Просмотр кода страницы Тёмная материя

{{значения}}
{{не путать|Тёмная энергия|тёмной энергией}}
[[Файл:Darkenergy.svg|thumb|320px|right|Состав [[Вселенная|Вселенной]] по данным [[WMAP]], используемым в рамках [[Модель Лямбда-CDM|модели Лямбда-CDM]]]]

'''Тёмная мате́рия''' — в [[астрономия|астрономии]] и [[Космология|космологии]], а также в теоретической физике гипотетическая форма [[Материя (физика)|материи]], не участвующая в [[Электромагнитное взаимодействие|электромагнитном взаимодействии]] и поэтому недоступная прямому наблюдению. Составляет порядка четверти массы-энергии [[Вселенная|Вселенной]] и проявляется только в [[Гравитационное взаимодействие|гравитационном взаимодействии]]. Понятие тёмной материи введено{{Переход|#История|blue}} для теоретического объяснения [[Скрытая масса|проблемы скрытой массы]] в эффектах аномально высокой скорости вращения внешних областей [[Галактики|галактик]] и [[Гравитационное линзирование|гравитационного линзирования]] (в них задействовано вещество, масса которого намного превышает массу обычной видимой материи); среди прочих предложенных{{Переход|#Альтернативные теории|blue}} оно наиболее удовлетворительно.

Состав и природа тёмной материи на настоящий момент неизвестны. В рамках [[Модель Лямбда-CDM|общепринятой космологической модели]] наиболее вероятной считается модель [[Холодная тёмная материя|холодной тёмной материи]]{{Переход|#Холодная тёмная материя|blue}}. Наиболее вероятные кандидаты на роль частиц тёмной материи — [[вимп]]ы{{Переход|#Суперсимметричные частицы|blue}}. Несмотря на активные поиски, экспериментально они пока не обнаружены{{Переход|#Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи|blue}}.

Согласно опубликованным в марте 2013 года данным наблюдений [[Планк (космическая обсерватория)|космической обсерватории «Планк»]], интерпретированным с учётом стандартной космологической модели [[Модель Лямбда-CDM|Лямбда-CDM]], общая [[масса-энергия]] [[метагалактика|наблюдаемой Вселенной]] состоит на 4,9 % из обычной ([[барион]]ной) материи, на 26,8 % из тёмной материи и на 68,3 % из [[тёмная энергия|тёмной энергии]]<ref name="planck_overview">{{статья |автор=Ade P. A. R. et al. (Planck Collaboration) |заглавие=Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results&nbsp;– Table 9 |издание=[[Astronomy and Astrophysics]] |год=2013 |том=1303 |страницы=5062 |ссылка=http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers |arxiv=1303.5062 |bibcode=2013arXiv1303.5062P |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130323234553/http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&page=Planck_Published_Papers |archivedate=2013-03-23 |язык=en |тип=journal |число=22 |месяц=3 |издательство=[[EDP Sciences]]}}</ref><ref name="wmap7parameters">{{cite web|title=First Planck results: the Universe is still weird and interesting|url=https://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/|author=Francis, Matthew|date=2013-03-22|work=Arstechnica|access-date=2017-10-01|archive-date=2019-05-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20190502143413/https://arstechnica.com/science/2013/03/first-planck-results-the-universe-is-still-weird-and-interesting/|url-status=live}}</ref>. Таким образом, Вселенная на 95,1 % состоит из тёмной материи и тёмной энергии<!-- 26.8 + 68.3 --><ref name=planckcam>{{cite web |url=http://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |title=Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light |date=2013-03-21 |publisher=University of Cambridge |accessdate=2013-03-21 |archive-date=2019-04-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190417165900/https://www.cam.ac.uk/research/news/planck-captures-portrait-of-the-young-universe-revealing-earliest-light |url-status=live }}</ref>.

== История ==
Понятие тёмной материи исторически связано с [[Скрытая масса|проблемой скрытой массы]], когда наблюдаемое движение небесных тел отклоняется от законов [[Небесная механика|небесной механики]]; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты планета [[Открытие Нептуна|Нептун]] и звезда [[Сириус#Открытие Сириуса B|Сириус B]]{{sfn|Решетников|2012|p=107}}.

