ОСТАННІЙ ПОДКАСТ
Підписуйся на найнауковішу розсилку!
І отримуй щотижневі новини науки і технологій

    Ми під'їдаємо крихти cookies за вами. Навіщо це нам?

    Читати

    Пардон за відволікалочку. Допоможи Куншт бути незалежним!

    Пардон за відволікалочку. Допоможи Куншт бути незалежним!

    Повідомлення успішно надіслано

    Для пошуку
    введіть назву запису
    Фізика — 16.05.19
    ТЕКСТ: Анатолій Василенко
    Ілюстрації: PIXPENART
    Ми любимо тексти без помилок. Якщо ви все ж таки щось знайшли, виділіть фрагмент і натисніть
    Ctrl+Enter.
    Темна, як ніч

    Уявіть темну кімнату, у якій нічого не видно і яку вам потрібно перейти. Ви починаєте повільно, але впевнено рухатись до виходу. Але якийсь жартівник вирішив зробити вам «сюрприз», розмістивши на шляху стіл із гострими кутами. Ви наштовхуєтесь на цей кут із зойком, отримуєте синець на нозі й продовжуєте рух. Оскільки вам ніхто не повідомив, що це був саме стіл, для вас він лишатиметься «темною речовиною», але з відчутними фізіологічними наслідками. Приблизно так можна схарактеризувати й темну матерію в нашому Всесвіті – читайте у статті з журналу Space, the Universe and Everything.

    Проблема існування темної матерії, її властивостей та виявлення відповідних елементарних частинок наразі є однією із найбільш обговорюваних у сучасній астрофізиці, космології та ядерній фізиці.

     

    Перший крок до формування концепції темної матерії зробили у 1930-х роках певною мірою завдяки дослідженням астронома Яна Оорта, але найбільше – Фріца Цвіккі. Останній досліджував рух галактик, які входять у склад різних скупчень. Він виявив, що маси скупчень галактик, розраховані на основі їх світностей, не могли б гравітаційно утримувати самі себе від розпаду внаслідок великих швидкостей руху галактик у скупченнях.

     

    Наприклад, для скупчення Кома він отримав швидкості руху галактик ~1200 км/с, що мало б відповідати масі скупчення ~5·1014 мас Сонця. Але при цьому маса, яка визначалась з того, скільки світла випромінює скупчення, відповідала швидкості лише 80 км/с. Тобто оцінка маси за світністю була у 500 разів менша за фактичну! Схожий результат Цвіккі отримав і для скупчення в сузір’ї Волосся Вероніки – маси, отримані різними методами, відрізнялись у ~400 разів. Отже, щоб пояснити цю різницю, потрібно було вводити гіпотезу про присутність невидимої матерії, яка відповідала за решту маси, що цей вчений і зробив.

     

    Гіпотеза Цвіккі про наявність темної матерії, яка в кільканадцять разів перевищує масу видимої речовини скупчення, була сприйнята науковою спільнотою без особливого захвату. Цей скептицизм протримався майже 40 років, поки не був здійснений другий крок.

     

    Він полягав у аналізі спостережень кривих обертання дискових галактик, тобто залежності швидкості обертання від відстані до центру галактики. У випадку звичайної речовини обертання описується, принаймні для зовнішніх частин галактик, законом Кеплера, схоже до планет Сонячної системи, де, наприклад, Венера рухається навколо Сонця набагато швидше за Нептун.

     

    У кінці 1960-х років астрономка Віра Рубін, досліджуючи світлові спектри галактик, встановила, що більшість зірок у спіральних галактиках рухаються по орбітах із приблизно однаковою кутовою швидкістю, хоча за законом Кеплера вона мала би зменшуватись із відстанню. Надалі було опубліковано ще кілька незалежних досліджень для інших галактик, які повністю підтверджували факт такої поведінки зірок у спіральних галактиках.

     

    Ба більше, для дослідження периферії галактик були залучені радіоспостереження на довжині хвилі 21 см, що відповідає випромінюванню хмар нейтрального водню, – і вони також показували постійну швидкість обертання навіть на великих радіусах! Ці свідчення безпосередньо вказували на необхідність існування зовнішньої несвітної прихованої маси, при чому дуже великої.

