Правильно ли мы спрашиваем о тёмной материи? Пять неоспоримых фактов о её существовании

Те ли вопросы мы задаём о тёмной материи?

Чаще всего о тёмной материи спрашивают, существует ли она вообще. Однако астрофизики давно перешли к следующему вопросу.

Итан Сигел, 21 октября 2026 года

Главное:

• С тех пор как в 1930-х годах возникла идея тёмной материи, она неоднократно становилась предметом скепсиса и насмешек. Вместо неё предлагали изменить теорию гравитации или допустить существование дополнительной невидимой обычной материи.

• Однако эти объяснения не справляются со всей совокупностью наблюдений. Хотя тёмную материю ещё не удалось обнаружить напрямую, подавляющее большинство астрофизиков убеждено в её существовании.

• Сегодня исследователей прежде всего интересует, какими свойствами обладает тёмная материя и как наблюдения Вселенной могут помочь их установить.

Когда речь заходит о тёмной материи, люди чаще всего спрашивают:

существует ли это загадочное предполагаемое вещество в действительности и действительно ли на него приходится основная часть всей материи во Вселенной?

Одни считают, что тёмной материи нет, а необходимую гравитацию создаёт большое количество невидимой обычной материи. Другие полагают, что обычной материи во Вселенной примерно столько, сколько мы наблюдаем, но вместо тёмной материи за удержание космических структур отвечают изменённые законы гравитации.

Однако обе позиции разделяет лишь небольшое меньшинство работающих учёных: эти альтернативы не объясняют большую часть имеющихся свидетельств. Большинство астрофизиков и космологов признают существование тёмной материи. Предлагаемые альтернативные модели не согласуются со всей совокупностью наблюдений без включения некоторой формы тёмной материи или компонента, ведущего себя подобным образом.

Поэтому научное сообщество в основном сосредоточилось на следующем этапе: выяснении свойств тёмной материи и определении того, какая именно её разновидность присутствует во Вселенной. Именно об этих исследованиях и пойдёт речь.

Важно помнить: существование тёмной материи подтверждается огромным массивом наблюдений, и ни одна альтернативная теория пока не объясняет их столь же успешно.

• Первичный нуклеосинтез и наблюдаемая распространённость лёгких элементов указывают, что на обычную материю приходится около 4,9% энергетического содержимого Вселенной.

• Характер флуктуаций реликтового, или космического микроволнового фонового, излучения указывает на соотношение тёмной и обычной материи примерно 5:1: около 27% и 5% содержимого Вселенной соответственно.

• К тому же соотношению приводят наблюдения крупномасштабного распределения материи и барионных акустических осцилляций в космической структуре.

• Гравитационное линзирование позволяет оценить полную массу галактик и их скоплений. Она примерно в 5–6 раз превышает массу, которую можно было бы объяснить одной обычной материей.

• В сталкивающихся скоплениях галактик распределение обычной материи, в частности горячего рентгеновского газа, заметно отделено от распределения массы, создающей основной гравитационный эффект.

Есть и другие независимые свидетельства, которые поддерживают гипотезу тёмной материи: добавление этого компонента позволяет согласованно объяснить наблюдаемую картину. Разумеется, элементарную частицу, из которой она могла бы состоять, пока не обнаружили напрямую. Более того, нет гарантий, что такое обнаружение вообще возможно. Тем не менее совокупность косвенных данных достаточно убедительна для подавляющего большинства специалистов.

Следующая задача — использовать доступные астрофизические инструменты, чтобы выяснить, какой именно тип тёмной материи присутствует во Вселенной. Она должна была существовать уже на очень ранних этапах, по крайней мере в эпоху первичной плазмы горячего Большого взрыва. Иначе она не оставила бы наблюдаемых следов в реликтовом излучении и крупномасштабной структуре. В ту эпоху тёмная материя должна была обладать массой и некоторой начальной кинетической энергией. По соотношению этих величин её обычно делят на три категории.

1. Горячая. Частицы такой материи имеют малую массу и высокую кинетическую энергию, поэтому на протяжении большей части космической истории движутся со скоростью, близкой к скорости света. Это подавляет образование структур малого масштаба и делает гравитационные потенциальные ямы на таких масштабах более пологими.

2. Тёплая. Её начальная кинетическая энергия умеренна относительно массы. Сначала она движется с релятивистскими скоростями, но затем остывает и переходит к нерелятивистскому движению. Её маломасштабные потенциальные ямы круче, чем у горячей материи, но гало более пологие, чем у холодной.

