Materia ciemna lub ciemna materia (tłumaczenie z angielskiego ciemnej materii ), niekiedy - choć rzadko - również o nazwie bardziej realistycznie przezroczystego materiału , jest to kategoria materii hipotetycznego powoływane w celu wyjaśnienia pewnych obserwacji astrofizycznych , w tym szacunki masy z galaktyk czy gromad galaktyk oraz właściwości fluktuacji w kosmicznym rozproszonym tle .
Jeśli chodzi o kompozycję substancji gorzkiej, różne hipotezy badane: gaz cząsteczkowej , DEAD gwiazdy, brązowe karły w dużych ilościach, czarnych dziur , etc. Jednak szacunki gęstości Wszechświata i liczby atomów implikują naturę niebarionową . Astrofizycy zakładają istnienie innych cząstek, być może superpartnerów (takich jak neutralino ), zgrupowanych pod ogólną nazwą „ słabo oddziałujące masywne cząstki ” (WIMP).
Ciemna materia miałaby jednak obfitość co najmniej pięciokrotnie większą niż materii barionowej, stanowiąc około 27% całkowitej gęstości energii obserwowalnego Wszechświata , zgodnie z modelami powstawania i ewolucji galaktyk oraz modelami kosmologicznymi .
W 1933 roku szwajcarski astronom Fritz Zwicky studiował małą grupę siedmiu galaktyk w klastry o Warkocz Bereniki . Jego celem jest obliczenie całkowitej masy tej gromady poprzez badanie prędkości (a raczej rozrzutu prędkości) tych siedmiu galaktyk. W ten sposób dedukuje - posługując się prawami Newtona - „masę dynamiczną” i porównuje ją z „masą świetlną”, wydedukowaną z ilości światła emitowanego przez gromadę (zakładając rozsądny rozkład populacji gwiazd w galaktykach).
Rozrzut prędkości (różnica między prędkościami siedmiu galaktyk) jest bezpośrednio związany z masą obecną w gromadzie według wzoru podobnego do trzeciego prawa Keplera . Gromada gwiazd można porównać do gazu , którego cząstki są gwiazdami. Jeśli gaz jest gorący, dyspersja prędkości cząstek jest wysoka. W skrajnym przypadku cząstki z wystarczającą prędkością ulatniają się z masy gazowej. Jeśli gaz jest zimny, dyspersja prędkości jest niska.
Zwicky zauważa, że prędkości obserwowane w gromadzie Warkocza są bardzo wysokie. Masa dynamiczna jest w rzeczywistości 400 razy większa niż masa świetlna. W tamtym czasie metody i dokładność pomiarów nie były wystarczająco dobre, aby wykluczyć błędy pomiarowe. Ponadto, masywne obiekty, takie jak brązowe karły , biały karze , gwiazdy neutronowe i czarne dziury , mają bardzo mało promieniujących obiektów, które są nieznane lub słabo poznane, ponieważ ich rozkład. To samo dotyczy czerwonych karłów, pyłu międzygwiazdowego i gazu molekularnego, które promieniują głównie w podczerwieni, a więc poza pasmami częstotliwości, które mogą przechodzić przez atmosferę. Musimy poczekać, aż teleskopy kosmiczne dedykowane do podczerwieni, takie jak Herschel wystrzelony w 2009 roku, zaczną coś widzieć.
Zwicky dzieli się swoimi spostrzeżeniami z kolegami, ale nie są zainteresowani. Zwicky z jednej strony nie cieszy się zbyt dobrą opinią ze względu na swój silny charakter, az drugiej jego wyniki są wątpliwe ze względu na dużą niepewność pomiaru .
Sinclair Smith (pl) zaobserwował to samo zjawisko w 1936 roku podczas obliczania całkowitej masy dynamicznej gromady w Pannie . Jest ona 200 razy większa niż szacunki podane przez Edwina Hubble'a , ale według Smitha różnicę można wytłumaczyć obecnością materii między galaktykami gromady. Ponadto, ponieważ gromady są nadal uważane przez wielu astronomów za tymczasowe struktury, z których galaktyki mogą uciec – a nie za stabilne struktury – to wyjaśnienie jest wystarczające, aby uzasadnić obserwację nadmiernych prędkości.
W tym czasie astronomowie badali inne tematy uważane za ważniejsze, takie jak ekspansja Wszechświata . Kwestia różnicy między masą dynamiczną a masą świetlną jest mało interesująca i zapomniana przez kilkadziesiąt lat.