     

    На сьогодні криві обертання побудовані для сотень галактик, і усі вони мають певні спільні характеристики: для малих відстаней від центру швидкість обертання зростає, але приблизно після радіусу в 5 кілопарсек (1 парсек = 3,26 світлових років, світловий рік – відстань, яку світло пролітає за один земний рік) стає постійною. До того ж цей регіон постійної швидкості продовжується далеко поза оптично видиму межу галактики. З цих досліджень зробили висновок, що темна матерія повністю домінує над звичайною і формує сфероподібне гало (англ. halo – ореол), яке в кільканадцять разів перевищує світні розміри галактик. Так, для нашої галактики розмір гало темної матерії в 15 разів більший за її діаметр!

     

    Оцінка маси гало темної матерії за кривими обертаннями можлива лише для спіральних галактик. Для еліптичних галактик про її присутність свідчать гало гарячого іонізованого газу з температурою в десятки мільйонів градусів, завдяки чому вони яскраво світяться в рентгенівському діапазоні. Швидкість теплового руху частинок цього газу настільки велика, що для його утримання маса баріонної матерії галактики (баріонна матерія – матерія, яка складається з баріонів (нейтронів та протонів) та електронів, тобто елементарних частинок звичної нам речовини) мала би знову ж таки бути набагато більшою за ту, яка світиться.

     

    Тож характеристики цього газу, по суті, є «показником» гравітації, яка утворюється сумарно темною матерією та галактикою як такою. Цікаво, що коли астрономи почали отримувати зображення цих гало гарячого газу за допомогою рентгенівських космічних обсерваторій супутників, то виявилось, що орієнтація цього гало газу відрізняється від такої для оптичного зображення галактик.

     

    Газ із рентгенівським випромінюванням виявився дуже зручним інструментом для відстежування темної матерії, тому що маси в скупченнях галактик розподілені так, що їх основна частина припадає саме на цей гарячий газ. Він може в 10 разів перевищувати масу зірок, які входять до скупчень.

     

    Найвідомішим прикладом тут є результати дослідження зіткнення двох скупчень галактик, які мають «милозвучну» назву 1ES 0657-558 або ж скупчення Куля, розташованого на відстані ~3,8 млрд світлових років від Землі. У цьому випадку маємо два скупчення, які мільйони років тому пережили зіткнення й наразі розлітаються одне від одного з величезною швидкістю.

     

    Оскільки відстані між окремими зорями набагато більші за їх розміри і їх зіткнення малоймовірне, то галактики скупчень легко проскочили один крізь одну. А ось гарячий газ так себе не поводить — ця складова скупчень зіткнулася та загальмувалась. Очікувалось, що через переважаючу масу газу галактики скупчень не могли відійти далеко від області його розташування, але цього не спостерігається. Навпаки, тепер ми спостерігаємо два скупчення без газу і газ в центрі зіткнення.

     

    Тоді астрономи вирішили дослідити, як насправді розподілена маса цих скупчень у просторі. На допомогу прийшов метод слабкого гравітаційного лінзування, який допоміг визначити точне значення повної маси системи та її розподіл. Метод полягає у дослідженні викривлених зображень галактик, які розташовані позаду скупчення, і зображення яких деформується внаслідок впливу величезної гравітації скупчення.

     

    З’ясувалось, що основна маса просторово збігається з галактиками скупчення, а не з гарячим іонізованим газом, і значення цієї маси набагато перевищує кількість світної матерії галактик. Тобто повинен бути присутній третій масивний компонент. Виявилось, що ця «невидимка» є в 7 разів масивнішою за сумарну масу зірок та газу! Матерія цих мас в обох скупченнях пройшла одна крізь одну, ніяк не взаємодіючи, що говорило про те, що її частинки-носії взаємодіють із баріонною речовиною тільки гравітаційно, тобто не належать до тих частинок, з яких складаються видимі для нас речі.

    Якби у Всесвіті існувала лише звична нам баріонна матерія, то картина світу, яку ми зараз спостерігаємо в телескопи, не мала би своєї неповторної краси

    Третій крок до вкорінення темної матерії як загальноприйнятої гіпотези був здійснений при дослідженні великомасштабної структури Всесвіту, а саме у виявленні його волокнистої, павутиноподібної структури. Вона була відкрита вже після перших фотографічних оглядів неба, але коли вчені захотіли відтворити цю картину за допомогою комп’ютерних моделей, то виявилось, що при врахуванні лише світної речовини цього зробити не вдається.