3. Холодная. Она либо достаточно массивна, чтобы её начальная кинетическая энергия была сравнительно мала, либо обладает небольшой массой, но изначально движется нерелятивистски. Благодаря этому она может собираться в сгустки уже на ранних этапах, создавая наиболее крутые потенциальные ямы даже на малых масштабах.

Различия между этими сценариями особенно заметны в структуре космической паутины.

Уже распределение материи позволяет исключить сценарии, в которых преобладает горячая тёмная материя, а также многие модели тёплой. Но есть и более точные методы, позволяющие не только различать эти категории, но и исследовать детальные свойства тёмной материи, проявляющиеся в космологических моделях.

Большинство симуляций начинается с максимально простого предположения: тёмная материя холодна, практически не сталкивается, не обладает давлением и взаимодействует главным образом гравитационно, почти не взаимодействуя ни с собой, ни с обычной материей. Это своеобразная «сферическая корова» — грубое, иногда даже нефизичное упрощение, позволяющее получить первое приближение.

Такие симуляции заложили основу представлений о гало тёмной материи — огромных, разреженных, приблизительно сфероидальных образованиях. Их плотность меняется с расстоянием от центра. Среди используемых описаний — профиль Наварро — Френка — Уайта (NFW), профиль Мура, названный в честь Бена Мура, и изотермический профиль, который предполагает наличие некоторого взаимодействия, в отличие от типичных моделей невзаимодействующей холодной тёмной материи.

Но этим картина не исчерпывается. Обычно предполагается, что на самых ранних этапах Вселенная приблизительно находилась в тепловом равновесии. Частицы обладали высокой кинетической энергией, а их плотность была столь велика, что столкновения происходили очень часто. При каждом столкновении энергия перераспределялась, и частицы разных типов быстро приходили к общему распределению энергий.

Если это относится и к тёмной материи, то даже в холодном состоянии она должна была унаследовать начальный спектр флуктуаций плотности на разных масштабах — след космической инфляции, предшествовавшей Большому взрыву. В зависимости от массы тёмной материи и момента её выхода из теплового равновесия с первичной плазмой вокруг галактик должны формироваться не только гладкие гало, но и вложенные в них гало разных размеров и масс.

Иными словами, внутри каждого большого гало ожидается множество меньших: сложная и богатая субструктура тёмной материи.

Как же исследовать субструктуру этих гало? Какие доступные наблюдения позволят определить глубину потенциальных ям, распределение масс субгало и профили плотности крупных гало вокруг галактик и их скоплений?

Для этого применяют четыре основных метода. Достаточно точные результаты помогут исключить модели, не согласующиеся с данными, и выяснить, какие сценарии тёмной материи и основанные на них симуляции соответствуют наблюдаемой Вселенной.

1) Лес Лайман-альфа. Свет далёкого яркого источника — квазара, активного ядра галактики или самой яркой галактики — по пути к нам проходит через промежуточную материю: газовые облака, большие и малые галактики и, возможно, тёмные объекты без звёзд. Если в такой материи есть нейтральные атомы, они поглощают свет на определённых длинах волн, в том числе соответствующих переходу между двумя нижними энергетическими уровнями водорода.

Так возникает лес Лайман-альфа (Lyman-α forest): множество линий поглощения, каждая из которых подобна отдельному дереву и связана с газовым облаком. Уже сейчас этот метод позволяет установить строгие ограничения на модели горячей и тёплой тёмной материи. Глубина линий на разных расстояниях помогает проследить рост и эволюцию структур малого и среднего масштаба на протяжении космической истории. В дальнейшем новые широкоугольные обсерватории, включая «Веру Рубин», «Евклид», SPHEREx и «Нэнси Роман», смогут расширить возможности таких исследований.

2) Внутрикластерный свет. Скопления галактик — одни из самых сложных и динамичных областей Вселенной. В них встречаются тысячи крупных галактик, миллионы шаровых скоплений и колоссальные массы вещества, заключённые в гигантских гало тёмной материи. Внутри этих гало находится множество меньших субгало: вокруг отдельных галактик и на ещё более мелких масштабах. Когда крупные галактики поглощают меньшие или затягивают их вещество, исходные гало тёмной материи могут сохраняться.

Звёзды, вырванные из галактик или образовавшиеся при приливных взаимодействиях в пространстве между ними, со временем начинают следовать общему распределению массы внутри скопления.

