Филаменты помогут классифицировать темную материю

Астрофизики предложили различать холодную, теплую и размытую темную материю по структуре филаментов — галактических нитей, которые образуются в молодой Вселенной. По словам ученых, увидеть эту структуру может космический инфракрасный телескоп «Джеймс Уэбб», который заработает в 2021 году. Статья опубликована в Physical Review Letters, кратко о ней сообщает Physics.

Первые намеки на темную материю астрономы заметили еще в 1933 году, когда Фриц Цвики измерил радиальные скорости галактик скопления Кома и обнаружил, что объяснить их можно только с помощью невидимой скрытой массы, которая в десятки раз превышала видимую массу скопления. В 1960-х годах это предположение с большей точностью проверила Вера Рубин, измерившая кривую вращения 21 спиральной галактики. Так же явно невидимая масса видна при гравитационном линзировании на скоплениях галактик. Кроме того, в прошлом десятилетии существование темной материи также подтвердили спутники WMAP и Planck, измерившие спектр реликтового излучения — оказалось, что темная материя не просто существует, но и составляет около 85 процентов массы материи. Таким образом, в настоящее время физики практически не сомневаются в реальности темной материи. Подробнее про историю ее открытия можно прочитать в статье «Темная материя», а про роль в современной физике — в материале «Невидимый цемент Вселенной».

К сожалению, несмотря на множество эффектов, которые неявно указывают на существование темной материи, физики до сих пор не знают, из чего она состоит. До последнего времени преобладающим кандидатом были тяжелые вимпы — их предсказывал целый ряд теорий, они отлично вписывались в модель ΛCDM, построить детекторы для их поиска было проще всего. Однако неудачи детекторов, которые упорно не хотят видеть вимпы, заставили физиков обратиться к более экзотическим моделям. Наравне с моделью холодной темной материи (cold dark matter, CDM) сейчас физики рассматривают теплую (warm dark matter, WDM) и размытую (fuzzy dark matter, FDM) темную материю. Частицы, составляющую теплую темную материю, на несколько порядков быстрее и легче вимпов (характерная масса находится на уровне килоэлектронвольт). Масса частиц размытой темной материи еще меньше (вплоть до 10⁻²² электронвольт), так что длина их волны сравнима с размером галактики. К сожалению, пока что проверить модели WDM и FDM не удалось.

Группа исследователей под руководством Филипа Моча (Philip Mocz) предложила отличать эти теории по структуре филаментов (галактических нитей). Чтобы увидеть отличия, ученые численно смоделировали эволюцию Вселенной, в которой исходная плотность темной материи с небольшой амплитудой колебалась около среднего значения. Характерный размер области, которую моделировали ученые, составлял 1,7 мегапарсека. Для расчетов физики использовали гидродинамический код AREPO. Чтобы спектр возбуждений в разных теориях получался примерно одинаковым, исследователи специальным образом подобрали массы частиц. Кроме того, физики адаптировали расчеты для размытой темной материи с помощью спектральной техники, то есть учли уравнение Шрёдингера наравне с уравнением Пуассона и проследили за изменениями фазы волновой функции частиц. Из-за этого усложнения расчеты для размытой темной материи заняли почти в 20 раз больше времени, чем для холодной и теплой материи.

Во всех трех случаях темная материя собиралась в филаменты, однако структура филаментов получилась разной. Холодная темная материя быстро распадалась на отдельные сгустки, которые можно интерпретировать как зародыши галактик. В модели WDM такие сгустки тоже появлялись, хотя и были выражены менее явно. Кроме того, в филаментах отчетливо проглядывались каустики. Наконец, в модели FDM каустики становились еще более отчетливыми, а пространство между скоплениями было заполнено интерференционным узором, образованным областями с низкой и высокой плотностью материи. Внутри же скоплений волны размытой темной материи в целом воспроизводили динамику частиц холодной и теплой материи с помощью сферических солитонов. Впрочем, плотность таких «скоплений» в среднем оказывалась значительно меньше, чем плотность скоплений в моделях CDM и WDM.

Авторы статьи подчеркивают, что в рассмотренных моделях давлением межзвездного газа можно пренебречь, поэтому при добавлении обычной материи результаты моделирования не изменятся. Обычная материя будет просто выстраиваться вдоль образованных «темных» структур. Это значит, что по изображениям галактик теоретически можно восстановить природу темной материи, ответственной за их формирование. Правда, разрешающей способности существующих телескопов для этого не хватит. Тем не менее, физики надеются, что отличия можно будет заметить с помощью инфракрасного космического телескопа «Джеймс Уэбб», который заработает в 2021 году.

Вообще говоря, к настоящему моменту физики разработали десятки способов, с помощью которых можно проверить, из чего состоит темная материя. Наравне с прямым детектированием ученые также рассматривают астрофизические и космологические процессы, которые могут неявно указывать на гипотетические частицы. Например, легкие аксионоподобные частицы можно отслеживать по сверхизлучению черных дыр и поляризации протопланетных дисков. «Темные» частицы с массами из промежуточного диапазона сказывались бы на разогреве нейтронных звезд. А первичные черные дыры можно искать с помощью тусклых карликовых галактик и искажения вспышек сверхновых. К сожалению, все неявные методы поиска темной материи оказались так же безуспешны, как и явные.

Дмитрий Трунин