Сам же термин «тёмная материя» ({{lang-fr|matière obscure}}), возможно, впервые использовал в 1906 году [[Франция|французский]] физик и [[математик]] [[Анри Пуанкаре]], развивая соображения [[Лорд Кельвин|лорда Кельвина]] относительно оценки массы звёзд [[Млечный Путь|Галактики]] исходя из распределения их скоростей: «Множество наших звёзд, возможно, даже их подавляющее большинство, могут быть ''тёмными телами'' ({{Lang-fr|corps sombres}}, {{lang-en|dark bodies}})», однако делая иной вывод: «Тёмной материи нет, или, по крайней мере, её не так много, как видимой»<ref name="arstechnica">{{Cite web|url=https://arstechnica.com/science/2017/02/a-history-of-dark-matter/|title=A history of dark matter|author=Stephanie M. Bucklin|website=|date=2017-02-03|publisher=Ars Technica|lang=en|accessdate=2019-12-01|archive-date=2019-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20191210132125/https://arstechnica.com/science/2017/02/a-history-of-dark-matter/|url-status=live}}</ref>{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}. К похожему заключению пришёл в 1915 году и [[Эстония|эстонский]] астроном [[Эпик, Эрнст Юлиус|Эрнст Эпик]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}{{sfn|Einasto|2012|p=156}}, а затем, в 1922 году — голландец [[Каптейн, Якобус Корнелиус|Якобус Каптейн]], который, по всей видимости, первым использовал термин «тёмная материя» ({{Lang-nl|donkere materie}}, {{lang-en|dark matter}}) именно в смысле ненаблюдаемой материи, о существовании которой можно судить лишь по её гравитационному воздействию{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}{{sfn|Einasto|2012|p=156}}{{sfn|Решетников|2012|p=108}}:
{{Цитата|Таким образом мы можем оценить массу тёмной материи во Вселенной. Если рассматривать её состояние в текущий момент, доля этой массы, судя по всему, не может быть преобладающей.{{oq|en|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<ref>{{статья |автор=[[Каптейн, Якобус Корнелиус|Kapteyn J. C.]]|заглавие=First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system   |ссылка=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1922-05_55_4/page/302|издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=55|год=1922 |страницы=302—327  |bibcode=1922ApJ....55..302K |doi=10.1086/142670 |издательство=[[IOP Publishing]]|язык=en }}</ref>.}}}}
В том же году [[Великобритания|британский]] астроном [[Джеймс Джинс]], также исследовавший движение звёзд в [[Млечный Путь|нашей Галактике]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}{{sfn|Решетников|2012|p=108}}, пришёл к иному заключению: на каждую видимую звезду приходится 2 «тёмных». Далее, ученик Каптейна, [[Нидерланды|нидерландец]] [[Оорт, Ян Хендрик|Ян Оорт]] в 1932 году опубликовал<ref>{{статья|автор=Oort J. H.|заглавие=The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems|издание=Bull. Astron. Inst. Netherlands|год=1932|том=6|выпуск=|страницы=249|ссылка=|doi=|arxiv=|язык=en}}</ref> свою, более точную оценку плотности тёмной материи в нашей галактике, конкретно в окрестности [[Солнечная система|Солнечной системы]], на основании анализа вертикальных колебаний звёзд относительно плоскости Млечного пути{{sfn|Решетников|2012|p=108}}. Он вычислил, что общая плотность вещества превышает плотность обычной видимой материи всего вдвое (так называемый предел Оорта), то есть плотность тёмной материи примерно равна плотности видимых звёзд{{sfn|Einasto|2012|p=156}} и составляет 0,05 {{Mo}}/[[Парсек|пк]]<sup>3</sup>{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}. Таким образом, в этот период считалось, что тёмная материя представляет собой в буквальном смысле тёмное вещество, просто не излучающее достаточно света<ref name="arstechnica" />{{sfn|Bertone|2018|p=045002—4}}.