Таким образом, внутрикластерный свет служит индикатором распределения тёмной материи: как её общего профиля плотности, так и отдельных субгало. Чем выше пространственное разрешение и чем более слабое свечение удаётся измерить, тем подробнее можно исследовать внутреннее строение этих космических гигантов. Наблюдения удалённых скоплений также могут показать, как гало и субгало менялись со временем.

3) Сильное гравитационное линзирование в чувствительных конфигурациях. Согласно общей теории относительности Эйнштейна, скопления материи и энергии искривляют пространство-время и могут действовать как линзы, изменяя вид света от объектов позади них. Слабое линзирование немного меняет форму и положение изображения. При подходящем расположении объектов и распределении массы эффекты становятся гораздо сильнее: фоновый источник растягивается и усиливается, а свет, приходящий разными путями, может создавать несколько его изображений.

Особенно наглядны системы с четырьмя изображениями, известные как кресты Эйнштейна. Они чувствительны не только к общей массе и профилю плотности линзы, но и к небольшим возмущениям, создаваемым субструктурами тёмной материи. Ожидается, что масштабные обзоры с высоким разрешением значительно увеличат число известных четверных линз и помогут подробнее изучить субструктуру галактик и скоплений, выступающих в роли линз.

4) Звёздные потоки как инструмент восстановления гравитационного поля. В Млечном Пути звёзды находятся не только в диске, центральном балдже и разреженном гало. Галактику также окружают шаровые скопления и галактики-спутники, некоторые из которых разрушаются под действием её приливных сил. Если разница между гравитационным притяжением ближней и дальней частей объекта достаточно велика, скопление или небольшая галактика растягивается в звёздный поток, проходящий через Млечный Путь или вокруг него.

Детальные характеристики таких потоков сильно зависят от распределения тёмной материи в галактике, разрушившей их исходные объекты. Если изучить множество потоков на разных расстояниях от центра, можно выяснить, как меняется распределение тёмной материи, и оценить массы сгустков в небольших гало внутри основного. Открытие в 2026 году первого звёздного потока шарового скопления за пределами Млечного Пути вселяет надежду, что подробные обзоры позволят применять этот метод к галактикам разных типов.

Споры о самом существовании тёмной материи продолжают привлекать внимание, однако исследователи в основном сосредоточены на другом: как по непосредственно наблюдаемым величинам определить её природу и свойства и проверить конкурирующие модели. Более качественные данные современных обсерваторий должны приблизить нас к пониманию того, чем может быть тёмная материя и какие варианты исключены, даже если обнаружить её непосредственно в лаборатории не удастся.

Пять ключевых фактов в пользу существования тёмной материи

Тёмную материю ещё не удалось обнаружить напрямую, но астрономические наблюдения дают убедительные свидетельства в её пользу. Вот что важно знать.

Итан Сигел, 23 октября 2025 года

Главное:

• Звёзды, галактики, газ, пыль и другие формы обычной атомной материи составляют лишь около 5% полного энергетического содержимого Вселенной.

• Остальное приходится главным образом на тёмную материю (27%) и тёмную энергию (68%). Тёмная материя играет важную роль и в формировании космической паутины, и в удержании галактик и их скоплений.

• Можно ли отказаться от тёмной материи, изменив теорию гравитации? Не в том случае, если требуется одновременно объяснить все пять приведённых ниже свидетельств.

Сторонники альтернативных теорий нередко пытаются вернуть к жизни идеи, которые хуже согласуются с данными, чем общепринятая модель. Порой новые наблюдения действительно ставят под сомнение господствующую теорию и заставляют пересмотреть отвергнутые варианты. Бывает и наоборот: прежние аргументы вновь становятся популярными не благодаря новым данным, а потому, что находят аудиторию, незнакомую со всей совокупностью свидетельств в пользу научного консенсуса.

Человеку без специальной подготовки бывает трудно различить эти ситуации и оценить полноту представленных аргументов. Например, известный физик-нонконформист утверждал в публикациях и видеороликах, что ситуация с тёмной материей изменилась и модифицированная гравитация заслуживает равного рассмотрения. Позднее другой известный физик выступил с похожим утверждением об отсутствии тёмной материи.

Однако при рассмотрении всей совокупности космологических данных эти заявления вызывают серьёзные вопросы. Следующие пять фактов помогают оценить аргументы вокруг одной из главных загадок современной космологии.

