorin om mörk materia [14] , talade också för den modifierade Newtonska dynamiken : "Om jag fick välja skulle jag vilja upptäcka att det är Newtonska lagar som måste ändras för att korrekt beskriva gravitationsinteraktioner på stora avstånd. Detta är mer attraktivt än universum fyllt med en ny typ av subnukleära partiklar” [137] .

Samtidigt känner de flesta forskare för närvarande inte igen MOND, eftersom beräkningar baserade på den indikerar dess misslyckande [14] . Problemet med alternativa gravitationsteorier är att även om de motiverar individuella effekter som är konsekvenser av existensen av mörk materia, så tar de ändå inte hänsyn till dem i aggregatet. De förklarar inte det observerade beteendet hos kolliderande galaxhopar och är oförenliga med kosmologiska argument för förekomsten av stora mängder icke-baryonisk osynlig materia i det tidiga universum [81] .

Plasma kosmologi

Denna teori utvecklades på 1960 -talet av en svensk fysiker vid namn Hannes Alfven (Nobelpristagare 1970 för upptäckter inom magnetodynamik) med hjälp av hans erfarenhet av plasmaforskning nära jorden (auroror) och Christian Birkelands tidiga arbete .

Grunden för teorin är antagandet att elektriska krafter är mer betydande på stora avstånd (galaxens skala och galaxhopar) än gravitationen. Om vi antar att plasman fyller hela universum och har god ledningsförmåga, kan den leda enorma elektriska strömmar (cirka 10 17 - 10 19 ampere ) på skalor av tiotals megaparsek. Sådana strömmar skapar ett kraftfullt galaktiskt magnetfält, som i sin tur bildar strukturen hos både galaxer och deras kluster ( galaktiska filament eller filament). Närvaron av ett så kraftfullt fält förklarar lätt bildandet av galaktiska armar (det finns ännu ingen konsensus om anledningen till bildandet av galaktiska armar [138] ), fördelningen av rotationshastigheten för galaktiska skivor från radien eliminerar behovet av att introducera en gloria av mörk materia. Men för tillfället observeras varken sådana kraftfulla strömmar i skalan av tiotals megaparsecs eller höga intergalaktiska och intragalaktiska magnetfält av modern astrofysik. Plasmakosmologins antaganden om universums trådformiga cellstruktur och homogenitet i stor skala (den så kallade storskaliga strukturen av universum ) som Alfven [139] och Anthony Perrat [140] gjorde bekräftades oväntat av observationer i det sena 1980-talet och under 1990-talet [ 141] förklaras dock även dessa observationer inom ramen för den allmänt accepterade kosmologiska modellen. För att förklara universums filamentösa struktur används för närvarande teorin om bildandet av filament på grund av gravitationsinstabilitet (inledningsvis är en nästan likformig massfördelning koncentrerad på kaustik och leder till bildandet av filament), på växande strukturer av mörk materia, längs vilken strukturen av synlig materia bildas [142] (ursprunget en sådan struktur av mörk materia förklaras av kvantfluktuationer i inflationsprocessen ).

För närvarande är plasmakosmologi som teori impopulär, eftersom den förnekar utvecklingen av universum längs Big Bangs väg . Å andra sidan, om vi överger Big Bang- teorin och anser att universums ålder är mycket större än 13,5 miljarder år, så kan den dolda massan till stor del förklaras av sådana MACHO-objekt som svarta dvärgar , som utvecklas från vita dvärgar som har svalnat under tiotals miljarder år .

Materia från andra dimensioner (parallella universum)

I vissa teorier med extra dimensioner accepteras gravitationen som en unik typ av interaktion som kan verka på vårt utrymme från extra dimensioner [143] . Detta antagande hjälper till att förklara gravitationskraftens relativa svaghet jämfört med de andra tre huvudkrafterna (elektromagnetisk, stark och svag): gravitationen är svagare, eftersom den kan interagera med massiv materia i extra dimensioner och tränga igenom en barriär som andra krafter inte kan.

Härav följer att effekten av mörk materia logiskt kan förklaras av interaktionen av synlig materia från våra vanliga dimensioner med massiv materia från andra (ytterligare, osynliga) dimensioner genom gravitationen. Samtidigt kan andra typer av interaktioner inte uppfatta dessa dimensioner och denna materia i dem på något sätt, kan inte interagera med den. Materia i andra dimensioner (i själva verket i ett parallellt universum) kan formas till strukturer (galaxer, galaxhopar, filament) på ett sätt som liknar våra mätningar eller bilda sina egna, exotiska strukturer, som i våra mätningar upplevs som en gravitation halo runt synliga galaxer [144] .