Серьёзное исследование тёмной материи, в том числе на внегалактических масштабах, фактически началось с работ [[Цвикки, Фриц|Фрица Цвикки]], который в 1933 году обнаружил<ref name="Zwicky1933">{{Статья|автор=Zwicky F.|заглавие=Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln|издание=Helvetica Physica Acta|том=6|год=1933|номер=|страницы=110—127|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1933AcHPh...6..110Z|issn=|bibcode=1933AcHPh...6..110Z|язык=de|archivedate=2021-11-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211122202326/https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1933AcHPh...6..110Z}}</ref> необычно большой разброс радиальных скоростей восьми галактик в [[скопление Кома|скоплении Кома]] (созвездие [[Волосы Вероники (созвездие)|Волосы Вероники]]) — около 1000 км/с — и применив [[Вириальная теорема|вириальную теорему]], заключил, что для устойчивости скопления его полная масса должна быть в 400 раз больше, чем масса входящих в него звёзд<ref name="arstechnica" />{{sfn|Решетников|2012|p=108}}<ref name = "Gork">{{статья |автор=Горькавый Ник. |заглавие=Сказка о тёмной материи тёмного космоса |издание=[[Наука и жизнь]] |год=2017 |том= |выпуск=7 |страницы=81—88 |ссылка=https://www.nkj.ru/archive/articles/31693/ |doi= |arxiv= |язык=ru |archivedate=2017-09-27 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170927160135/https://www.nkj.ru/archive/articles/31693/ }}</ref>{{sfn|Bertone|2018|p=045002—5}}<ref name="BBC2006_video" />:
{{Цитата|Если это подтвердится, то мы придём к поразительному выводу — что количество тёмной материи гораздо больше, чем светящейся.{{oq|de|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<ref name="Zwicky1933"/>.}}}}
В другой статье в 1937 году<ref>{{публикация|1=статья|автор=Zwicky F.|заглавие=On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae|издание=The Astrophysical Journal|год=1937|месяц=10|номер=3|том=86|страницы=217—246|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1937ApJ....86..217Z/0000246.000.html|язык=en|doi=10.1086/143864|bibcode=1937ApJ....86..217Z|архив дата=2019-12-10|архив=https://web.archive.org/web/20191210192141/http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1937ApJ....86..217Z/0000246.000.html}}</ref>, где [[Швейцария|швейцарско]]-[[Соединённые Штаты Америки|американский]] астрофизик уточнил свои расчёты, присутствует упоминание «тёмной материи, содержащейся в туманностях в виде холодных звёзд, других твёрдых тел и газов», то есть он также всё ещё считал её некой разновидностью обычного вещества. Кроме того, Фриц Цвикки использовал в расчётах ошибочное (примерно в 8 раз большее) значение [[Постоянная Хаббла|постоянной Хаббла]] и получил соответственно завышенное [[отношение масса/светимость]] и, как следствие, завышенное количество тёмной материи. Несмотря на все эти нюансы, его принципиальный вывод о её подавляющем вкладе в массу крупномасштабных астрономических объектов стал фундаментальным этапом в истории концепции тёмной материи<ref name="arstechnica" />{{sfn|Bertone|2018|p=045002—5}}. Примерно в то же время, в 1936 году, американский астроном Синклер Смит получил<ref>{{Статья |автор=Smith S. |заглавие=The Mass of the Virgo Cluster |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=83 |год=1936 |номер= |месяц=01 |страницы=23—30 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/full/1936ApJ....83...23S |issn=0004-637X |doi=10.1086/143697 |bibcode=1936ApJ....83...23S |издательство=[[IOP Publishing]] |язык=en |archivedate=2019-12-10 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20191210192124/http://adsabs.harvard.edu/full/1936ApJ....83...23S }}</ref> похожий результат для другого скопления галактик — [[Скопление Девы|Девы]]: средняя масса одной входящей в его состав галактики составляла, согласно его расчётам, 2{{e|11}}M{{sub|<big>ʘ</big>}}, что на 2 порядка превышало оценку, сделанную несколько ранее<ref name="Hubble1934">{{статья |автор=Hubble E. |заглавие=The Distribution of Extra-Galactic Nebulae |ссылка=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1934-01_79_1/page/8|язык=en |ответственный= |издание=[[The Astrophysical Journal]] |тип= |место= |издательство=[[IOP Publishing]] |год=1934 |том=79 |номер= |страницы=8—76 |isbn= |issn=0004-637X |doi=10.1086/143517 |bibcode=1934ApJ....79....8H |arxiv= |pmid= |ref= }}</ref> [[Хаббл, Эдвин|Э. Хабблом]]. Однако, как и Цвикки, работу которого он, кстати, также цитировал, Смит объяснял данный парадокс присутствием в скоплении большого количества межгалактического вещества, либо однородно распределённого в пределах скопления, либо образовавшего гигантские слабосветящиеся облака вокруг галактик{{sfn|Решетников|2012|p=108}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—5}}{{sfn|Решетников|2012|p=109}}. Между тем, астрономическое сообщество в тот период было настроено относительно гипотезы о тёмной материи довольно скептически, хотя и признавало существование проблемы недостающей массы{{sfn|Bertone|2018|p=045002—5}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—6}}{{sfn|Einasto|2012|p=157}}.

[[Файл:GalacticRotation2 ru.svg|мини|[[Кривая вращения галактики]]: (A) ожидаемая; (B) реальная]]
Вскоре обозначилась ещё одна проблема с распределением масс и отношением масса/светимость для спиральных галактик, полученными по их [[Кривая вращения галактики|кривым вращения]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—7}}{{sfn|Einasto|2012|p=158}}. Так, в 1939 году американец [[Бэбкок, Хорес Уэлкам|Хорес Бэбкок]] опубликовал в своей диссертации подробную кривую вращения галактики [[Галактика Андромеды|туманность Андромеды]] — скорость вращения звёзд вокруг её центра  не уменьшалась, как предсказывала небесная механика, обратно пропорционально <math>\sqrt{R}</math> (где <math>R</math> — расстояние до центра), а оставалась почти постоянной (см. рисунок). Бэбкок заключал, что это предполагало наличие значительной массы невидимого вещества во внешних областях галактики M 31, однако могло быть объяснено и сильным поглощением частицами пыли{{sfn|Решетников|2012|p=109}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—7}}{{sfn|Einasto|2012|p=158}}. Годом позже Ян Оорт, проанализировав кривую вращения галактики [[NGC 3115]], также получил аномально высокое отношение масса/светимость для внешних областей (~ 250), и это не соответствовало теоретической картине, предполагавшей, что вся масса галактики заключена в её звездах{{sfn|Решетников|2012|p=109}}{{sfn|Einasto|2012|p=158}}. И Бэбкок, и Оорт отметили важность исследования кривых вращения внешних областей галактик, однако их результаты не привлекли в то время внимания, как, впрочем, и результаты Цвикки и Смита, что, по крайней мере отчасти, вероятно, было связано с начавшейся в 1939 году [[Вторая мировая война|Второй мировой войной]]{{sfn|Решетников|2012|p=109}}.

