Тёмная материя — гипотетическая форма материи, которая не излучает, не поглощает и не отражает свет в обычном смысле. Поэтому её нельзя увидеть непосредственно с помощью телескопов. О её существовании судят по гравитационному влиянию на звёзды, галактики, скопления галактик и движение вещества во Вселенной.

По современной космологической модели, на тёмную материю приходится примерно 27% общего баланса материи и энергии Вселенной. Обычная, или барионная, материя — звёзды, планеты, газ и пыль — составляет около 5%. Остальная часть связана с тёмной энергией, которую рассматривают отдельно: она описывает ускоренное расширение Вселенной и не является разновидностью тёмной материи.

Почему учёные говорят о невидимой массе

Первые убедительные указания на нехватку видимой массы появились при изучении движения галактик и галактических скоплений. В 1930-х годах Фриц Цвикки сравнил скорости галактик в скоплении Волосы Вероники с его оценочной массой. Оказалось, что при учёте только наблюдаемого вещества скопление не должно было оставаться гравитационно связанным.

Позднее исследования спиральных галактик показали, что звёзды на периферии движутся гораздо быстрее, чем предсказывалось бы по распределению видимого вещества. Скорость не уменьшается с расстоянием от центра так, как ожидалось бы в системе, где почти вся масса сосредоточена в центральной области. Это наблюдение называют проблемой кривых вращения.

Такие данные сами по себе не доказывают, что существует конкретный вид невидимых частиц. Однако вместе с наблюдениями гравитационного линзирования, реликтового излучения и крупномасштабной структуры они образуют согласованную картину, в которой тёмная материя играет важную роль.

Как исследуют тёмную материю

Главный метод — анализ гравитации. Масса искривляет пространство-время и изменяет путь света от далёких объектов. Это явление называют гравитационным линзированием. По слабым и сильным искажениям изображений галактик можно восстановить распределение массы, в том числе той её части, которая не видна в телескоп.

Другой подход связан с динамикой. Измеряются скорости звёзд внутри галактик, движение галактик в скоплениях и распределение газа. Эти данные сопоставляются с количеством наблюдаемого вещества. Разница между расчётами и наблюдениями позволяет оценить свойства невидимого гравитационного компонента.

Важные сведения даёт космическое микроволновое фоновое излучение — реликтовое излучение ранней Вселенной. Его неоднородности сохранили информацию о составе космоса на ранних этапах. Компьютерные модели также сравнивают наблюдаемое распределение галактик, космических нитей и пустот с разными вариантами формирования структуры.

Существуют и прямые поиски предполагаемых частиц в подземных детекторах, а также эксперименты на ускорителях. На сегодняшний день ни один из таких экспериментов не дал общепризнанного обнаружения частицы тёмной материи. Поэтому космологические свидетельства остаются косвенными, хотя и многочисленными.

Влияние на галактики и структуру Вселенной

В моделях формирования Вселенной тёмная материя образует гравитационные скопления — гало. Обычный газ притягивается к этим областям, охлаждается и постепенно участвует в образовании звёзд. В таком смысле тёмное гало служит гравитационной основой галактики, но не «управляет» ею как отдельный разумный механизм.

Гравитация тёмной материи влияет на скорости вращения галактик, движение галактик в скоплениях и рост крупномасштабной космической сети. При столкновениях галактических скоплений распределение горячего газа и распределение общей массы могут расходиться. Наблюдения таких систем помогают отделять вклад обычной материи от вклада невидимого компонента.

Фраза о том, что без тёмной материи галактики в нынешнем виде не могли бы сформироваться, относится к конкретному классу космологических моделей. Альтернативные объяснения, основанные на изменении закона тяготения, также обсуждаются, но стандартная модель с холодной тёмной материей пока лучше описывает совокупность многих наблюдений.

Какими могут быть её частицы

Тёмная материя не входит в состав Стандартной модели физики частиц в качестве отдельной подтверждённой частицы. Одна из распространённых идей предполагает слабовзаимодействующие массивные частицы. Другой кандидатный класс — аксионы, чрезвычайно лёгкие частицы, предложенные в теориях, расширяющих известную физику.

Термины «холодная», «тёплая» и «горячая» тёмная материя описывают не температуру, а характер движения частиц в ранней Вселенной. Холодные частицы двигались сравнительно медленно и хорошо подходят для объяснения образования структуры на больших масштабах. Тёплые частицы могли бы сгладить некоторые особенности распределения малых галактик. Горячий компонент, например лёгкие нейтрино, слишком быстро перемещается для того, чтобы самостоятельно объяснить наблюдаемую структуру.

У модели холодной тёмной материи есть вопросы на малых масштабах, включая различия между расчётами и некоторыми свойствами карликовых галактик. Однако такие расхождения могут быть связаны не только с природой тёмной материи, но и со сложными процессами образования звёзд, выбросами газа и особенностями наблюдений.

Что известно сегодня

Тёмная материя — не синоним тёмной энергии, антиматерии или обычного вещества, скрытого за облаками пыли. Её основные признаки проявляются через гравитацию, а состав остаётся неизвестным. Научная картина постепенно уточняется благодаря наблюдениям галактик, реликтового излучения, гравитационного линзирования и экспериментам по поиску новых частиц.

Главная трудность состоит в том, что космологическое влияние хорошо измеряется, а микроскопическая природа источника пока не установлена. Поэтому утверждения о конкретной частице или окончательном механизме остаются гипотезами. Тёмная материя важна не как загадочная субстанция с особыми свойствами, а как название для пока не идентифицированного компонента, необходимого многим успешным моделям эволюции Вселенной.