Topologiska defekter i rymden

Mörk materia kan helt enkelt vara de ursprungliga (som har sitt ursprung vid ögonblicket av Big Bang ) defekter i rymden och/eller topologin av kvantfält, som kan innehålla energi och därigenom orsaka gravitationskrafter.

Detta antagande kan undersökas och testas med hjälp av ett orbitalt nätverk av rymdsonder (runt jorden eller i solsystemet) utrustade med exakta kontinuerligt synkroniserade (med hjälp av GPS ) atomklockor , som kommer att registrera passagen av en sådan topologisk defekt genom detta nätverk [ 145] [146] . Effekten kommer att manifestera sig som en oförklarlig (vanliga relativistiska skäl) missmatchning av dessa klockors förlopp, som har en tydlig början och med tiden ett slut (beroende på rörelseriktningen och storleken på en sådan topologisk defekt) [ 147] .

Anteckningar

Kommentarer

↑ Detta var grunden för Zwickys och Smiths arbete, som först upptäckte mörk materia i Coma- och Jungfruklustren .
↑ Gravitationsmikrolinsning urskiljs också, där ingen formförvrängning observeras, men mängden ljus som kommer från avlägsna föremål förändras med tiden. Det används dock inte som en metod för att upptäcka mörk materia, utan som ett sätt att söka efter baryoniska mörka massaobjekt.
↑ Sedan började inhomogeniteterna i densiteten av mörk materia att växa i amplitud och skapa gravitationsbrunnar som baryoner föll i efter rekombination, som ett resultat av vilket de första stjärnorna, galaxerna och galaxhoparna bildades.
↑ I det naturliga systemet av enheter har massa och temperatur samma dimension.
↑ Termen "free streaming length" används också, i den engelska litteraturen - "free streaming length".