Однако с другой стороны, война способствовала и бурному прогрессу наблюдательных средств радиоастрономии — они дали возможность регистрировать [[Радиолиния нейтрального водорода|21-сантиметровую линию]] излучения атомарного водорода, определяя его присутствие в [[Межзвёздное облако|межзвёздных облаках]] и скорость движения{{sfn|Bertone|2018|p=045002—7}}. Большую роль в этом снова сыграл Ян Оорт; его студент [[Хюлст, Хендрик Кристофель ван де|Хенрик ван де Хюлст]] из [[Утрехтский университет|Утрехтского университета]] в 1957 году первым получил<ref>{{статья|автор=van de Hulst H. C., Raimond E., vanWoerden H.|заглавие=Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line|издание=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|год=1957|номер=480|том=14|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1957BAN....14....1V|страницы=1|язык=en|bibcode=1957BAN....14....1V|archivedate=2021-10-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211023011905/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1957BAN....14....1V}}</ref> таким методом кривую вращения галактики {{nobr|[[M 31]]}}, обнаружив, что источник радиоизлучения в ней простирается на расстояние до 30 кпк от центра, то есть далеко за пределы оптически видимого диска, и в этой внешней области отношение масса/светимость составляло порядка 20. Это расходилось с результатом {{nobr|{{math|''M''/''L''}} ~ 2}} для центральной области диска, опубликованным<ref>{{статья|автор=Schwarzschild M.|заглавие=Mass distribution and mass-luminosity ratio in galaxies|издание=Astronomical Journal|год=1954|номер=1220|том=59|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1954AJ.....59..273S|страницы=273—284|язык=en|doi=10.1086/107013|bibcode=1954AJ.....59..273S}}</ref> незадолго до этого, и получалось, что в отличие от внутренней видимой области, где распределение масс примерно совпадало со светящимся веществом, во внешнем гало невидимой, но оказывающей гравитационное воздействие материи было гораздо больше{{sfn|Bertone|2018|p=045002—8}}. Проводимые в это время радионаблюдения галактики {{nobr|M 31}} выявили также, что она сближается с нашей, а поскольку это сближение вызвано силами взаимного притяжения, можно было количественно оценить их суммарную массу, что было выполнено в 1959 году<ref>{{статья|автор=Kahn F. D., Woltjer,L.|заглавие=Intergalactic Matter and the Galaxy|издание=The Astrophysical Journal|год=1959|месяц=11|номер=3|том=130|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1959ApJ...130..705K|страницы=705—717|язык=en|doi=10.1086/146762|bibcode=1959ApJ...130..705K}}</ref> немецко-британским астрофизиком {{нп5|Кан, Франц Дэниел|Францем Каном|en|Franz Daniel Kahn}} и другим известным голландским учеником Яна Оорта {{нп5|Вольтер, Лодевийк|Лодевийком Вольтером|it|Lodewijk Woltjer}}. Они получили величину ~1,5{{e|12}}{{Mo}}, в 6 раз большую, чем сумма отдельных значений, считавшихся тогда массами Млечного пути (~ 4{{e|11}}{{Mo}}) и M 31 (~ 1{{e|11}}{{Mo}}), и заключили, что эта недостающая материя существует в виде гало из горячего (~ 10<sup>5</sup>K) газа, окружающих галактики{{sfn|Решетников|2012|p=109}}{{sfn|Einasto|2012|p=157}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—8}}.

Проблема масс скоплений галактик стала к этому моменту предметом столь активных дискуссий, что её обсуждению была посвящена конференция «О нестабильности галактических систем»<ref>{{статья|автор=Neyman J., Page T., Scott E.|заглавие=CONFERENCE on the Instability of Systems of Galaxies (Santa Barbara, California, August 10-12, 1961): Summary of the conference|издание=Astronomical Journal|год=1961|номер=10|том=66|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1961AJ.....66..633N|страницы=633—636|язык=en|doi=10.1086/108476|bibcode=1961AJ.....66..633N}}</ref> в рамках симпозиума «О проблемах внегалактических исследований» в [[Санта-Барбара (Калифорния)|Санта-Барбаре]] в августе 1961 года, организованного [[Международный астрономический союз|Международным астрономическим союзом]]. Многие объяснения расхождения масс, полученных с помощью вириальной теоремы и рассчитанных из наблюдаемых кривых вращения, предполагали существование «невидимого межгалактического вещества, составляющего 90—99 % масс скоплений»{{sfn|Bertone|2018|p=045002—6}}{{sfn|Einasto|2012|p=157}}<ref>{{статья |автор=Irwin J. B. |заглавие=Symposium on Galaxies |издание=IAU News Bulletin |год=1961 |выпуск=6 |месяц=8 |день=22 |язык=en |ссылка=https://www.iau.org/static/publications/ga_newspapers/19610815.pdf |страницы=7—8 |archivedate=2020-09-26 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200926154129/https://www.iau.org/static/publications/ga_newspapers/19610815.pdf }}</ref>.