1. Общее количество обычной материи во Вселенной хорошо определено

Глядя на Вселенную, наполненную звёздами, галактиками, газом, пылью, плазмой и чёрными дырами, можно спросить: не скрывается ли где-то ещё обычная материя? Возможно, наблюдаемые дополнительные гравитационные эффекты вызваны просто невидимой массой. Во второй половине XX века эта идея была одной из причин, по которым космологи не спешили принимать гипотезу тёмной материи.

Во Вселенной действительно много газа и плазмы. Можно предположить, что их достаточно, чтобы обойтись без нового типа материи. Или что недостающую долю составляют достаточно массивные нейтрино. Ещё один вариант — чёрные дыры, образовавшиеся из избытка материи на ранних этапах космической истории.

Однако эти предположения не решают проблему: количество обычной материи хорошо известно и составляет около 4,9% критической плотности с неопределённостью примерно ±0,1%.

Основное ограничение дают наблюдаемые количества лёгких элементов:

• водорода,

• дейтерия,

• гелия-3,

• гелия-4

• и лития-7.

Они образовались в первые минуты после горячего Большого взрыва, когда температура и плотность ранней Вселенной позволяли протекать реакциям ядерного синтеза между лёгкими ядрами.

Количество каждого элемента существенно зависит от общего объёма обычной материи в ту эпоху и, в частности, от отношения числа барионов к числу фотонов. Поскольку плотность реликтового излучения известна, измерения распространённости лёгких элементов позволяют определить барионную плотность Вселенной.

Эту распространённость измеряют непосредственно по спектрам газовых облаков, а также оценивают косвенно по подробным наблюдениям реликтового излучения. Оба подхода дают согласующуюся картину: обычная материя составляет примерно 4,9% ± 0,1% энергетического содержимого Вселенной.

Следовательно, чёрные дыры, возникшие из барионной материи, не могут составлять значительную часть тёмной материи. Известные нейтрино тоже не решают проблему; ни одна частица Стандартной модели не подходит на эту роль. Для согласования космологических наблюдений требуется дополнительный компонент, который мы называем тёмной материей.

2. Без тёмной материи трудно объяснить реликтовое излучение и крупномасштабную структуру

Представим раннюю Вселенную: горячую, плотную, почти однородную, расширяющуюся и остывающую. Области с чуть большей начальной плотностью сильнее притягивают окружающую материю и постепенно растут под действием гравитации.

Но рост плотности сопровождается и увеличением давления излучения. Оно препятствует бесконечному сжатию: достигнув максимума, плотность начинает уменьшаться, после чего процесс может повторяться.

Со временем в колебания вовлекаются области разных размеров. Эти процессы оставляют характерный спектр температурных неоднородностей в реликтовом излучении и создают зародыши будущих звёзд, галактик и космической паутины. Получаемая картина зависит от того, присутствует ли наряду с обычной материей тёмная.

Различия спектров обусловлены разной физикой двух сценариев. При этом у них есть общие черты:

• и обычная, и тёмная материя создают гравитацию;

• рост плотности материи сопровождается ростом давления излучения;

• излучение покидает область повышенной плотности независимо от состава её материи.

Однако обычная материя сталкивается с другими частицами обычной материи и взаимодействует с фотонами, тогда как тёмная материя практически не участвует в этих процессах. Поэтому спектры реликтового излучения и крупномасштабной структуры в моделях с тёмной материей и без неё имеют разное число пиков и спадов.

Данные указывают на необходимость холодного компонента, почти не взаимодействующего с обычной материей и фотонами и невидимого для электромагнитного излучения. Он не может состоять из обычной материи или известных частиц Стандартной модели. При оценке альтернативных моделей стоит обратить внимание на то, не вводят ли они вместо тёмной материи другой компонент — например, стерильное нейтрино или дополнительное поле, — который фактически ведёт себя подобным образом.

3. Тёмная материя ведёт себя подобно частицам, что важно при её описании полем

Иногда выдвигается следующий аргумент: поскольку частицы являются возбуждениями квантовых полей, новое поле или изменение гравитационного поля может заменить новые частицы тёмной материи. В этом рассуждении есть доля истины, но оно может скрывать существенное различие.

Поля — очень общие физические объекты, пронизывающие пространство. Они могут быть однородными или неоднородными, одинаковыми во всех направлениях или иметь выделенное направление, взаимодействовать с другими компонентами либо быть от них отделёнными. Частицы же могут быть безмассовыми, подобно излучению, или массивными. Для системы массивных частиц характерно следующее:

• они собираются в сгустки;

• создают гравитационное поле;

• подчиняются известным соотношениям кинетической и потенциальной энергии;

• обладают такими характеристиками, как сечения и амплитуды рассеяния, а также константы связи;

• следуют по крайней мере известным сегодня законам физики.