Källor

↑ Ade PAR et al. (Planck Collaboration). Planck 2013 resultat. I. Översikt över produkter och vetenskapliga resultat – Tabell 9 (eng.) // Astronomy and Astrophysics : journal. - EDP Sciences , 2013. - 22 mars ( vol. 1303 ). — S. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Arkiverad från originalet den 23 mars 2013.
↑ Francis, Matthew. Första Planck-resultaten: Universum är fortfarande konstigt och intressant . Arstechnica (22 mars 2013). Hämtad 1 oktober 2017. Arkiverad från originalet 2 maj 2019. (obestämd)
↑ Planck fångar porträtt av det unga universum och avslöjar det tidigaste ljuset . University of Cambridge (21 mars 2013). Hämtad 21 mars 2013. Arkiverad från originalet 17 april 2019. (obestämd)
↑ Reshetnikov, 2012 , sid. 107.
↑ 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. En historia av mörk materia . Ars Technica (3 februari 2017). Hämtad 1 december 2019. Arkiverad från originalet 10 december 2019.
↑ 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018 , sid. 045002-4.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , sid. 156.
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , sid. 108.
↑ Kapteyn JC Första försöket med en teori om arrangemanget och rörelsen av det sideriska systemet // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1922. - Vol. 55 . - s. 302-327 . - doi : 10.1086/142670 . - .
↑ Oort JH Kraften som utövas av stjärnsystemet i riktningen vinkelrät mot det galaktiska planet och några relaterade problem // Bull . Astron. Inst. Nederländerna. - 1932. - Vol. 6 . — S. 249 .
↑ 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (tyska) // Helvetica Physica Acta. - 1933. - Bd. 6 . - S. 110-127 . — . Arkiverad från originalet den 22 november 2021.
↑ Gorky Nick. Sagan om mörkerrummets mörka materia // Vetenskap och liv . - 2017. - Utgåva. 7 . - S. 81-88 . Arkiverad från originalet den 27 september 2017. (ryska)
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , sid. 045002-5.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Det mesta av vårt universum saknas [d/f]. Storbritannien: BBC Two . Hämtad 1 januari 2020. Arkiverad 4 augusti 2019 på Wayback Machine
↑ Zwicky F. On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae : [ eng. ] // The Astrophysical Journal. - 1937. - T. 86, nr 3 (oktober). - S. 217-246. - . - doi : 10.1086/143864 .
↑ Smith S. The Mass of the Virgo Cluster // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1936. - Januari ( vol. 83 ). - S. 23-30 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143697 . — . Arkiverad från originalet den 10 december 2019.
↑ Hubble E. Fördelningen av extra-galaktiska nebulosor // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1934. - Vol. 79 . - S. 8-76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143517 . — .
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , sid. 109.
↑ 12 Bertone , 2018 , sid. 045002-6.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , sid. 157.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , sid. 045002-7.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , sid. 158.
↑ van de Hulst HC, Raimond E., vanWoerden H. Rotation och densitetsfördelning av Andromeda-nebulosan härledd från observationer av 21-cm-linjen // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. - 1957. - Vol. 14 , nr. 480 . — S. 1 . — . Arkiverad från originalet den 23 oktober 2021.
↑ Schwarzschild M. Massfördelning och mass-luminositetsförhållande i galaxer // Astronomical Journal. - 1954. - Vol. 59 , nr. 1220 . - s. 273-284 . - doi : 10.1086/107013 . - .
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , sid. 045002-8.
↑ Kahn F.D., Woltjer, L. Intergalaktisk materia och galaxen // The Astrophysical Journal. - 1959. - November ( vol. 130 , nr 3 ). - s. 705-717 . - doi : 10.1086/146762 . - .
↑ Neyman J., Page T., Scott E. KONFERENS om instabiliteten hos galaxsystem (Santa Barbara, Kalifornien, 10-12 augusti 1961): Sammanfattning av konferensen // Astronomical Journal. - 1961. - Vol. 66 , nr. 10 . - s. 633-636 . - doi : 10.1086/108476 . - .
↑ Irwin JB Symposium on Galaxies // IAU News Bulletin. - 1961. - 22 augusti ( utgåva 6 ). - S. 7-8 . Arkiverad från originalet den 26 september 2020.
↑ Rubin VC , Ford WK Jr. Rotation av Andromeda-nebulosan från en spektroskopisk undersökning av emissionsregioner // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1970. - Vol. 159 . - s. 379-403 . - doi : 10.1086/150317 . - .
↑ Roberts MS En högupplöst 21-CM vätelinjeundersökning av Andromeda Nebula // Astrophysical Journal. - 1966. - Vol. 144 , nr. 2 . - s. 639-656 . - doi : 10.1086/148645 . - . Arkiverad från originalet den 17 november 2021.
↑ 1 2 Freeman KC On the Disks of Spiral and S0 Galaxies // The Astrophysical Journal. - 1970. - Juni ( vol. 160 ). - P. 811-830 . - doi : 10.1086/150474 . - . Arkiverad 13 april 2020.
↑ Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamiska bevis på massiva galaxkoronor // Nature . - 1974. - 27 juli ( vol. 250 , iss. 5464 ). - S. 309-310 . - doi : 10.1038/250309a0 . - . Arkiverad från originalet den 2 januari 2021.
↑ 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. Storleken och massan av galaxer och universums massa // The Astrophysical Journal. - 1974. - Vol. 193 . - P.L1-L4 . - doi : 10.1086/181617 . Arkiverad från originalet den 19 juni 2022.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045002-9.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045002-21.