Большой вклад в принятие гипотезы тёмной материи внесли в конце 1960-х и начале 1970-х годов американские астрономы [[Рубин, Вера|Вера Рубин]] из [[Институт Карнеги|Института Карнеги]] и {{не переведено 3|Форд, Кент|Кент Форд|en|Kent Ford (astronomer)}} — они были первыми, кто получил точные и надёжные спектрографические данные по скорости вращения звёзд галактики M 31<ref name="Rubin1970">{{статья  |автор=[[Рубин, Вера|Rubin V. C.]], {{Нп3|Ford W. K. Jr.|Ford W. K. Jr.||Kent Ford (astronomer)}} |заглавие=Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions |ссылка=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1970-02_159_2/page/379 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=159 |год=1970 |страницы=379—403 |bibcode=1970ApJ...159..379R |doi=10.1086/150317 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Кривая вращения оставалась пологой на расстоянии до {{nobr|24 кпк}} от центра, что согласовывалось с опубликованными ранее<ref>{{статья|автор=Roberts M. S.|заглавие=A High-Resolution 21-CM Hydrogen-Line Survey of the Andromeda Nebula|издание=Astrophysical Journal|год=1966|номер=2|том=144|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1966ApJ...144..639R|страницы=639—656|язык=en|doi=10.1086/148645|bibcode=1966ApJ...144..639R|archivedate=2021-11-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211117101609/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1966ApJ...144..639R}}</ref> измерениями в радиодиапазоне<ref name="arstechnica" />{{sfn|Einasto|2012|p=158}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—8}}. Тогда же, в 1970 году, австралиец [[Фримен, Кен|Кен Фримен]] в своей знаменитой работе<ref name="Freeman1970">{{статья|автор=Freeman K. C.|заглавие=On the Disks of Spiral and S0 Galaxies|издание=The Astrophysical Journal|год=1970|месяц=06|том=160|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1970ApJ...160..811F|страницы=811—830|язык=en|doi=10.1086/150474|bibcode=1970ApJ...160..811F|archivedate=2020-04-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200413100947/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1970ApJ...160..811F}}</ref>, анализируя данные по галактикам [[M 33]] и [[NGC 300]], пришёл к заключению, что
{{Цитата|Если [данные] верны, то в этих галактиках должна присутствовать материя, которая не регистрируется ни на оптической, ни на радиочастоте. Её масса должна быть по меньшей мере такой же, как и масса зарегистрированной обычным путём галактики, а её распределение может сильно отличаться от экспоненциального, которое характерно для оптически наблюдаемой галактики{{oq|en|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<ref name="Freeman1970"/>.}}}}
Затем в 1970-х годах аргументы в пользу массивных гало или «корон» галактик вдали от их центра были высказаны и другими известными учёными: [[Эйнасто, Яан Эльмарович|Яаном Эйнасто]]<ref>{{статья|автор=Einasto J., Kaasik A., Saar E.|заглавие=Dynamic evidence on massive coronas of galaxies|издание=Nature|год=1974|месяц=07|день=27|том=250|ссылка=https://www.nature.com/articles/250309a0|выпуск=5464|страницы=309—310|язык=en|doi=10.1038/250309a0|bibcode=1974Natur.250..309E|archivedate=2021-01-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210102084807/https://www.nature.com/articles/250309a0}}</ref>, а также [[Джереми Острайкер]]ом и [[Джим Пиблс|Джимом Пиблсом]]<ref name="OstrPeeb1974">{{статья|автор=Ostriker J., Peebles J., Yahil A.|заглавие=The size and mass of galaxies, and the mass of the universe|издание=The Astrophysical Journal|год=1974|том=193|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1974ApJ...193L...1O|страницы=L1-L4|язык=en|doi=10.1086/181617|archivedate=2022-06-19|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220619132728/https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1974ApJ...193L...1O}}</ref>, которые проанализировали накопленный объём данных, помимо кривых вращения, по движению карликовых галактик, пар и скоплений галактик{{sfn|Bertone|2018|p=045002—9}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—21}}{{sfn|Einasto|2012|p=162}}. Так, статья Острайкера и Пиблса начиналась со слов
{{Цитата|Есть основания, всё более многочисленные и достоверные, считать, что оценки масс обычных галактик до настоящего времени могли быть занижены не менее, чем в 10 раз.|{{oq|en|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<ref name="OstrPeeb1974"/>.}}}}
Важным моментом стала работа Альберта Босмы из [[Гронингенский университет|Гронингенского университета]]: в 1978 году в своей диссертации на степень [[Доктор философии|доктора философии]] он представил<ref>{{книга |автор=Bosma A. |заглавие=The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types |ссылка=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March05/Bosma/frames.html |издательство=[[Гронингенский университет|University of Groningen]] |язык=en |год=1978 |bibcode=1978PhDT.......195B |archive-date=2011-05-14 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110514103648/http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March05/Bosma/frames.html }}</ref> пологие кривые вращения уже для 25 галактик{{sfn|Bertone|2018|p=045002—10}}. В этот период были сформулированы, помимо наблюдательных, и теоретические аргументы в пользу существования тёмной материи, основанные на космологических соображениях и результатах численного моделирования{{sfn|Bertone|2018|p=045002—22}}. Те же Острайкер и Пиблс, опираясь на работы Цвикки, показали<ref>{{статья|автор=Ostriker J. P., Peebles P. J. E.|заглавие=A Numerical Study of the Stability of Flattened Galaxies: or, can Cold Galaxies Survive?|издание=Astrophysical Journal|год=1973|том=186|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1973ApJ...186..467O|страницы=467—480|язык=en|doi=10.1086/152513|bibcode=1973ApJ...186..467O|nodot=1|archivedate=2021-11-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211115000620/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1973ApJ...186..467O}}</ref>, что без добавления массивных сферических гало галактики были бы неустойчивыми<ref name="BBC2006_video">{{cite video|people= |date= 2006|url= http://eradoks.com/kosmos/377-bolshaya-chast-vselennoy-nevidima.html|title= «Большая часть Вселенной невидима» / «Most of our Universe is Missing»|medium= д/ф|format= |location= Великобритания|publisher= [[BBC Two]]|accessdate= 2020-01-01|archive-date= 2019-08-04|archive-url= https://web.archive.org/web/20190804193805/http://eradoks.com/kosmos/377-bolshaya-chast-vselennoy-nevidima.html|url-status= dead}}</ref>{{sfn|Bertone|2018|p=045002—10}}. Настроения в астрономическом сообществе к концу десятилетия отразились в обзоре американских астрофизиков [[Фабер, Сандра|Сандры Фабер]] и {{нп5|Галлахер, Джон (астроном)|Джона Галлахера|en|John Gallagher III}}<ref name="Faber1979">{{статья|автор=Faber S. M., Gallagher J. S.|заглавие=Masses and mass-to-light ratios of galaxies|издание=Annual review of astronomy and astrophysics|год=1979|том=17|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1979ARA%26A..17..135F|страницы=135—187|язык=en|doi=10.1146/annurev.aa.17.090179.001031|bibcode=1979ARA&A..17..135F}}</ref>, в котором{{sfn|Bertone|2018|p=045002—10}}
{{Цитата|Заключается, что доводы в пользу невидимой массы во Вселенной очень убедительны и становятся всё убедительнее.{{oq|en|It is concluded that the case for invisible mass in the universe is very strong and becoming stronger<ref name="Faber1979"/>.}}}}
Были опубликованы и новые работы Веры Рубин<ref name="Rubin1980">{{статья |автор=Rubin V., Thonnard W. K. Jr., Ford N. |заглавие=Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (''R'' = 4 kpc) to UGC 2885 (''R'' = 122 kpc) |издание=[[The Astrophysical Journal]] |ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1980ApJ...238..471R |год=1980 |том=238 |страницы=471—487 |bibcode=1980ApJ...238..471R |doi=10.1086/158003 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2021-10-26 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20211026105048/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1980ApJ...238..471R }}</ref>.