Dopiero czterdzieści lat później, w latach 70. , pojawiło się pytanie o istnienie tej brakującej materii – którą nazwalibyśmy „ ciemną materią ”. Z analizy widm z galaktyk , amerykański astronom Vera Rubin studiował rotacji galaktyk spiralnych . Problem jest taki sam, jak w przypadku porównania masy dynamicznej i masy świetlnej gromad galaktyk. Chodzi o to, by wiedzieć, czy „masa świetlna”, to znaczy masa widzialna – którą wywnioskowano na podstawie obecności gwiazd – jest rzeczywiście równa (z kilkoma poprawkami) masie dynamicznej.
Masa dynamiczna jest zwykle jedyną prawdziwą masą, ponieważ jest to miara masy wyprowadzona z jej wpływu grawitacyjnego. Aby zmierzyć masę światła, musimy założyć, że cała masa galaktyki (lub gromady galaktyk) składa się z gwiazd. Gwiazdy te promieniują, a jeśli znany jest ich rozkład (masa, liczba, wiek itp. ), bliska podczerwień jest dobrym „znacznikiem” masy (nie jest zbyt czuła na silne promieniowanie masywnych gwiazd i umożliwia detekcję emisja mniej masywnych gwiazd, których widmo ma „szczyty” w optyce i podczerwieni). Jednak bliska podczerwień znajduje się na granicy nieprzezroczystości atmosfery i dopiero w 1999 roku na Hawajach uruchomiono na Hawajach teleskop Subaru, który wykrył ją z wystarczającą precyzją.
Analizując widmo galaktyk spiralnych widzianych z boku, takich jak galaktyka Andromedy , można wywnioskować krzywą rotacji . Opisując prędkość rotacji galaktyki w funkcji odległości od centrum, jest to bezpośrednia miara ogólnego rozmieszczenia materii w galaktyce. Maksymalna prędkość rotacji galaktyki spiralnej wynosi kilka kilo parseków od centrum, potem ma się zmniejszać zgodnie ze spadkiem Keplera . Rzeczywiście, gwiazdy na obrzeżach galaktyki na orbicie wokół centrum, w taki sam sposób, że planety są w orbicie wokół Słońca . Gwiazdy na obrzeżach galaktyki mają mniejszą prędkość orbitalną niż te znajdujące się bliżej jej centrum. Krzywa rotacji po maksimum zaczyna znowu spadać.
Vera Rubin zaobserwowała jednak, że gwiazdy znajdujące się na obrzeżach galaktyki Andromedy – podobnie jak w przypadku innych galaktyk spiralnych – wydają się obracać zbyt szybko (prędkości pozostawały praktycznie stałe, gdy ktoś oddalał się od centrum). Krzywa rotacji galaktyk spiralnych, a przynajmniej niektórych z nich, była płaska. Wiele innych podobnych obserwacji poczyniono w latach 80 - tych , wzmacniając obserwacje Very Rubin. Ta obserwacja rodzi głębokie pytania, ponieważ krzywa rotacji jest dobrą miarą masy dynamicznej. Nie ma żadnych założeń co do wieku, rozkład masy gwiazd jest konieczny. Jedyne założenie jest takie, że gwiazdy, źródła światła tworzącego analizowane widmo, są rzeczywiście śladami masy galaktyki, ale gwiazdy te zdają się nie podlegać prawom grawitacji.
Jednym z możliwych wyjaśnień jest wyobrażenie sobie istnienia gigantycznego halo niewidzialnej materii otaczającej galaktyki; halo, które stanowiłoby do 90% całkowitej masy galaktyki, a nawet więcej w niektórych galaktykach karłowatych . W 2000 roku galaktyki, które wykonały mapy kanadyjskiej astronom Catherine Heymans (w) i jej partnerki Megan Gray, tylko 10% składa się z przegrzanych gazów, a tylko 3% z widocznej materii. Reszta była ciemną materią. Tak więc wszystkie gwiazdy znajdują się prawie w centrum prawdziwego rozciągnięcia "galaktyki" (tym razem złożonej z widzialnej galaktyki i halo ciemnej materii), a zatem obracają się normalnie. To znaczy, że gwiazdy, nawet te na widocznych obrzeżach galaktyki, nie są „wystarczająco daleko” od centrum, aby znaleźć się w opadającej części krzywej rotacji. Nikt nigdy nie zaobserwował tej ciemnej materii.
Jednym z możliwych wyjaśnień jest obecność ciemnej materii. Rzeczywiście, astronomowie uważają, że galaktyki zawierają bardzo mało światła (takie jak brązowe karły , białe karły , czarne dziury , gwiazdy neutronowe ), które mogą być ważną częścią całkowitej masy galaktyki, ale nie są widoczne za pomocą zwykłych instrumentów optycznych. Przy pomiarze płaskiej krzywej rotacji jak najdalej od centrum, obserwacje galaktyk spiralnych na innych długościach fal (w celu lepszego scharakteryzowania obecności słabych obiektów w widzialnej domenie) są jednym z głównych wysiłków astronomii w badaniu problem.