↑ 12 Einasto , 2012 , sid. 162.
↑ Bosma A. Fördelningen och kinematiken för neutralt väte i spiralgalaxer av olika morfologiska typer . — University of Groningen , 1978. Arkiverad 14 maj 2011 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , sid. 045002-10.
↑ 12 Bertone , 2018 , sid. 045002-22.
↑ Ostriker JP, Peebles PJE En numerisk studie av stabiliteten hos tillplattade galaxer: eller kan kalla galaxer överleva? (engelska) // Astrophysical Journal. - 1973. - Vol. 186 . - S. 467-480 . - doi : 10.1086/152513 . - . Arkiverad 15 november 2021.
↑ 1 2 Faber SM, Gallagher JS Massor och förhållanden mellan massa och ljus för galaxer // Årlig översyn av astronomi och astrofysik. - 1979. - Vol. 17 . - S. 135-187 . - doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001031 . — .
↑ Rubin V., Thonnard WK Jr., Ford N. Rotationsegenskaper för 21 Sc galaxer med ett stort utbud av ljusstyrkor och radier från NGC 4605 ( R = 4 kpc) till UGC 2885 ( R = 122 kpc ) / / The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 238 . - s. 471-487 . - doi : 10.1086/158003 . - . Arkiverad från originalet den 26 oktober 2021.
↑ Peebles PJE Storskaliga bakgrundstemperaturer och massfluktuationer på grund av skalinvarianta urtidsstörningar // Astrophysical Journal. - 1982. - 1 december ( vol. 263 ). - P. L1-L5 . - doi : 10.1086/183911 . Arkiverad 15 november 2021.
↑ Den uppskattade mängden mörk materia var dock fortfarande inte tillräcklig för att motsvara materiens genomsnittliga densitet till ett kritiskt värde, vilket krävde introduktionen av begreppet mörk energi .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018 , sid. 045002-23.
↑ Einasto, 2012 , sid. 169.
↑ Davis M., Huchra J., Latham DW, Tonry J. En undersökning av galaxens rödförskjutningar. II. Den storskaliga rymdfördelningen (engelska) // Astrophysical Journal. - 1982. - Vol. 253 . - S. 423-445 . - doi : 10.1086/159646 . Arkiverad från originalet den 17 november 2021.
↑ Einasto, 2012 , sid. 178.
↑ 12 Einasto , 2012 , sid. 180.
↑ 12 Matthew Colless . 2dF Galaxy Redshift Survey . Hämtad 24 augusti 2020. Arkiverad från originalet 18 juni 2017.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , sid. 181.
↑ Matthew Colless et al. 2dF Galaxy Redshift Survey: spektra och rödförskjutningar // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society. - 2001. - Vol. 328 , utg. 4 . — S. 1039–1063 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04902.x .
↑ 6dF Galaxy Survey . Hämtad 24 augusti 2020. Arkiverad från originalet 2 januari 2021.
↑ Sloan Digital Sky Survey: Kartlägga universum . Hämtad 25 augusti 2020. Arkiverad från originalet 23 juni 2020.
↑ Springel V. et al. Simuleringar av bildandet, evolutionen och klustringen av galaxer och kvasarer (engelska) // Nature. - 2005. - Vol. 435 , iss. 7042 . - s. 629-636 . - doi : 10.1038/nature03597 .
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , sid. 182.
↑ Bolshoi kosmologiska simuleringar . University of California High-Performance AstroComputing Center. Hämtad 23 augusti 2020. Arkiverad från originalet 7 juli 2020.
↑ Den mest exakta modelleringen av universum , infuture.ru (04.10.11). Arkiverad från originalet den 2 januari 2021. Hämtad 23 augusti 2020.
↑ Illustris -simuleringen . Illustris-samarbetet. Hämtad 23 augusti 2020. Arkiverad från originalet 22 september 2020.
↑ IllustrisTNG- projektet . Hämtad 25 augusti 2020. Arkiverad från originalet 9 augusti 2020.
↑ Rob Garner . Slemmögelsimuleringar som används för att kartlägga mörk materia som håller ihop universum , NASA ( 10 mars 2020). Arkiverad från originalet den 23 augusti 2020. Hämtad 24 augusti 2020.
↑ Reshetnikov, 2012 , sid. 110.
↑ Reshetnikov, 2012 , sid. 111.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , sid. 112.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , sid. 113.
↑ Taylor AN et al. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 501 , nr. 2 . - s. 539-553 . - doi : 10.1086/305827 . - . - arXiv : astro-ph/9801158 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , sid. 115.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , sid. 168.
↑ Abdelsalam HM et al. Icke-parametrisk rekonstruktion av Abell 2218 från kombinerad svag och stark lins // The Astronomical Journal. - 1998. - Vol. 116 , iss. 4 . - P. 1541-1552 . - doi : 10.1086/300546 . - . - arXiv : astro-ph/9806244 .
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , sid. 167.
↑ 1 2 Vikhlinin A. et al. Chandra exempel på avslappnade galaxkluster i närheten: massa, gasfraktion och förhållande mellan massa och temperatur // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , nr. 2 . - P. 691-709 . - doi : 10.1086/500288 . - . — arXiv : astro-ph/0507092 .
↑ 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Mörk materiaprofil i galaxkluster // Brazilian Journal of Physics. - 2005. - December ( vol. 35 , nr 4b ). — ISSN 1678-4448 . - doi : 10.1590/S0103-97332005000700042 . Arkiverad från originalet den 16 juli 2020.
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , sid. 114.
↑ Daniel H. Birman. End of the Universe [Dokumentärfilm, Kultura kanal]. Hämtad 29 juli 2020. Tid från ursprung: 35:04. Arkiverad 2 september 2020 på Wayback Machine