Исследования [[Реликтовое излучение|реликтового излучения]], в частности, выявление высокой степени его изотропности, дали толчок развитию космологии. Так, в 1982 году Джим Пиблс высказал идею<ref>{{статья|автор=Peebles P. J. E.|заглавие=Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations|издание=Astrophysical Journal|год=1982|месяц=12|день=01|том=263|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1982ApJ...263L...1P|страницы=L1-L5|язык=en|doi=10.1086/183911|archivedate=2021-11-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211115000604/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1982ApJ...263L...1P}}</ref>, что противоречие между отсутствием существенных флуктуаций плотности барионной материи в момент [[Рекомбинация (космология)|рекомбинации]] и современной [[Крупномасштабная структура Вселенной|крупномасштабной структурой Вселенной]], которая не успела бы развиться за прошедшее с этого момента время, может быть устранено предположением о большом количестве небарионной материи — рост её флуктуаций способствовал бы формированию наблюдаемых неоднородностей распределения масс, никак не отпечатавшись при этом в реликтовом излучении. А сформулированная в 1980-х годах [[Инфляционная модель Вселенной|гипотеза инфляции]], объяснявшая изотропность реликтового излучения, предполагала и то, что Вселенная является плоской и что, как следствие, плотность её вещества в точности равна [[Критическая плотность (космология)|критической]]. Поскольку оценки плотности обычного барионного вещества давали лишь ничтожную долю этой величины, это означало, в свою очередь, необходимость существования тёмной материи{{sfn|Bertone|2018|p=045002—22}}<ref>Однако предполагаемого количества тёмной материи было всё ещё недостаточно для равенства средней плотности вещества критическому значению, что повлекло необходимость введения концепции [[Тёмная энергия|тёмной энергии]].</ref>.