Na podstawie wyników opublikowanych w sierpień 2006, ciemna materia byłaby wyraźnie obserwowana od zwykłej materii dzięki obserwacji Gromady Pocisków – składającej się z dwóch sąsiadujących ze sobą gromad, które zderzyły się około 150 milionów lat temu. W astronomowie przeanalizował wpływ grawitacji złudzenie w celu określenia całkowitej rozkład masowy pary klastrów i porównano ten dystrybucyjnej z zwykły materiał taki, jak podano w wyniku bezpośredniej obserwacji emisji promieni rentgenowskich z bardzo gorących gazów z klastrów, który jest uważa się, że tworzy większość zwykłej ( barionowej ) materii w skupiskach. Bardzo wysoka temperatura gazu jest dokładnie spowodowana zderzeniem, podczas którego zwykła materia oddziałuje między dwoma skupiskami i jest spowolniona w swoim ruchu. Ciemna materia nie wchodziłaby w interakcje lub byłaby bardzo mała, co wyjaśnia jej odmienne położenie w gromadach po zderzeniu.
Dowód na istnienie ciemnej materii będzie jednak pod warunkiem, albo przez bezpośrednią obserwację interakcji ciemnych cząstek materii z detektorów naziemnych - jak CDMS ( kriogeniczne Dark Matter Search ), XENON lub WARP ( WIMP Argon Programu ) . Projektów ( fr) ) - lub przez tworzenie takich cząstek w akceleratorze - jak w Wielkim Zderzaczu Hadronów (LHC). Ten rodzaj detekcji miałby zaletę precyzyjnego określenia masy tych cząstek i dogłębnej analizy kształtu ich oddziaływań.
Jednakże 17 grudnia 2009, dwie konferencje na Uniwersytecie Stanforda i Fermilab sugerują, że domniemane wykrycie dwóch cząstek ciemnej materii, zwanych również „Wimps”, przez detektor CDMS nie jest znaczące. W 2011 roku Europejski doświadczenie EDELWEISS podziemne laboratorium od Modane poinformował, że dwóch na pięć sygnałów obserwowanych może oznaczać cząstki ciemnej materii przechodząc przez jego detektorów: „chociaż tak ciężki jak 10 do 10 000 protonów, niezależnie czarnymi krzyżami względu na to, jak dyskretnie jako neutrino o prawie zerowej masie. ” .
AMS spektrometr , zainstalowany na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej , pod warunkiem jej pierwsze rezultaty w kwestii ciemnej materii w roku 2013. W szczególności, wykryto nadmiar antyprotonów które mogą być wyjaśnione przez niektórych modeli ciemnej materii.
W listopad 2013eksperyment LUX ( Large Underground Xenon (en) ) zakończył się bez możliwości wykrycia ciemnej materii. Chociaż wyniki tego eksperymentu nie unieważniają istnienia ciemnej materii, czułość jego detektorów wyznacza niższą górną granicę przekroju ciemnej materii.
W lipiec 2018, analizy satelity Planck potwierdzają jednak model kosmologiczny, w którym zwykła materia, którą znamy, stanowi tylko 4,9% Wszechświata.
Na podstawie prędkości obrotowych gwiazd i galaktyk (na poziomie gromady) można było zmierzyć masę tej ciemnej materii, a także wywnioskować jej rozkład. Oczekuje się, że duża ilość tego materiału zostanie znaleziona w samych galaktykach, nie w dysku galaktycznym, ale w postaci halo otaczającego galaktykę. Taka konfiguracja zapewnia stabilność dysku galaktycznego. Ponadto, niektóre galaktyki mają pierścienie prostopadłe do dysku i składają się z gazu, pyłu i gwiazd. Ponownie, halo materii wyjaśniałoby formację i stabilność, której wymagają takie pierścienie. Z drugiej strony niemożliwe jest, aby ciemna materia znajdowała się w dysku galaktycznym, ponieważ w ruchu gwiazd należałoby wówczas zaobserwować oscylację prostopadłą do dysku; oscylacja, której nie widzimy.
Podobnie jak świetlista materia, zmniejszałby się również w miarę oddalania się od centrum galaktyki, ale w znacznie mniej wyraźny sposób. Tak więc proporcja świecącej materii wahałaby się od dominującej w sercu galaktyk do znikomej na peryferiach. Badanie galaktyk satelitarnych (małych galaktyk krążących wokół innych galaktyk) zmusza do wyobrażenia sobie bardzo dużych halo: około 200 lub 300 kpc . Dla porównania, Słońce znajduje się około 8,7 kpc od centrum naszej Galaktyki . Andromeda galaktyka - galaktyka najbliżej nas - znajduje się w 760 kpc , trochę więcej niż dwukrotnie promień ciemnej materii halo naszej galaktyki. Dlatego te halo powinny być wspólne dla sąsiednich galaktyk.
