Qorong‘i materiya

Qorong‘i materiya — astronomiya va kosmologiyada, shuningdek, nazariy fizikada faraz qilinadigan materiyaning elektromagnit o‘zaro ta’sirda ishtirok etmaydigan va shu sababli bevosita kuzatib bo‘lmaydigan shakli. U Koinot umumiy massa-energiyasining taxminan chorak qismini tashkil etadi va faqat gravitatsion o‘zaro ta’sir orqali namoyon bo‘ladi. Qorong‘i materiya tushunchasi quyidagilarni nazariy tushuntirish uchun kiritilgan: yashirin massa muammosi, ya’ni galaktikalar tashqi qismlarining g‘ayrioddiy yuqori aylanish tezligi va gravitatsion linzalanish (bu hodisalarda oddiy ko‘rinadigan materiyanikidan ancha katta massaga ega modda ishtirok etadi); boshqa taklif etilgan izohlar orasida bu tushuntirish eng qoniqarlisi hisoblanadi.

Qorong‘i materiyaning tarkibi va tabiati hozircha noma’lum. Umumqabul qilingan kosmologik model doirasida eng ehtimolli deb sovuq qorong‘i materiya modeli hisoblanadi. Qorong‘i materiya zarralari bo‘lishi mumkin bo‘lgan nomzodlar sifatida Standart modeldan tashqaridagi turli ekzotik zarralar taklif etilgan. Faol izlanishlarga qaramay, ular tajribada hanuz aniqlanmagan.

2013-yil mart oyida e’lon qilingan «Plank» kosmik observatoriyasi kuzatuvlari natijalari standart Lambda-CDM kosmologik modeliga muvofiq talqin qilinganda, massa-energiya bo‘yicha kuzatiladigan Koinot tarkibining 4,9 % ini oddiy (barion) materiya, 26,8 % ini qorong‘i materiya, 68,3 % ini esa qorong‘i energiya tashkil qiladi. Demak, Koinotning 95,1 % ini qorong‘i materiya va qorong‘i energiya tashkil etadi.

Tarix

Qorong‘i materiya tushunchasi tarixan yashirin massa muammosi bilan bog‘liq: ba’zan osmon jismlarining kuzatilayotgan harakati osmon mexanikasi qonunlaridan og‘adi; odatda bunday hodisa noma’lum moddiy jism (yoki bir nechta jism) mavjudligi bilan izohlangan. Aynan shu yo‘l bilan quyidagi jismlar kashf etilgan: Neptun sayyorasi va Sirius B yulduzi.

«Qorong‘i materiya» atamasini (fransuzcha matière obscure) 1906-yilda ehtimol birinchi bo‘lib fransuz fizigi va matematigi Anri Puankare ishlatgan. U lord Kelvin ning Galaktika yulduzlari massasini ularning tezliklari taqsimotidan kelib chiqib baholash haqidagi fikrlarini davom ettirib, shunday degan: «Yulduzlarimizning ko‘pchiligi, balki deyarli barchasi qorong‘i jismlar (fransuzcha corps sombres, inglizcha dark bodies) bo‘lishi mumkin», ammo u boshqa xulosaga kelgan: «Qorong‘i materiya yo‘q yoki hech bo‘lmaganda uning miqdori ko‘rinadigan materiyanikichalik ko‘p emas». 1915-yilda eston astronomi Ernst Epik, keyin esa 1922-yilda niderlandiyalik Yakobus Kapteyn ham shunga o‘xshash xulosaga kelgan. Ko‘rinishidan, Kapteyn «qorong‘i materiya» atamasini (niderlandcha donkere materie, inglizcha dark matter) aynan faqat gravitatsion ta’siri orqali mavjudligini bilish mumkin bo‘lgan, bevosita kuzatilmaydigan materiya ma’nosida birinchi bo‘lib ishlatgan:

Shunday qilib, biz Koinotdagi qorong‘i materiya massasini baholash imkoniga egamiz. Uning hozirgi holatini ko‘rib chiqsak, bu massaning ulushi, aftidan, ustunlik qiladigan darajada katta emas.
Asl matn (inglizcha)
We therefore have the means of estimating the mass of the dark matter in the universe. As matters stand at present, it appears at once that this mass cannot be excessive.

O‘sha yili britaniyalik astronom Jeyms Jins, u ham Galaktikamizdagi yulduzlarning harakatini ham o‘rgangan bo‘lib, boshqacha xulosaga kelgan: har bir ko‘rinadigan yulduzga 2 ta «qorong‘i» yulduz to‘g‘ri keladi. Keyinchalik Kapteynning shogirdi, niderlandiyalik Yan Oort 1932-yilda galaktikamizdagi, aniqrog‘i, Quyosh tizimi atrofidagi qorong‘i materiya zichligining aniqroq bahosini Somon yo‘li tekisligiga nisbatan yulduzlarning tik tebranishlarini tahlil qilish asosida e’lon qildi. U moddaning umumiy zichligi oddiy ko‘rinadigan materiya zichligidan atigi ikki baravar katta ekanini (Oort chegarasi deb ataladi), ya’ni qorong‘i materiya zichligi ko‘rinadigan yulduzlar zichligiga taxminan teng va 0,05 M_⊙/pk³ ekanini hisoblab chiqdi. Shunday qilib, o‘sha davrda qorong‘i materiya so‘zning tom ma’nosida yetarlicha yorug‘lik chiqarmaydigan qorong‘i modda, deb hisoblangan.

Qorong‘i materiyani, jumladan, galaktikalardan tashqaridagi miqyoslarda jiddiy o‘rganish amalda Frits Tsvikkining ishlaridan boshlandi. U 1933-yilda Koma galaktikalar to‘dasi (yulduz turkumi Veronika sochlari)dagi sakkizta galaktikaning radial tezliklari g‘ayrioddiy darajada katta tarqalishga — taxminan 1000 km/s ga — ega ekanini aniqlab, virial teoremani qo‘lladi va to‘da barqaror bo‘lishi uchun uning umumiy massasi tarkibidagi yulduzlar massasidan 400 baravar katta bo‘lishi kerak, degan xulosaga keldi:

Agar bu tasdiqlansa, biz hayratlanarli xulosaga kelamiz: qorong‘i materiya miqdori nurlanuvchi materiyanikidan ancha ko‘p.
Asl matn (nemischa)
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.

1937-yildagi yana bir maqolada shveysariyalik--amerikalik astrofizik o‘z hisoblarini aniqlashtirib, «tumanliklarda sovuq yulduzlar, boshqa qattiq jismlar va gazlar ko‘rinishidagi qorong‘i materiya»ni tilga oladi. Demak, u ham uni hanuz oddiy modda turi deb hisoblagan. Bundan tashqari, Frits Tsvikki hisoblashda taxminan 8 baravar oshirib baholangan Xabbl doimiysi ning noto‘g‘ri qiymatidan foydalangan, shuning oqibatida oshirib baholangan massa/yorqinlik nisbati ni hamda shunga mos ravishda qorong‘i materiya miqdorini oshirib baholagan. Shunday tafsilotlarga qaramay, uning qorong‘i materiya yirik astronomik obyektlar massasining asosiy qismini tashkil etishi haqidagi tub xulosasi qorong‘i materiya tushunchasi tarixidagi muhim bosqich bo‘ldi. Taxminan shu davrda, 1936-yilda amerikalik astronom Sinkler Smit boshqa galaktikalar to‘dasi — Sunbula uchun ham o‘xshash natijaga erishdi: uning hisobiga ko‘ra, to‘dadagi bitta galaktikaning o‘rtacha massasi 2⋅10¹¹M_ʘ, bu avvalgi bahodan 2 tartib yuqori edi. Avvalgi bahoni E. Xabbl bergan. Biroq Smit, o‘zi ham iqtibos keltirgan Tsvikki kabi, ushbu paradoksni to‘dada katta miqdorda galaktikalararo modda mavjudligi bilan izohlagan: modda to‘da bo‘ylab bir tekis taqsimlangan yoki galaktikalar atrofida ulkan, kuchsiz nurlanuvchi bulutlarni hosil qilgan bo‘lishi mumkin edi. Ayni paytda, o‘sha davr astronomlari yetishmayotgan massa muammosini tan olsalar-da, qorong‘i materiya faraziga ancha shubha bilan qarashgan.