↑ Wu X. et al. En jämförelse av olika klustermassuppskattningar: konsistens eller diskrepans? (Jämföra olika uppskattningar av klustermassor: överensstämmelse eller diskrepans?) (engelska) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1998. - Vol. 301 , nr. 3 . - s. 861-871 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . - . — arXiv : astro-ph/9808179 .
↑ NASA, ESA och R. Massey (California Institute of Technology). Tredimensionell fördelning av mörk materia i universum (konstnärens intryck ) . ESA rymdteleskop Hubble (7 januari 2007). Hämtad 14 mars 2020. Arkiverad från originalet 19 september 2020.
↑ 1 2 Massey R. et al. Mörk materia kartor avslöjar kosmiska byggnadsställningar // Nature : journal. - 2007. - Vol. 445 , nr. 7125 . - S. 286-290 . - doi : 10.1038/nature05497 . - . — arXiv : astro-ph/0701594 . — PMID 17206154 .
↑ Refregier A. Svag gravitationslinsning genom storskalig struktur // Årlig översyn av astronomi och astrofysik. - Årsrecensioner , 2003. - Vol. 41 , iss. 1 . - s. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
↑ 1 2 Clowe D. et al. Ett direkt empiriskt bevis på existensen av mörk materia // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 648 , nr. 2 . - P.L109-L113 . - doi : 10.1086/508162 . - . - arXiv : astro-ph/0608407 .
↑ Popov S. B. Svart katt upptäckt . Astronet (22.08.2006). Hämtad 24 juli 2020. Arkiverad från originalet 24 juli 2020. (obestämd)
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , sid. 174.
↑ Einasto, 2012 , sid. 175.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045022-14.
↑ Jee MJ et. al. Upptäckt av en ringliknande mörk materiastruktur i kärnan av galaxkluster Cl 0024+17 // The Astrophysical Journal. - 2007. - Vol. 661 , nr. 2 . — S. 728 . - doi : 10.1086/517498 .
↑ Brada M. et al. Att avslöja egenskaperna hos mörk materia i det sammanslagna klustret MACS J0025.4-1222 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - doi : 10.1086/591246 . - . - arXiv : 0806.2320 . Arkiverad från originalet den 6 juni 2019.
↑ J. Merten et al. Skapande av kosmisk struktur i den komplexa galaxklustersammanslagningen Abell 2744 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2011. - Vol. 417 , utg. 1 . - s. 333-347 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x .
↑ Jee MJ et al. En studie av den mörka kärnan i A520 med Hubble Space Telescope: The Mystery Deepens // The Astrophysical Journal. - 2012. - Vol. 747 . — S. 96 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/96 . — . - arXiv : 1202.6368 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , sid. 116.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , sid. 173.
↑ Reshetnikov, 2012 , sid. 117.
↑ Daniel H. Birman. End of the Universe [Dokumentärfilm, Kultura kanal]. Hämtad 29 juli 2020. Tid från ursprung: 15:37. Arkiverad 2 september 2020 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , sid. 119.
↑ 1 2 3 4 Rubakov, 2015 , sid. 108.
↑ Rubakov, 2015 , sid. 109.
↑ 1 2 3 Rubakov, 2015 , sid. 110.
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , sid. 045002-17.
↑ Einasto, 2012 , sid. 185.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , sid. 045022-23.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045022-20.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045022-21.
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , sid. 390.
↑ Weinberg D.H. et al. Kall mörk materia: Kontroverser i liten skala // Proceedings of the National Academy of Sciences . - 2015. - Vol. 112 , iss. 40 . — S. 12249–12255 . - ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490 . - doi : 10.1073/pnas.1308716112 .
↑ Primack JR Cosmology: småskaliga utfärdar // New Journal of Physics . - 2009. - Vol. 11 , iss. 10 . — S. 105029 . — ISSN 1367-2630 . - doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105029 . Arkiverad från originalet den 3 februari 2021.
↑ Del Popolo A., Le Delliou M. Small Scale Problems of the ΛCDM Model: A Short Review // Galaxies . - 2017. - Vol. 5 , iss. 1 . — S. 17 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies5010017 . Arkiverad från originalet den 9 augusti 2020.
↑ Navarro JF, Frank CS, Vit SDM Strukturen för kall mörk materiens halos // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Vol. 462 . — S. 563 . - doi : 10.1086/177173 . - . - arXiv : astro-ph/9508025 .
↑ Burkert A. Strukturen av mörk materiahalos i dvärggalaxer // Astrophysical Journal Letters. - 1995. - Juli ( vol. 447 ). - P.L25-L28 . - doi : 10.1086/309560 .
↑ Moore B. et al. Kall kollaps och kärnkatastrofen (engelska) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1999. - Vol. 310 , utg. 4 . — S. 1147–1152 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x .
↑ Merritt D. et al. Empirical Models for Dark Matter Halos (engelska) // The Astronomical Journal : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - P. 2685-2700 . - doi : 10.1086/508988 . - . - arXiv : astro-ph/0509417 . Arkiverad från originalet den 17 juni 2019.
↑ 12 Bertone , 2018 , sid. 045002-11.
↑ 1 2 Turner MS (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv : 2201.04741 .
↑ 12 Bertone , 2018 , sid. 045002-12.
↑ 12 Einasto , 2012 , sid. 172.
↑ Sökandet efter ursprungliga svarta hål . Cosmos-Journal (20 september 2011). Hämtad 7 maj 2020. Arkiverad från originalet 3 november 2014. (obestämd)
