Mørkt stof

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 31. oktober 2022; verifikation kræver 1 redigering .

Mørkt stof - i astronomi og kosmologi , såvel som i teoretisk fysik, en form for stof , der ikke deltager i elektromagnetisk interaktion og derfor er utilgængelig for direkte observation. Det er omkring en fjerdedel af universets masseenergi og manifesterer sig kun i gravitationsinteraktion . Begrebet mørkt stof blev introduceret for teoretisk at forklare problemet med skjult masse i virkningerne af en unormalt høj rotationshastighed af de ydre områder af galakser og gravitationslinser (de involverer stof, hvis masse er meget større end massen af almindeligt synligt stof) ; blandt andre foreslåede, er det det mest tilfredsstillende.

Sammensætningen og arten af mørkt stof er i øjeblikket ukendt. Inden for rammerne af den almindeligt accepterede kosmologiske model anses modellen for koldt mørkt stof som den mest sandsynlige . De mest sandsynlige kandidater til rollen som mørkt stofpartikler er WIMP'er . På trods af aktive søgninger er de endnu ikke blevet eksperimentelt opdaget .

Ifølge data fra observationer fra Planck-rumobservatoriet offentliggjort i marts 2013 , fortolket under hensyntagen til den kosmologiske standardmodel Lambda-CDM , består den samlede masseenergi af det observerbare univers af 4,9% af almindeligt ( baryon )stof, 26,8% af mørkt stof og 68,3 % af mørk energi [1] [2] . Universet er således 95,1 % sammensat af mørkt stof og mørk energi [3] .

Historie

Begrebet mørkt stof er historisk forbundet med problemet med skjult masse , når den observerede bevægelse af himmellegemer afviger fra himmelmekanikkens love ; som regel blev dette fænomen forklaret ved eksistensen af en ukendt materiel krop (eller flere legemer). Sådan blev planeten Neptun og stjernen Sirius B [4] opdaget .

Selve udtrykket "mørkt stof" ( fr. matière obscure ) blev sandsynligvis første gang brugt i 1906 af den franske fysiker og matematiker Henri Poincare , der udviklede Lord Kelvins ideer om estimering af massen af stjernerne i Galaxy baseret på fordelingen af deres hastigheder: "Mange af vores stjerner, måske, selv deres store flertal kan være mørke kroppe ( engelsk dark bodies )", men drager en anden konklusion: "Der er intet mørkt stof, eller i det mindste ikke så meget som synligt ” [5] [6] . En lignende konklusion blev nået i 1915 af den estiske astronom Ernst Epik [6] [7] og derefter, i 1922, af hollænderen Jacobus Kaptein , som tilsyneladende var den første til at bruge udtrykket "mørk stof" ( eng. mørkt stof ) nemlig i betydningen uobserverbart stof, hvis eksistens kun kan bedømmes ud fra dets gravitationspåvirkning [6] [7] [8] :

Således kan vi estimere massen af mørkt stof i universet. Hvis vi betragter dens tilstand i øjeblikket, kan andelen af denne masse tilsyneladende ikke være fremherskende.

Originaltekst (engelsk)[ Visskjule] Vi har derfor midlerne til at estimere massen af det mørke stof i universet. Som forholdene er i øjeblikket, ser det umiddelbart ud til, at denne masse ikke kan være overdreven. [9]

Samme år kom den britiske astronom James Jeans , som også studerede stjerners bevægelse i vores galakse [6] [8] , til en anden konklusion: for hver synlig stjerne er der 2 "mørke". Yderligere offentliggjorde Kapteyns elev Jan Oort i 1932 [10] sit mere nøjagtige skøn over tætheden af mørkt stof i vores galakse, specifikt i nærheden af solsystemet, baseret på en analyse af stjernernes lodrette svingninger i forhold til planet. af Mælkevejen [8] . Han beregnede, at den samlede tæthed af stof kun overstiger densiteten af almindeligt synligt stof to gange (den såkaldte Oort-grænse), det vil sige, at tætheden af mørkt stof er omtrent lig med tætheden af synlige stjerner [7] og er 0,05 M ⊙ / pc 3 [6] . I denne periode troede man således, at mørkt stof bogstaveligt talt er mørkt stof, der simpelthen ikke udsender nok lys [5] [6] .

Et seriøst studie af mørkt stof, herunder på ekstragalaktiske skalaer, begyndte faktisk med Fritz Zwickys arbejde , som i 1933 opdagede [11] en usædvanlig stor spredning i de radiale hastigheder af otte galakser i Comahoben (stjernebilledet Coma Berenices ) - omkring 1000 km/s - og ved at anvende virialsætningen konkluderede han, at for stabiliteten af hoben skal dens samlede masse være 400 gange større end massen af dens konstituerende stjerner [5] [8] [12] [13] [ 14] :

Hvis dette bekræftes, så kommer vi til en slående konklusion - at mængden af mørkt stof er meget større end det lysende.

Originaltekst (tysk)[ Visskjule] Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. [elleve]

I en anden artikel i 1937 [15] , hvor den schweizisk-amerikanske astrofysiker forfinede sine beregninger, er der en omtale af "mørkt stof indeholdt i tåger i form af kolde stjerner, andre faste stoffer og gasser", det vil sige, at han også stadig overvejede det er en slags almindeligt stof. Derudover brugte Fritz Zwicky en fejlagtig (ca. 8 gange større) værdi af Hubble-konstanten i sine beregninger og opnåede et tilsvarende overvurderet masse/lysstyrke-forhold og som følge heraf en overvurderet mængde mørkt stof. På trods af alle disse nuancer blev hans grundlæggende konklusion om dets overvældende bidrag til massen af store astronomiske objekter et grundlæggende skridt i historien om begrebet mørkt stof [5] [13] . Omtrent på samme tid, i 1936, opnåede den amerikanske astronom Sinclair Smith [16] et lignende resultat for en anden galaksehob, Jomfruen : den gennemsnitlige masse af en galakse inkluderet i den var ifølge hans beregninger 2⋅10 11 M. ʘ , hvilket er 2 størrelsesordener højere end estimatet lavet noget tidligere [17] af E. Hubble . Men ligesom Zwicky, hvis arbejde han i øvrigt også citerede, forklarede Smith dette paradoks ved tilstedeværelsen i hoben af en stor mængde intergalaktisk stof, enten ensartet fordelt i hoben eller danner gigantiske svage skyer omkring galakser [8] [13] [18] . I mellemtiden var det astronomiske samfund på det tidspunkt temmelig skeptisk over for hypotesen om mørkt stof, selvom det anerkendte eksistensen af problemet med manglende masse [13] [19] [20] .

Snart opstod et andet problem med massefordelingen og masse/lysstyrkeforholdet for spiralgalakser opnået fra deres rotationskurver [21] [22] . Så i 1939 offentliggjorde amerikaneren Horace Babcock i sin afhandling en detaljeret rotationskurve for Andromeda -galaksen - stjernernes rotationshastighed omkring dens centrum faldt ikke, som himmelmekanikken forudsagde, omvendt proportional med (hvor er afstanden til midten), men forblev næsten konstant (se fig. billede). Babcock konkluderede, at dette antydede tilstedeværelsen af en betydelig masse af usynligt stof i de ydre områder af galaksen M 31, men kunne også forklares ved stærk absorption af støvpartikler [18] [21] [22] . Et år senere opnåede Jan Oort, efter at have analyseret rotationskurven for galaksen NGC 3115 , også et unormalt højt masse/lysstyrkeforhold for de ydre områder (~ 250), og dette svarede ikke til det teoretiske billede, som antog, at hele massen af galaksen var indeholdt i dens stjerner [18] [22] . Både Babcock og Oort bemærkede vigtigheden af at studere rotationskurverne for de ydre områder af galakser, men deres resultater tiltrak sig ikke opmærksomhed på det tidspunkt, såvel som resultaterne af Zwicky og Smith, som i det mindste delvist sandsynligvis skyldtes til begyndelsen i 1939 Anden Verdenskrig [18] . ${\sqrt {R}}$ $R$

Men på den anden side bidrog krigen også til den hurtige fremgang af radioastronomiens observationsmidler - de gjorde det muligt at registrere en 21 cm emissionslinje af atomær brint, hvilket bestemte dens tilstedeværelse i interstellare skyer og bevægelseshastigheden [21] . Jan Oort spillede igen en stor rolle heri; hans elev Henrik van de Hulst i 1957 var den første til at opnå [23] ved denne metode rotationskurven for galaksen M M / L ~ 2 for det centrale område af skiven, offentliggjort [24] kort før, og det viste sig, at i modsætning til det indre synlige område, hvor massefordelingen omtrent faldt sammen med det lysende stof, var der meget mere stof i den ydre glorie, usynlig, men med en gravitationseffekt [25] . Radioobservationerne af galaksen M 31 udført på det tidspunkt afslørede også, at den nærmede sig vores egen, og da denne tilgang var forårsaget af kræfter af gensidig tiltrækning, var det muligt at kvantificere deres samlede masse, hvilket blev udført i 1959 [26 ] af den tysk-britiske astrofysiker Franz Kahn og en anden berømt hollandsk elev af Jan Oort Lodewijk Wolter . De opnåede en værdi på ~1,5⋅10 12 M ⊙ , 6 gange større end summen af de individuelle værdier, som derefter blev betragtet som Mælkevejens masser (~ 4⋅10 11 M ⊙ ) og M 31 (~ 1⋅ 10 11 M ⊙ ), og konkluderede, at dette manglende stof eksisterer som en halo af varm (~ 10 5 K) gas, der omgiver galakser [18] [20] [25] .

Problemet med masserne af galaksehobe var på det tidspunkt blevet genstand for så aktive diskussioner, at konferencen "On the instability of galactic systems" [27] blev viet til diskussionen inden for rammerne af symposiet "On the problems of extragalactic". forskning" i Santa Barbara i august 1961, organiseret af International Astronomical Union . Mange forklaringer på uoverensstemmelsen mellem masser afledt af virialsætningen og beregnet ud fra observerede rotationskurver har antaget eksistensen af "usynligt intergalaktisk stof, der udgør 90-99% af masserne af klynger" [19] [20] [28] .