W 2018 roku zaobserwowano galaktykę pozbawioną ciemnej materii, NGC 1052-DF2 . W następnym roku obserwuje się inną galaktykę z tej samej grupy , grupę NGC 1052 , również pozbawioną ciemnej materii i 19 innych galaktyk karłowatych, które wydają się mieć niedobór ciemnej materii w porównaniu z przewidywaniami teoretycznymi (wynik, którego metodologia jest od tego czasu kwestionowana). . W 2019 roku w badaniu zaproponowano alternatywne wyjaśnienie danych obserwacyjnych dotyczących galaktyk satelitarnych Drogi Mlecznej, które nie obejmuje ciemnej materii.
Ruchy galaktyk w gromadach ujawniły ten sam problem, co badanie ruchów gwiazd w galaktykach, a zatem sugeruje obecność ciemnej materii między galaktykami; chociaż nie ma jeszcze dowodów na to, że te dwa problemy są ze sobą powiązane. W skali galaktyk ilość ciemnej materii byłaby nawet dziesięciokrotnie większa niż materii jasnej, ale na poziomie gromad byłaby znacznie większa: nawet trzydziestokrotnie większa od „widzialnej” masy tych gromad.
W 1996 roku astrofizyk Yannick Mellier wraz ze swoim zespołem zmierzył ilość ciemnej materii w całym Wszechświecie i sporządził mapę jej rozmieszczenia między gromadami galaktyk za pomocą ścinania grawitacyjnego . Pomysł polega na wykonaniu wielkoskalowych badań statystycznych deformacji obrazów galaktyk w wyniku oddziaływania grawitacyjnego ciemnej materii obecnej między Ziemią a tymi strukturami, odchylającej wysyłane przez nie promienie świetlne (ich obraz dociera do nas zatem zniekształcony) . Badania statystyczne na bardzo dużą skalę ( badany region nieba miał pozorną wielkość księżyca i głębokość pięciu miliardów lat świetlnych) pozwala pominąć lokalne deformacje spowodowane innymi gromadami galaktyk.
Wynikiem tego badania było Marzec 2000pierwsze mapowanie (w formie szkicu). Ciemna materia powinna przybrać formę długich, przecinających się włókien, ilość materii we Wszechświecie powinna wynosić jedną trzecią, aby osiągnąć gęstość krytyczną , reszta to ciemna energia .
Trwa nowe, podobne badanie autorstwa zespołu Yannicka Melliera, tym razem z większą kamerą CCD , umożliwiającą badanie obszaru dwudziestokrotnie większego niż podczas pierwszego badania. Zapewni to bardziej szczegółową mapę ciemnej materii na dużą skalę.
Ciemna materia stwarza wiele problemów, ale może rozwiązać inne. Może być stosowany do wyjaśnienia powstawanie wielkich struktur we Wszechświecie ( galaktyki , gromady galaktyk , supergromady , itp ).
Problemem jest to, że zakłada się, że krótko po Big Bang The Wszechświat złożony z protonów , neutronów , elektronów , fotonów i innych cząstek, jest w przybliżeniu jednorodna, to jednolita w każdym punkcie, ponieważ jego temperatura jest zbyt wysoka, aby cząstki które tworzą atomy do zgrupowania. Dziś, obserwując rozkład obiektów we Wszechświecie, zauważamy, że nie są one rozłożone równomiernie; dlatego zakłada się, że materia musiała koncentrować się nieco bardziej w pewnych miejscach, tworząc fluktuacje, które nazywamy „fluktuacjami pierwotnymi”.
A żeby zidentyfikować te fluktuacje gęstości na dyfuzyjnym tle kosmicznym , wystarczy określić różnice temperatur wynikające z tego promieniowania kopalnego. Zmierzona średnia temperatura wynosi około 2,7K . Nieco cieplejsze obszary wskazywałyby na nieco większą gęstość materii. Wystarczyło, że te fluktuacje są rzędu tysięcznych stopnia, aby wyjaśnić powstawanie galaktyk z tych grup materii.
Na nieszczęście dla tej teorii, satelita COBE wystrzelony w 1992 roku ujawnił jedynie zmiany temperatury rzędu stu tysięcznych stopnia, co jest o wiele za małe, aby duże struktury Wszechświata mogły uformować się z tych pierwotnych fluktuacji w zaledwie 13,7 miliardach lat.