     

    І лише за умови введення у модель гало темної матерії навколо галактик отримувались результати, схожі на те, що ми бачимо в реальності. Вперше їх отримали астрономи Саймон Вайт та Мартін Різ ще у 1978 році. Надалі, з розвитком обчислювальної техніки та вдосконаленням наукових уявлень про структуру Всесвіту, результати подібних симуляцій стали фантастично близькими до спостережуваних даних (наприклад, проекти Illustris, EAGLE, ETHOS).

     

    Ще один сильний аргумент на користь присутності темної матерії лежить у просторах космології, а саме у характеристиках реліктового мікрохвильового випромінювання (англ. cosmic microwave background – CMB) – «найстародавнішого» світла, яке «народилось» в епоху відділення світла від речовини, коли Всесвіту було близько 300 тис. років. Це випромінювання є неоднорідним на дуже маленьких різницях температур – стотисячних частках градуса.

     

    Ці неоднорідності по суті є раннім «відбитком» сучасної структури Всесвіту, тобто показують, де були місця з більшою густиною, в яких згодом утворились галактики та їх скупчення, а де з меншою. Виявилось, що якби у Всесвіті існувала лише звична нам баріонна матерія, то картина світу, яку ми зараз спостерігаємо в телескопи, не мала би своєї неповторної краси.

     

    Без темної матерії, в рамках теорії, яка описує первинний нуклеосинтез перших легких елементів у Всесвіті – тобто водню, гелію та літію – не можна навіть коректно пояснити спостережувану кількість звичайної матерії. Ця теорія разом з останніми спостереженнями неоднорідностей реліктового випромінювання встановлює обмеження на частку баріонної матерії. Згідно з результатами фінального аналізу 9-річних спостережень супутника WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), 4,6 % від середньої густини матерії-енергії належить баріонній речовині, а 23,5 % – темній матерії.

     

    Так, «екзотичної» темної матерії приблизно у 5 разів більше, аніж баріонної. Решта 71,9 % повної густини – це внесок так званої «темної енергії», якій не властиве скупчування: вона рівномірно розподілена по Всесвіту та відповідальна за його спостережуване прискорене розширення.

    71,9 % повної густини – це внесок так званої «темної енергії», якій не властиве скупчування: вона рівномірно розподілена по Всесвіту та відповідальна за його спостережуване прискорене розширення.

    Темна матерія через гравітаційну взаємодію слугує своєрідним каркасом або скелетом для скупчення звичайної речовини. У зв’язку з цією роллю темну матерію теоретично поділяють на три основних типи – гарячу, холодну та теплу.

     

    Під гарячою темною матерією розуміють легкі частинки, які мають швидкість руху близьку до швидкості світла. Частинками цієї матерії колись вважали звичайне нейтрино, доки не було визначено його занадто малу масу. До холодної темної матерії відносять частинки, які з ранніх часів Всесвіту рухаються зі швидкостями в кілька сотень кілометрів за секунду.

     

    Холодний тип темної матерії наразі найкраще описує спостережувану картину Всесвіту з точки зору космології та виявлених великомасштабних структур у ньому. Третім типом темної матерії є тепла темна матерія. Її частинки мають середню швидкість між швидкостями холодної та гарячої темних матерій. Основним кандидатом на даний тип є «стерильне» нейтрино, – гіпотетичний четвертий тип нейтрино, який проявляє себе тільки у гравітаційній взаємодії, на відміну від вже відомих трьох інших типів.

     

    Попри те, що існування темної матерії на сьогодні перейшло з розряду просто робочої гіпотези до загальноприйнятої, наразі немає єдиної частинки-кандидата, яка б відповідала за цю субстанцію. Теорій та відповідних цим теоріям частинок – велика множина. Серед них найбільше виділяються вімпи та аксіони.

     

    Вімпи (WIMP – англ. weakly interacting massive particles, слабко взаємодіючі масивні частинки) – родина частинок холодної темної матерії. Перша стаття про них була написана в 1985 році Гарі Стеджманом та Міхаелом Тарнером.