Et stort bidrag til accepten af hypotesen om mørkt stof blev givet i slutningen af 1960'erne og begyndelsen af 1970'erne af astronomerne Vera Rubin fra Carnegie Institution og Kent Ford — de var de første til at opnå nøjagtige og pålidelige spektrografiske data om stjerners rotationshastighed i galaksen M 31 [29] . Rotationskurven forblev flad i en afstand på op til 24 kpc fra centrum, hvilket stemte overens med tidligere offentliggjorte [30] målinger i radioområdet [5] [22] [25] . Samtidig, i 1970, kom australieren Ken Freeman i sit berømte værk [31] , der analyserede data om galakserne M 33 og NGC 300 , til den konklusion, at

Hvis [dataene] er korrekte, så skal disse galakser indeholde stof, der ikke er registreret hverken ved optiske eller radiofrekvenser. Dens masse skal mindst være den samme som en konventionelt registreret galakse, og dens fordeling kan være meget forskellig fra den eksponentielle fordeling, der er karakteristisk for en optisk observerbar galakse.

Originaltekst (engelsk)[ Visskjule] hvis [dataene] er korrekte, så må der være yderligere stof i disse galakser, som er uopdaget, enten optisk eller ved 21 cm. Dens masse skal være mindst lige så stor som massen af den detekterede galakse, og dens fordeling skal være helt anderledes end den eksponentielle fordeling, der gælder for den optiske galakse. [31]

Så i 1970'erne blev argumenter til fordel for massive glorier eller "kroner" af galakser langt fra deres centre fremsat af andre kendte videnskabsmænd: Jaan Einasto [32] samt Jeremy Ostryker og Jim Peebles [33] , som analyseret den akkumulerede mængde data, udover rotationskurver, om bevægelsen af dværggalakser, par og klynger af galakser [34] [35] [36] . Således begyndte artiklen af Oetryker og Peebles med ordene

Der er grunde, flere og flere og mere pålidelige, til at tro, at estimaterne af masserne af almindelige galakser frem til i dag kan undervurderes med mindst 10 gange.

Originaltekst (engelsk)[ Visskjule] Der er grunde, stigende i antal og kvalitet, til at tro, at masserne af almindelige galakser kan være blevet undervurderet med en faktor på 10 eller mere. [33]

Et vigtigt øjeblik var Albert Bosmas arbejde fra University of Groningen : i 1978 præsenterede han i sin ph.d.-afhandling [37] blide rotationskurver allerede for 25 galakser [38] . I denne periode blev der ud over observationelle, teoretiske argumenter til fordel for eksistensen af mørkt stof formuleret, baseret på kosmologiske overvejelser og resultaterne af numeriske simuleringer [39] . Den samme Ostriker og Peebles, der stolede på Zwickys arbejde, viste [40] at uden tilføjelsen af massive sfæriske haloer ville galakser være ustabile [14] [38] . Stemningen i det astronomiske samfund i slutningen af årtiet blev afspejlet i en anmeldelse af de amerikanske astrofysikere Sandra Faber og John Gallagher [41] , hvor [38]

Den konkluderer, at argumentet for en usynlig masse i universet er meget overbevisende og bliver stærkere.

Originaltekst (engelsk)[ Visskjule] Det konkluderes, at sagen for den usynlige masse i universet er meget stærk og bliver stærkere. [41]

Nye værker af Vera Rubin [42] blev også udgivet .

Undersøgelser af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling , især identifikation af en høj grad af dens isotropi, gav skub til udviklingen af kosmologi. Således udtrykte Jim Peebles i 1982 ideen [43] om, at modsætningen mellem fraværet af betydelige fluktuationer i tætheden af baryonisk stof i rekombinationsøjeblikket og universets moderne storskalastruktur , som ikke ville have haft tid. at udvikle sig i den tid, der er gået siden det øjeblik, kan elimineres ved antagelsen af et stort antal ikke-baryonisk stof - væksten af dets fluktuationer ville bidrage til dannelsen af de observerede inhomogeniteter i fordelingen af masser uden at blive indprentet på nogen måde i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling. Og inflationshypotesen formuleret i 1980'erne , som forklarede isotropien af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, antog også, at universet er fladt, og at som et resultat er tætheden af dets stof nøjagtigt lig med den kritiske . Da estimater af tætheden af almindeligt baryonisk stof kun gav en ubetydelig brøkdel af denne værdi, betød dette igen behovet for eksistensen af mørkt stof [39] [44] .

I 1980'erne, da hypotesen om mørkt stof allerede var etableret som almindeligt accepteret, fokuserede dens forskning på, hvad det præcist er [5] , hvad er dets egenskaber og dets rolle i universets udvikling [45] [46] . Dette blev udført ved hjælp af numerisk simulering , som blev aktivt udviklet dengang takket være fremskridtene inden for computerteknologi , hvis resultater blev sammenlignet med observationsdata [45] . En vigtig rolle, for eksempel, blev spillet af gennemgangen af rødforskydninger CfA1 [45] [47] og derefter dens anden fase CfA2 [48] [49] . Og fra det næste årti skiftede interessen til at modellere fordelingen af mørkt stof i galaktiske glorier [45] . I begyndelsen af det 21. århundrede blev det muligt at bruge mere nøjagtige og komplette himmelundersøgelser: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] og den efterfølgende 6dFGS [53] ; den mest detaljerede til dato er SDSS [51] [54] . Numerisk modellering af kosmologisk evolution, især mørkt stofs rolle i denne proces, er også blevet mere nøjagtig og storstilet: sådanne projekter som Millennium [55] [56] , Bolshoi Simulation [57] [58] og Illustris [59] .

Bevis for eksistens

Observant

Rotationskurver for galakser, der viser fraværet af et fald i rotationshastigheden i periferien af stjerneskiver. Den enkleste forklaring på denne effekt er tilstedeværelsen af massive usynlige glorier i galakser, som yder et stort bidrag til deres masser [62] [63] .
Dynamik og morfologi af satellitgalakser og kuglehobe nær massive galakser [64] . Små satellitgalakser bevæger sig rundt om store og adlyder de samme love som stjerner i periferien af almindelige galakser, og er således testlegemer af samme slags, men i større skala, hvilket gør det muligt at drage konklusioner om fordelingen af gravitationspotentialet af sådanne massive galakser [36] . Dataanalyse for vores og andre galakser bekræftede, at den samlede masse af hver galakse er flere gange større end dens stjerners samlede masse [64] .
Dynamik af galaksesystemer fra binære galakser til galaksehobe . En analyse af deres medlemmers radiale hastigheder giver en karakteristisk spredning i galaksernes hastigheder, som gør det muligt at estimere de samlede masser af disse systemer [kommentar 1] [64] . Således blev det afsløret, at mørkt stof er til stede på alle niveauer af det galaktiske hierarki, og dets andel vokser med stigende skala: i binære systemer overstiger det bidraget fra synligt stof flere gange, og i klynger af galakser (bestående af hundreder og tusindvis af genstande) - titusinder eller hundredvis af gange [65] .

Røntgenstråling fra varm gas i gigantiske elliptiske galakser og deres hobe, optaget af sådanne kredsende observatorier som " Einstein " [65] , " ROSAT ", " XMM-Newton " og " Chandra " [70] . Ved hjælp af røntgenteleskoper bestemmes fordelingen af overfladelysstyrke (i røntgenområdet) og temperatur af sådanne objekter i en todimensionel projektion, baseret på disse egenskaber konstrueres den radiale fordeling af gasdensitet og temperatur, som gør det muligt at opnå masseprofilen for en galakse eller hob baseret på betingelsen om hydrostatisk ligevægt [70 ] [71] [72] . Dette er en vigtig fordel ved denne metode, da andre kun giver værdien af objektets samlede masse [70] . Massen af stjerner og gas alene er ifølge beregninger utilstrækkelig til at indeholde varm gas, der kommer ind i galakser og ophobninger, hvis mørkt stof ikke tages i betragtning [65] . Sådan varm gas udgør kun omkring 15 % af den samlede masse af klynger, lysende synligt stof er endnu mindre, kun 5 %, og de resterende 80 % er mørkt stof [72] . I dette tilfælde gentager den radiale fordeling af gas (afhængig af afstanden til objektets centrum) omtrent den hypotetiske fordeling af mørkt stof - Navarro-Frank-White profilen [71] [72] .
Gravitationslinser er afbøjningen af lys fra fjerne objekter af gravitationsfeltet af massive klynger på dens vej, som et resultat af hvilket billeder af fjernere galakser projiceret på en observeret klynge viser sig at være forvrænget (svag gravitationslinser) eller endda opdelt i flere "kopier" (stærk gravitationslinser) [ kommentar 2] [68] . Baseret på arten af disse forvrængninger bliver det muligt at rekonstruere fordelingen og størrelsen af massen inde i klyngen, inklusive den skjulte [68] [73] [74] .

Sådanne beregninger er blevet foretaget for mere end ti klynger, og forholdet mellem usynligt/synligt stof er generelt i overensstemmelse med andre metoder til måling af massen af mørkt stof af disse klynger [68] [73] [75] .

Effekten af svag gravitationslinser fremhæves ved statistisk analyse af mange billeder fra jord- og rumteleskoper. I mangel af en tæt massekoncentration må orienteringen af fjerne baggrundsgalakser være kaotisk. Hvis en sådan masse er til stede, fører dette til en ændring i den tilsyneladende forlængelse af galakser og til udseendet af en vis orden i deres orienteringer [67] [77] . Da forvrængninger er i størrelsesordenen adskillige procent af amplituden, kræver denne metode høj behandlingsnøjagtighed, minimering af systemfejl og store interesseområder under undersøgelse. Derfor er overensstemmelsen mellem resultaterne og andre metoder et vigtigt bevis til fordel for eksistensen af mørkt stof [78] .