To tutaj wprowadzana jest ciemna materia, aby uratować teorię. Ze względu na ciśnienie fotonów protony, neutrony i elektrony nie mogły się połączyć, tworząc atomy. Z drugiej strony ciemna materia nie oddziałuje z fotonami i dlatego nie podlegałaby temu ciśnieniu, które pozwoliłoby jej na wytworzenie (niewidzialnych) fluktuacji gęstości na długo przed zwykłą materią. Te fluktuacje mogły zatem przyciągać, grawitacyjnie, zwykłą materię podczas odsprzęgania materiału od promieniowania pierwotnej nukleosyntezy (odsprzęganie, które uwolniło fotony i uczyniło Wszechświat przezroczystym).
W tej hipotezie to zatem te fluktuacje gęstości ciemnej materii byłyby przyczyną powstania galaktyk i gromad galaktyk, rozmieszczonych nierównomiernie we Wszechświecie.
Dwie główne teorie ścierają się co do natury tej ciemnej materii: gorąca ciemna materia i zimna ciemna materia . Opierają się one na masie cząstek tworzących ciemną materię, a tym samym na ich prędkości. W przypadku tzw. „gorącej” ciemnej materii cząstki mają prędkości relatywistyczne , zbliżone do prędkości światła, podczas gdy te tworzące tzw. „zimną” ciemną materię byłyby masywniejsze, a przez to wolniejsze, a nie relatywistyczne.
Szybkość ruchu tych cząstek wpływa na kolejność formowania się dużych struktur Wszechświata. Jeśli wszechświat zdominowane przez gorący ciemnej substancji, znaczną prędkość cząstek stanowiących to pierwsze zapobiega powstawaniu struktury mniejsze od supergromadach galaktyk które następnie fragmentu do klastrów galaktyk , a następnie do galaktyk , etc. Jest to tak zwany scenariusz „odgórny”, ponieważ najpierw powstają największe struktury, a następnie dzielą się. Najlepszym kandydatem do formowania gorącej ciemnej materii jest neutrino . Z drugiej strony, jeśli zimna ciemna materia dominuje we Wszechświecie, cząstki przelecą mniejszą odległość, a zatem wyeliminują fluktuacje gęstości na mniejszych obszarach niż w przypadku gorącej ciemnej materii. Zwykła materia następnie przegrupuje się, aby najpierw utworzyć galaktyki (z obłoków gazu), które same przegrupują się w gromady, a następnie w supergromady. Jest to tak zwany scenariusz „oddolny”. Kandydatami do ukonstytuowania się zimnej ciemnej materii są WIMP i MACHO .
Tych dwóch teorii bronił Jakow Zeldowicz w przypadku gorącej ciemnej materii i James Peebles w przypadku zimnej ciemnej materii. Obecnie wydaje się, że dominuje model zimnej ciemnej materii. Rzeczywiście, galaktyki znajdują się w dynamicznej równowadze, co sugeruje, że powstały przed gromadami – z których nie wszystkie wydają się jeszcze stabilne – które potrzebują więcej czasu, aby osiągnąć tę równowagę. Jednak dzisiejsze teorie wprowadzają trochę gorącej ciemnej materii. Jest to konieczne do wyjaśnienia powstawania klastrów; Sama zimna materia nie mogła na to pozwolić w tak krótkim czasie.
Naukowcy najpierw zwrócili się do zwykłej (lub barionowej) materii do swoich badań i przeanalizowali wszystkie typy obiektów, które mogą przyczynić się do tego pola grawitacyjnego, takie jak chmury gazu, martwe gwiazdy czy czarne dziury.
Chmury gazoweW latach 90. precyzyjne mapy źródeł promieniowania rentgenowskiego we Wszechświecie – uzyskane za pomocą satelity Rosat – ujawniły obecność gigantycznych obłoków zjonizowanego gazu w gromadach galaktyk; chmury kilku milionów stopni nie emitujące światła widzialnego. Co więcej, te obłoki wydawały się zawierać dziesięć razy więcej materii (przynajmniej jasnej) niż galaktyki tych gromad, może to była w końcu poszukiwana materia? Niestety nie. Wręcz przeciwnie, te chmury są dowodem na obecność ciemnej materii wokół galaktyk. Rzeczywiście, aby osiągnąć takie temperatury , cząstki tworzące obłok muszą zostać rozpędzone do bardzo dużych prędkości (około 300 km/s ), a przyspieszenie to wynika z siły grawitacji . Jednak ilość gazu jest niewystarczająca do wygenerowania takiego pola grawitacyjnego. Podobnie same gwiazdy nie mogą zapobiec ucieczce obłoku gazu. Grawitacyjny wpływ ciemnej materii jest tutaj również niezbędny, aby wyjaśnić zamknięcie tych chmur w pobliżu galaktyk. Co więcej, kształt tych obłoków może pomóc astronomom w badaniu rozmieszczenia ciemnej materii wokół.