Ko‘p o‘tmay, spiral galaktikalarning aylanish egri chiziqlari asosida aniqlangan massa taqsimoti va massa/yorqinlik nisbati bilan bog‘liq yana bir muammo paydo bo‘ldi. Masalan, 1939-yilda amerikalik Xorays Bebkok o‘z dissertatsiyasida Andromeda tumanligi galaktikasining batafsil aylanish egri chizig‘ini e’lon qildi: uning markazi atrofida yulduzlarning aylanish tezligi osmon mexanikasi bashorat qilganidek, $\sqrt{R}$ ga teskari mutanosib ravishda (bu yerda $R$ — markazgacha bo‘lgan masofa) kamaymay, deyarli o‘zgarmasligicha qolgan (rasmga qarang). Bebkok bundan M 31 galaktikasining tashqi hududlarida katta miqdorda ko‘rinmas modda mavjud bo‘lishi mumkin, degan xulosaga keldi, biroq hodisani chang zarralari tomonidan yorug‘likning kuchli yutilishi bilan ham tushuntirish mumkinligini ta’kidladi. Bir yil o‘tgach, Yan Oort NGC 3115 galaktikasining aylanish egri chizig‘ini tahlil qilib, uning tashqi hududlari uchun ham anormal darajada yuqori massa/yorqinlik nisbatini (~ 250) aniqladi. Bu galaktika massasining barchasi uning yulduzlarida jamlangan, degan nazariy tasavvurga zid edi. Bebkok ham, Oort ham galaktikalarning tashqi hududlaridagi aylanish egri chiziqlarini tadqiq etish muhimligini qayd etgan, ammo ularning natijalari o‘sha paytda, xuddi Tsvikki va Smit natijalari kabi, katta e’tibor qozonmagan. Bunga hech bo‘lmaganda qisman 1939-yilda boshlangan Ikkinchi jahon urushi.

Boshqa tomondan, urush radioastronomik kuzatuv vositalarining jadal rivojlanishiga ham turtki berdi. Ular atomar vodorodning 21 santimetrlik chizig‘i bo‘yicha nurlanishini qayd etib, uning yulduzlararo bulutlar dagi mavjudligi va harakat tezligini aniqlashga xizmat qildi. Bunda Yan Oort yana muhim rol o‘ynadi. Uning shogirdi Xendrik van de Xulst — Utrext universiteti vakili bo‘lib, 1957-yilda birinchi bo‘lib shu usulda M 31 galaktikasining aylanish egri chizig‘ini oldi. U radio nurlanish manbai markazdan 30 kpk gacha, ya’ni optik ko‘rinadigan disk chegarasidan ancha uzoqqa cho‘zilishini va shu tashqi hududda massa/yorqinlik nisbati taxminan 20 ekanini aniqladi. Bu, biroz ilgari chop etilgan diskning markaziy hududi uchun M/L ~ 2 qiymatidan farq qilardi. Natijada, massa taqsimoti nurlanuvchi modda bilan taxminan mos keladigan ichki ko‘rinadigan hududdan farqli ravishda, tashqi galoda ko‘rinmaydigan, lekin gravitatsion ta’sir ko‘rsatadigan materiya ancha ko‘p ekani ma’lum bo‘ldi. O‘sha paytda M 31 galaktikasi bo‘yicha olib borilgan radiokuzatuvlar uning bizning Galaktikamizga yaqinlashayotganini ham ko‘rsatdi. Bu yaqinlashuv o‘zaro tortishish kuchlari ta’sirida yuz bergani uchun ikki galaktikaning jami massasini miqdoran baholash mumkin edi. Buni 1959-yilda nemis-britan astrofizigi Frans Kan^[inglizcha] hamda Yan Oortning yana bir taniqli niderlandiyalik shogirdi Lodeveyk Volter^[italyancha] hisoblab, ~1,5⋅10¹²M_⊙ miqdorini olishdi. Bu o‘sha davrda alohida baholangan massalar yig‘indisidan 6 baravar katta edi: Somon yo‘li (~ 4⋅10¹¹M_⊙) va M 31 (~ 1⋅10¹¹M_⊙) deb hisoblangan. Olimlar yetishmayotgan materiya galaktikalarni o‘rab turuvchi issiq (~ 10⁵K) gaz galosi shaklida mavjud, degan xulosaga kelishdi.

Bu vaqtga kelib, galaktikalar to‘dalarining massasi muammosi shu qadar qizg‘in muhokama qilinardiki, unga Santa-Barbara da 1961-yil avgustida Xalqaro astronomiya ittifoqi tomonidan tashkil etilgan «Galaktikadan tashqari tadqiqotlar muammolari haqida» simpoziumi doirasidagi «Galaktik tizimlarning beqarorligi haqida» konferensiya bag‘ishlandi. Virial teorema bilan hisoblangan va kuzatilgan aylanish egri chiziqlaridan olingan massalar o‘rtasidagi farqning ko‘plab izohlari «to‘dalar massasining 90—99 % ini tashkil etuvchi ko‘rinmas galaktikalararo modda» mavjudligini nazarda tutardi.

1960-yillarning oxiri va 1970-yillarning boshida amerikalik astronomlar Vera Rubin ( Karnegi instituti) va Kent Ford^[inglizcha] qorong‘i materiya farazining qabul qilinishiga katta hissa qo‘shdilar. Ular birinchi bo‘lib M 31 galaktikasi yulduzlarining aylanish tezligi haqida aniq va ishonchli spektrografik ma’lumotlarni oldilar. Aylanish egri chizig‘i markazdan 24 kpk masofagacha tekisligicha qoldi. Bu avval radiodiapazonda chop etilgan o‘lchovlarga mos kelardi. Shu 1970-yilda avstraliyalik Ken Frimen o‘zining mashhur ishida M 33 va NGC 300 galaktikalariga oid ma’lumotlarni tahlil qilib, quyidagi xulosaga keldi:

Agar [ma’lumotlar] to‘g‘ri bo‘lsa, bu galaktikalarda optik hamda radiochastotalarda qayd etilmaydigan modda mavjud bo‘lishi kerak. Uning massasi odatdagi usullar bilan aniqlangan galaktika massasidan kam bo‘lmasligi, taqsimoti esa optik kuzatiladigan galaktikaga xos eksponensial taqsimotdan keskin farq qilishi mumkin.
Asl matn (inglizcha)
if [the data] are correct, then there must be in these galaxies additional matter which is undetected, either optically or at 21 cm. Its mass must be at least as large as the mass of the detected galaxy, and its distribution must be quite different from the exponential distribution which holds for the optical galaxy.

Keyinchalik 1970-yillarda galaktikalarning markazidan uzoqda joylashgan ulkan galolar yoki «tojlar» mavjudligini boshqa taniqli olimlar ham asoslashdi: Yaan Eynasto, shuningdek, Jeremi Ostrayker va Jim Pibls. Ular aylanish egri chiziqlaridan tashqari, mitti galaktikalar, galaktikalar juftliklari va to‘dalarining harakati haqidagi to‘plangan ma’lumotlarni tahlil qildilar. Masalan, Ostrayker va Pibls maqolasi quyidagi so‘zlar bilan boshlanadi:

Oddiy galaktikalar massasi hozirgacha kamida 10 baravar past baholangan bo‘lishi mumkin, deb hisoblashga asos bo‘ladigan dalillar soni ham, ishonchliligi ham ortib bormoqda.
Asl matn (inglizcha)
There are reasons, increasing in number and quality, to believe that the masses of ordinary galaxies may have been underestimated by a factor of 10 or more.

Muhim bosqichlardan biri Groningen universitetidan Albert Bosmaning ishi bo‘ldi: 1978-yilda u falsafa doktori lik dissertatsiyasida 25 ta galaktika uchun tekis aylanish egri chiziqlarini taqdim etdi. Bu davrda qorong‘i materiya mavjudligini qo‘llab-quvvatlovchi kuzatuv dalillaridan tashqari, kosmologik mulohazalar va sonli modellashtirish natijalariga asoslangan nazariy dalillar ham shakllandi. Ostrayker va Pibls Tsvikki ishlariga tayanib, ulkan sferik galolar bo‘lmasa, galaktikalar beqaror bo‘lishini ko‘rsatdilar. O‘n yillik oxirida astronomik hamjamiyatning qarashlari amerikalik astrofiziklar Sandra Faber va Jon Gallaxer^[inglizcha]ning sharhida o‘z aksini topdi. Unda shunday deyilgan:

Koinotda ko‘rinmas massa mavjudligi haqidagi dalillar juda ishonchli va tobora mustahkamlanmoqda, degan xulosaga kelindi.
Asl matn (inglizcha)
It is concluded that the case for invisible mass in the universe is very strong and becoming stronger.

Vera Rubinning yangi ishlari ham nashr etildi.