     

    Ці гіпотетичні частинки не входять до Стандартної моделі елементарних частинок. Через їх слабку взаємодію вімпи також називають нейтриноподібними частинками. Вони можуть бути набагато важчими за протони, а їх середня швидкість становить близько 270 км/с. Вімпи не випромінюють електромагнітні хвилі при взаємодії, але можливо взаємодіють з баріонною речовиною через слабку взаємодію (одна з чотирьох фундаментальних взаємодій), окрім гравітаційної.

     

    Аксіони (axions) – дуже легкі частинки з масою від ~10-14 до ~10-12 маси електрона. Ідея про існування аксіонів виникла в 1977 році. Аксіони, як і вімпи, також мають невеликі швидкості руху, тобто належать до холодної темної матерії. Вважається, що аксіони можуть взаємодіяти з сильним магнітним полем.

     

    Для того, щоб краще зрозуміти темну матерію, потрібне якнайповніше розуміння звичайної речовини, а саме вміння відрізняти звичайну баріонну, несвітну матерію у вигляді об’єктів низької світності від небаріонної темної матерії. З кінця 1990-х до початку 2000-х проводилися ґрунтовні астрономічні спостереження, щоб перевірити, чи не пояснюється ефект темної матерії недооцінкою кількості таких об’єктів, як блукаючі, одиничні чорні діри зоряних мас, блукаючі планети з масою в кілька мас Юпітера, холодні та темні коричневі карлики. Всю цю сукупність називали Massive Astrophysical Сompact Halo Objects або MACHOs.

     

    Одним з наймаcштабніших проектів у цьому напрямку була колаборація MACHO, яка здійснювала спостереження за ~12 млн зірок у Великій Магеллановій хмарі з метою виявлення свідчень присутності згаданих об’єктів. За майже шість років спостережень було виявлено всього 14 цікавих випадків, тому максимальна оцінка їх загальної кількості давала лише 20 % від необхідної маси.

     

    Переважна більшість експериментів, присвячених пошукам частинок темної матерії, базується на ідеї рідкісних, одиничних взаємодій з баріонною матерією. Дослідники шукають прояви взаємодії між частинками темної матерії та речовиною детектора. Така реакція, наприклад, може проявлятись як певний «поштовх» речовини детектора темною матерією, або ж утворення зарядженої частинки, яка випромінюватиме світло. Тому необхідно дуже добре ізолювати детектори від впливу зовнішніх чинників.

     

    Наприклад, продуктів взаємодії космічних променів при їх входженні в атмосферу Землі, або природної радіоактивності. При цьому потрібно навчитись розрізняти усі можливі прояви взаємодій між «звичайними» часточками й шукати щось незвичне, що не описується такими взаємодіями.

    Чим більше астрофізики знатимуть про звичайні джерела гамма-випромінювання, тим впевненіше вони зможуть відрізняти їх від проявів темної матерії

    Найбільш відомим експериментом з твердотільним детектором є DAMA/LIBRA (DArk MAtter/Large sodium Iodide Bulk for RAre processes). Цей детектор розташований в Італії в товщі гори Ґран-Сассо в однойменній обсерваторії. Він являє собою куб з 250 кг надчистих кристалів йодиду натрію, в який вставлені фотопомножувачі для реєстрації спалахів світла внаслідок зіткнення частинок темної матерії з ядрами кристалів.

     

    Цей детектор є єдиним у світі, який, можливо, зафіксував ці частинки, але його результати викликають великий сумнів. Найбільш чутливими наразі є експерименти з використанням зріджених «благородних» газів, як от XENON1T та LUX, які використовують зріджений ксенон. Перший з них – це експеримент у вже згаданій лабораторії Ґран-Сассо з надчистим ксеноном масою понад 3 тонни в охолодженому (Т = -95° С) зрідженому стані. Другий експеримент – LUX (Large Underground Xenon Detector) працює з 370 кг ксенону і розташований у Стенфордській підземній дослідницькій лабораторії у США. Цей експеримент завершився у 2016 році.

     

    На його базі готується наступний експеримент LUX-ZEPLIN, який буде у 100 разів чутливішим та використовуватиме у 30 разів більше ксенону.  Окрім ксенону, є експерименти, які використовують зріджений аргон (ZEPLIN, DEAP, WARP, DArkSide та ArDM), кристали германію (CDMS, SuperCDMS, EDELWEISS), та вольфраму (CRESST).