Fordelingen af masser i kolliderende galaksehobe, hvor mørkt og baryonisk stof er tydeligt adskilt, hvilket afsløres ved observationer i forskellige frekvensområder. Det mest berømte eksempel på den komplekse anvendelse af metoder til påvisning af mørkt stof er studiet af Bullet- galaksehoben , observeret på tidspunktet for en direkte kollision af to galaksehobe. Hvis mørkt stof ikke eksisterede, ville placeringen af klyngens hovedmasse (som kan bestemmes ved hjælp af svag gravitationslinser) svare til fordelingen af plasma (observeret i røntgenområdet), der udgør hovedparten af baryonen. stof. Imidlertid observeres et andet billede: fordelingen af hovedmassen falder sammen med de optiske billeder af galakser. Dette indikerer direkte tilstedeværelsen af mørkt stof; offentliggjorte artikler om studiet af Bullet Cluster indeholdt i titlerne ordene "Direkte empiriske beviser for eksistensen af mørkt stof" [79] [80] [81] [82] [83] .

Et andet eksempel på et sådant usædvanligt objekt er CL0024+17 -hoben , som har en tæthedstoppe i et ringformet yderområde, der ikke falder sammen med placeringen af varm gas, såvel som stjerner. Teoretisk modellering har vist, at dette er resultatet af samme proces som i Bullet Cluster, dog observeres CL0024+17 ikke fra siden, men langs kollisionslinjen og på et meget senere tidspunkt. Et sådant billede kan ikke forklares inden for rammerne af alternative teorier [84] .

Mange andre klynger af denne art er også blevet identificeret, for hvilke massefordelingen blev opnået ved at analysere billeder i forskellige områder, inklusive den skjulte: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] og andre.

Teoretisk

Modellering af galaksers stabilitet [88] .
Analyse af inhomogeniteten af baggrundsstrålingen . Galakser dannes og vokser på grund af gravitationel ustabilitet fra indledende tæthedsforstyrrelser i det tidlige univers [88] [89] . 400.000 år efter Big Bang var disse tæthedsudsving stadig meget små (~10 −5 i forhold til selve tætheden). Og hvis der kun var almindeligt baryonisk stof i universet i det øjeblik, så ville disse inhomogeniteter simpelthen ikke have haft tid til at stige i en sådan grad, at de ville skabe den observerede mangfoldighed af strukturer - for dette ville fluktuationer i epoken med primær rekombination skal være i størrelsesordenen 10 −3 . Løsningen på dette paradoks er antagelsen om, at der er en betydelig mængde ikke-baryonisk skjult masse i universet. CMB-fotoner interagerer kun med baryonisk stof, og derfor bærer temperaturanisotropien af baggrundsstrålingen kun information om fluktuationer i densiteten af almindeligt stof. Det ikke-baryoniske stof på tidspunktet for rekombination kunne allerede være overfyldt meget stærkere og dermed danne grundlaget for væksten af fremtidige galakser og deres hobe [89] [90] [91] .
Modellering af dannelsen af galakser baseret på den generelt accepterede teori om universets sammensætning, især med en vis andel af mørkt stof. Hvis det er sat som startbetingelsen, er den resulterende fordeling og egenskaber af galakser (f.eks. form) identiske med de observerede [14] [56] .
Et skøn over universets kritiske tæthed . Det er vist, at den samlede massetæthed af stof i Universet er cirka 20-30 % af værdien af den kritiske tæthed, mens baryonisk stof i Universet kun er cirka 4,5 %. Derfor er det, der fuldender tætheden af baryoner, den ikke-baryoniske skjulte masse, som burde være omkring 5 gange mere end almindeligt stof [92] .

Egenskaber af mørkt stof

Temperatur

I de fleste teorier om generering af mørkt stof antages det, at mørke stofpartikler i de tidlige stadier af universets udvikling var i kinetisk ligevægt med almindeligt stof - baryoner , elektroner og fotoner , som på det tidspunkt udgjorde et enkelt medium. På et bestemt tidspunkt, ved en bestemt temperatur, T d , gik de ud af balance og har siden da spredt sig frit [kommentar 3] . Afhængig af forholdet mellem denne temperatur og massen af mørkt stofpartikler opdeles den i "varm", "kold" og "varm" [93] .

Varmt mørkt stof

Hvis i det øjeblik, hvor ligevægten med baryonisk stof blev brudt, oversteg massen af mørkt stofpartikler ikke den tilsvarende temperatur af mediet, [kommentar 4] , det vil sige, de var relativistiske, desuden var denne masse mindre end 1 eV , sådan mørkt stof kaldes varmt. Fra varmt mørkt stof , for hvilket også , men , det adskiller sig ved, at varmt mørkt stof forblev relativistisk selv på tidspunktet for overgangen fra det strålingsdominerede til det støvlignende stadium af universets udvikling , som fandt sted ved en temperatur på . Dette er vigtigt, da væksten af tæthedsforstyrrelser sker på disse stadier på en anden måde og i det væsentlige afhænger af, om det mørke stof på det støvede stadie er relativistisk [93] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$ $M_{X}\geq 1{\text{ eV))$ $T_{eq}=1{\text{ eV))$

I universet var der oprindeligt små-amplitude-inhomogeniteter i tætheden af mørkt stof, og der var en periode, hvor mørkt stof-partikler var relativistiske og forplantede sig frit (dette skete i temperaturområdet ). De bevægede sig næsten med lysets hastighed og forlod hurtigt regionerne med øget tæthed og fyldte regionerne med reduceret tæthed (inden for den nuværende kosmologiske horisont). Som et resultat af denne gratis streaming- proces blev mørkt stof-tætheds-inhomogeniteter mindre end den nuværende horisont udvasket. Da fri blanding ophørte ved , bestemmer størrelsen af horisonten i dette øjeblik, strakt med en faktor, den maksimale moderne størrelse af regioner, hvor tæthedsforstyrrelser er undertrykt [94] . For varmt mørkt stof ( ) er denne værdi anslået til omkring 100 Mpc [95] . ${\displaystyle M_{X}\leq T\leq T_{d))$ $T\sim M_{X}$ ${\displaystyle (1+z)\ca. {\frac {T}{T_{0)))))$ $M_{X}\sim 1{\text{eV))$

I modeller med varmt mørkt stof dannes først de største strukturer - superklynger , som derefter bryder op i mindre klynger . Galakser er de sidste, der dannes, og denne proces burde være startet for ikke så længe siden. En sådan sekvens af dannelse af strukturer modsiger observationer, så varmt mørkt stof kan kun være en lille del af alt mørkt stof [95] [96] .

Denne type mørkt stof kunne primært omfatte almindelige neutrinoer fra standardmodellen - dette er den eneste eksperimentelt bekræftede partikel af denne type [97] [96] .

Koldt mørkt stof

Hvis mørkt stof partikler har splittet sig fra almindeligt stof, der allerede er ikke-relativistisk, det vil sige , at sådant mørkt stof kaldes "koldt". Det er den mest foretrukne mulighed ud fra kosmologiske overvejelser [93] : sådanne partikler bevæger sig langsomt, karakteriseret ved en lille værdi af den såkaldte frie blandingslængde [kommentar 5] , derfor, i de indledende stadier af universets udvidelse, tæthed udsving på små skalaer undertrykkes ikke, dannelsen af en storstilet struktur af universet begynder ret tidligt og sker nedefra og op [51] [56] [98] . Den maksimale moderne størrelse af området, hvor tæthedsforstyrrelser er undertrykt, 0,1 Mpc (størrelsen af en dværggalakse ), giver en nedre grænse for massen af mørkt stof partikler på 1 keV - samme rækkefølge opnås ud fra andre overvejelser baseret på estimater af fasetætheden af mørkt stofpartikler i dværggalakser [95] . Resultaterne af modellering af universets udvikling med sådanne parametre (inden for rammerne af ΛCDM-modellen ) svarer nøjagtigt til det observerede mønster af klynger , galaktiske filamenter og hulrum mellem dem [56] [98] . $M_{X}\gg T_{d}$

Klassen af hypotetiske kandidatpartikler til rollen som partikler af koldt (det vil sige mere massivt end 1-100 keV ) mørkt stof kaldes WIMP (fra engelsk. WIMP, svagt interagerende massiv partikel - svagt interagerende massiv partikel) [92] [99] . Nu er dette udtryk imidlertid brugt i en snævrere betydning end oprindeligt, og refererer kun til partikler, der burde være udsat for svag interaktion [100] [101] .

Inden for rammerne af modellen med koldt mørkt stof opstår der imidlertid vanskeligheder med at beskrive de indre, centrale områder af haloen, blandt hvilke de mest alvorlige er [102] [103] [104]

spidsproblemet er en modsætning mellem resultaterne af numerisk simulering af tæthedsfordelingen og eksperimentelle data. Numerisk modellering af fordelingen af koldt mørkt stof indikerer, at det danner en spids eller singularitet i centrum af galaksen, mens direkte astronomiske observationer viser det modsatte billede.

problemet med mangel på dværggalakser (også kendt som "problemet med de forsvundne dværgsatellitgalakser"). Dens essens er, at antallet af dværggalakser (i forhold til antallet af almindelige galakser) er en størrelsesorden mindre end det antal, der burde være, ifølge simuleringen baseret på den hierarkiske fordeling af mørke stofstrukturer.

