Тъмна материя — какво е, доказателства и роля във Вселената

Тъмната материя е форма на материя, която не излъчва и не абсорбира видима светлина или друго електромагнитно лъчение, но проявява гравитационно въздействие. Смята се, че именно тя е причина за голяма част от масата във Вселената, макар да не можем да "видим" тази материя директно.

Как възникна идеята

Идеята за тъмна материя се появява, когато астрономите установяват несъответствие между видимата материя и наблюдаваните гравитационни ефекти. Още през 1932 г. Ян Оорт предлага съществуването ѝ за обяснение на скоростите на въртене на звезди в Млечния път, а през 1933 г. Фриц Цвики прилага тази идея за "липсващата маса" в скоростите на галактиките в купове. По-късни наблюдения — от кривите на въртене на галактиките до гравитационното обективиране и космичния микровълнов фон — затвърждават тази необходимост.

Значим принос имат наблюденията от 1970-те години (напр. работата на Вера Рубин), както и проучванията на сблъсъци на галактически купове — най-известният пример е т.нар. Bullet Cluster, където картите на гравитационното лещиране показват, че голяма част от масата не съвпада с разпределението на горящия рентгенов газ.

Наблюдателни доказателства

Сред основните наблюдателни линии на доказателства за тъмна материя са:

• Криви на въртене на галактиките: скоростите на звездите в ротация не спадат с разстоянието така, както би следвало, ако видимата материя беше единствената причина за гравитацията.
• Гравитационно лещиране: масата, показана чрез лещиране на далечни обекти, често надвишава масата на видимите звезди и газ (гравитационното обективиране на фонови обекти).
• Динамика на галактичните купове: скоростите на галактиките в куповете и разпределението на горещия газ изискват повече маса, отколкото се вижда.
• Космичен микровълнов фон (КМФ): измервания като тези на мисията "Планк" задават плътността на различните компоненти на Вселената и подкрепят наличието на невидима материя.
• Формиране на голямомащабна структура: наблюдаваното разпределение на галактики и купове се обяснява по-добре, ако в ранната Вселена е имало невидима гравитационно-обвързана материя, която е подпомогнала образуването на структури.

Колко и какъв тип е тя

Според анализа на данните от Планк и стандартния космологичен модел, общата маса-енергия на познатата ни Вселена съдържа около 4,9% обикновена материя, 26,8% тъмна материя и 68,3% тъмна енергия. От цялата материя във Вселената тъмната материя формира приблизително 84,5%.

По природа тъмната материя най-вероятно е не-барионна (т.е. не е съставена от познатите пропорции протони, неутрони и електрони), защото измерванията на нуклеосинтезата в ранната Вселена и КМФ ограничават количеството обикновена (барионна) материя.

Моделите се различават по кинематичните свойства на частиците:

• Студена тъмна материя (CDM): бавни, масивни частици, които подпомагат образуването на структури от малки към големи скали (текущият фаворит за космологични симулации).
• Топла (WDM) и гореща тъмна материя: по-бързи частици (например много леки стерилни неутрино), при които се изглаждат малките скали; те са по-малко съвместими с наблюдаваната изобилие на малки спътници, но все още се разглеждат като възможности.

Кандидати за частици

Някои от водещите теоретични кандидати са:

• WIMPs (слабо взаимодействащи масивни частици): хипотетични частици с маса в широк интервал и слаби взаимодействия, многократно търсени чрез директни и индирайктни експерименти.
• Аксиони: много леки частици, предложени първоначално за да решат проблема за CP-симетрията в квантовата хромодинамика; експерименти като ADMX търсят тяхната конверсия в микровълнова радиация при силни магнитни полета.
• Стерилни неутрино: неутрино, които не взаимодействат чрез слабите сили на Стандартния модел, потенциално с маса в диапазона, който им дава ефект на топла тъмна материя.
• MACHOs: Massive Compact Halo Objects (черни дупки, слабо светими звезди, бледи обекти) — показани са като недостатъчни да обяснят цялата тъмна материя от наблюдения на гравитационни микролещирания и нуклеосинтеза.

Как търсим тъмната материя

Подходите за откриване са три основни типа:

• Директни детектори: подземни лаборатории (напр. XENON, LUX-ZEPLIN, PandaX и други) търсят редки удари между тъмни частици и ядра в детекторите.
• Индирайктни наблюдения: търсят продуктите от възможните разпади или аннихилации на тъмните частици (гамма-лъчи, антипротони, позитрони) с инструменти като Fermi-LAT, AMS-02 и др.
• Колайдерни експерименти: Търсене на нови частици при високи енергии (напр. LHC), които могат да се проявят като "липсваща" енергия в крайни събития.
• Гравитационни и астрофизични наблюдения: гравитационно лещиране, динамика на звезди и галактики, наблюдения на купове галактики — те остават най-прекият начин за "видимост" чрез гравитацията.

Роля във формирането и еволюцията на Вселената

Тъмната материя играе ключова роля в образуването на галактики и голямомащабната структура. В ранната Вселена малките отклонения в плътността растат под действието на гравитацията; при наличие на доминираща студена тъмна материя тези отклонения могат да се развият в галактики и купове. Тъмната материя формира големи "халота", в които се акумулира обикновен газ и от който впоследствие се раждат звезди и галактики. Без тъмна материя структурата на Вселената би изглеждала много по-различно.

Актуални проблеми и алтернативи

Въпреки силните доказателства, естеството на тъмната материя остава неразгадано. Някои от открити малки противоречия между модели и наблюдения включват:

• проблемът с "ядро срещу връх" (core–cusp) — симулациите на CDM често предсказват стъпаловидни (cuspy) централни плътности, докато някои наблюдения показват по-плоски (cored) профили;
• липсата на очаквания брой малки спътници на големите галактики (missing satellites problem);
• въпроси за свойства на само-взаимодействие (self-interacting dark matter) — някои модификации предлагат, че тъмната материя може да има слаби собствено-взаимодействия, които биха облекчили някои от горните проблеми.

Алтернативни идеи, които се опитват да обяснят наблюдаваните аномалии без да въвеждат нова материя, включват модификации на гравитацията (напр. MOND — Modified Newtonian Dynamics). Въпреки това тези теории все още не обясняват едновременно всички наблюдения (особено КМФ и гравитационните ефекти при купове галактики) толкова добре, колкото моделът с тъмна материя.

Какво ни остава да научим

Основният въпрос остава: от какви частици или обекти е съставена тъмната материя и какви са нейните взаимодействия извън гравитацията? Постоянно текат експерименти и наблюдения в няколко направления: директни детектори с по-голяма чувствителност, наблюдения за продуктите на възможни разпади или аннихилации, и търсене на нова физика при колайдери. В близките десетилетия комбинацията от астрофизични наблюдения и лабораторни изследвания може да доведе до пробив и да разкрие естеството на тази загадъчна, но фундаментална част от Вселената.

Бележка: Тъй като тъмната материя не излъчва и не отразява светлина, рентгенови лъчи или друго лъчение, ние я "виждаме" единствено по нейното гравитационно влияние. Именно това прави нейното директно откриване едно от най-големите предизвикателства в съвременната наука.

Въпроси и отговори

В: Какво представлява тъмната материя?

Въпрос: Как учените смятат, че тъмната материя съществува?

Въпрос: Какъв процент от тъмната материя съставлява във Вселената?

В: Как можем да открием тъмната материя?

Въпрос: Какво твърдят група учени, че са открили начин да открият през 2006 г.?

Въпрос: Кои са някои примери, които показват, че в нашата Вселена има тъмна материя?

Търсене по буква