Jednak Jean Perdijon (mg) wskazują, że promieniowanie emitowane przez cząstki gazu przyspieszanego wewnątrz klastrów zablokowanych horyzontem zdarzeń (powiedzieć Rindler) związane z ich przyspieszenia, które je ukryć przed wzrokiem obserwatora. Naziemnej z moment, w którym gromada jest wystarczająco daleko; wyjaśniałoby to fakt, że w pobliżu naszej Galaktyki nie znajdujemy ciemnej materii.
Wnioski z programów MACHO, EROS i AGAPESzacuje się, że trzy czwarte materii barionowej we Wszechświecie składa się z wodoru . Obłoki atomowego wodoru, w których obecne są gwiazdy, są niewystarczające, aby wyjaśnić to silne oddziaływanie grawitacyjne, które powoduje, że gwiazdy wirują na obrzeżach galaktyki szybciej niż oczekiwano, a masa galaktyki mnoży co najwyżej dwa; wciąż brakuje jej co najmniej pięciokrotnej masy galaktyki. Astronomowie następnie zainteresował się bardziej zwartych obiektów, które nie emitują światła (lub zbyt mało, aby zostać wykryte), takie jak brązowe karły (gwiazdy, które nie osiągają stadium gwiazdy, ponieważ nie są masywne wystarczy) lub karłów. Białe (martwe gwiazdek składzie ciężkich elementów). Obiekty te nazywane są „MACHO”, co oznacza Massive Compact Halo Objects .
Teoria białych karłów została poparta pracami BR Oppenheimera ( 2001 ), ale później została zakwestionowana (w szczególności przez Pierre Bergerona, 2001 , 2003 , 2005 ). Hipoteza ta pozostaje w niepewności z powodu braku pomiaru paralaksy trygonometrycznej, a tym samym odległości na białych karłach z ich badań. Według pracy Oppenheimera dolna granica udziału masy białych karłów halo w brakującej masie galaktyki wynosi 3%, w porównaniu z górną granicą zapewnianą przez EROS, która wynosi 35%. Jednak z tą hipotezą wiążą się problemy: brakująca masa galaktyk jest ważna i dlatego zajęłaby dziesięć razy więcej martwych gwiazd niż gwiazd żywych. Jednak obserwując w głębokim kosmosie, powinniśmy zobaczyć galaktyki zamieszkane przez te wciąż żywe gwiazdy (ich światło dociera do nas ze znacznie starszej ery), a więc znacznie jaśniejsze galaktyki; ale tak nie jest. Ponadto proporcja supernowych powinna być większa w tych odległych galaktykach. Ponieważ supernowe uwalniają ciężkie pierwiastki, proporcja tych pierwiastków również powinna być dziesięciokrotnie większa niż obecnie wykrywana.
Dla brązowych karłów problemem było ich wykrycie. W 1986 roku astronom Bohdan Paczyński wyjaśnia, jak wykrywać te masywne, ale nie emitujące światła obiekty, wykorzystując efekt soczewki grawitacyjnej . Masywny obiekt przechodzący przed gwiazdą odbija promienie świetlne emitowane przez tę gwiazdę. Konkretnie, efekt soczewki stworzy drugi obraz tej gwiazdy i nałoży go na obraz gwiazdy; jasność staje się w tym momencie (gdy obiekt przechodzi tuż przed gwiazdą) ważniejsza. Problemem była jednak rzadkość tego zjawiska: liczba szans zaobserwowania w dowolnym momencie efektu soczewkowania grawitacyjnego wywołanego przez brązowego karła (zakładając, że składa się głównie z niego ciemna materia) wynosi jeden na milion.
Korzystając z szerokokątnych kamer CCD (odzyskanych z programów wojskowych), astronomowie byli w stanie na początku lat 90. badać dużą liczbę gwiazd na raz, zwiększając szanse zaobserwowania efektów soczewek grawitacyjnych. Narodziły się dwa programy obserwacyjne: EROS (Doświadczenie w poszukiwaniu ciemnych obiektów) w 1990 i MACHO w 1992 ; pierwszy skupia się na znajdowaniu mniej masywnych i mniejszych obiektów. Programy te zakończyły się w 2003 i 2001 roku z nieprzekonującym rekordem. Zaobserwowano niewiele efektów soczewkowania grawitacyjnego i naukowcy musieli dojść do wniosku, że mniej niż 10% halo naszej galaktyki może być brązowymi karłami, co znowu jest niewystarczające.