Relikt nurlanish bo‘yicha tadqiqotlar, xususan, uning izotropligini aniqlash kosmologiya rivojiga turtki bo‘ldi. Masalan, 1982-yilda Jim Pibls rekombinatsiya davrida barion materiya zichligida sezilarli fluktuatsiyalar bo‘lmagani bilan hozirgi Koinotning yirik miqyosli tuzilishi o‘rtasidagi ziddiyatni ko‘p miqdordagi nobarion materiya mavjudligi farazi bilan bartaraf etish mumkinligini aytdi. Chunki rekombinatsiyadan beri o‘tgan vaqt ichida bugungi tuzilma barion materiyaning o‘zi hisobiga shakllanib ulgurmas edi. Nobarion materiyadagi fluktuatsiyalarning kuchayishi massa taqsimotidagi kuzatilayotgan notekisliklarni yuzaga keltirgan, biroq relikt nurlanishda iz qoldirmagan bo‘lishi mumkin. 1980-yillarda ilgari surilgan inflyatsiya farazi esa relikt nurlanishning izotropligini izohlash bilan birga, Koinotning yassi ekanini, demak, undagi modda zichligi aynan kritik zichlikka tengligini nazarda tutardi. Oddiy barion modda zichligi baholari bu miqdorning juda kichik ulushini ko‘rsatganligi sababli, bundan qorong‘i materiya mavjud bo‘lishi zarurligi kelib chiqardi.

1980-yillarda qorong‘i materiya farazi umumqabul qilingan tushunchaga aylangach, tadqiqotlar uning o‘zi nima ekani, qanday xossalarga egaligi va Koinot evolyutsiyasidagi roli masalalariga qaratildi. Bunda hisoblash texnikasining rivojlanishi tufayli tez taraqqiy etayotgan sonli modellashtirishdan keng foydalanildi; uning natijalari kuzatuv ma’lumotlari bilan taqqoslandi. Masalan, CfA1^[inglizcha] qizilga siljish kuzatuvlari va keyinchalik uning ikkinchi bosqichi — CfA2 muhim rol o‘ynadi. Keyingi o‘n yillikdan boshlab esa qiziqish galaktik galolarda qorong‘i materiya taqsimotini modellashtirishga ko‘chdi. XXI asr boshida osmonning yanada aniq va to‘liq kuzatuv sharhlaridan foydalanish imkoniyati paydo bo‘ldi: 2dFGRS^[inglizcha] va undan keyingi 6dFGS^[inglizcha]; hozirgacha eng batafsili esa SDSS hisoblanadi. Kosmologik evolyutsiyani, xususan, qorong‘i materiya rolini sonli modellashtirish yanada aniqroq va keng ko‘lamli bo‘ldi. Quyidagi loyihalar shuhrat qozondi: Millennium, Bolshoi Simulation^[inglizcha] va Illustris^[inglizcha].

Mavjudlik dalillari

Kuzatuvga asoslangan dalillar

Galaktikalarning aylanish egri chiziqlari galaktika disklari chetida aylanish tezligi pasaymasligini ko‘rsatadi. Buning eng oddiy izohi — galaktikalarda ularning massasiga katta hissa qo‘shadigan ulkan ko‘rinmas galolar mavjudligidir.
Katta galaktikalar yaqinidagi yo‘ldosh galaktikalar va sharsimon yulduz to‘dalari ning dinamikasi hamda morfologiyasi. Kichik yo‘ldosh galaktikalar yirik galaktikalar atrofida oddiy galaktikalar chetidagi yulduzlar singari qonunlarga bo‘ysunib harakatlanadi. Shu tariqa ular kattaroq miqyosda o‘xshash sinov jismlari vazifasini bajarib, bunday ulkan galaktikalarning gravitatsion potensiali taqsimoti haqida xulosa chiqarishga imkon beradi. Bizning va boshqa galaktikalar ma’lumotlari tahlili har bir galaktikaning umumiy massasi undagi yulduzlarning jami massasidan bir necha baravar katta ekanini tasdiqladi.
Juft galaktikalardan tortib galaktikalar to‘dalarigacha bo‘lgan tizimlar dinamikasi. Ular a’zolarining radial tezliklarini tahlil qilish galaktika tezliklarining xos tarqalishini aniqlab, tizimlarning umumiy massasini baholash imkonini beradi. Shu tariqa qorong‘i materiya galaktikalar iyerarxiyasining barcha darajalarida mavjudligi, uning ulushi esa miqyos kattalashgan sari ortishi aniqlandi: juft tizimlarda u ko‘rinadigan materiya hissasidan bir necha baravar, yuzlab va minglab obyektlardan iborat galaktikalar to‘dalarida esa o‘nlab yoki yuzlab baravar katta.

Rentgen nurlanishi , ya’ni issiq gaz nurlanishi ning ulkan elliptik galaktikalar va ularning to‘dalarida kuzatilishi. Bunday nurlanishni «Eynshteyn», «ROSAT», «XMM-Newton» hamda «Chandra» kabi orbital observatoriyalar qayd etgan. Rentgen teleskoplari yordamida bunday obyektlarning ikki o‘lchamli tasviridagi sirt yorqinligi (rentgen diapazonida) va harorat taqsimoti aniqlanadi. Ushbu xususiyatlar asosida gaz zichligi va haroratining radial taqsimoti tuziladi, bu esa gidrostatik muvozanat shartidan kelib chiqib, galaktika yoki to‘daning massa profilini aniqlashga imkon beradi. Bu usulning katta afzalligi shundaki, boshqa usullar faqat obyektning umumiy massasini beradi. Hisob-kitoblarga ko‘ra, qorong‘i materiya hisobga olinmasa, faqat yulduzlar va gazning massasi galaktikalar va to‘dalardagi issiq gazni ushlab turish uchun yetarli emas. Bunday issiq gaz to‘dalarning umumiy massasining atigi 15 % ini, ko‘rinadigan nurlanuvchi materiya bundan ham kam — bor-yo‘g‘i 5 % ini, qolgan 80 % ini esa qorong‘i materiya tashkil etadi. Gazning radial taqsimoti (obyekt markazigacha bo‘lgan masofaga bog‘liq holda) qorong‘i materiyaning faraziy taqsimoti — Navarro — Frenk — Uayt profili.
Gravitatsion linzalanish — uzoq obyektlardan kelayotgan yorug‘likning yo‘lidagi ulkan to‘dalar gravitatsion maydoni ta’sirida og‘ishidir. Shu sababli kuzatilayotgan to‘da ortida joylashgan uzoq galaktikalarning tasvirlari buziladi (kuchsiz gravitatsion linzalanish) yoki hatto bir nechta «nusxa»ga ajraladi (kuchli gravitatsion linzalanish). Ushbu buzilishlarning xususiyati bo‘yicha to‘da ichidagi, jumladan, yashirin massaning miqdori va taqsimotini qayta tiklash mumkin.

Bunday hisob-kitoblar o‘ndan ortiq to‘da uchun bajarilgan bo‘lib, ko‘rinmas va ko‘rinadigan materiya nisbati umuman olganda ushbu to‘dalarning qorong‘i materiya massasini o‘lchashning boshqa usullari natijalariga mos keladi.

Kuchsiz gravitatsion linzalanish ta’siri yerusti va kosmik teleskoplardan olingan ko‘plab tasvirlarni statistik tahlil qilish orqali aniqlanadi. Yaqin atrofda massa to‘planmagan bo‘lsa, olis fondagi galaktikalar tasvirlarining yo‘nalishlari tartibsiz bo‘lishi kerak. Bunday massa mavjud bo‘lsa, galaktikalarning ko‘rinadigan cho‘ziqligi o‘zgaradi va yo‘nalishlarida muayyan tartib paydo bo‘ladi. Buzilishlar kattaligi bir necha foizni tashkil etgani uchun usul tasvirlarni juda aniq qayta ishlash, tizimli xatolarni kamaytirish va osmonning katta maydonlarini o‘rganishni talab qiladi. Shu bois natijalarning boshqa usullar bilan mos kelishi qorong‘i materiya mavjudligini tasdiqlovchi muhim dalildir.

To‘qnashayotgan galaktikalar to‘dalarida massa taqsimoti: ularda qorong‘i va barion materiya aniq ajralgan bo‘lib, bu turli chastota diapazonlaridagi kuzatuvlar yordamida aniqlanadi. Qorong‘i materiyani aniqlashning turli usullari birgalikda qo‘llangan eng mashhur misol — O‘q galaktikalar to‘dasini o‘rganishdir. U ikki to‘daning to‘g‘ridan-to‘g‘ri to‘qnashuvi paytida kuzatilgan. Agar qorong‘i materiya bo‘lmaganida, kuchsiz gravitatsion linzalanish orqali aniqlanadigan asosiy massa joylashuvi barion materiyaning katta qismini tashkil etuvchi plazma taqsimotiga (rentgen diapazonida ko‘rinadi) mos kelishi kerak edi. Ammo boshqa manzara kuzatiladi: asosiy massaning taqsimoti galaktikalarning optik tasvirlariga mos kelmaydi. Bu qorong‘i materiya mavjudligining bevosita dalilidir. O‘q to‘dasini o‘rganishga bag‘ishlangan maqolalar sarlavhalarida «Qorong‘i materiya mavjudligining bevosita empirik isboti» degan so‘zlar ishlatilgan.

