Темна матерія — один із компонентів Всесвіту, існування якого виявлено лише за гравітаційним впливом на видиму матерію і на реліктове випромінювання, оскільки вона не випромінює і не розсіює електромагнітне випромінювання, а також не бере участі у сильній (ядерній) взаємодії. Припущення про її існування необхідне для пояснення розбіжностей між: масами галактик, скупчень галактик та всього Всесвіту, виміряних за їхніми динамічними характеристиками масами видимої у них матерії — зір, газу й пилу з міжзоряного та міжгалактичного середовища.
На основі спостережень структур більших за розмірами галактик та їхній інтерпретації у рамках теорії Великого Вибуху встановлено, що темна матерія становить 26,8 % від сумарної густини Всесвіту. Для порівняння, звичайна речовина становить лише 4,9 % від сумарної густини Всесвіту, решта густини — 68,3 % припадає на темну енергію. Якщо не брати до уваги темну енергію, то темна матерія становить близько 80 % від густини матерії Всесвіту, а звичайна (видима) матерія становить лише близько 20 %.
Темна матерія займає простір і має масу, але не взаємодіє зі світлом, тому її важко виявити, її природа невідома. Науковці припускають, що це можуть бути невідомі частинки, які рідко взаємодіють зі звичайною матерією. Вперше про її існування заговорили в 1930-х роках, коли астроном Фріц Цвікі спостерігав незвично швидкий рух галактик у скупченні Волосся Вероніки. У 1970-х Віра Рубін підтвердила її існування, досліджуючи обертання окремих галактик. Станом на початок ХХІ століття вважається, що темна матерія утворює гравітаційну структуру, яка пронизує Всесвіт, і дослідження її складу тривають.
Походження назви Термін «темна матерія» запропонував Фріц Цвіккі 1934 року для позначення невидимої маси, на існування якої вказували виміряні орбітальні швидкості галактик у скупченнях.
Властивості темної матерії
Температура У більшості теорій генерації темної матерії передбачається, що на ранніх стадіях еволюції Всесвіту частинки темної матерії перебували в кінетичній рівновазі зі звичайною речовиною — баріонами, електронами та фотонами, які на той момент утворювали єдине середовище. У певний момент часу, за певної температури Td, вони вийшли з рівноваги й відтоді поширюються вільно. Залежно від співвідношення цієї температури та маси частинок темної матерії її поділяють на «гарячу», «холодну» і «теплу».
Гаряча темна матерія Якщо в момент виходу з рівноваги з баріонною речовиною маса частинок темної матерії не перевищувала відповідну температуру середовища, тобто вони були релятивістськими, і ця маса була меншою за 1 еВ, таку темну матерію називають гарячою. Від теплої темної матерії, для якої також , але , вона відрізняється тим, що гаряча темна матерія залишалася релятивістською й до моменту переходу від радіаційно-домінованої до пилоподібної стадії еволюції Всесвіту, що відбувся за температури . Це важливо, оскільки ріст збурень густини відбувається на цих стадіях по-різному й суттєво залежить від того, чи є темна матерія на пилоподібній стадії релятивістською.
У Всесвіті первісно існували малі за амплітудою неоднорідності густини темної матерії, і був період, коли частинки темної матерії були релятивістськими й поширювалися вільно (це відбувалося в діапазоні температур ). Рухаючись майже зі швидкістю світла, вони швидко залишали області з підвищеною та заповнювали області зі зниженою густиною (у межах поточного космологічного горизонту). У результаті цього процесу вільного перемішування (англ. free streaming) неоднорідності густини темної матерії з розмірами меншими за поточний горизонт згладжувалися. Оскільки вільне перемішування припинилося за температури , розмір горизонту на цей момент, розтягнутий у разів, визначає максимальний сучасний розмір областей, у яких збурення густини пригнічені. Для гарячої темної матерії () це значення оцінюється приблизно у 100 Мпк.