Свойства тёмной материи, выведенные из астрофизических наблюдений, указывают на поведение, подобное поведению частиц. Это не означает, что её нельзя описать как:

• жидкость без давления;

• неоднородную пыль;

• систему с ненулевым сечением взаимодействия помимо гравитационного.

Но замена частиц тёмной материи полем накладывает ограничения на поведение последнего. С астрофизической точки зрения оно должно воспроизводить поведение большого количества массивных частиц.

Тёмная материя не обязательно должна состоять из частиц в буквальном смысле. Однако наблюдения показывают, что она ведёт себя примерно как популяция холодных массивных частиц, которые почти не рассеиваются. Поле может заменить такую модель, если воспроизводит её наблюдаемые эффекты, особенно на масштабах скоплений галактик — порядка 10–20 миллионов световых лет — и более крупных.

4. На малых масштабах необходимо учитывать звездообразование, обратную связь и другие сложные процессы

Расхождения между наблюдениями и предсказаниями модели холодной, практически не сталкивающейся тёмной материи чаще всего возникают на масштабах отдельных галактик и меньше. Некоторые варианты модифицированной гравитации действительно лучше описывают часть таких наблюдений. Но физические процессы на этих масштабах чрезвычайно сложны и пока изучены не полностью. Без их надёжного расчёта трудно окончательно судить об успехе или неудаче каждой модели.

Это непростая задача. Когда материя движется к центру массивного объекта, она:

• теряет угловой момент;

• нагревается;

• может запустить образование звёзд;

• в результате возникает ионизирующее излучение;

• оно вытесняет обычную материю из центральных областей;

• это, в свою очередь, гравитационно «разогревает» тёмную материю в центре.

  Все эти процессы необходимо рассчитывать. При этом простейшая модель предполагает холодную тёмную материю без столкновений и заметных взаимодействий. Можно исследовать изменения гравитации наряду с такой материей или выяснять, какие её взаимодействия лучше объясняют наблюдаемую мелкомасштабную структуру. Оба подхода должны учитывать известные физические эффекты и наличие компонента, ведущего себя как тёмная материя.

Кроме того, наблюдения отдельных галактик не всегда свидетельствуют в пользу модифицированной гравитации. Попытки вывести свойства галактики исключительно из распределения обычной материи работают для некоторых типов галактик, но не для всех.

5. Теория должна объяснять всю совокупность космологических данных

Делая выводы о Вселенной, важно учитывать все доступные свидетельства, а не выбирать только удобные. В частности:

• следует рассматривать все семь акустических пиков реликтового излучения, а не только первые два;

• необходимо честно оценивать, не является ли компонент, введённый вместо тёмной материи, фактически эквивалентным ей;

• нельзя считать изменение гравитации успешным только потому, что оно объясняет малые масштабы, если при этом теряется объяснение крупных структур;

• статистически маловероятные, но допустимые события не следует автоматически считать доказательством ошибочности ведущей теории; примером служат низкие квадруполь и октуполь реликтового излучения;

• нельзя упрощать или искажать достижения теории, которую предполагается заменить.

Чтобы новая научная идея могла заменить старую, она прежде всего должна воспроизвести её успешные результаты. Возможно, для описания Вселенной когда-нибудь понадобится изменить закон гравитации, но это само по себе не устраняет необходимости объяснить свидетельства в пользу тёмной материи.

При сравнении тёмной материи и модифицированной гравитации важно различать масштабы. На крупнейших космических масштабах преобладают гравитационные эффекты, что делает их относительно чистой лабораторией для проверки космологических моделей. На меньших масштабах существенны звёзды, газ, излучение и процессы обратной связи. Модели этих сложных явлений продолжают совершенствоваться, тогда как крупномасштабные наблюдения уже давно указывают в пользу тёмной материи.

Легко обмануться, получив правильный ответ без учёта всех важных факторов. Верный результат по неверной причине может создать впечатление открытия, хотя на деле отражает неучтённые физические процессы. Пока неизвестно, потребуется ли в конечном счёте изменить закон гравитации, но имеющиеся данные показывают, что около 85% материи во Вселенной составляет тёмная материя.

Впервые статья была опубликована в августе 2022 года и обновлена в октябре 2025 года.

 

Источник