Shunday noodatiy obyektning yana bir namunasi — CL0024+17^[inglizcha] to‘dasidir. Unda markazdan uzoqroq halqasimon sohada zichlik cho‘qqisi kuzatiladi va bu cho‘qqi issiq gaz yoki yulduzlar joylashuviga mos kelmaydi. Nazariy modellashtirish buning O‘q to‘dasidagi kabi jarayon natijasi ekanini ko‘rsatgan, ammo CL0024+17 yon tomondan emas, to‘qnashuv yo‘nalishi bo‘ylab va ancha kech bosqichda kuzatiladi. Bunday manzarani muqobil nazariyalar doirasida izohlash mumkin emas.

Turli diapazonlarda olingan tasvirlarni tahlil qilish orqali massasi, jumladan, yashirin massasi taqsimoti aniqlangan shunga o‘xshash ko‘plab boshqa to‘dalar ham topilgan: MACS J0025.4-1222, Abell 2744, Abell 520 va boshqalar.

MACS J0018.5+1626 galaktikalar to‘dalarining qo‘shilishini kuzatish olimlarga 2024-yilda tarixda birinchi marta qorong‘i va barion materiyaning tezliklarini xaritalash imkonini berdi. To‘qnashuv vaqtida bu ikki turdagi materiya ajralib, qarama-qarshi yo‘nalishlarda harakatini davom ettirdi. Shunday qilib, olimlar nafaqat qorong‘i materiya mavjudligini yana bir bor tasdiqlashdi, balki uni bevosita tadqiq etish vositasiga ham ega bo‘lishdi!

Nazariy dalillar

Galaktikalar barqarorligini modellashtirish.
Bir jinsli bo‘lmagan relikt nurlanishni tahlil qilish. Galaktikalar ilk Koinotdagi dastlabki zichlik g‘alayonlaridan kelib chiqadigan gravitatsion beqarorlik hisobiga shakllanadi va o‘sadi. Katta portlashdan 400 000 yil o‘tgach, bu zichlik fluktuatsiyalari hali juda kichik (~10⁻⁵, zichlikning o‘ziga nisbatan) edi. Agar o‘sha paytda Koinotda faqat oddiy barion modda bo‘lganida, bunday notekisliklar hozir kuzatiladigan xilma-xil tuzilmalarni hosil qiladigan darajagacha kuchayishga ulgurmas edi. Buning uchun dastlabki rekombinatsiya davrida fluktuatsiyalar taxminan 10⁻³ bo‘lishi kerak edi. Ushbu paradoksga yechim — Koinotda katta miqdorda nobarion yashirin massa mavjud, degan faraz. Relikt nurlanish fotonlari faqat barion modda bilan o‘zaro ta’sirlashadi, shu bois fon nurlanishining harorat anizotropiyasi faqat oddiy materiya zichligidagi fluktuatsiyalar haqida ma’lumot beradi. Nobarion modda esa rekombinatsiya paytidayoq ancha kuchli to‘plangan bo‘lishi mumkin edi. Shunday qilib, u kelajakdagi galaktikalar va ularning to‘dalari o‘sishi uchun asos yaratgan.
Sonli modellashtirish: Galaktikalar shakllanishi ni Koinotning tarkibi haqidagi umumqabul qilingan nazariya, xususan, qorong‘i materiyaning muayyan ulushi asosida modellashtirish. Agar bu ulush boshlang‘ich shart sifatida berilsa, natijada galaktikalarning taqsimoti va xususiyatlari (masalan, shakli) kuzatilayotganlariga aynan mos keladi.
Baholash: Koinotning kritik zichligini baholash. Koinotdagi moddaning umumiy massa zichligi kritik zichlikning taxminan 20-30 % ini tashkil etishi, barion modda esa atigi 4,5 % atrofida ekani ko‘rsatilgan. Demak, barionlar zichligiga qo‘shiladigan qolgan qism nobarion yashirin massa bo‘lib, uning miqdori oddiy moddadan taxminan 5 baravar ko‘p bo‘lishi kerak.

Qorong‘i materiyaning xususiyatlari

Harorat

Qorong‘i materiya paydo bo‘lishi haqidagi aksariyat nazariyalarda Koinot evolyutsiyasining dastlabki bosqichlarida qorong‘i materiya zarralari oddiy modda — barionlar, , elektronlar va fotonlar bilan kinetik muvozanatda bo‘lgani, ular o‘sha vaqtda yagona muhitni tashkil etgani faraz qilinadi. Muayyan vaqtda, T_d haroratda ular muvozanatdan chiqib, shundan buyon erkin tarqalmoqda. Ana shu harorat bilan qorong‘i materiya zarralari massasi nisbatiga qarab, qorong‘i materiya «issiq», «sovuq» va «iliq» turlarga bo‘linadi.

Issiq qorong‘i materiya

Agar barion modda bilan muvozanatdan chiqqan paytda qorong‘i materiya zarralarining massasi muhitning tegishli haroratidan oshmagan bo‘lsa, $M_{X} \leq T_{d}$ , ya’ni zarralar relyativistik bo‘lgan bo‘lsa va, bundan tashqari, ularning massasi 1 eV dan kichik bo‘lsa, bunday qorong‘i materiya issiq deyiladi. Iliq qorong‘i materiyadan, unda ham $M_{X} \leq T_{d}$ , biroq $M_{X} \geq 1 эВ$ , issiq qorong‘i materiya Koinot evolyutsiyasining nurlanish ustun bo‘lgan bosqichidan changsimon modda ustun bo‘lgan bosqichiga o‘tish vaqtigacha ham relyativistikligicha qolganligi bilan farq qiladi. Bu o‘tish $T_{e q} = 1 эВ$ haroratda sodir bo‘lgan. Bu muhim, chunki ushbu bosqichlarda zichlik g‘alayonlari turlicha o‘sadi va changsimon bosqichda qorong‘i materiyaning relyativistik yoki norelyativistik bo‘lishiga sezilarli darajada bog‘liq.

Dastlab Koinotda qorong‘i materiya zichligining amplitudasi kichik notekisliklari mavjud edi. Qorong‘i materiya zarralari relyativistik bo‘lib, erkin tarqalgan davr ham bo‘lgan (bu $M_{X} \leq T \leq T_{d}$ haroratlar oralig‘ida sodir bo‘lgan). Yorug‘lik tezligiga yaqin tezlikda harakatlanib, ular zichligi yuqori sohalardan tez chiqib ketgan va zichligi past sohalarni (o‘sha davrdagi kosmologik ufq doirasida) to‘ldirgan. Ushbu erkin aralashish jarayoni (inglizcha free streaming) natijasida hozirgi ufqdan kichik o‘lchamli qorong‘i materiya zichligi notekisliklari tekislanib ketgan. Erkin aralashish $T \sim M_{X}$ da to‘xtaganligi sababli o‘sha paytdagi ufq o‘lchami $(1 + z) \approx \frac{T}{T_{0}}$ baravar kengaytirilgach, zichlik g‘alayonlari bostirilgan sohalarning hozirgi maksimal o‘lchamini belgilaydi. Issiq qorong‘i materiya uchun ( $M_{X} \sim 1 эВ$ ) bu qiymat taxminan 100 Mpk.

deb baholanadi. Issiq qorong‘i materiya modellarida dastlab eng yirik tuzilmalar — superto‘dalar paydo bo‘ladi, ular keyin kichikroq to‘dalar. Galaktikalar eng oxirida shakllanadi va bu jarayon yaqindagina boshlangan bo‘lishi kerak edi. Tuzilmalar shakllanishining bunday ketma-ketligi kuzatuvlarga zid, shuning uchun issiq qorong‘i materiya jami qorong‘i materiyaning faqat kichik qismini tashkil etishi mumkin.

Bu turdagi qorong‘i materiyaga, avvalo, oddiy neytrinolar — Standart model ga mansub — ular bu turdagi tajribada tasdiqlangan yagona zarralardir.

Sovuq qorong‘i materiya

Agar qorong‘i materiya zarralari oddiy moddadan ajralgan paytda allaqachon norelyativistik bo‘lgan bo‘lsa, ya’ni $M_{X} ≫ T_{d}$ , bunday qorong‘i materiya «sovuq» deyiladi. Kosmologik nuqtayi nazardan bu eng maqbul variantdir: bunday zarralar sekin harakat qiladi va erkin aralashish uzunligi deb ataluvchi kattaligi kichik bo‘ladi. Shu sababli Koinot kengayishining dastlabki bosqichlarida kichik miqyosdagi zichlik fluktuatsiyalari bostirilmaydi, Koinotning yirik miqyosli tuzilishi ning shakllanishi yetarlicha erta boshlanib, kichikdan kattaga qarab boradi. Zichlik g‘alayonlari bostirilgan hududning hozirgi maksimal o‘lchami 0,1 Mpk ( mitti galaktika o‘lchami) deb olinsa, qorong‘i materiya zarralari massasining quyi chegarasi 1 keV bo‘ladi. Mitti galaktikalarda qorong‘i materiya zarralarining fazoviy zichligini baholashga asoslangan boshqa mulohazalar ham shu tartibdagi qiymatni beradi. Koinot evolyutsiyasining shu parametrlar bilan ( ΛCDM modeli doirasida) modellashtirilgan natijalari kuzatilayotgan galaktikalar to‘dalari, , galaktik iplar va ular orasidagi bo‘shliqlar (voydlar) manzarasiga to‘liq mos keladi.

