часть барионной материи. Однако наблюдается иная картина: распределение основной массы не совпадает с оптическими изображениями галактик. Это непосредственно свидетельствует о наличии тёмной материи; опубликованные работы, посвящённые исследованию скопления Пуля, содержали в заголовках слова «Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи».
Глава 11-1-14
Теоретические доказательства существования темной материи
1. Моделирование устойчивости галактик.
2. Анализ неоднородности реликтового излучения. Галактики формируются и растут за счёт гравитационной неустойчивости из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной. Через 400 000 лет после Большого взрыва эти флуктуации плотности были ещё очень малы (~10−5 относительно самой плотности). И если бы во Вселенной в этот момент было только обычное барионное вещество, то эти неоднородности просто не успели бы усилиться до такой степени, чтобы создать наблюдаемое разнообразие структур, — для этого флуктуации в эпоху первичной рекомбинации должны были бы составлять порядка 10−3. Решением этого парадокса и является предположение о наличии во Вселенной значительного количества небарионной скрытой массы. Фотоны реликтового излучения взаимодействуют лишь с барионным веществом, и поэтому температурная анизотропия фонового излучения несёт информацию только о флуктуациях плотности обычной материи. Небарионное вещество на момент рекомбинации могло быть скучено гораздо сильнее, формируя таким образом основу для роста будущих галактик и их скоплений.
3. Моделирование формирования галактик на основании общепринятой теории состава Вселенной, в частности, с определённой долей тёмной материи. Если она устанавливается в качестве начального условия, получающиеся в результате распределение и свойства галактик (например, форма) идентичны наблюдаемым.
4. Оценка критической плотности Вселенной. Полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20-30 % от значения критической плотности, тогда как барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4,5 %. Следовательно, небарионной скрытой массы должно быть в 5 раз больше, чем обычного вещества.
Глава 11-1-15
Горячая темная материя
Горячая темная материя — это легкие частицы, движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. Наиболее очевидный кандидат на эту роль — самое обычное нейтрино. Эти частицы имеют очень малые массы (раньше считалось, что масса равна нулю), рождаются в недрах звезд и областях звездообразования при различных термоядерных процессах и почти не взаимодействуют с барионным веществом. Однако при том количестве нейтрино, которое есть во Вселенной, для объяснения с их помощью темной материи необходимо, чтобы их масса была около 10 эВ. Но экспериментальные данные показывают, что масса нейтрино не превышает долей одного электронвольта, что в сотни раз меньше. Еще один вероятный кандидат на звание темной материи — так называемые стерильные нейтрино, гипотетический массивный четвертый вариант нейтрино, не принимающий участия в слабом взаимодействии. Однако такие частицы в экспериментах пока не обнаружены, и факт их существования все еще находится под вопросом.
Космологические наблюдения показывают, что горячая темная материя (если она существует) может составлять не более 10% от всей темной материи. Дело в том, что различные типы темной материи предполагают различные сценарии формирования галактик. В сценарии горячей темной материи (top-down, сверху вниз) в результате эволюции сперва формируются большие области, наполненные веществом, которые затем схлопываются в отдельные мелкие скопления и в итоге превращаются в галактики. В сценарии холодной темной материи (bottom-up, снизу вверх) сперва формируются мелкие карликовые галактики и скопления, которые затем образуют более крупные структуры. Наблюдения и компьютерное моделирование показывает, что в нашей Вселенной реализуется именно этот сценарий, что указывает на доминирование холодной темной материи.
Глава 11-1-16
Холодная тёмная материя
Холодная тёмная материя (англ. Cold dark matter, CDM) — предполагаемый вид тёмной материи, частицы которой движутся медленно по сравнению со скоростью света (понятие холодный в CDM-модели) и слабо взаимодействуют с обычным веществом и электромагнитным излучением (понятие тёмный в CDM-модели). Считается, что около 26,8% вещества во Вселенной является тёмной материей, и лишь малая доля представляет собой обычное барионное вещество, составляющее звёзды, планеты и живые организмы.
История развития теории
В 1982 году три независимые группы космологов опубликовали статьи, посвящённые теории холодной тёмной материи: группа Джеймса Пиблса, группа Джона Бонда, Алекса Салаи и Майкла Тернера, группа Джорджа Блюменталя, Х. Пагельса и Джоэла Примака. Значительную обзорную статью, посвящённую подробностям теории, в 1984 году написали Блюменталь, Сандра Фабер, Примак и Мартин Рис.
Формирование структур
В теории холодной тёмной материи рост структур происходит иерархически, при этом объекты на малых масштабах первыми коллапсируют под действием самогравитации и сливаются в рамках непрерывной иерархической структуры с образованием более крупных и массивных структур. В рамках парадигмы горячей тёмной материи, популярной в начале 1980-х годов, структуры не росли иерархически, но образовывались при фрагментации, наиболее крупные сверхскопления образовывались первыми в плоских структурах и затем разделялись на меньшие части, подобные нашей Галактике. Парадигма холодной тёмной материи, находится в хорошем согласии с наблюдениями крупномасштабных структур во Вселенной.
Джим Пиблс (англ. Jim Peebles, полное имя — Филлип Джеймс Эдвин Пиблс [англ. Phillip James Edwin Peebles]; род. 25 апреля 1935, Сен-Бонифас, Виннипег, Канада) — канадско-американский физик, работающий в области теоретической космологии. Почётный научный профессор имени Альберта Эйнштейна Принстонского университета. Лауреат Нобелевской премии по физике (2019, совместно с Дидье Кело и Мишелем Майором).
Рис. Джим Пиблс
Родился 25 апреля 1935 года в Сен-Бонифасе — франкоязычном городе, который в 1971 году стал пригородом Виннипега; вырос в Сен-Витале. Его отец работал клерком на зерновой бирже в Виннипеге, мать была домохозяйкой.
Окончил Университет Манитобы. С 1958 года живёт в США. Получил диплом доктора философии по астрономии в Принстонском университете. Позднее получил там же должность профессора. Ныне — почётный профессор имени Альберта Эйнштейна.
Членство в академиях
Американское физическое общество (1964)
Американская академия искусств и наук (1977)
Лондонское королевское общество (1982)[5]
Канадское королевское общество (1987)
Национальная академия наук США (Foreign Associate; 1988)[6][7]
Американское философское общество (2004)
Американское астрономическое общество
Американская ассоциация содействия развитию науки
Награды
1981 — Медаль Эддингтона, Королевское астрономическое общество
1982 — Премия Дэнни Хайнемана в области астрофизики, Американское астрономическое общество
1992 — Премия Генри Норриса Рассела, Американское астрономическое общество