Varmt mørkt stof

Varmt mørkt stof, såvel som varmt , var relativistisk på tidspunktet for udgangen fra ligevægt med baryonisk stof, det vil sige, at betingelsen var opfyldt . Imidlertid var massen af dens partikler, M X , mere end 1 eV , og på tidspunktet for overgangen fra det strålingsdominerede til det støvlignende stadie af universets udvidelse var de allerede holdt op med at være relativistiske. Da væksten af tæthedsforstyrrelser sker på disse stadier på væsentligt forskellige måder og stærkt afhænger af, om det mørke stof på det støvede stadie (hvortil overgangen skete netop ved temperaturer af størrelsesordenen 1 eV ) er relativistisk, er denne forskel fundamental [ 93] . Tæthedsudsving for varmt mørkt stof undertrykkes kun på meget små skalaer, på niveau med dværggalakser og derunder [98] . ${\displaystyle M_{X}\leq T_{d))$

Tæthedsfordeling

Navarro-Frank-White-profilen [105] bruges oftest til analytisk at beskrive formen af den mørke stof-halo :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}}({\frac {r}{R_{s}}}\left(1~+~{\frac {r}{R_{ s}}}\right)^{2}}},

hvor ρ 0 er en parameter bestemt af massefylden af stof i universet i tidspunktet for halodannelse, Rs er den karakteristiske radius for haloen. Denne tilnærmelse er dog meget unøjagtig i de centrale områder af galakser, hvor baryonisk stof dominerer [45] . Som et mere præcist alternativ blev Burkert-profilen [106] foreslået :

\rho (r)={\frac {\rho _{0}r_{0}^{3}}{(r+r_{0})(r^{2}+r_{0}^{ 2})}},

hvor ρ 0 er tætheden i det centrale område, r 0 er dens radius. En analytisk form baseret på numerisk modellering er også blevet foreslået som Moore-profilen [107] :

\rho (r)={\frac {\rho _{i}}{\left({\frac {r}{R_{s}}}\right)^{1,5}\left(1 ~+~{\frac {r}{R_{s}}}\right)^{1,5}}},

hvilket dog tyder på en endnu kraftigere stigning i den centrale region end Navarro-Frank-White-profilen. Endelig blev ideen fremsat om at bruge Einasto-profilen [108] :

\rho (r)=\rho _{e}\exp \left(-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e))}\right)^{\ frac {1}{n}}-1~\right)\right),

Kandidater til mørkt stof

Baryon mørkt stof

Med udviklingen af astrofysikken og godkendelsen af hypotesen om mørkt stof, for en række specialister, var den mest naturlige antagelse, at mørkt stof består af almindeligt, baryonisk stof, som af en eller anden grund svagt interagerer elektromagnetisk og derfor ikke kan detekteres, når man studerer for eksempel emissionslinjer og absorption. Kandidater til rollen som sådanne objekter kunne være planeter, brune dværge , røde dværge , hvide dværge , neutronstjerner og sorte huller . Astrofysiker Kim Griest foreslog udtrykket MACHO (massivt astrofysisk kompakt haloobjekt ) til deres betegnelse [109] . Dette akronym , der antyder spansk. macho - " macho , dork", er en kontrast til udtrykket WIMP , tidligere foreslået af Michael Turner ( eng. Michael S. Turner ), for hypotetiske ikke-baryonisk svagt interagerende massive elementarpartikler ( eng. wimp - "bore, weakling" ) [110] , se nedenfor.

Men tilsyneladende er andelen af baryonisk stof i sammensætningen af mørkt stof lille. For det første førte eksperimenter på søgningen efter MACHO-objekter i glorie af vores galakse ved at detektere begivenheder med gravitationel mikrolinsning af stjernelys til den konklusion, at fraktionen af sådanne kompakte objekter, i det mindste med masser i området fra 10 −7 til 10 2 solmasser , er ikke mere end 8 % [109] [111] . På den anden side svarer ingen af de kendte typer af kandidater til rollen som mørkt stofkomponenter til observationsdataene om dens mængde [112] . Derudover følger det af kosmologiske betragtninger, at forholdet mellem de primære koncentrationer af lette grundstoffer, især fraktionen af deuterium (observeret i de ældste astronomiske objekter), indikerer et ret lille bidrag af baryoner til universets samlede tæthed - kun 4,5 % af den kritiske densitetsværdi, så hvordan estimater af massen af hele stoffet opnået ved uafhængige metoder giver 20-30 % af denne værdi [111] [92] [112] .

Primordiale sorte huller

En af kandidaterne til rollen som MACHO-objekter er primordiale sorte huller dannet på tidspunktet for den indledende udvidelse af universet umiddelbart efter Big Bang [113] . Undersøgelser baseret på optælling af hændelser af gravitationel mikrolinsning af lys fra fjerne supernovaer giver betydelige begrænsninger på den mulige fraktion af sorte huller med en masse på mere end 0,01 solmasser i sammensætningen af mørkt stof - ikke mere end 23% [114] [115] . Der er dog stadig ikke udelukkede værdier af de masser, som oprindelige sorte huller kan have, især sådanne objekter med masser større end 10 3 solmasser kan spille en vigtig rolle i kosmologiske processer, selv udgøre en meget lille del af mørkt stof [116] .

Maximons

Derudover er det blevet foreslået, at rollen som mørkt stofpartikler kunne spilles af hypotetiske Planck sorte huller ( maximoner ), som er slutproduktet af udviklingen af almindelige sorte huller, stabile og ikke længere udsat for Hawking-stråling . Disse objekter er karakteriseret ved et ekstremt lille interaktionstværsnit , omkring 10-66 cm 2 , hvilket er 20 størrelsesordener mindre end neutrino-interaktionstværsnittet. Ifølge denne teori fører det lille af interaktionstværsnittet af neutrale maksimoner til stoffet til, at en væsentlig (eller endda hovedparten af stoffet i universet på nuværende tidspunkt kunne bestå af maksimoner uden at føre til en modsigelse med) observationer [117] .

Ikke-baryonisk mørkt stof

Neutrinoer

Neutrinoer , der ikke deltager i stærke og elektromagnetiske interaktioner, blev naturligvis historisk set de første kandidater til rollen som mørkt stofpartikler. I modsætning til andre kandidater eksisterer de og er beskrevet inden for rammerne af Standardmodellen [118] . Den tilsvarende hypotese blev foreslået og undersøgt i begyndelsen af 1980'erne [119] . Men numeriske simuleringer har vist, at neutrinoer, da de er meget lette, ville have haft meget høje hastigheder i det tidlige univers, det vil sige, at de ville have været varmt mørkt stof , og dannelsen af strukturen ville være sket fra top til bunden (fra en større skala til en lille), og som følge heraf ville den afvige fra, hvad der er observeret nu. Det blev således vist, at almindelige neutrinoer fra Standardmodellen ikke kan være mørkt stof partikler [96] [45] .

Herefter opstod naturligt den antagelse, at partiklerne af mørkt stof er tunge neutrinoer - en slags tidligere uopdaget sort [89] . Hvis de dominerede i det tidlige univers, ville udsving i et sådant medium begynde at vokse meget tidligere end i et baryonisk, og universets storstilede struktur ville have haft tid til at dannes [81] . Ifølge en hypotese offentliggjort i begyndelsen af 1990'erne kunne mørkt stof bestå af de såkaldte sterile neutrinoer , som ikke deltager selv i svag interaktion og kun kan dannes ud fra almindelige neutrinoer gennem svingninger . Teoretiske modeller giver en bred vifte af masser og følgelig temperaturer, som sådanne neutrinoer kan have, det vil sige, at de kan udgøre både varmt ( ) og koldt ( ) mørkt stof [96] . $m\sim {\text{keV}}$ $m\gg {\text{keV}}$

Axions

Aksioner er hypotetiske neutrale pseudoskalære partikler, der oprindeligt blev introduceret for at løse problemet med fraværet af stærk CP-overtrædelse i kvantekromodynamikken [120] [121] [122] . Det menes, at aksioner tilhører koldt mørkt stof [120] [45] , men de skal være meget lette: astrofysiske data og laboratoriedata giver grænser for massen af en aksion på højst 10 −3 eV , og kosmologiske overvejelser - ikke mindre end 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .

Der blev også fremsat en hypotese om fuzzy mørkt stof, repræsenteret af et superflydende Bose-kondensat , således at dets egenskaber ligner aksioner, som dog har en meget mindre masse - omkring 10 −22 eV [126] .

Supersymmetriske partikler

Hypotetiske partikler beskrevet inden for rammerne af supersymmetriske teorier deltager ikke i elektromagnetiske og stærke vekselvirkninger, og hvis de er stabile, kan de blive fordelt i universet og spille en vigtig rolle i dets udvikling, det vil sige, at de kan være partikler af mørkt stof . Oprindeligt blev kun gravitino foreslået til denne rolle , dog med fremkomsten af den minimale supersymmetriske standardmodel , hypotesen om, at en sådan partikel er en neutralino , en blandet tilstand af superpartnere af en foton , en Z-boson , og en Higgs-boson , er blevet mere populær - den burde virkelig være stabil på grund af R-paritetsbevarelse [127] . Det menes, at neutralinoer er ude af termodynamisk ligevægt med almindeligt stof, idet de har en temperatur lavere end deres masse, det vil sige, at de tilhører koldt mørkt stof [45] . Sådanne partikler skal ligesom enhver anden hypotetisk svagt interagerende massive neutrale elementarpartikler (WIMP'er, WIMP'er ), uanset deres natur, have et annihilationstværsnit tæt på det svage interaktionstværsnit (~10 -36 cm2 ) og have en masse på mindst flere nukleonmasser for at give de egenskaber, der observeres i koldt mørkt stof [110] .

Eksotiske hypoteser

Kosmioner blev introduceret i fysikken for at løse problemet med solneutrinoer, som består i en væsentlig forskel mellem neutrinofluxen, der er detekteret på Jorden, og værdien forudsagt af Solens standardmodel. Dette problem er dog blevet løst inden for rammerne af teorien om neutrinoscillationer og Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten , således at kosmioner tilsyneladende er udelukket fra kandidaterne til rollen som mørkt stof.
Topologiske defekter i rum-tid, der opstod ved spontan symmetribrud i det tidlige univers: monopoler, kosmiske strenge [124] .
Quark "klumper" er makroskopiske (i størrelsesordenen centimeter) koncentrationer af kvarkstof , svarende i tæthed til nukleart stof [124] .

Eksperimentelle data

Mørkt stof i det nære univers

Det er kendt, at mørkt stof interagerer med "lysende" ( baryon ) stof, i det mindste på en gravitationel måde, og er et medium med en gennemsnitlig kosmologisk tæthed , som er flere gange højere end tætheden af baryoner. Sidstnævnte er fanget i gravitationsbrøndene i koncentrationer af mørkt stof. Derfor, selvom mørkt stof partikler ikke interagerer med lys , udsendes lys fra hvor der er mørkt stof. Denne bemærkelsesværdige egenskab ved gravitationel ustabilitet gjorde det muligt at studere mængden, tilstanden og fordelingen af mørkt stof fra observationsdata fra radioområdet til røntgenstråler [128] .