Sovuq qorong‘i materiya zarralari (ya’ni massasi 1-100 keV dan katta) bo‘lishi mumkin bo‘lgan faraziy zarralar sinfi VIMP deb ataladi ( inglizcha WIMP, weakly interacting massive particle — kuchsiz o‘zaro ta’sirlashuvchi massiv zarra). Hozir bu atama dastlabkisidan torroq ma’noda qo‘llanib, faqat kuchsiz o‘zaro ta’sir.

ga uchrashi kerak bo‘lgan zarralarni anglatadi. Ammo sovuq qorong‘i materiya modeli doirasida galoning ichki, markaziy qismlarini tasvirlashda qiyinchiliklar yuzaga keladi. Ulardan eng jiddiylari quyidagilar:

kasp muammosi — zichlik taqsimotining sonli modellashtirish natijalari bilan tajriba ma’lumotlari o‘rtasidagi ziddiyat. Sovuq qorong‘i materiya taqsimotini sonli modellashtirish galaktika markazida kasp yoki singulyarlik paydo bo‘lishini ko‘rsatadi, bevosita astronomik kuzatuvlar esa buning aksini ko‘rsatadi.
mitti galaktikalar yetishmasligi muammosi («yo‘qolgan mitti yo‘ldosh galaktikalar muammosi» deb ham ataladi). Muammoning mohiyati shundaki, mitti galaktikalar soni (oddiy galaktikalar soniga nisbatan) qorong‘i materiya tuzilmalarining iyerarxik taqsimoti bo‘yicha modellashtirish kutilganidan bir tartib, ya’ni o‘n baravar kam.

Iliq qorong‘i materiya

Iliq qorong‘i materiya ham, issiq qorong‘i materiya kabi, barion modda bilan muvozanatdan chiqish paytida relyativistik bo‘lgan, ya’ni $M_{X} \leq T_{d}$ shart bajarilgan. Biroq uning zarralari massasi, M_X, 1 eV dan katta bo‘lgan va Koinot kengayishining nurlanish ustun bo‘lgan bosqichidan changsimon materiya ustun bo‘lgan bosqichiga o‘tish vaqtiga kelib ular endi relyativistik bo‘lmay qolgan. Bu bosqichlarda zichlik g‘alayonlari juda turlicha o‘sgani va ularning o‘sishi changsimon bosqichda (unga o‘tish aynan 1 eV atrofidagi haroratda yuz bergan) qorong‘i materiya relyativistik yoki norelyativistik ekaniga kuchli bog‘liqligi sababli, bu farq muhimdir. Iliq qorong‘i materiyada zichlik fluktuatsiyalari faqat juda kichik, mitti galaktikalar va undan quyi miqyoslarda bostiriladi.

Zichlik taqsimoti

Qorong‘i materiya galosining shaklini tahliliy tasvirlash uchun ko‘pincha Navarro — Frenk — Uayt profili:

ρ (r) = \frac{ρ_{0}}{\frac{r}{R_{s}} {(1 + \frac{r}{R_{s}})}^{2}},

qo‘llanadi, bu yerda ρ₀ — galo shakllangan vaqtdagi Koinot moddasining zichligi bilan aniqlanuvchi parametr, R_s — galoning xos radiusi. Biroq bu yaqinlashuv galaktikalarning barion materiya ustun bo‘lgan markaziy sohalarida juda noaniq. Aniqroq muqobil sifatida Burkert profili taklif etilgan:

ρ (r) = \frac{ρ_{0} r_{0}^{3}}{(r + r_{0}) (r^{2} + r_{0}^{2})},

bu yerda ρ₀ — markaziy hududdagi zichlik, r₀ — uning radiusi. Bundan tashqari, sonli modellashtirishga asoslangan Mur profili kabi tahliliy shakl ham taklif etilgan:

ρ (r) = \frac{ρ_{i}}{{(\frac{r}{R_{s}})}^{1, 5} {(1 + \frac{r}{R_{s}})}^{1, 5}},

ammo u markaziy hududda zichlik Navarro — Frenk — Uayt profilidagidan ham keskinroq ortishini nazarda tutadi. Nihoyat, Eynasto profilidan foydalanish g‘oyasi ham ilgari surilgan:

ρ (r) = ρ_{e} \exp (- d_{n} ({(\frac{r}{r_{e}})}^{\frac{1}{n}} - 1)),

.

Zarralar orasidagi o‘zaro ta’sirlar

Yangi faraz Physical Review Letters jurnalida 2024-yilda e’lon qilingan. Unga ko‘ra, qorong‘i materiya zarralari bir-biri bilan faqat gravitatsiya orqali emas, balki fanga noma’lum yangi kuchlar orqali ham o‘zaro ta’sirlashishi mumkin. Bu qora tuynuklarning qo‘shilishidagi, jumladan, o‘ta massiv qora tuynuklar hosil bo‘lishidagi «so‘nggi parsek muammosi»ni, shuningdek, galaktika galolarining sferik shaklini tushuntiradi. Modellashtirish farazning asosli ekanini ko‘rsatgan, endi tajribaviy tasdiqlar izlanmoqda. Ehtimol, biz «Hamma narsaning nazariyasi»ni yaratish uchun zarur bo‘lgan yangi fundamental o‘zaro ta’sir — Beshinchi kuchni kashf etish arafasidamiz.

Qorong‘i materiya haqidagi ayrim nazariyalarga ko‘ra, qorong‘i materiyaning ikki zarrasi to‘qnashganda ular annigilyatsiyalanib, materiya va antimateriya chaqnashini yuzaga keltiradi. Bu anti-geliy hosil bo‘lishiga olib kelishi mumkin. Xalqaro kosmik stansiyadagi Alpha Magnetic Spectrometer tajribasi aynan shu zarrachani izlamoqda.

Qorong‘i materiya bo‘lishi mumkin bo‘lgan nomzodlar

Barion qorong‘i materiya

Astrofizika rivojlanib, qorong‘i materiya farazi mustahkamlangani sari, ayrim mutaxassislar uchun qorong‘i materiya oddiy, barion moddadan iborat deb taxmin qilish tabiiy tuyulgan. Bunday modda qandaydir sabablarga ko‘ra elektromagnit jihatdan kuchsiz ta’sirlashadi va shu sababli, masalan, nurlanish va yutilish chiziqlarini o‘rganishda aniqlanmaydi. Bunday obyektlar roliga sayyoralar, jigarrang mittilar, , qizil mittilar, , oq mittilar, , neytron yulduzlar va qora tuynuklar nomzod bo‘lishi mumkin edi. Astrofizik Kim Grist (inglizcha Kim Griest) ularni belgilash uchun MACHO (galoning massiv ixcham astrofizik obyekti, inglizcha massive astrophysical compact halo objectBu qisqartma ispancha tildagi macho — « («macho», dag‘al erkak) so‘ziga ishora qiladi va ilgari , ya’ni «dag‘al erkak» so‘ziga ishora qiladi va ilgari Maykl Tyorner (inglizcha Michael S. Turner tomonidan taklif etilgan WIMP atamasiga qarama-qarshi qo‘yilgan. WIMP faraziy nobarion, kuchsiz o‘zaro ta’sirlashuvchi massiv elementar zarralarni anglatadi (inglizcha wimp — «zerikarli odam, nimjon»); quyiga qarang.

Biroq qorong‘i materiya tarkibida barion moddaning ulushi, aftidan, kam. Birinchidan, Galaktikamiz galosida yulduzlar yorug‘ligining gravitatsion mikrolinzalanish hodisalarini aniqlash orqali MACHO obyektlarini qidirishga qaratilgan tajribalar, kamida massasi 10⁻⁷ dan 10² Quyosh massasigacha bo‘lgan ixcham obyektlar ulushi 8 % dan oshmasligini ko‘rsatdi. Ikkinchidan, qorong‘i materiya tarkibiga nomzod sifatida ma’lum bo‘lgan obyektlarning hech biri uning kuzatilayotgan miqdori haqidagi ma’lumotlarga mos kelmaydi. Bundan tashqari, kosmologik mulohazalar yengil elementlarning birlamchi konsentratsiyalari nisbati, xususan, eng qadimgi astronomik obyektlarda kuzatilgan deyteriy ulushi, barionlarning Koinot umumiy zichligiga hissasi juda kichik — kritik zichlikning bor-yo‘g‘i 4,5 % i ekanini ko‘rsatadi. Holbuki, mustaqil usullar bilan baholangan jami modda massasi bu qiymatning 20-30 % ini tashkil qiladi.

