Краткая история астрономии. Том 11. Темная материя - Владимир Анатольевич Моисеев

Краткая история астрономии

Том 11

Темная материя 

 Содержание

11-1. Общие понятия о темной материи

11-2. Наблюдения темной материи

11-3. Новые наблюдения темной материи

11-4. Млечный Путь и Солнечная система

11-5.Карликовые галактики

11-6. Гало темной материи

11-7. Рыхлая темная материя и филаменты

11-8. Взаимодействие с темной материей

11-9. DF2 4. Галактики без тм

11-10. Карты и обзоры

11-11. Инструменты

11-12. Поиски WIMP

11-13. Поиск легких частиц

11-14. Перспективные проекты поиска темной материи

11-15. Барионная темная материя. MACHO

11-16. Темная материя и черные дыры

11-17. Первичные черные дыры

11-18. Космология темной материи

11-19. Экзотические теории темной материи

11-20. Теория гравитации MOND

 Часть 11-1

Общие понятия о темной материи

Содержание

Том – часть - глава

11-1-1. Темная материя. Справка

11-1-2. История термина «тёмная материя»

11-1-3. Ян Хендрик Оорт

11-1-4. Фриц Цвикки

11-1-5. Хорес Уэлкам Бэбкок

11-1-6. Проблема недостающей массы

11-1-7. Радиоизлучение

11-1-8. Де Хюлст

11-1-9. Массы скоплений галактик

11-1-10. Вера Рубин

11-1-11. Аргументы в пользу существования тёмной материи

11-1-12.  Кен Фримен

11-1-13. Наблюдательные доказательства существования темной материи

11-1-14. Теоретические доказательства существования темной материи

11-1-15. Горячая темная материя

11-1-16. Холодная тёмная материя

11-1-17. Джим Пиблс

11-1-18. Нобелевская премия Джима Пиблса

11-1-19.  Джон Ричард Бонд

11-1-20. Джордж Р. Блюменталь

11-1-21. Проблема каспов

11-1-22. Возможные объяснения проблемы каспов

11-1-23. Другие сложности в теории холодной тёмной материи

11-1-24. Темная материя и космология

11-1-25. Стандартная космологическая модель (ΛCDM)

11-1-26. История возникновения ΛCDM

Глава 11-1-1

Темная материя. Справка

               Темной материей собирательно называют группу отдельных несостыковок современной теоретической астрофизики с наблюдениями. Например, теория предсказывает спадание скорости обращения звезд по мере удаления от центра галактик, но в большинстве случаев этого не наблюдается. Также темная материя должна отвечать за динамическую устойчивость скоплений галактик, параметры гравитационного линзирования, быстрый рост неоднородностей в ранней Вселенной, форму спектра мощности реликтового излучения и некоторые другие явления.

               Природа темной материи остается предметом исследований, но большинство предложенных теорий рассматривают ее в виде новой субстанции, которая не взаимодействует посредством электромагнетизма и поэтому не может быть зафиксирована обычными телескопами. Тем не менее, в рамках этой концепции также существует огромное разнообразие вариантов. В частности, неизвестна масса частиц темной материи: высказанные гипотезы рассматривают любые возможности от сверхлегких частиц «размытой» темной материи до объектов с массами в десятки солнечных.

               Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений космической обсерватории «Планк», интерпретированным с учётом стандартной космологической модели Лямбда-CDM, общая масса-энергия наблюдаемой Вселенной состоит на 4,9 % из обычной (барионной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из тёмной энергии. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии.

 Глава 11-1-2

История термина «тёмная материя»

               Понятие тёмной материи исторически связано с проблемой скрытой массы, когда наблюдаемое движение небесных тел отклоняется от законов небесной механики; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета Нептун и звезда Сириус B.

               Сам же термин «тёмная материя» (фр. matière obscure), возможно, впервые использовал в 1906 году французский физик и математик Анри Пуанкаре, развивая соображения лорда Кельвина относительно оценки массы звёзд Галактики исходя из распределения их скоростей: «Множество наших звёзд, возможно, даже их подавляющее большинство, могут быть тёмными телами (фр. corps sombres, англ. dark bodies)», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней мере, её не так много, как видимой».

               К похожему заключению пришёл в 1915 году и эстонский астроном Эрнст Эпик, а затем, в 1922 году — голландец Якобус Каптейн, который, по всей видимости, первым использовал термин «тёмная материя» (нидерл. donkere materie, англ. dark matter) именно в смысле ненаблюдаемой материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному воздействию:

    «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, пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду приходится две «тёмных». Далее, ученик Каптейна, нидерландец Ян Оорт в 1932 году опубликовал свою, более точную оценку плотности тёмной материи в нашей галактике, конкретно в окрестности Солнечной системы, на основании анализа вертикальных колебаний звёзд относительно плоскости Млечного пути. Он вычислил, что общая плотность вещества превышает плотность обычной видимой материи всего вдвое (так называемый предел Оорта).

               То есть плотность тёмной материи примерно равна плотности видимых звёзд и составляет 0,05 Mʘ /пк3. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее достаточно света.

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

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

               В 1937 году Фриц Цвикки уточнил свои расчёты. В его статье упоминается о «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, 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 эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи.

Глава 1-1-3

Ян Хендрик Оорт

               Ян Хендрик Оорт