Udgivet i 2012 fandt en undersøgelse af bevægelserne af mere end 400 stjerner placeret op til 13.000 lysår fra Solen ingen tegn på mørkt stof i et stort rumfang omkring Solen. Ifølge teoriernes forudsigelser skulle den gennemsnitlige mængde mørkt stof i nærheden af Solen have været omkring 0,5 kg i klodens rumfang. Målinger gav dog en værdi på højst 0,06 kg mørkt stof i dette volumen. Det betyder, at forsøg på at detektere mørkt stof på Jorden, for eksempel i sjældne vekselvirkninger af mørkt stofpartikler med "almindeligt" stof, næppe kan lykkes [129] [130] [131] .

Udgivet i 2013, en undersøgelse af bevægelser af kroppe i solsystemet, baseret på data fra 677.000 positionsobservationer af planeter og rumfartøjer fra 1910 til i dag, gjorde det muligt at opnå en øvre grænse for mængden af muligt mørkt stof i solsystem - den samlede mængde mørkt stof inden for en kugle afgrænset af Saturns kredsløb er ikke mere end 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]

Fysisk påvisning af hypotetiske partikler af mørkt stof

Eksperimentel påvisning af mørkt stof-partikler bør for det første baseres på, at de har en masse, der tyngdemæssigt interagerer med andre masser, og for det andet, at denne masse skal være meget stor. Bortset fra dette ved man dog intet om mørkt stof. Den største vanskelighed i søgningen efter mørkt stof partikler er, at de ikke deltager i elektromagnetisk interaktion , det vil sige, at de er usynlige og har en ikke-baryonisk natur [14] .

Der er to søgemuligheder: direkte og indirekte.

I den direkte eksperimentelle eftersøgning af mørkt stof ved hjælp af jordbaseret udstyr studeres konsekvenserne af disse partiklers interaktion med elektroner eller atomkerner i det følsomme volumen af en nuklear-fysisk detektor med lav baggrund. Når en partikel af mørkt stof, som er en del af den galaktiske halo, spredes af en partikel af almindeligt stof (elektron eller nukleon ), modtager sidstnævnte en vis kinetisk energi og kan registreres ved konventionelle metoder. Problemet ligger i det ekstremt lille tværsnit for vekselvirkningen mellem mørkt stofpartikler og almindelige partikler. En yderligere eksperimentel signatur, der gør det muligt at undertrykke baggrunden, men introducerer en vis modelafhængighed, er baseret på den forventede periodiske ændring i Jordens hastighed (og detektoren sammen med den) i forhold til den mørke stof-halo på grund af orbital. bevægelse omkring Solen, hvilket skulle føre til signalvariationer med en etårig periodicitet og et maksimum i begyndelsen af juni. En variant af den direkte søgning efter lette DM-partikler (især aksioner) består i at detektere deres henfald til fotoner i et magnetfelt i et højkvalitets resonanshulrum (det såkaldte haloskop ).

Sådanne eksperimenter kræver høj nøjagtighed og udelukkelse af interferens fra andre signalkilder, så detektorerne er normalt placeret under jorden [14] .

Indirekte detektionsmetoder er baseret på forsøg på at detektere strømme af sekundære partikler (neutrinoer, fotoner osv.), som opstår for eksempel på grund af udslettelse af sol- eller galaktisk mørkt stof.

Alternative teorier

Alternative teorier om tyngdekraften

Når man forsøgte at forklare de observerede fænomener, på grundlag af hvilke det samlet blev konkluderet, at eksistensen af mørkt stof er nødvendig, uden at involvere dette begreb, blev der først og fremmest udtrykt overvejelser vedrørende gyldigheden af de generelt accepterede love af gravitationsinteraktion på store afstande [81] .

Den mest berømte er Modified Newtonian Dynamics (MOND), en teori foreslået i begyndelsen af 1980'erne af den israelske astrofysiker Mordechai Milgrom , som er en modifikation af tyngdeloven , der giver en stærkere interaktion i nogle områder af rummet, på en sådan måde, at forklare den observerede form af rotationskurver for galakser [14] [134] . I 2004 udviklede den teoretiske fysiker Yaakov Bekenstein , også fra Israel, en relativistisk generalisering af denne hypotese - tensor-vektor-skalære teori om tyngdekraften , som også forklarer de observerede effekter af gravitationslinser [135] . Derudover foreslog den canadiske fysiker John Moffat i 2007 sin teori om modificeret tyngdekraft, også kaldet skalar-tensor-vektor-teorien om tyngdekraften [136] .

Tilhængere af teorier om modificeret tyngdekraft betragter manglen på positive resultater af eksperimenter med direkte påvisning af mørkt stofpartikler som et argument til deres fordel. Vera Rubin , hvis arbejde spillede en vigtig rolle i udviklingen af teorien om mørkt stof [14] , talte også for den modificerede newtonske dynamik : "Hvis jeg skulle vælge, ville jeg gerne opdage, at det er newtonske love, der skal ændres til korrekt at beskrive gravitationsinteraktioner på store afstande. Dette er mere attraktivt end universet fyldt med en ny type subnukleare partikler” [137] .

I mellemtiden, på nuværende tidspunkt, genkender de fleste forskere ikke MOND, da beregninger baseret på den indikerer dens fiasko [14] . Problemet med alternative teorier om tyngdekraft er, at selvom de retfærdiggør individuelle effekter, der er konsekvenser af eksistensen af mørkt stof, tager de stadig ikke højde for dem i det samlede. De forklarer ikke den observerede adfærd af kolliderende galaksehobe og er inkonsistente med kosmologiske argumenter for tilstedeværelsen af store mængder af ikke-baryonisk usynligt stof i det tidlige univers [81] .

Plasma kosmologi

Denne teori blev udviklet i 1960'erne af en svensk fysiker ved navn Hannes Alfven (Nobelprismodtager i 1970 for opdagelser inden for magnetodynamik) ved hjælp af hans erfaring i nær-jordens plasmaforskning (auroras) og Christian Birkelands tidlige arbejde .

Grundlaget for teorien er antagelsen om, at elektriske kræfter er mere betydningsfulde ved store afstande (skalaen af galaksen og galaksehobe) end tyngdekraften. Hvis vi antager, at plasmaet fylder hele universet og har god ledningsevne, så kan det lede enorme elektriske strømme (ca. 10 17 - 10 19 ampere ) på skalaer af titusinder af megaparsec. Sådanne strømme skaber et kraftigt galaktisk magnetfelt, som igen danner strukturen af både galakser og deres klynger ( galaktiske filamenter eller filamenter). Tilstedeværelsen af et så kraftigt felt forklarer let dannelsen af galaktiske arme (der er endnu ingen konsensus om årsagen til dannelsen af galaktiske arme [138] ), fordelingen af rotationshastigheden af galaktiske skiver fra radius eliminerer behovet for at introducere en glorie af mørkt stof. Men i øjeblikket observeres hverken sådanne kraftige strømme på størrelsesordenen titusvis af megaparsecs eller høje intergalaktiske og intragalaktiske magnetfelter af moderne astrofysik. Plasmakosmologiens antagelser om universets filamentære cellestruktur og homogenitet i store skalaer (den såkaldte Large-scale struktur af Universet ) lavet af Alfven [139] og Anthony Perrat [140] blev uventet bekræftet af observationer i slutningen af 1980'erne og i 1990'erne [141] er disse observationer dog også forklaret inden for rammerne af den almindeligt accepterede kosmologiske model. For at forklare universets filamentøse struktur bruges teorien om dannelsen af filamenter på grund af gravitationel ustabilitet i øjeblikket (i første omgang er en næsten ensartet massefordeling koncentreret om kaustik og fører til dannelse af filamenter), på voksende mørkt stofstrukturer, langs hvilken strukturen af synligt stof er dannet [142] (oprindelse af en sådan struktur af mørkt stof er forklaret ved kvanteudsving i inflationsprocessen ).

I øjeblikket er plasmakosmologi som teori upopulær, da den benægter universets udvikling langs Big Bangs vej . På den anden side, hvis vi opgiver Big Bang -teorien og betragter universets alder for at være meget større end 13,5 milliarder år, så kan den skjulte masse i høj grad forklares af sådanne MACHO-objekter som sorte dværge , der udvikler sig fra hvide dværge , der er kølet ned over titusinder af år .

Stof fra andre dimensioner (parallelle universer)

I nogle teorier med ekstra dimensioner accepteres tyngdekraften som en unik type interaktion, der kan virke på vores rum fra ekstra dimensioner [143] . Denne antagelse hjælper med at forklare tyngdekraftens relative svaghed sammenlignet med de tre andre hovedkræfter (elektromagnetisk, stærk og svag): tyngdekraften er svagere, da den kan interagere med massivt stof i ekstra dimensioner og trænge igennem en barriere, som andre kræfter ikke kan.

Det følger heraf, at effekten af mørkt stof logisk kan forklares ved vekselvirkningen af synligt stof fra vores almindelige dimensioner med massivt stof fra andre (yderligere, usynlige) dimensioner gennem tyngdekraften. Samtidig kan andre typer interaktioner ikke opfatte disse dimensioner, og dette stof i dem på nogen måde, kan ikke interagere med det. Stof i andre dimensioner (faktisk i et parallelt univers) kan dannes til strukturer (galakser, klynger af galakser, filamenter) på en måde svarende til vores målinger eller danne sine egne, eksotiske strukturer, som i vores målinger føles som en gravitation glorie omkring synlige galakser [144] .

Topologiske defekter i rummet

Mørkt stof kan simpelthen være de oprindelige (oprindende i øjeblikket af Big Bang ) defekter i rummet og/eller topologien af kvantefelter, som kan indeholde energi og derved forårsage gravitationskræfter.

Denne antagelse kan undersøges og testes ved hjælp af et kredsløbsnetværk af rumsonder (rundt om Jorden eller i solsystemet) udstyret med nøjagtige kontinuerligt synkroniserede (ved hjælp af GPS ) atomure , som vil registrere passagen af en sådan topologisk defekt gennem dette netværk [ 145] [146] . Effekten vil manifestere sig som en uforklarlig (sædvanlige relativistiske årsager) mismatch af forløbet af disse ure, som har en klar begyndelse og over tid en slutning (afhængig af bevægelsesretningen og størrelsen af en sådan topologisk defekt) [ 147] .