↑ Astronomer avvisar sambandet mellan svarta hål och mörk materia , Naked Science (3 oktober 2018). Arkiverad från originalet den 21 juni 2020. Hämtad 19 juni 2020.
↑ Zumalacárregui M., Seljak U. Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae // Physical Review Letters. - 2018. - Vol. 121 , iss. 14 . — S. 141101 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 .
↑ Carr B. Ursprungliga svarta hål som mörk materia och generatorer av kosmisk struktur // Att belysa mörk materia: Proceedings of a Simons Symposium / Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. - Springer International Publishing, 2019. - S. 29-39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, volym 56). - ISBN 978-3-030-31593-1 . - doi : 10.1007/978-3-030-31593-1_4 .
↑ Novikov I.D., Frolov V.P. De svarta hålens fysik . - Moskva: Nauka, 1986. - S. 296-298. — 328 sid.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045002-15.
↑ Vid den tiden hade dock existensen av en tredje typ av neutrino - tau-neutrino - ännu inte experimentellt bekräftats.
↑ 1 2 Clapdor-Kleingrothaus, 1997 , sid. 394.
↑ Bertone, 2018 , sid. 045002-19.
↑ Kobychev V., Popov S. De har letat länge, men de kan inte hitta ... // Trinity option - Science. - 2015. - Nr 4 (173) (24 februari).
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , sid. 402.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , sid. 045002-20.
↑ Dmitry Trunin . Experiment för att söka efter mörka axioner har nått testet av teoretiska modeller , N + 1 (10 april 2018). Arkiverad 27 oktober 2020. Hämtad 23 september 2020.
↑ Jae Weon Lee. Kort historia om ultralätta skalära mörka materiamodeller: [ eng. ] // EPJ Web of Conferences. - 2018. - T. 168 (9 januari). - S. 06005. - doi : 10.1051/epjconf/201816806005 .
↑ Bertone, 2018 , sid. 045002-18.
↑ Dodelson S. Ch. 7. Inhomogeniteter // Modern kosmologi. - Academic Press, 2003. - S. 208-209. — ISBN 978-0-12-219141-1 .
↑ Moni Bidin C. et al. Kinematisk och kemisk vertikal struktur av den galaktiska tjockskivan. II. En brist på mörk materia i solområdet // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. Arkiverad från originalet den 25 april 2012.
↑ Seriöst slag mot teorier om mörk materia? . Hämtad 22 april 2012. Arkiverad från originalet 22 april 2012. (obestämd)
↑ Ingen mörk materia hittades i närheten av solen (otillgänglig länk) // Inforigin, 04/19/12
↑ Pitiev N. P., Pityeva E. V. Restriktioner för mörk materia i solsystemet // Letters to the Astronomical Journal . - 2013. - T. 39 . - S. 163-172 . - doi : 10.7868/S032001081302006X . Arkiverad från originalet den 2 januari 2021. (ryska)
↑ Pitjev NP, Pitjeva EV Restriktioner för mörk materia i solsystemet // Astronomy Letters . - Pleiades Publishing , 2013. - Vol. 39 . - S. 141-149 . - doi : 10.1134/S1063773713020060 . Arkiverad från originalet den 4 februari 2020.
↑ Milgrom M. En modifiering av den Newtonska dynamiken som ett möjligt alternativ till hypotesen om den dolda massan // Astrophysical Journal. - 1983. - Vol. 270 . - s. 365-370 . - doi : 10.1086/161130 . Arkiverad 26 november 2020.
↑ Bekenstein JD Relativistisk gravitationsteori för det modifierade Newtonska dynamikparadigmet // Phys . Varv. D. - 2004. - Vol. 70 . — S. 083509 . - doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
↑ Moffat JW, Toth VT (2007), Modifierad gravitation: Kosmologi utan mörk materia eller Einsteins kosmologiska konstant, arΧiv : 0710.0364 [astro-ph].
↑ Michael Brooks. 13 saker som inte är vettiga (engelska) . New Scientist (16 mars 2005). - "Om jag kunde välja, skulle jag vilja lära mig att Newtons lagar måste modifieras för att korrekt beskriva gravitationsinteraktioner på stora avstånd." Det är mer tilltalande än ett universum fyllt med en ny typ av subnukleär partikel." Hämtad 19 oktober 2010. Arkiverad från originalet 12 oktober 2010.
↑ Naturen hos galaxernas spiralarmar . Hämtad 26 juni 2020. Arkiverad från originalet 2 januari 2021. (obestämd)
↑ Hannes A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition // IEEE Transactions on Plasma Science: journal. - 1990. - Vol. 18 . - S. 5-10 . — ISSN 0093-3813 . - doi : 10.1109/27.45495 . — .
↑ Peratt AL, Green J. Om utvecklingen av interagerande, magnetiserade, galaktiska plasma // Astrofysik och rymdvetenskap : journal. - 1983. - Vol. 91 . - S. 19-33 . - doi : 10.1007/BF00650210 . - .
↑ Geller MJ, Huchra JP Kartlägga universum // Vetenskap . - 1989. - Vol. 246 , utg. 4932 . - P. 897-903 . - doi : 10.1126/science.246.4932.897 . Arkiverad från originalet den 21 juni 2008.
↑ Riordan M., Schramm D.N. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe . - W. H. Freeman & Co (Sd), 1991. - ISBN 0-7167-2157-0 .
↑ Extra dimensioner, gravitoner och små svarta hål Arkiverade 19 oktober 2015 på Wayback Machine . CERN. 17 november 2014.
↑ Siegfried, T. . Dolda rymddimensioner kan tillåta parallella universum, Explain Cosmic Mysteries , The Dallas Morning News (5 juli 1999). Arkiverad från originalet den 21 februari 2015. Hämtad 2 februari 2015.
↑ Döljer sig i sikte: svårfångad mörk materia kan upptäckas med GPS Arkiverad 2 februari 2015 på Wayback Machine // UNR.edu
↑ Mörk materia kan upptäckas med GPS Arkiverad 2 februari 2015 på Wayback Machine // theuniversetimes.ru
↑ Rzetelny, Xaq Letar du efter en annan sorts mörk materia med GPS-satelliter . Ars Technica (19 november 2014). Hämtad 24 november 2014. Arkiverad från originalet 22 november 2014. (obestämd)