В 1980-х годах, когда гипотеза тёмной материи уже установилась в качестве общепринятой, её исследования сфокусировались на том, что именно она собой представляет<ref name="arstechnica" />, каковы её свойства{{Переход|Свойства тёмной материи}} и роль в эволюции Вселенной{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}{{sfn|Einasto|2012|p=169}}. Это осуществлялось с помощью активно развивавшегося тогда благодаря прогрессу вычислительной техники [[Численное моделирование|численного моделирования]], результаты которого сравнивались с полученными данными наблюдений{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}. Важную роль, например, сыграл обзор красных смещений {{нп5|Обзор красных смещений CfA1|CfA1|en|CfA Redshift Survey}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}<ref>{{статья|автор=Davis M., Huchra J., Latham D. W., Tonry J.|заглавие=A survey of galaxy redshifts. II. The large scale space distribution|издание=Astrophysical Journal|год=1982|том=253|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1982ApJ...253..423D|страницы=423—445|язык=en|doi=10.1086/159646|archivedate=2021-11-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211117132331/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1982ApJ...253..423D}}</ref> и затем его второй этап CfA2{{sfn|Einasto|2012|p=178}}{{sfn|Einasto|2012|p=180}}. А начиная со следующего десятилетия интерес сместился к моделированию вида распределения тёмной материи в галактических гало{{Переход|#Распределение плотности}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}. В начале XXI века появилась возможность использовать более точные и полные обзоры неба: {{нп5|Обзор красных смещений 2dFGRS|2dFGRS|en|2dF Galaxy Redshift Survey}}{{sfn|Einasto|2012|p=180}}<ref name=2dFGRS>{{cite web|author=Matthew Colless|title=The 2dF Galaxy Redshift Survey|url=http://www.2dfgrs.net/|accessdate=2020-08-24|lang=en|archive-date=2017-06-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20170618103953/http://www.2dfgrs.net/|url-status=live}}</ref>{{sfn|Einasto|2012|p=181}}<ref>{{статья|автор=Matthew Colless et al.|заглавие=The 2dF Galaxy Redshift Survey: spectra and redshifts|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|год=2001|том=328|выпуск=4|страницы=1039–1063|язык=en|doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04902.x}}</ref> и последующий {{нп5|Обзор красных смещений 6dFGS|6dFGS|en|6dF Galaxy Survey}}<ref>{{cite web|title=6dF Galaxy Survey|url=http://www.6dfgs.net/|accessdate=2020-08-24|lang=en|archive-date=2021-01-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20210102085226/http://www.6dfgs.net/|url-status=live}}</ref>; самым подробным на настоящий день является [[SDSS]]{{sfn|Einasto|2012|p=181}}<ref>{{cite web|title=The Sloan Digital Sky Survey: Mapping the Universe|url=https://www.sdss.org/|accessdate=2020-08-25|lang=en|archive-date=2020-06-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20200623193546/https://www.sdss.org/|url-status=live}}</ref>. Численное моделирование космологической эволюции, в частности, роли тёмной материи в этом процессе, также стало более точным и масштабным: получили известность такие проекты как [[Моделирование «Милленниум»|Millennium]]<ref>{{статья|автор=Springel V. et al.|заглавие=Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars|издание=Nature|год=2005|том=435|выпуск=7042|страницы=629—636|язык=en|doi=10.1038/nature03597}}</ref>{{sfn|Einasto|2012|p=182}}, {{нп5|Bolshoi Simulation||en|Bolshoi Cosmological Simulation}}<ref>{{cite web|title=Bolshoi Cosmological Simulations|url=http://hipacc.ucsc.edu/Bolshoi/|publisher=University of California High-Performance AstroComputing Center|accessdate=2020-08-23|lang=en|archive-date=2020-07-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20200707131425/http://hipacc.ucsc.edu/Bolshoi/|url-status=live}}</ref><ref>{{cite news|title=Наиболее точное моделирование Вселенной|url=https://infuture.ru/article/5017|accessdate=2020-08-23|publisher=infuture.ru|date=04.10.11|archivedate=2021-01-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210102084901/https://infuture.ru/article/5017}}</ref> и {{нп5|Проект Illustris|Illustris|en|Illustris project}}<ref>{{cite web|title=The Illustris Simulation|url=https://www.illustris-project.org/|publisher=The Illustris Collaboration|accessdate=2020-08-23|lang=en|archive-date=2020-09-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20200922013321/https://www.illustris-project.org/|url-status=live}}</ref>.
{|align="center" cellpadding="0" cellspacing="0" style="margin-left:1em"
 |-valign="center"
 |[[Файл:2dF Galaxy Redshift Survey.gif|мини|300пкс|Результаты исследования {{нп5|Обзор красных смещений 2dFGRS|2dFGRS|en|2dF Galaxy Redshift Survey}}<ref name=2dFGRS/> с помощью [[Англо-австралийский телескоп|Англо-австралийского телескопа]], 1997—2001 годы. Отчётливо видны [[Великая стена Слоуна]] и другие [[Сверхскопление галактик|сверхскопления]].]]
 |[[Файл:Illustristng.png|мини|300пкс|Результаты численного моделирования в рамках проекта Illustris TNG<ref>{{cite web|title=The IllustrisTNG project|url=https://www.tng-project.org/|accessdate=2020-08-25|lang=en|archive-date=2020-08-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20200809015058/https://www.tng-project.org/|url-status=live}}</ref>, нового этапа проекта {{нп5|Проект Illustris|Illustris|en|Illustris project}}.]]
 |[[Файл:Map of the Cosmic Web Generated from Slime Mould Algorithm.jpg|мини|250пкс|Результаты численного моделирования эволюции структуры Вселенной, проведённого группой исследователей из [[Калифорнийский университет в Санта-Крузе|Калифорнийского университета в Санта-Крузе]]<ref>{{cite news|title=Slime Mold Simulations Used to Map Dark Matter Holding Universe Together|url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2020/slime-mold-simulations-used-to-map-dark-matter-holding-universe-together|accessdate=2020-08-24|publisher=NASA|date=March 10, 2020|author=Rob Garner|language=en|archivedate=2020-08-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200823005342/https://www.nasa.gov/feature/goddard/2020/slime-mold-simulations-used-to-map-dark-matter-holding-universe-together/}}</ref>.]]
 |}