Noter

Kommentarer

↑ Dette var grundlaget for Zwickys og Smiths arbejde, som først opdagede mørkt stof i Coma- og Jomfru- klyngerne .
↑ Der skelnes også til gravitationel mikrolinsing, hvor der ikke observeres nogen formforvrængning, men mængden af lys, der kommer fra fjerne objekter, ændrer sig med tiden. Det bruges dog ikke som en metode til at detektere mørkt stof, men som en måde at søge efter baryoniske mørke masseobjekter.
↑ Så begyndte inhomogeniteterne i tætheden af mørkt stof at vokse i amplitude og skabe gravitationsbrønde, som baryoner faldt ned i efter rekombination, som et resultat af hvilket de første stjerner, galakser og galaksehobe blev dannet.
↑ I det naturlige enhedssystem har masse og temperatur samme dimension.
↑ Udtrykket "free streaming length" bruges også i den engelske litteratur - "free streaming length".

Kilder

↑ Ade PAR et al. (Planck Samarbejde). Planck 2013 resultater. I. Oversigt over produkter og videnskabelige resultater – Tabel 9 (eng.) // Astronomy and Astrophysics : journal. - EDP Sciences , 2013. - 22. marts ( vol. 1303 ). — S. 5062 . - . - arXiv : 1303.5062 . Arkiveret fra originalen den 23. marts 2013.
↑ Francis, Matthew. Første Planck-resultater: Universet er stadig underligt og interessant . Arstechnica (22. marts 2013). Hentet 1. oktober 2017. Arkiveret fra originalen 2. maj 2019. (ubestemt)
↑ Planck fanger et portræt af det unge univers og afslører det tidligste lys . University of Cambridge (21. marts 2013). Hentet 21. marts 2013. Arkiveret fra originalen 17. april 2019. (ubestemt)
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 107.
↑ 1 2 3 4 5 6 Stephanie M. Bucklin. En historie om mørkt stof . Ars Technica (3. februar 2017). Hentet 1. december 2019. Arkiveret fra originalen 10. december 2019.
↑ 1 2 3 4 5 6 Bertone, 2018 , s. 045002-4.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 156.
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , s. 108.
↑ Kapteyn JC Første forsøg på en teori om det sideriske systems arrangement og bevægelse // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1922. - Vol. 55 . - s. 302-327 . - doi : 10.1086/142670 . - .
↑ Oort JH Den kraft, som stjernesystemet udøver i retningen vinkelret på det galaktiske plan og nogle relaterede problemer // Bull . Astron. Inst. Holland. - 1932. - Bd. 6 . — S. 249 .
↑ 1 2 Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln (tysk) // Helvetica Physica Acta. - 1933. - Bd. 6 . - S. 110-127 . — . Arkiveret fra originalen den 22. november 2021.
↑ Gorky Nick. The Tale of the Dark Matter of Dark Space // Videnskab og liv . - 2017. - Udgave. 7 . - S. 81-88 . Arkiveret fra originalen den 27. september 2017. (Russisk)
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , s. 045002-5.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Det meste af vores univers mangler [d/f]. Storbritannien: BBC Two . Hentet 1. januar 2020. Arkiveret 4. august 2019 på Wayback Machine
↑ Zwicky F. Om masserne af tåger og klynger af tåger : [ eng. ] // The Astrophysical Journal. - 1937. - T. 86, nr. 3 (oktober). - S. 217-246. - . - doi : 10.1086/143864 .
↑ Smith S. The Mass of the Virgo Cluster // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1936. - Januar ( vol. 83 ). - S. 23-30 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143697 . — . Arkiveret fra originalen den 10. december 2019.
↑ Hubble E. Udbredelsen af ekstragalaktiske tåger // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1934. - Vol. 79 . - S. 8-76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143517 . — .
↑ 1 2 3 4 5 Reshetnikov, 2012 , s. 109.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-6.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 157.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-7.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 158.
↑ van de Hulst HC, Raimond E., vanWoerden H. Rotation og tæthedsfordeling af Andromeda-tågen udledt af observationer af 21-cm-linjen // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. - 1957. - Bd. 14 , nr. 480 . — S. 1 . — . Arkiveret fra originalen den 23. oktober 2021.
↑ Schwarzschild M. Massefordeling og masse-luminositetsforhold i galakser // Astronomical Journal. - 1954. - Bd. 59 , nr. 1220 . - S. 273-284 . - doi : 10.1086/107013 . - .
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-8.
↑ Kahn F.D., Woltjer, L. Intergalaktisk stof og galaksen // The Astrophysical Journal. - 1959. - November ( bind 130 , nr. 3 ). - S. 705-717 . - doi : 10.1086/146762 . - .
↑ Neyman J., Page T., Scott E. CONFERENCE on the Instability of Systems of Galaxies (Santa Barbara, Californien, 10.-12. august 1961): Resumé af konferencen // Astronomical Journal. - 1961. - Bd. 66 , nr. 10 . - s. 633-636 . - doi : 10.1086/108476 . - .
↑ Irwin JB Symposium on Galaxies // IAU News Bulletin. - 1961. - 22. august ( udg. 6 ). - S. 7-8 . Arkiveret fra originalen den 26. september 2020.
↑ Rubin VC , Ford WK Jr. Rotation af Andromeda-tågen fra en spektroskopisk undersøgelse af emissionsregioner // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1970. - Vol. 159 . - s. 379-403 . - doi : 10.1086/150317 . - .
↑ Roberts MS En højopløselig 21-CM-brintlinjeundersøgelse af Andromeda-tågen // Astrophysical Journal. - 1966. - Bd. 144 , nr. 2 . - s. 639-656 . - doi : 10.1086/148645 . - . Arkiveret fra originalen den 17. november 2021.
↑ 1 2 Freeman KC On the Disks of Spiral and S0 Galaxies // The Astrophysical Journal. - 1970. - Juni ( bind 160 ). - S. 811-830 . - doi : 10.1086/150474 . - . Arkiveret 13. april 2020.
↑ Einasto J., Kaasik A., Saar E. Dynamisk bevis på massive koronaer af galakser // Nature . - 1974. - 27. juli ( vol. 250 , iss. 5464 ). - S. 309-310 . - doi : 10.1038/250309a0 . - . Arkiveret fra originalen den 2. januar 2021.
↑ 1 2 Ostriker J., Peebles J., Yahil A. Størrelsen og massen af galakser og universets masse // The Astrophysical Journal. - 1974. - Bd. 193 . - P.L1-L4 . - doi : 10.1086/181617 . Arkiveret fra originalen den 19. juni 2022.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-9.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-21.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 162.
↑ Bosma A. Fordelingen og kinematik af neutralt brint i spiralgalakser af forskellige morfologiske typer . — University of Groningen , 1978. Arkiveret 14. maj 2011 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-10.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-22.
↑ Ostriker JP, Peebles PJE En numerisk undersøgelse af stabiliteten af fladtrykte galakser: eller kan kolde galakser overleve? (engelsk) // Astrophysical Journal. - 1973. - Bd. 186 . - S. 467-480 . - doi : 10.1086/152513 . - . Arkiveret 15. november 2021.
↑ 1 2 Faber SM, Gallagher JS Masser og masse-til-lysforhold for galakser // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - 1979. - Bd. 17 . - S. 135-187 . - doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001031 . — .
↑ Rubin V., Thonnard WK Jr., Ford N. Rotationsegenskaber for 21 Sc galakser med et stort udvalg af lysstyrker og radier fra NGC 4605 ( R = 4 kpc) til UGC 2885 ( R = 122 kpc ) / / The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 238 . - S. 471-487 . - doi : 10.1086/158003 . - . Arkiveret fra originalen den 26. oktober 2021.
↑ Peebles PJE Storskala baggrundstemperatur og masseudsving på grund af skala-invariante urforstyrrelser // Astrophysical Journal. - 1982. - 1. december ( bd. 263 ). - P. L1-L5 . - doi : 10.1086/183911 . Arkiveret 15. november 2021.
↑ Den estimerede mængde mørkt stof var dog stadig ikke nok til at svare til den gennemsnitlige tæthed af stof til en kritisk værdi, hvilket nødvendiggjorde introduktionen af begrebet mørk energi .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Bertone, 2018 , s. 045002-23.
↑ Einasto, 2012 , s. 169.
↑ Davis M., Huchra J., Latham DW, Tonry J. A survey of galaxy redshifts. II. Den store rumfordeling (engelsk) // Astrophysical Journal. - 1982. - Bd. 253 . - S. 423-445 . - doi : 10.1086/159646 . Arkiveret fra originalen den 17. november 2021.
↑ Einasto, 2012 , s. 178.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 180.
↑ 12 Matthew Colless . 2dF Galaxy Redshift Survey . Hentet 24. august 2020. Arkiveret fra originalen 18. juni 2017.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 181.
↑ Matthew Colless et al. 2dF Galaxy Redshift Survey: spektre og rødforskydninger // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. - 2001. - Bd. 328 , udg. 4 . — S. 1039–1063 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04902.x .
↑ 6dF Galaxy Survey . Hentet 24. august 2020. Arkiveret fra originalen 2. januar 2021.
↑ The Sloan Digital Sky Survey: Mapping the Universe . Hentet 25. august 2020. Arkiveret fra originalen 23. juni 2020.
↑ Springel V. et al. Simuleringer af dannelse, evolution og klynger af galakser og kvasarer (engelsk) // Nature. - 2005. - Bd. 435 , udg. 7042 . - s. 629-636 . - doi : 10.1038/nature03597 .
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 182.
↑ Bolshoi Kosmologiske Simuleringer . University of California High-Performance AstroComputing Center. Hentet 23. august 2020. Arkiveret fra originalen 7. juli 2020.
↑ Den mest nøjagtige modellering af universet , infuture.ru (04.10.11). Arkiveret fra originalen den 2. januar 2021. Hentet 23. august 2020.
↑ Illustris- simuleringen . Illustris-samarbejdet. Hentet 23. august 2020. Arkiveret fra originalen 22. september 2020.
↑ IllustrisTNG- projektet . Hentet 25. august 2020. Arkiveret fra originalen 9. august 2020.
↑ Rob Garner . Slimskimmelsimuleringer brugt til at kortlægge mørkt stof, der holder universet sammen , NASA ( 10. marts 2020). Arkiveret fra originalen den 23. august 2020. Hentet 24. august 2020.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 110.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 111.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 112.
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 113.
↑ Taylor AN et al. Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 501 , nr. 2 . - S. 539-553 . - doi : 10.1086/305827 . - . - arXiv : astro-ph/9801158 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 115.
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 168.
↑ Abdelsalam HM et al. Ikke-parametrisk rekonstruktion af Abell 2218 fra kombineret svag og stærk linse // The Astronomical Journal. - 1998. - Bd. 116 , udg. 4 . - S. 1541-1552 . - doi : 10.1086/300546 . - . - arXiv : astro-ph/9806244 .
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 167.
↑ 1 2 Vikhlinin A. et al. Chandra-eksempel på nærliggende afslappede galakseklynger: masse, gasfraktion og forhold mellem masse og temperatur // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 640 , nr. 2 . - S. 691-709 . - doi : 10.1086/500288 . - . — arXiv : astro-ph/0507092 .
↑ 1 2 3 Gastão B. Lima Neto. Mørkt stofprofil i galaksehobe // Brazilian Journal of Physics. - 2005. - December ( bind 35 , nr. 4b ). — ISSN 1678-4448 . - doi : 10.1590/S0103-97332005000700042 . Arkiveret fra originalen den 16. juli 2020.