Birlamchi qora tuynuklar

MACHO obyektlari bo‘lishi mumkin bo‘lgan nomzodlardan biri — birlamchi qora tuynuklar. Ular Katta portlashdan keyin Koinotning ilk kengayishi paytida hosil bo‘lgan. Olis o‘ta yangi yulduzlar yorug‘ligining gravitatsion mikrolinzalanish hodisalarini sanashga asoslangan tadqiqotlar massasi 0,01 Quyosh massasidan katta qora tuynuklarning qorong‘i materiyadagi ehtimoliy ulushini sezilarli cheklaydi: ko‘pi bilan 23 %. Shunga qaramay, birlamchi qora tuynuklar ega bo‘lishi mumkin bo‘lgan va hali inkor etilmagan massa qiymatlari ham bor. Xususan, massasi 10³ Quyosh massasidan ortiq obyektlar, qorong‘i materiyaning juda kichik ulushini tashkil etsa ham, kosmologik jarayonlarda muhim rol o‘ynashi mumkin.

Maksimonlar

Shuningdek, qorong‘i materiya zarralari rolini faraziy Plank qora tuynuklari (maksimonlar) bajarishi mumkinligi ham ilgari surilgan. Ular odatdagi qora tuynuklar evolyutsiyasining yakuniy mahsuloti bo‘lib, barqaror va endi Xoking nurlanishiga uchramaydi. Bu obyektlar nihoyatda kichik o‘zaro ta’sir kesimi ga ega — taxminan 10⁻⁶⁶ sm², bu neytrinoning o‘zaro ta’sir kesimidan 20 tartib kichik. Ushbu nazariyaga ko‘ra, neytral maksimonlarning modda bilan o‘zaro ta’sir kesimi juda kichikligi sababli, hozirgi Koinot materiyasining sezilarli (hatto asosiy) qismi maksimonlardan iborat bo‘lishi mumkin va bu kuzatuvlarga zid kelmaydi.

Nobarion qorong‘i materiya

Neytrinolar

Neytrinolar — kuchli va elektromagnit o‘zaro ta’sirlarda qatnashmagani sababli, tarixan qorong‘i materiya zarralari bo‘lishi mumkin bo‘lgan ilk nomzodlarga aylandi. Boshqa nomzodlardan farqli ravishda, ular haqiqatda mavjud va Standart model doirasida tavsiflanadi. Tegishli faraz 1980-yillarning boshida taklif etilib, o‘rganilgan. Ammo sonli modellashtirish neytrinolar juda yengil bo‘lgani uchun ilk Koinotda juda katta tezliklarga ega bo‘lishini, ya’ni issiq qorong‘i materiyani tashkil etishini ko‘rsatdi. Bunda tuzilma yuqoridan pastga (katta miqyosdan kichigiga) shakllanib, hozir kuzatilayotganidan farq qilardi. Shu tariqa Standart modeldagi oddiy neytrinolar qorong‘i materiya zarralari bo‘la olmasligi ko‘rsatildi.

Shundan keyin qorong‘i materiya zarralari og‘ir neytrinolar, ya’ni oldin kashf etilmagan bir tur bo‘lishi mumkinligi haqidagi faraz tabiiy ravishda paydo bo‘ldi. Agar ular ilk Koinotda ustun bo‘lganida, bunday muhitda fluktuatsiyalar barion muhitdagidan ancha oldin o‘sa boshlagan va Koinotning yirik miqyosli tuzilishi shakllanib ulgurgan bo‘lardi. 1990-yillarning boshida chop etilgan farazga ko‘ra, qorong‘i materiya steril neytrinolardan iborat bo‘lishi mumkin. Ular hatto kuchsiz o‘zaro ta’sir da ham qatnashmaydi va oddiy neytrinolardan faqat ossillyatsiyalar orqali hosil bo‘lishi mumkin. Nazariy modellar bunday neytrinolarning massalari va shunga mos haroratlarini keng diapazonda bashorat qiladi: demak, ular iliq ( $m \sim кэВ$ ) hamda sovuq ( $m ≫ кэВ$ ) qorong‘i materiyani tashkil etishi mumkin.

Aksionlar

Aksionlar dastlab kuchli CP-simmetriya buzilishi ning yo‘qligi muammosini kvant xromodinamikasida hal qilish uchun kiritilgan faraziy neytral psevdoskalyar zarralardir. Aksionlar sovuq qorong‘i materiyaga mansub deb hisoblanadi. Biroq ular nihoyatda yengil bo‘lishi lozim: astrofizik va laboratoriya ma’lumotlari aksion massasiga 10⁻³ eV dan oshmaslik, kosmologik mulohazalar esa 10⁻⁴-10⁻⁶ eV.

dan kam bo‘lmaslik chegarasini qo‘yadi. Shuningdek, mavhum (fuzzy)^[inglizcha] qorong‘i materiya farazi ham ilgari surilgan. U o‘ta oquvchan Boze-kondensatdan iborat bo‘lib, xossalari aksionlarnikiga o‘xshaydi, ammo massasi ancha kichik — taxminan 10⁻²² eV..

Supersimmetrik zarralar

Faraziy zarralar supersimmetrik nazariyalar doirasida tavsiflanadi. Ular elektromagnit va kuchli o‘zaro ta’sirlarda ishtirok etmaydi. Agar ular barqaror bo‘lsa, Koinotda keng tarqalib, uning evolyutsiyasida muhim rol o‘ynashi, ya’ni qorong‘i materiya zarralari bo‘lishi mumkin. Dastlab bu rolga faqat gravitino taklif etilgan, ammo minimal supersimmetrik Standart model^[inglizcha] paydo bo‘lgach, bu zarra neytralino — foton, , Z-bozon va Xiggs bozonining superhamkorlari aralash holati degan faraz yanada ommalashdi. Bu zarra R-juftlikning saqlanishi tufayli haqiqatan ham barqaror bo‘lishi kerak. Neytralino oddiy materiya bilan termodinamik muvozanatdan chiqqan paytda uning harorati massasidan kichik bo‘lgan, deb hisoblanadi. Demak, u sovuq qorong‘i materiyaga mansub. Bunday zarralar ham, boshqa har qanday faraziy kuchsiz o‘zaro ta’sirlashuvchi massiv neytral elementar zarralar (WIMPs, vimpli zarralar) ham, tabiati qanday bo‘lishidan qat’i nazar, sovuq qorong‘i materiyada kuzatiladigan xossalarni ta’minlash uchun kuchsiz o‘zaro ta’sir kesimiga yaqin annigilyatsiya kesimiga (~10⁻³⁶ sm²) va kamida bir necha nuklon massasiga teng massaga ega bo‘lishi kerak.

Ekzotik farazlar

Kosmionlar Quyosh neytrinolari muammosini hal qilish uchun fizikaga kiritilgan. Muammo Yerda qayd etiladigan neytrinolar oqimining Quyoshning standart modeli bashorat qilgan qiymatdan sezilarli farq qilishida edi. Ammo bu muammo neytrino ossillyatsiyalari hamda Mixeyev — Smirnov — Volfenshteyn effekti nazariyasi doirasida hal qilingan, shu bois kosmionlar, aftidan, qorong‘i materiya nomzodlari qatoridan chiqariladi.^{[manba 2274 kundan beri ko‘rsatilmagan]}
Fazo-vaqtning topologik nuqsonlari — ilk Koinotda simmetriyaning spontan buzilishi orqali yuzaga kelgan: monopollar, , kosmik torlar.
. Kvark «bo‘laklari» — kvark materiyasining makroskopik (santimetrlar tartibidagi) to‘planmalari bo‘lib, zichligi yadro moddasinikiga teng.

Tajribaviy ma’lumotlar

Yaqin Koinotdagi qorong‘i materiya

Ma’lumki, qorong‘i modda «yorug‘» (barion) modda bilan hech bo‘lmaganda gravitatsion tarzda o‘zaro ta’sirlashadi va o‘rtacha kosmologik zichlikga ega muhitni tashkil etadi; uning zichligi barionlar zichligidan bir necha baravar yuqori. Barionlar qorong‘i materiya to‘planmalarining gravitatsion chuqurlariga tushadi. Shu sababli qorong‘i materiya zarralari yorug‘lik bilan o‘zaro ta’sirlashmasa ham, qorong‘i modda bor joydan yorug‘lik chiqadi. Gravitatsion beqarorlikning ana shu ajoyib xususiyati tufayli qorong‘i materiyaning miqdori, holati va taqsimotini radiodiapazondan rentgen nurlanishi.