Litteratur

Böcker

Einasto J. Mörk materia // Astronomi och astrofysik (engelska) / Ed. av Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny och John Lattanzio. - Singapore: EOLSS Publishers, 2012. - Vol. 2. - S. 152-198. — 488 sid. - (Encyclopedia of Life Support Systems). - ISBN 978-1-84826-823-4 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Elementarpartiklars icke-acceleratorfysik. — M .: Nauka Fizmatlit, 1997.
Sanders RH The Dark Matter Problem: A Historical Perspective. — Cambridge University Press, 2010.
Galper A. M., Grobov A. V., Svadkovsky I. V. Experiment om studiet av mörk materias natur: Lärobok. - M. : MEPhI, 2014.
Majumdar D. Dark Matter: An Introduction. — CRC Press, 2014.
Einasto Ya. , Chernin A.D. Mörk materia och mörk energi. - M. : Vek-2, 2018. - 176 sid. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
Reshetnikov V. Kapitel 2.5. Dold massa i universum // Varför himlen är mörk. Hur universum fungerar . - Fryazino: Century 2, 2012. - 167 sid. - ISBN 978-5-85099-189-0 .
Rubakov V. A. Aktuella frågor om kosmologi: en kurs med föreläsningar. - M . : MPEI Publishing House, 2015. - Utgåva. 6. - 272 sid. — (Högskolan för fysik). — ISBN 978-5-383-00937-6 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Kapitel 9. Sök efter mörk materia i universum // Icke-acceleratorpartikelfysik / Per. med honom. A. Bednyakova. - M. : Nauka, 1997. - S. 376-409. — 528 sid. — ISBN 5-02-015092-4 .