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 114.
↑ Daniel H. Birman. End of the Universe [Dokumentarfilm, Kultura kanal]. Hentet 29. juli 2020. Tid fra oprindelse: 35:04. Arkiveret 2. september 2020 på Wayback Machine
↑ Wu X. et al. En sammenligning af forskellige klyngemasseestimater: konsistens eller uoverensstemmelse? (Sammenligning af forskellige skøn over klyngemasser: overensstemmelse eller uoverensstemmelse?) (engelsk) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1998. - Vol. 301 , nr. 3 . - s. 861-871 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . - . — arXiv : astro-ph/9808179 .
↑ NASA, ESA og R. Massey (California Institute of Technology). Tredimensionel fordeling af mørkt stof i universet (kunstnerens indtryk ) . ESA Hubble-rumteleskopet (7. januar 2007). Hentet 14. marts 2020. Arkiveret fra originalen 19. september 2020.
↑ 1 2 Massey R. et al. Mørkt stofkort afslører kosmiske stilladser // Nature : journal. - 2007. - Bd. 445 , nr. 7125 . - S. 286-290 . - doi : 10.1038/nature05497 . - . — arXiv : astro-ph/0701594 . — PMID 17206154 .
↑ Refregier A. Svag gravitationslinser ved storskalastruktur // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - Årlige anmeldelser , 2003. - Vol. 41 , udg. 1 . - S. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
↑ 1 2 Clowe D. et al. Et direkte empirisk bevis på eksistensen af mørkt stof // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 648 , nr. 2 . - P.L109-L113 . - doi : 10.1086/508162 . - . - arXiv : astro-ph/0608407 .
↑ Popov S. B. Sort kat opdaget . Astronet (22.08.2006). Hentet 24. juli 2020. Arkiveret fra originalen 24. juli 2020. (ubestemt)
↑ 1 2 3 4 Einasto, 2012 , s. 174.
↑ Einasto, 2012 , s. 175.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-14.
↑ Jee MJ et. al. Opdagelse af en ringlignende mørk stofstruktur i kernen af galaksehoben Cl 0024+17 // The Astrophysical Journal. - 2007. - Bd. 661 , nr. 2 . — S. 728 . - doi : 10.1086/517498 .
↑ Brada M. et al. Afsløring af det mørke stofs egenskaber i den sammensmeltede klynge MACS J0025.4-1222 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - doi : 10.1086/591246 . - . - arXiv : 0806.2320 . Arkiveret fra originalen den 6. juni 2019.
↑ J. Merten et al. Oprettelse af kosmisk struktur i den komplekse galaksehobe-fusion Abell 2744 // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. - 2011. - Bd. 417 , udg. 1 . - S. 333-347 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x .
↑ Jee MJ et al. En undersøgelse af den mørke kerne i A520 med Hubble Space Telescope: The Mystery Deepens // The Astrophysical Journal. - 2012. - Bd. 747 . — S. 96 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/96 . — . - arXiv : 1202.6368 .
↑ 1 2 Reshetnikov, 2012 , s. 116.
↑ 1 2 3 Einasto, 2012 , s. 173.
↑ Reshetnikov, 2012 , s. 117.
↑ Daniel H. Birman. End of the Universe [Dokumentarfilm, Kultura kanal]. Hentet 29. juli 2020. Tid fra oprindelse: 15:37. Arkiveret 2. september 2020 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Reshetnikov, 2012 , s. 119.
↑ 1 2 3 4 Rubakov, 2015 , s. 108.
↑ Rubakov, 2015 , s. 109.
↑ 1 2 3 Rubakov, 2015 , s. 110.
↑ 1 2 3 4 Bertone, 2018 , s. 045002-17.
↑ Einasto, 2012 , s. 185.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045022-23.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-20.
↑ Bertone, 2018 , s. 045022-21.
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 390.
↑ Weinberg D.H. et al. Koldt mørkt stof: Kontroverser i små skalaer // Proceedings of the National Academy of Sciences . - 2015. - Bd. 112 , udg. 40 . — S. 12249–12255 . - ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490 . - doi : 10.1073/pnas.1308716112 .
↑ Primack JR Cosmology: Small-scale issues // New Journal of Physics . - 2009. - Bd. 11 , iss. 10 . — S. 105029 . — ISSN 1367-2630 . - doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105029 . Arkiveret fra originalen den 3. februar 2021.
↑ Del Popolo A., Le Delliou M. Small Scale Problems of the ΛCDM Model: A Short Review // Galaxies . - 2017. - Bd. 5 , iss. 1 . — S. 17 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies5010017 . Arkiveret fra originalen den 9. august 2020.
↑ Navarro JF, Frank CS, White SDM The Structure of Cold Dark Matter Halos // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Vol. 462 . — S. 563 . - doi : 10.1086/177173 . - . - arXiv : astro-ph/9508025 .
↑ Burkert A. The Structure of Dark Matter Halos in Dwarf Galaxies // Astrophysical Journal Letters. - 1995. - Juli ( vol. 447 ). - P.L25-L28 . - doi : 10.1086/309560 .
↑ Moore B. et al. Koldt sammenbrud og kernekatastrofen (engelsk) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1999. - Bd. 310 , udg. 4 . — S. 1147–1152 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x .
↑ Merritt D. et al. Empiriske modeller for Dark Matter Halos (engelsk) // The Astronomical Journal : tidsskrift. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 132 , nr. 6 . - S. 2685-2700 . - doi : 10.1086/508988 . - . - arXiv : astro-ph/0509417 . Arkiveret fra originalen den 17. juni 2019.
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-11.
↑ 1 2 Turner MS (2022), The Road to Precision Cosmology, arΧiv : 2201.04741 .
↑ 12 Bertone , 2018 , s. 045002-12.
↑ 12 Einasto , 2012 , s. 172.
↑ Søgen efter primordiale sorte huller . Cosmos-Journal (20. september 2011). Hentet 7. maj 2020. Arkiveret fra originalen 3. november 2014. (ubestemt)
↑ Astronomer afviser forbindelsen mellem sorte huller og mørkt stof , Naked Science (3. oktober 2018). Arkiveret fra originalen den 21. juni 2020. Hentet 19. juni 2020.
↑ Zumalacárregui M., Seljak U. Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae // Physical Review Letters. - 2018. - Bd. 121 , udg. 14 . — S. 141101 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.121.141101 .
↑ Carr B. Primordiale sorte huller som mørkt stof og generatorer af kosmisk struktur // Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium / Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek. - Springer International Publishing, 2019. - S. 29-39. — (Astrophysics and Space Science Proceedings, bind 56). - ISBN 978-3-030-31593-1 . - doi : 10.1007/978-3-030-31593-1_4 .
↑ Novikov I.D., Frolov V.P. Fysik af sorte huller . - Moskva: Nauka, 1986. - S. 296-298. — 328 s.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-15.
↑ På det tidspunkt var eksistensen af en tredje type neutrino - tau neutrinoen - dog endnu ikke blevet eksperimentelt bekræftet.
↑ 1 2 Clapdor-Kleingrothaus, 1997 , s. 394.
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-19.
↑ Kobychev V., Popov S. De har ledt længe, men de kan ikke finde ... // Trinity option - Science. - 2015. - Nr. 4 (173) (24. februar).
↑ Clapdor-Klingrothaus, 1997 , s. 402.
↑ 1 2 3 Bertone, 2018 , s. 045002-20.
↑ Dmitry Trunin . Eksperimenter for at søge efter mørke aksioner har nået testen af teoretiske modeller , N + 1 (10. april 2018). Arkiveret 27. oktober 2020. Hentet 23. september 2020.
↑ Jae Weon Lee. Kort historie om ultralette skalarmodeller af mørkt stof: [ eng. ] // EPJ Web of Conferences. - 2018. - T. 168 (9. januar). - S. 06005. - doi : 10.1051/epjconf/201816806005 .
↑ Bertone, 2018 , s. 045002-18.
↑ Dodelson S. Ch. 7. Inhomogeniteter // Moderne kosmologi. - Academic Press, 2003. - S. 208-209. — ISBN 978-0-12-219141-1 .
↑ Moni Bidin C. et al. Kinematisk og kemisk lodret struktur af den galaktiske tykke skive. II. En mangel på mørkt stof i solkvarteret // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. Arkiveret fra originalen den 25. april 2012.
↑ Seriøst slag mod mørkt stof-teorier? . Hentet 22. april 2012. Arkiveret fra originalen 22. april 2012. (ubestemt)
↑ Intet mørkt stof fundet i nærheden af Solen (utilgængeligt link) // Inforigin, 04/19/12
↑ Pitiev N. P., Pityeva E. V. Restriktioner for mørkt stof i solsystemet // Letters to the Astronomical Journal . - 2013. - T. 39 . - S. 163-172 . - doi : 10.7868/S032001081302006X . Arkiveret fra originalen den 2. januar 2021. (Russisk)
↑ Pitjev NP, Pitjeva EV Begrænsninger på mørkt stof i solsystemet // Astronomy Letters . - Pleiades Publishing , 2013. - Vol. 39 . - S. 141-149 . - doi : 10.1134/S1063773713020060 . Arkiveret fra originalen den 4. februar 2020.
↑ Milgrom M. En modifikation af den newtonske dynamik som et muligt alternativ til den skjulte massehypotese // Astrophysical Journal. - 1983. - Bd. 270 . - S. 365-370 . - doi : 10.1086/161130 . Arkiveret 26. november 2020.
↑ Bekenstein JD Relativistisk gravitationsteori for det modificerede newtonske dynamikparadigme // Phys . Rev. D. - 2004. - Vol. 70 . — P. 083509 . - doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
↑ Moffat JW, Toth VT (2007), Modified Gravity: Kosmologi uden mørkt stof eller Einsteins kosmologiske konstant, arΧiv : 0710.0364 [astro-ph].
↑ Michael Brooks. 13 ting, der ikke giver mening (engelsk) . New Scientist (16. marts 2005). - "Hvis jeg kunne vælge, ville jeg gerne lære, at Newtons love skal modificeres for korrekt at beskrive gravitationsinteraktioner på store afstande." Det er mere tiltalende end et univers fyldt med en ny slags sub-nuklear partikel." Hentet 19. oktober 2010. Arkiveret fra originalen 12. oktober 2010.
↑ Karakteren af galaksernes spiralarme . Hentet 26. juni 2020. Arkiveret fra originalen 2. januar 2021. (ubestemt)
↑ Hannes A. Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition // IEEE Transactions on Plasma Science: journal. - 1990. - Bd. 18 . - S. 5-10 . — ISSN 0093-3813 . - doi : 10.1109/27.45495 . — .
↑ Peratt AL, Green J. Om udviklingen af interagerende, magnetiseret, galaktisk plasma // Astrophysics and Space Science : journal. - 1983. - Bd. 91 . - S. 19-33 . - doi : 10.1007/BF00650210 . - .
↑ Geller MJ, Huchra JP Mapping the Universe // Videnskab . - 1989. - Bd. 246 , udg. 4932 . - S. 897-903 . - doi : 10.1126/science.246.4932.897 . Arkiveret fra originalen den 21. juni 2008.
↑ Riordan M., Schramm D.N. Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe . - W. H. Freeman & Co (Sd), 1991. - ISBN 0-7167-2157-0 .
↑ Ekstra dimensioner, gravitoner og bittesmå sorte huller Arkiveret 19. oktober 2015 på Wayback Machine . CERN. 17. november 2014.
↑ Siegfried, T. . Skjulte rumdimensioner kan tillade parallelle universer, Forklar kosmiske mysterier , The Dallas Morning News (5. juli 1999). Arkiveret fra originalen den 21. februar 2015. Hentet 2. februar 2015.
↑ Gemmer sig i almindeligt syn: undvigende mørkt stof kan blive opdaget med GPS Arkiveret 2. februar 2015 på Wayback Machine // UNR.edu
↑ Mørkt stof kan detekteres ved hjælp af GPS Arkiveret 2. februar 2015 på Wayback Machine // theuniversetimes.ru
↑ Rzetelny, Xaq Leder du efter en anden slags mørkt stof med GPS-satellitter . Ars Technica (19. november 2014). Hentet 24. november 2014. Arkiveret fra originalen 22. november 2014. (ubestemt)