Program AGAPE ( Andromeda Galaxy Amplified Pixel Experiment ) rozpoczął się około 1994 r. i miał na celu wykrycie efektów soczewek grawitacyjnych, obserwując tym razem już nie Wielki Obłok Magellana, jak MACHO i EROS, ale galaktykę Andromedy. Im większa odległość, tym większe jest prawdopodobieństwo, że światło zostanie odbite przez zwarty obiekt. Tutaj również obserwuje się niewiele efektów soczewkowych.
Czarne dziuryZnacznie masywniejsze niż MACHO czy gwiazdy, czarne dziury mogły być dobrymi kandydatami. Niektóre z nich mogą osiągnąć masę kilku milionów, a nawet kilku miliardów mas Słońca (zwłaszcza supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk). Jednak w galaktyce potrzeba prawie miliona czarnych dziur o takiej masie, aby wypełnić ten brak materii; zbyt duża ze względu na konsekwencje dla gwiazd w pobliżu czarnej dziury. Rzeczywiście, czarne dziury czasami przecinają dysk galaktyczny i zakłócają ruch gwiazd. Przy tak dużej liczbie czarnych dziur ruchy tych gwiazd byłyby znacznie wzmocnione, co spowodowałoby, że dysk galaktyczny byłby znacznie grubszy niż to, co jest obecnie obserwowane.
Pozostają gwiezdne czarne dziury (rzędu kilku mas Słońca), które są trudne do wykrycia, oraz czarne dziury o masie kilkudziesięciu lub setek mas Słońca, których natura powstawania pozostaje tajemnicą. W każdym razie ślad czarnych dziur jako słynnej ciemnej materii został porzucony, a astronomowie przyjrzeli się innej formie materii, nie barionowej. W 2019 roku pomiary wykorzystujące obecność sondy Voyager 1 poza heliosferą wykazały, że pierwotne czarne dziury o masie mniejszej niż 1 × 10 17 g mogą reprezentować tylko wtedy, gdy istnieją tylko co najwyżej 0,1% ciemnej materii obecnej w Droga Mleczna .
Teoria Wielkiego Wybuchu pozwala obliczyć liczbę barionów w całym Wszechświecie, czyli liczbę atomów helu 4 i wodoru, powstałych podczas pierwotnej nukleosyntezy . Astronomowie osiągnęli poziom materii barionowej około 4% gęstości krytycznej. Jednak, aby wyjaśnić płaską geometrię Wszechświata, całkowita materia Wszechświata musi stanowić 30% gęstości krytycznej (pozostałe 70% to ciemna energia ). Brakuje więc 26% gęstości krytycznej w postaci materii niebarionowej; to znaczy składa się z cząstek innych niż bariony .
NeutrinotriNeutrinowy jest cząstką Postuluje się po raz pierwszy w 1930 r przez Wolfgang Pauli , jeszcze przed odkryciem neutronu ( rok później ), i które wykryto w 1956 r przez Fredericka Reines i Clyde Cowan . Ta cząstka - niewrażliwa na siły elektromagnetyczne i silne siły jądrowe - jest emitowana podczas rozpadu beta , któremu towarzyszy antyelektron, zwany także pozytonem . Neutrino zatem w niewielkim stopniu oddziałuje z innymi cząsteczkami, co czyni je dobrym kandydatem na ciemną materię.
Masę neutrina oszacowano na bardzo małą, a nawet zerową, aż do końca lat 90. XX wieku . W związku z problemem brakującej masy Wszechświata fizycy zastanawiali się, czy neutrino może nie mieć małej, ale niezerowej masy, która mogłaby wyjaśnić tę brakującą masę. Zwłaszcza, że neutrino jest najliczniejszą cząstką we wszechświecie, zaraz po fotonie . Jednak eksperymenty Super-Kamiokande i SNO ( Sudbury Neutrino Observatory ) ujawniły masę o wiele za małą, aby ta cząstka stanowiła większość ciemnej materii. Neutrina mogą stanowić co najwyżej 18% całkowitej masy Wszechświata.
Nowa hipoteza pojawia się ponownie po zaobserwowaniu anomalii na strumieniach neutrin reaktorowych w postaci nowych smaków neutrin, uzupełniających trzy znane smaki. Mówi się, że te nowe neutrina, sterylne neutrina , mają znacznie większą masę niż konwencjonalne neutrina i nie oddziałują fizycznie (z wyjątkiem grawitacji) ze zwykłą materią. Ponadto te sterylne neutrina mogą oscylować ze smakami e, mu i tau.