У моделях із гарячою темною матерією спочатку формуються найбільші структури — надскупчення, які потім розпадаються на дрібніші — скупчення. Галактики формуються в останню чергу, і цей процес мав би розпочатися відносно нещодавно. Така послідовність формування структур суперечить спостереженням, тому гаряча темна матерія може становити лише незначну частину всієї темної матерії. До цього виду темної матерії могли б належати передусім звичайні нейтрино зі Стандартної моделі — це єдина експериментально підтверджена частинка такого типу.
Холодна темна матерія Якщо частинки темної матерії відокремилися від звичайної речовини, вже будучи нерелятивістськими, тобто , таку темну матерію називають «холодною». Вона є найбільш переважним варіантом з космологічних міркувань: такі частинки рухаються повільно, маючи невелике значення так званої довжини вільного перемішування, тому на початкових етапах розширення Всесвіту флуктуації густини на малих масштабах не пригнічуються, формування великомасштабної структури Всесвіту починається досить рано й відбувається знизу вверх. Максимальний сучасний розмір області, в якій подавлені збурення густини, 0,1 Мпк (розмір карликової галактики), дає нижню межу маси частинок темної матерії в 1 кеВ — такий самий порядок отримується й з інших міркувань, заснованих на оцінках фазової густини частинок темної матерії в карликових галактиках. Результати моделювання еволюції Всесвіту з такими параметрами (у рамках моделі ΛCDM) точно відповідають спостережуваній картині скупчень, галактичних ниток і войдів між ними.
Клас гіпотетичних частинок-кандидатів на роль частинок холодної (тобто масивніших за 1-100 кеВ) темної матерії називається вімп (від англ. WIMP — weakly interacting massive particle, слабовзаємодіюча масивна частинка). Зараз цей термін використовується в більш вузькому значенні, ніж спочатку, і передбачає тільки частинки, які повинні піддаватися слабому взаємодії.
У рамках моделі холодної темної матерії, однак, виникають труднощі при описі внутрішніх, центральних областей гало, серед яких найбільш серйозними є:
Проблема Каспів — суперечність між результатами числового моделювання розподілу густини й експериментальними даними. Числове моделювання розподілу холодної темної матерії вказує на те, що вона утворює касп або сингулярність в центрі галактики, однак прямі астрономічні спостереження показують протилежну картину. Проблема дефіциту карликових галактик (також відома як «проблема зниклих карликових галактик-супутників»). Суть її в тому, що число карликових галактик (відносно числа звичайних галактик) на цілий порядок менше числа, яке повинно бути згідно з моделюванням за ієрархічним розподілом структур темної матерії.
Тепла темна матерія Тепла темна матерія, як і гаряча, була релятивістською в момент виходу з рівноваги з баріонною речовиною, тобто виконувалося умови . Однак маса її частинок складала більше 1 еВ, і на момент переходу від радіаційно-домінованої до пилоподібної стадії розширення Всесвіту, релятивістськими вони вже не були. Оскільки ріст збурень густини на цих стадіях відбувається суттєво по-різному і сильно залежить від того, чи є темна матерія на пилоподібній стадії (перехід до якої стався саме при температурах порядку 1 еВ) релятивістською, це розходження є принциповим. Флуктуації густини для теплої темної матерії подавляються лише на дуже малих масштабах — на рівні карликових галактик і нижче.