Yana bir tadqiqot 2012-yilda e’lon qilindi. Unda 400 dan ortiq yulduz harakati o‘rganilgan; bu yulduzlar Quyoshdan 13 000 yorug‘lik yili gacha bo‘lgan masofalarda joylashgan. Tadqiqot Quyosh atrofidagi katta fazo hajmida qorong‘i materiya borligining dalillarini topmadi. Nazariy bashoratlarga ko‘ra, Quyosh yaqinida Yer shari hajmiga teng hajmdagi qorong‘i materiya o‘rtacha 0,5 kg bo‘lishi kerak edi. Biroq o‘lchovlar bu hajmda 0,06 kg dan ko‘p bo‘lmagan qorong‘i materiya borligini ko‘rsatdi. Bu Yerdagi qorong‘i materiyani, masalan, uning zarralari ning «oddiy» materiya bilan kam uchraydigan o‘zaro ta’sirlari orqali qayd etishga urinishlar muvaffaqiyatli bo‘lish ehtimoli pastligini anglatadi.

Yana bir tadqiqot 2013-yilda e’lon qilingan bo‘lib, u Quyosh tizimi jismlarining harakatini sayyoralar va kosmik apparatlarning 677 mingta pozitsion kuzatuvi asosida o‘rgandi. Kuzatuvlar 1910-yildan hozirgacha olib borilgan. Tadqiqot Quyosh tizimidagi ehtimoliy qorong‘i materiya miqdorining yuqori chegarasini aniqlashga imkon berdi: Saturn orbitasi bilan chegaralangan shar ichidagi qorong‘i materiyaning umumiy miqdori 1,7⋅10^-10 M_ʘ

Faraziy qorong‘i materiya zarralarini fizik aniqlash

Qorong‘i materiya zarralarini tajribada aniqlash, birinchidan, ularning massasi borligi va boshqa massalar bilan gravitatsion ta’sirlashishiga, ikkinchidan esa bu massa juda katta bo‘lishi kerakligiga asoslanishi lozim. Bundan tashqari, qorong‘i materiya haqida hech narsa ma’lum emas. Qorong‘i materiya zarralarini izlashdagi asosiy qiyinchilik ularning elektromagnit o‘zaro ta’sirda qatnashmasligidir, ya’ni ular ko‘rinmaydi va nobarion tabiatga ega.

Izlashning ikki turi mavjud: bevosita va bilvosita.

Qorong‘i materiyani yerusti uskunalari yordamida bevosita izlash tajribalarida bu zarralarning past fonli yadroviy-fizik detektorning sezgir hajmidagi elektronlar yoki atom yadrolari bilan o‘zaro ta’siri oqibatlari o‘rganiladi. Galaktik galo tarkibidagi qorong‘i materiya zarrasi oddiy modda zarrasiga (elektron yoki nuklonga) sochilganda, ikkinchi zarra muayyan kinetik energiya oladi va odatiy usullar bilan qayd etilishi mumkin. Muammo qorong‘i materiya zarralarining oddiy zarralar bilan o‘zaro ta’sir kesimi juda kichikligidadir. Fon ta’sirini kamaytirishga yordam beradigan, biroq modelga muayyan bog‘liqlik kiritadigan qo‘shimcha tajribaviy belgi Yerning Quyosh atrofidagi orbital harakati tufayli uning (va detektorning) qorong‘i materiya galosiga nisbatan tezligi davriy o‘zgarishiga asoslanadi. Bu signalning yillik davriylikda, iyun boshida maksimumga erishib o‘zgarishiga olib kelishi kerak. Qorong‘i materiyaning yengil zarralarini (xususan, aksionlarni) bevosita izlashning yana bir usuli ularning magnit maydonda fotonlarga aylanishini yuqori sifat koeffitsiyentiga ega rezonans bo‘shliqda (ya’ni galoskop).

da) qayd etishdir. Bunday tajribalar juda yuqori aniqlikni va signalning boshqa manbalaridan keladigan xalaqitlarni yo‘q qilishni talab etadi. Shuning uchun detektorlar, odatda, yer ostida joylashtiriladi.

Bilvosita aniqlash usullari, masalan, Quyoshdagi yoki galaktikadagi qorong‘i materiyaning annigilyatsiyasi natijasida hosil bo‘ladigan ikkilamchi zarralar (neytrinolar, fotonlar va hokazolar) oqimini aniqlashga urinishlarga asoslanadi.

Muqobil nazariyalar

Muqobil gravitatsiya nazariyalari

Qorong‘i materiya mavjudligini zarur, deb hisoblashga olib kelgan kuzatuv hodisalarini qorong‘i materiya tushunchasisiz tushuntirishga urinishlarda, avvalo, uzoq masofalarda umumqabul qilingan gravitatsion o‘zaro ta’sir qonunlarining to‘g‘riligi shubha ostiga olingan.

Eng mashhuri — modifikatsiyalangan Nyuton dinamikasi (MOND). Bu 1980-yillarning boshida isroillik astrofizik Mordexay Milgrom tomonidan taklif etilgan nazariya bo‘lib, tortishish qonunini fazoning ayrim hududlarida kuchliroq o‘zaro ta’sir yuzaga keladigan tarzda o‘zgartiradi. Natijada kuzatiladigan galaktikalarning aylanish egri chiziqlari shaklini izohlash mumkin bo‘ladi. 2004-yilda nazariyotchi fizik Yaakov Bekensteyn ham Isroilda ushbu farazning relyativistik umumlashmasi — tenzor-vektor-skalyar gravitatsiya nazariyasi^[inglizcha]ni yaratgan. U gravitatsion linzalanishning kuzatiladigan hodisalarini ham tushuntiradi. Bundan tashqari, 2007-yilda kanadalik fizik Jon Moffat ham modifikatsiyalangan gravitatsiya haqidagi o‘z nazariyasini taklif etdi. Bu nazariya skalyar-tenzor-vektor gravitatsiya nazariyasi^[inglizcha].

deb ham ataladi. Modifikatsiyalangan gravitatsiya nazariyalari tarafdorlari qorong‘i materiya zarralarini bevosita aniqlash tajribalari hozirgacha ijobiy natija bermaganini o‘z qarashlari foydasiga dalil deb bilishadi. Vera Rubin ham modifikatsiyalangan Nyuton dinamikasi foydasiga fikr bildirgan, vaholanki, uning ishlari qorong‘i materiya nazariyasi shakllanishida muhim rol o‘ynagan: «Agar tanlash imkonim bo‘lganida, uzoq masofalardagi gravitatsion o‘zaro ta’sirlarni to‘g‘ri tavsiflash uchun aynan Nyuton qonunlarini o‘zgartirish zarurligini kashf etishni istagan bo‘lardim. Bu Koinot yangi turdagi subyadroviy zarralar bilan to‘lgan, degan tasavvurdan ko‘ra jozibaliroq».

Biroq hozir ko‘pchilik olimlar MOND nazariyasini qabul qilmaydi, chunki unga asoslangan hisob-kitoblar nazariyaning yetarli emasligini ko‘rsatadi. Muqobil gravitatsiya nazariyalari bilan bog‘liq muammo shundaki, ular qorong‘i materiya mavjudligi bilan bog‘lanadigan ayrim hodisalarni tushuntirsa ham, ularning barchasini birgalikda izohlay olmaydi. Ular to‘qnashayotgan galaktikalar to‘dalarining kuzatiladigan xatti-harakatini tushuntirmaydi va ilk Koinotda katta miqdorda nobarion ko‘rinmas materiya bo‘lganini ko‘rsatuvchi kosmologik dalillarga mos kelmaydi.

Qorong‘i materiyaga nisbat beriladigan kuzatiladigan hodisalarni yangi mohiyatlar kiritmasdan tushuntiradigan muqobil nazariyalar ham mavjud. Shulardan biri — kosmologik umumiy nisbiylik nazariyasi (KUNN) bo‘lib, uni isroillik fizik Moshe Karmeli ishlab chiqqan. Besh o‘lchovli bu nazariyada katta masofalarda gravitatsiya Nyuton qonunidagiga (1/r o‘rniga 1/r2) qaraganda sekinroq kamayadi. Bu qorong‘i materiyaga murojaat qilmasdan galaktikalarning aylanish egri chiziqlarini tushuntirishga imkon beradi.