Artiklar

Bilen'kii S. M. Massor, blandning och oscillationer av neutriner // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ryska vetenskapsakademin , 2003. - T. 173 . - S. 1171-1186 . (ryska)
Lukash V. N., Mikheeva E. V. Mörk materia: från initiala förhållanden till bildandet av universums struktur // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ryska vetenskapsakademin , 2007. - T. 177 . - S. 1023-1028 . (ryska)
Levin A. Det är klart att det är mörkt // Popular Mechanics . - 2014. - Nr 6 . - S. 36-40 .
Zasov A.V., Saburova A.S., Khoperskov A.V., Khoperskov S.A. Mörk materia i galaxer // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ryska vetenskapsakademin , 2017. - T. 187 . - S. 3-44 . (ryska)
Insikt: Dark Matter (engelska) // Nature Physics & Nature Astronomy. - 2017. - Vol. 13/1 , nr. 3 .
Bertone G., Tait TMP En ny era i sökandet efter mörk materia // Nature . - 2018. - Vol. 562 . - S. 51-56 . - doi : 10.1038/s41586-018-0542-z .
Bertone G., Hooper D. History of dark matter // Recensioner av modern fysik . - 2018. - Vol. 90 , nej. 4 . — S. 045002 . — ISSN 1539-0756 0034-6861, 1539-0756 . - doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . - arXiv : 1605.04909 .

Länkar

"Beyond the Dark" från Through the Wormhole med Morgan Freeman
Cherepashchuk A. "Nya former av materia i universum, del 1" — Mörk massa och mörk energi
Merrifield Mike, Copeland Ed, Grey Meghan. Haran, Brady: Mörk materia . Sextio symboler . University of Nottingham (2010). (obestämd)
Carmeli O. Fysikern som förnekar att mörk materia existerar // Cosmos on Nautilus. - 2017. - 27 februari.

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk stor kines Stor norsk Stor ryss Britannica (online) Universalis
I bibliografiska kataloger	BNF : 12142390j GND : 4230260-2 J9U : 987007538991005171 LCCN : sh87007317 NKC : ph618637

Partikelklassificeringar
Hastighet i förhållande till ljusets hastighet	Tardioner ( eller bradyoner) Luxons Hypotetisk: Takyoner överbradyons
Genom närvaron av inre struktur och separerbarhet	Elementarpartikel ( Fundamental partikel ) sammansatt partikel
Fermioner genom närvaron av en antipartikel	Dirac fermioner Fermions mejram
Bildas under radioaktivt sönderfall	α β γ δ ε n
Kandidater för rollen som mörk materia partiklar	MES Wimpzilla LSP NLSP
I universums inflationsmodell	Inflaton krökning
Genom närvaron av en elektrisk laddning	laddad partikel neutral partikel
I teorier om spontant symmetribrott	Goldstone boson Goldstone fermion ( eller goldstino)
Efter livstid	stabila partiklar Instabila partiklar
Andra klasser	virtuell partikel subatomär partikel antipartiklar Äkta neutrala partiklar Fria partiklar Identiska partiklar De och Kvasipartiklar Hypotetiska partiklar Resonanser

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi

Fysik bortom standardmodellen
Bevis	Problemet med mätarhierarkin Mörk materia mörk energi Problemet med den kosmologiska konstanten Starkt CP-problem Neutrinoscillationer
teorier	Technicolor Femte kraften Kaluza-Klein teori Stora förenade teorier Teori om allt Strängteorin
supersymmetri	MSSM supersträngteori supergravitation
kvantgravitation	Strängteorin Slinga kvantgravitation Kausal dynamisk triangulering Kanonisk kvantgravitation
Experiment	ANNIE Sasso INO TANK SNO Super-K Tevatron Muon g- NOvA