Розподіл густини Найчастіше для аналітичного опису форми гало темної матерії використовується профіль Наварро — Френка — Уайта:
де — параметр, що визначається густиною речовини Всесвіту в момент формування гало, — характеристичний радіус гало. Це наближення, однак, є дуже неточним у центральних областях галактик, де домінує баріонна матерія. Як точнішу альтернативу пропонували профіль Буркерта:
де — густина в центральній області, — її радіус. Також пропонувалася така, заснована на числовому моделюванні, аналітична форма, як профіль Мура:
що передбачає ще більш різкий ріст у центральній області, ніж профіль Наварро — Френка — Уайта. Нарешті, була висловлена ідея використовувати профіль Ейнасто:
Взаємодії між частинками Згідно з новою гіпотезою, опублікованою в журналі Physical Review Letters у 2024 році, частинки темної матерії можуть взаємодіяти одна з одною через нові, невідомі науці сили, а не лише через сили гравітаційного взаємодії. Це пояснює так звану «проблему останнього парсека» при злитті чорних дір, зокрема при утворенні надмасивних чорних дір, а також сферичну форму гало галактик. Моделювання показало обґрунтованість гіпотези, наразі шукаються експериментальні підтвердження. Можливо, ми знаходимося на шляху до відкриття нового фундаментального взаємодії (П’ята сила), яке необхідне для побудови Теорії Всього.
Деякі теорії темної матерії припускають, що при зіткненні двох частинок темної матерії вони аннігілюють і утворюють спалах матерії та антиматерії. Це може призвести до утворення антигелію, за яким стежить експеримент Alpha Magnetic Spectrometer на борту Міжнародної космічної станції.
Баріонна й небаріонна темна матерія Невелика частина темної матерії може виявитися баріонною темною матерією астрономічних тіл, таких, як масивні компактні об'єкти гало (планети, чорні діри, холодні зорі на кшталт коричневих карликів тощо), які складаються зі звичайної матерії, однак випромінюють мало або взагалі не випромінюють електромагнітних хвиль. Як вважають, переважна більшість темної матерії у Всесвіті — не баріонна. Вважається також, що вона не взаємодіє зі звичайною речовиною шляхом електромагнітної взаємодії, тобто частинки темної матерії не несуть електричного заряду. Небаріонна темна матерія включає нейтрино і значну частину інших, поки що гіпотетичних частинок, наприклад таких як аксіони.
На відміну від баріонів темна небаріонна матерія не мала прямого впливу на утворення (синтез) первинних хімічних елементів у ранньому Всесвіті (в епоху нуклеосинтезу), і тому вона виявляється тільки через гравітаційне тяжіння. Однак, якщо частинки темної матерії є суперсиметричними, вони можуть взаємодіяти між собою, утворюючи побічні продукти, такі як фотони й нейтрино, які можна реєструвати.
Небаріонну темну матерію прийнято класифікувати за масою частинок або дисперсійною швидкістю цих частинок (масивніші частинки рухаються повільніше). Згідно з цією класифікацією, темну матерію поділяють на: гарячу темну матерію (HDM); теплу темну матерію (WDM); холодну темну матерію (CDM).
Найширше обговорюються моделі холодної темної матерії, найімовірнішими частинками якої є нейтраліно. Гаряча темна матерія містить маломасивні нейтрино. Холодна темна матерія призводить до «висхідного» ієрархічного формування структури Всесвіту (спочатку формуються малі гравітаційні системи, які «зливаються» і утворюють більші гравітаційні системи), тоді як гаряча темна матерія призводить до «низхідного» формування його структури (початково однорідні гравітаційні системи з часом фрагментуються на менші підсистеми).
Дані спостережень Перший доказ на користь існування темної матерії отримав Фріц Цвіккі з Каліфорнійського технологічного інституту в 1933 році. Він застосував теорему віріалу до багатого скупчення галактик у сузір'ї Волосся Вероніки і отримав свідчення про існування невидимої маси. Цвіккі оцінив загальну масу скупчення на основі руху галактик поблизу його краю і порівняв її із видимою масою, оціненою за кількістю галактик і загальною яскравістю скупчення. Він виявив, що розрахована за теоремою віріалу маса приблизно в 400 разів більша за візуально спостережувану. Маси видимих галактик у скупченні було занадто мало для пояснення їхніх орбітальних швидкостей. Цей факт відомий як «проблема прихованої маси». Цвіккі зробив висновок, що існує якась невидима форма матерії, яка забезпечує достатню масу, а отже і гравітацію, що не дозволяє скупченню розлітатись.