Plazma kosmologiyasi

Ushbu nazariya 1960- yillarda shved fizigi Xannes Alfven tomonidan ishlab chiqilgan (u 1970-yilda magnitodinamika sohasidagi kashfiyotlari uchun fizika bo‘yicha Nobel mukofotiga sazovor bo‘lgan). Bunda u Yer atrofidagi plazma (qutb yog‘dusi) haqidagi o‘z tadqiqotlariga va norvegiyalik Kristian Birkeland.

ning dastlabki ishlariga tayangan. Nazariyaning asosida katta masofalarda (galaktikalar va galaktikalar to‘dalari miqyosida) elektr kuchlari gravitatsiyadan muhimroq, degan taxmin yotadi. Agar plazma butun Koinotni to‘ldiradi va elektrni yaxshi o‘tkazadi, deb faraz qilinsa, u o‘nlab megaparsek miqyoslarda juda katta elektr toklarini (taxminan 10¹⁷ — 10¹⁹ amper) o‘tkazishi mumkin edi. Bunday toklar kuchli galaktik magnit maydonini hosil qiladi, bu esa galaktikalar hamda ularning to‘dalari (galaktik iplar yoki filamentlar) tuzilishini shakllantiradi. Bunday kuchli maydon mavjudligi galaktikalarning spiral yenglari shakllanishini (ularning kelib chiqishi haqida hozircha yagona fikr yo‘q), galaktika disklari aylanish tezligining radiusga bog‘liq taqsimotini oson tushuntiradi va qorong‘i materiya galosini kiritish ehtiyojini yo‘qotadi. Ammo hozirgi astrofizika o‘nlab megaparsek miqyosidagi bunday kuchli toklarni ham, galaktikalararo va galaktika ichidagi shunchalik kuchli magnit maydonlarni ham kuzatmagan. Alfven va Entoni Perratt tomonidan plazma kosmologiyasi doirasida ilgari surilgan Koinotning ipsimon-hujayraviy tuzilishi va yirik miqyosdagi bir jinsliligi haqidagi farazlar ( Koinotning yirik miqyosli tuzilishi deb ataladi) 1980-yillarning oxiri va 1990-yillarda kutilmaganda kuzatuvlar bilan tasdiqlangan, ammo bu kuzatuvlar umumqabul qilingan kosmologik model doirasida ham izohlanadi. Hozir Koinotning ipsimon tuzilishini tushuntirishda gravitatsion beqarorlik natijasida iplar hosil bo‘lishi nazariyasi qo‘llanadi: dastlab deyarli bir jinsli bo‘lgan massa taqsimoti kaustikalar da to‘planib, iplarni hosil qiladi. Ko‘rinadigan materiya tuzilishi qorong‘i materiyaning o‘sib borayotgan tuzilmalari bo‘ylab shakllanadi (qorong‘i materiyaning bunday tuzilishi inflyatsiya).

jarayonidagi kvant fluktuatsiyalari bilan izohlanadi). Hozirgi paytda plazma kosmologiyasi nazariya sifatida ommabop emas, chunki u Koinotning Katta portlash yo‘li bilan rivojlanganini inkor etadi. Boshqa tomondan, agar Katta portlash nazariyasidan voz kechilib, Koinot yoshi 13,5 milliard yildan ancha katta, deb hisoblansa, yashirin massaning katta qismini qora mittilar kabi MACHO obyektlari orqali izohlash mumkin bo‘lardi. Bunday obyektlar o‘nlab milliard yillar davomida sovigan oq mittilardan paydo bo‘lgan.

Boshqa o‘lchamlardagi (parallel Koinotlardagi) materiya

Ba’zi qo‘shimcha o‘lchamli nazariyalarda gravitatsiya boshqa o‘lchamlardan bizning fazomizga ta’sir ko‘rsata oladigan yagona o‘zaro ta’sir turi deb qaraladi. Bu faraz gravitatsion o‘zaro ta’sirning boshqa uch asosiy o‘zaro ta’sir (elektromagnit, kuchli va kuchsiz) bilan taqqoslaganda nisbatan zaifligini tushuntiradi. Gravitatsiya qo‘shimcha o‘lchamlardagi massiv materiya bilan ham ta’sirlashishi va boshqa o‘zaro ta’sirlar uchun o‘tib bo‘lmaydigan to‘siqdan o‘ta olishi sababli zaifroq bo‘ladi.

Bundan kelib chiqadiki, qorong‘i materiya ta’sirini bizga tanish o‘lchamlardagi ko‘rinadigan materiyaning boshqa (qo‘shimcha, ko‘rinmas) o‘lchamlardagi massiv materiya bilan gravitatsiya orqali o‘zaro ta’siri orqali mantiqan izohlash mumkin. Qolgan o‘zaro ta’sir turlari bu o‘lchamlarni va ulardagi materiyani sezmaydi hamda ular bilan hech qanday ta’sirlashmaydi. Boshqa o‘lchamlardagi (amalda parallel Koinotdagi) materiya bizning o‘lchamlarimizdagiga o‘xshash usulda tuzilmalar (galaktikalar, galaktikalar to‘dalari, filamentlar) hosil qilishi yoki o‘ziga xos ekzotik tuzilmalar shakllantirishi mumkin. Ular bizning o‘lchamlarimizda ko‘rinadigan galaktikalar atrofidagi gravitatsion galo sifatida seziladi.

Fazoning topologik nuqsonlari

Qorong‘i materiya shunchaki dastlabki ( Katta portlash paytida paydo bo‘lgan) fazo va/yoki kvant maydonlarining topologik nuqsonlaridan iborat bo‘lishi mumkin. Ular o‘zida energiya saqlab, shu tariqa gravitatsion kuchlarni keltirib chiqaradi.

Bu farazni orbitadagi kosmik zondlar tarmog‘i (Yer atrofida yoki Quyosh tizimi doirasida) yordamida o‘rganish va tekshirish mumkin. Zondlar doimiy va aniq sinxronlashtiriladigan ( GPS) orqali) atom soatlari bilan jihozlanib, bunday topologik nuqson ning tarmoqdan o‘tishini qayd etishi mumkin. Ta’sir ushbu soatlar yurishining oddiy relyativistik sabablar bilan izohlab bo‘lmaydigan nomuvofiqligi ko‘rinishida namoyon bo‘ladi. Bu hodisaning aniq boshlanishi va vaqt o‘tishi bilan tugashi bo‘ladi (topologik nuqson harakati yo‘nalishi va o‘lchamiga bog‘liq ravishda).

Adabiyotlar

Книги

Einasto J. Dark matter // Astronomy and Astrophysics (англ.) / Ed. by Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny and John Lattanzio. — Singapore: EOLSS Publishers, 2012. — Vol. 2. — P. 152—198. — 488 p. — (Encyclopedia of Life Support Systems). — ISBN 978-1-84826-823-4.
Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Неускорительная физика элементарных частиц. — М.: Наука Физматлит, 1997.
Sanders R. H. The Dark Matter Problem: A Historical Perspective. — Cambridge University Press, 2010.
Гальпер А. М., Гробов А. В., Свадковский И. В. Эксперименты по исследованию природы тёмной материи: Учебное пособие. — М.: МИФИ, 2014.
Majumdar D. Dark Matter: An Introduction. — CRC Press, 2014.
Эйнасто Я., Чернин А. Д. Тёмная материя и тёмная энергия. — М.: Век-2, 2018. — 176 с. — ISBN 978-5-85099-197-5.
Решетников В. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной // Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. — Фрязино: Век 2, 2012. — 167 с. — ISBN 978-5-85099-189-0.
Рубаков В. А. Актуальные вопросы космологии : курс лекций. — М. : Издательский дом МЭИ, 2015. — Вып. 6. — 272 с. — (Высшая школа физики). — ISBN 978-5-383-00937-6.
Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. Глава 9. Поиск тёмной материи во Вселенной // Неускорительная физика элементарных частиц / Пер. с нем. А. Беднякова. — М. : Наука, 1997. — С. 376—409. — 528 с. — ISBN 5-02-015092-4.

Статьи

Биленький С. М. Массы, смешивание и осцилляции нейтрино (рус.) // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2003. — Т. 173. — С. 1171—1186.
Лукаш В. Н., Михеева Е. В. Тёмная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной (рус.) // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2007. — Т. 177. — С. 1023—1028.
Левин А. Дело ясное, что дело тёмное // Популярная механика. — 2014. — № 6. — С. 36—40.
Засов А. В., Сабурова А. С., Хоперсков А. В., Хоперсков С. А. Тёмная материя в галактиках (рус.) // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2017. — Т. 187. — С. 3—44.
Insight: Dark Matter (англ.) // Nature Physics & Nature Astronomy. — 2017. — Vol. 13/1, no. 3.
Bertone G., Tait T. M. P. A new era in the search for dark matter (англ.) // Nature. — 2018. — Vol. 562. — P. 51—56. — doi:10.1038/s41586-018-0542-z.
Bertone G., Hooper D. History of dark matter (англ.) // Reviews of Modern Physics. — 2018. — Vol. 90, no. 4. — P. 045002. — ISSN 1539-0756 0034-6861, 1539-0756. — doi:10.1103/RevModPhys.90.045002. — arXiv:1605.04909.

Havolalar

«Qorong‘ilik chegarasidan tashqarida» — quyidagi turkumdan: «Morgan Frimen bilan chuvalchang inidan o‘tib»
Cherepashchuk A. «Koinotdagi materiyaning yangi shakllari, 1-qism» — Qorong‘i massa va qorong‘i energiya
Merrifield Mike, Copeland Ed, Gray Meghan. Haran, Brady: Qorong‘i materiya . Sixty Symbols. Nottingem universiteti (2010).
Carmeli O. Qorong‘i materiya mavjudligini inkor etuvchi fizik // Cosmos on Nautilus. — 2017. — 27-fevral.