Litteratur

Bøger

Einasto J. Mørkt stof // Astronomi og astrofysik (engelsk) / Red. af Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny og John Lattanzio. - Singapore: EOLSS Publishers, 2012. - Vol. 2. - S. 152-198. — 488 s. - (Encyclopedia of Life Support Systems). - ISBN 978-1-84826-823-4 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Ikke-acceleratorfysik af elementarpartikler. — M .: Nauka Fizmatlit, 1997.
Sanders RH The Dark Matter Problem: A Historical Perspective. - Cambridge University Press, 2010.
Galper A. M., Grobov A. V., Svadkovsky I. V. Eksperimenter om studiet af mørkt stofs natur: Lærebog. - M. : MEPhI, 2014.
Majumdar D. Mørkt stof: en introduktion. — CRC Press, 2014.
Einasto Ya. , Chernin A.D. Mørkt stof og mørk energi. - M. : Vek-2, 2018. - 176 s. - ISBN 978-5-85099-197-5 .
Reshetnikov V. Kapitel 2.5. Skjult masse i universet // Hvorfor himlen er mørk. Hvordan universet fungerer . - Fryazino: Century 2, 2012. - 167 s. - ISBN 978-5-85099-189-0 .
Rubakov V. A. Aktuelle spørgsmål om kosmologi: et kursus med forelæsninger. - M . : MPEI Publishing House, 2015. - Udgave. 6. - 272 s. — (Fysikhøjskole). — ISBN 978-5-383-00937-6 .
Klapdor-Kleingrothaus GV, Shtaudt A. Kapitel 9. Søgning efter mørkt stof i universet // Ikke-accelerator partikelfysik / Pr. med ham. A. Bednyakova. - M . : Nauka, 1997. - S. 376-409. — 528 s. — ISBN 5-02-015092-4 .

Artikler

Bilen'kii S. M. Masser, blanding og oscillationer af neutrinoer // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det Russiske Videnskabsakademi , 2003. - T. 173 . - S. 1171-1186 . (Russisk)
Lukash V. N., Mikheeva E. V. Mørkt stof: fra begyndelsesbetingelser til dannelsen af universets struktur // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det Russiske Videnskabsakademi , 2007. - T. 177 . - S. 1023-1028 . (Russisk)
Levin A. Det er tydeligt, at det er mørkt // Popular Mechanics . - 2014. - Nr. 6 . - S. 36-40 .
Zasov A.V., Saburova A.S., Khoperskov A.V., Khoperskov S.A. Mørkt stof i galakser // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det russiske videnskabsakademi , 2017. - T. 187 . - S. 3-44 . (Russisk)
Indsigt: Dark Matter (engelsk) // Nature Physics & Nature Astronomy. - 2017. - Bd. 13/1 , nr. 3 .
Bertone G., Tait TMP En ny æra i søgen efter mørkt stof // Nature . - 2018. - Bd. 562 . - S. 51-56 . - doi : 10.1038/s41586-018-0542-z .
Bertone G., Hooper D. Historien om mørkt stof // Anmeldelser af moderne fysik . - 2018. - Bd. 90 , nr. 4 . — S. 045002 . — ISSN 1539-0756 0034-6861, 1539-0756 . - doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . - arXiv : 1605.04909 .

Links

"Beyond the Dark" fra Through the Wormhole med Morgan Freeman
Cherepashchuk A. "Nye former for stof i universet, del 1" - mørk masse og mørk energi
Merrifield Mike, Copeland Ed, Grey Meghan. Haran, Brady: Mørkt stof . Tres symboler . University of Nottingham (2010). (ubestemt)
Carmeli O. Fysikeren, der benægter, at mørkt stof eksisterer // Cosmos on Nautilus. - 2017. - 27. februar.

Ordbøger og encyklopædier	Flot dansk stor kinesisk Fantastisk norsk Stor russer Britannica (online) Universalis
I bibliografiske kataloger	BNF : 12142390j GND : 4230260-2 J9U : 987007538991005171 LCCN : sh87007317 NKC : ph618637

Partikelklassifikationer
Hastighed i forhold til lysets hastighed	Tardions ( eller bradyoner) Luxons Hypotetisk: Tachyoner overbradyoner
Ved tilstedeværelsen af intern struktur og adskillelighed	Elementær partikel ( fundamental partikel ) sammensat partikel
Fermioner ved tilstedeværelsen af en antipartikel	Dirac fermioner Fermions merian
Dannes under radioaktivt henfald	α β γ δ ε n
Kandidater til rollen som mørkt stof partikler	WIMP Wimpzilla LSP NLSP
I den inflationære model af universet	Inflaton krumning
Ved tilstedeværelsen af en elektrisk ladning	ladet partikel neutral partikel
I teorier om spontan symmetribrud	Goldstone boson Goldstone fermion ( eller goldstino)
Efter levetid	stabile partikler Ustabile partikler
Andre klasser	virtuel partikel subatomare partikel antipartikler Ægte neutrale partikler Frie partikler Identiske partikler De og Kvasipartikler Hypotetiske partikler Resonanser

Kosmologi
Grundlæggende begreber og objekter	Univers observerbart univers Rødforskydning kosmologisk CMB stråling Gravitationsbølger Univers ekspansion accelereret skjult masse Mørkt stof mørk energi
Universets historie	Stort brag stor rebound Kronologi af Big Bang Inflation Primær nukleosyntese Rekombination Udvikling af galakser Universets alder Universets fremtid
Universets struktur	Universets struktur i stor skala Superhob af galakser Stor gruppe af kvasarer Galaktisk tråd Ugyldig Hubble boble Universets form
Teoretiske begreber	Historien om udviklingen af ideer om universet Hubble lov Gravitationel ustabilitet Kosmologisk princip Kosmologiske modeller Kosmologisk singularitet De Sitter model hot univers model Friedman-universet Ledsager afstand Kritisk tæthed Friedmans ligning Kosmologisk tilstandsligning Lambda-CDM model
Eksperimenter	Observationel kosmologi 2dF 6dF BOOMERANG COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi

Fysik ud over standardmodellen
Beviser	Problemet med målerhierarki Mørkt stof mørk energi Problemet med den kosmologiske konstant Stærkt CP problem Neutrinoscillationer
teorier	Technicolor Femte kraft Kaluza-Klein teori Store forenede teorier Teori om alt Strengteori
supersymmetri	MSSM superstrengteori supergravitation
kvantetyngdekraften	Strengteori Sløjfe kvantetyngdekraft Kausal dynamisk triangulering Kanonisk kvantetyngdekraft
Eksperimenter	ANNIE Sasso INO TANK SNO Super-K Tevatron Muon g- NOvA