AksjonJako składnik ciemnej materii proponuje się akson , hipotetyczną cząstkę.
WIMPW WIMP ( interaktywne masywne cząstki Słabo ) stanowią klasę ciężkich cząstek słabo oddziałują z materią, są doskonałymi kandydatami dla ciemnych względu nie barionowej. Wśród nich jest neutralino , postulowane przez supersymetryczne rozszerzenia Modelu Standardowego fizyki cząstek elementarnych . Pomysł supersymetrię jest skojarzyć każdy Higgsa z pomocą Fermion i odwrotnie . Każdej cząstce przypisywany jest zatem super-partner o identycznych właściwościach (masa, ładunek), ale o spinie innym niż 1 ⁄ 2 . W ten sposób liczba cząstek jest podwojona. Na przykład, fotonów jest znaleziono towarzyszy photino , w Grawitonów z grawitinu , The neutrinowym z sneutrino (It) The elektronów o Selectron , etc. Po niepowodzeniu wykrycia Higgsa o wartości 511 keV (partnera elektronu) fizycy musieli ponownie przemyśleć ideę dokładności symetrii . Mówi się, że symetria jest zepsuta i superpartnerzy mają bardzo dużą masę. Jedna z tych supercząstek zwana LSP ( Lightest Supersymmetric Particle ) jest najlżejsza ze wszystkich. W większości teorii supersymetrycznych, o których mówi się, że nie ma naruszenia parzystości R , LSP jest stabilną cząstką, ponieważ nie może się rozpaść na lżejszy pierwiastek. Jest również neutralny pod względem koloru i ładunku elektrycznego, a zatem wrażliwy tylko na słabe oddziaływanie ; jako taki stanowi doskonałego kandydata na niebarionową ciemną materię.
Ta najlżejsza supersymetryczna cząstka jest ogólnie (w zależności od modelu) neutralino , kombinacją tych supercząstek: fotino (partner fotonu), zino (partner bozonu Z 0 ) lub higgsino (partner bozonów Higgsa). ). Ostatnie pomiary w CERN wskazują, że jeśli istnieje, to jego masa jest większa niż 46 GeV / c 2 . LSP może być również sneutrino lub grawitino (w ramach niektórych teorii, w których łamanie supersymetrii odbywa się za pośrednictwem cechowania). LSP jest stabilny (bez naruszenia parzystości R ), dlatego jest bardzo obfity do tego stopnia, że reprezentuje większość materii Wszechświata. Jako taki jest przedmiotem wielu badań. Wykrywanie ciemnej materii może być bezpośrednie, poprzez interakcję w detektorze, lub pośrednie, poprzez poszukiwanie produktów anihilacji.
Wykrywanie supersymetrycznej ciemnej materii to niezwykle dynamiczna dziedzina fizyki, zwłaszcza z technicznego punktu widzenia. Położenie detektorów odzwierciedla tę różnorodność: w orbicie ziemskiej ( AMS , PAMELA ) pod lodem bieguna południowego ( AMANDA następnie Icecube ) w środowisku morskim ( ANTARES ), lub w laboratoriach podziemnych ( EDELWEISS , Mimac , PICO ) .
Pod koniec 2017 roku „pomimo coraz bardziej precyzyjnych doświadczeń” nic nie mogło podkreślić obecności mięczaków .
Negatywne wyniki opublikowane późno październik 2017przez współpracę XENON1T z Gran Sasso, a także przez chiński zespół, wydają się eliminować prostsze i bardziej eleganckie warianty modelu WIMP . Obecnie trwają prace nad nowymi, bardziej czułymi detektorami i jest zbyt wcześnie, aby porzucić ten model na dobre, ale negatywne wyniki skłaniają do ponownego zainteresowania alternatywnymi hipotezami.
Zgodnie z teorią „modyfikacji dynamiki Newtona” (MOND) – wprowadzonej przez Mordehaia Milgroma – ciemna materia może nie istnieć, a hipoteza o jej istnieniu może wynikać z częściowej nieznajomości praw grawitacji. Inne teorie postulują istnienie antygrawitacji, która charakteryzowałaby pewne cząstki, np. antymateria ( Dirac-Milne Universe ).
W 2017 roku André Maeder z Uniwersytetu Genewskiego (UNIGE) zaproponował uwzględnienie nowej hipotezy zwanej „niezmiennością skali próżni”. Pierwsze testy modelu wydają się potwierdzać obserwacje. Nowy model umożliwiłby obejście się bez ciemnej materii i energii .
Powieść science fiction Starplex opowiada o obcych istotach, tak dużych jak planeta Jowisz, zbudowanych całkowicie z ciemnej materii.