     

    Окрім «традиційних» підходів, є низка незвичних пропозицій для пошуку темної матерії. Наприклад, відносно нещодавно вчені з Мічиганського університету запропонували шукати сліди взаємодії вімпів з речовиною мінералів, які глибоко «законсервувались» у земній товщі. Для цього пропонується використовувати найбільш точні методи мікроскопії з використанням «тунельного» мікроскопа, який діє за принципом відтворення рельєфу зрізу зразка за коливанням надзвичайно тонкого вістря. Щось на кшталт пошуку «викопних слідів» темної матерії.

     

    Завдяки деяким гіпотетичним властивостям певних видів частинок темної матерії є можливість їх реєстрації космічними апаратами опосередковано, під час пошуку «надлишкових» гамма-квантів з космосу, походження яких не можна пояснити випромінюванням звичайних астрофізичних об’єктів. Тому чим більше астрофізики знатимуть про звичайні джерела гамма-випромінювання, тим впевненіше вони зможуть відрізняти їх від проявів темної матерії.

     

    Найчастіше в цьому ключі проводять спостереження центру нашої Галактики на космічній гамма-обсерваторії Fermi. Але поки що усі повідомлення з часом знаходять традиційне тлумачення. Ще одне дослідження свідчить про можливе виявлення в рентгенівському діапазоні на енергії 3,5 кеВ лінії випромінювання від центру галактики в Андромеді, а також від кількох скупчень галактик, яку можна ототожнити з проявом розпаду згадуваного «стерильного» нейтрино.

     

    Для цього були використані дані космічної обсерваторії XMM-Newton, а в роботах активно брали участь українські вчені з Інституту теоретичної фізики НАН України. Цей результат активно обговорюється, і оскільки дослідники, які використовують дані рентгенівської обсерваторії Сhandra, не реєструють подібного сигналу, важливо перевірити ці спостереження за допомогою рентгенівських обсерваторій наступного покоління.

     

    Попри велику кількість наземних експериментів, спроб зареєструвати сигнали на супутниках, які б свідчили про властивості частинок темної матерії, їх досі не виявлено. Що відбудеться, якщо при пошуках цими методами нічого не знайдуть? Насправді, стане навіть цікавіше. Відбудеться природний процес «відсіювання» певного класу частинок-кандидатів, а вченим та інженерам доведеться придумувати нові методи та експерименти для їх пошуку.

     

    Окрім того, навіть якщо усі методи та установки покажуть негативний результат, це також не означатиме катастрофи у нашому світосприйнятті. Наприклад, певні типи частинок темної матерії окрім гравітаційної взаємодії більше жодним чином себе не проявляють. До того ж темна матерія не обов’язково повинна складатися винятково з одного типу частинок, їх може бути й декілька. Тому найцікавіше ще попереду. 

    ТЕКСТ: Анатолій Василенко
    Ілюстрації: PIXPENART
    Статті
    Людина
    Від батька до сина: що таке генеалогія і як досліджувати свій рід

    Що таке ДНК-генеалогія і як далеко кожний з нас може просунутися у вивченні свого роду?

    Наука
    Екологічно чиста отрута: уривок з книжки «Зоологічна екскурсія супермаркетом»

    Чому краще утриматися від «дикого» промислу морепродуктів, особливо у водоймах, де цвіте вода?

    Наука
    Передумови приходу диктаторів до влади: Італія, Німеччина, РФ

    Що стало передумовами приходу диктаторів до влади на прикладі фашистської Італії, нацистської Німеччини та путінської росії? Розповідає співавтор і ведучий каналу «Історія Без Міфів» Владлен Мараєв.

    Людина
    Як кожен з нас може подякувати військовим і допомогти їм з адаптацією

    Як змінюється світосприйняття військових і що ми можемо зробити, аби висловити їм вдячність і допомогти в адаптації до мирного життя?

    Біологія
    Не тільки в історії. Який слід залишить війна в наших генах

    Як війни, голод та важкі психологічні травми залишають слід у геномі людини й чи можемо ми на це якось повпливати?

    Космос
    Що таке сонячні плями і чи впливають вони на людей

    Чи можуть спалахи на Сонці та магнітні бурі провокувати погане самопочуття в людей?