== Доказательства существования ==

=== Наблюдательные ===
* Кривые вращения галактик, демонстрирующие отсутствие убывания скорости вращения на периферии звёздных дисков. Наиболее простым объяснением этого эффекта является наличие у галактик массивных невидимых гало, дающих большой вклад в их массы{{sfn|Решетников|2012|p=110}}{{sfn|Решетников|2012|p=111}}.
* Динамика и морфология [[Галактика-спутник|галактик-спутников]] и [[Шаровое звёздное скопление|шаровых скоплений]] возле массивных галактик{{sfn|Решетников|2012|p=112}}. Мелкие галактики-спутники движутся вокруг крупных, подчиняясь тем же законам, что и звёзды на периферии обычных галактик, таким образом являясь пробными телами такого же рода, но на большем масштабе, что позволяет делать выводы о распределении гравитационного потенциала таких массивных галактик{{sfn|Einasto|2012|p=162}}. Анализ данных для нашей и других галактик подтвердил, что общая масса каждой галактики в несколько раз превышает суммарную массу её звёзд{{sfn|Решетников|2012|p=112}}.
* Динамика систем галактик от двойных галактик до [[Скопление галактик|галактических скоплений]]. Анализ лучевых скоростей их членов даёт характерный разброс скоростей галактик, что позволяет оценить полные массы этих систем<ref group=комментарий>Именно на этом и основывалась работа Цвикки и Смита, которые впервые обнаружили тёмную материю в скоплениях [[Скопление Волос Вероники|Кома]] и [[Скопление Девы|Дева]].</ref>{{sfn|Решетников|2012|p=112}}. Таким образом выявлено, что тёмная материя присутствует на всех уровнях галактической иерархии, причём её доля растёт с увеличением масштаба: в двойных системах она превышает вклад видимой материи в несколько раз, а в скоплениях галактик (состоящих из сотен и тысяч объектов) — в десятки или сотни раз{{sfn|Решетников|2012|p=113}}.
{|align="right" cellpadding="0" cellspacing="0" style="margin-left:1em"
 |-valign="center"
 |[[Файл:Gravitationell-lins-4.jpg|мини|250пкс|Гигантское скопление галактик [[Abell 1689]] (снимок телескопа [[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]). Галактики самого скопления изображены жёлтым цветом; галактики на заднем фоне (синие и красные) изогнуты в длинные дуги — чёткие признаки сильного и слабого [[Гравитационная линза|гравитационного линзирования]], благодаря которому был выполнен точный расчёт полной массы скопления<ref>{{статья |автор=Taylor A. N. et al. |заглавие=Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689 |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=1998|том=501 |номер=2 |страницы=539—553 |arxiv=astro-ph/9801158 |bibcode=1998ApJ...501..539T |doi=10.1086/305827 |язык=en |тип=журнал |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>.]]
 |[[Файл:Abell NGC2218 hst big.jpg|мини|250пкс|Скопление галактик {{нп5|Abell 2218|||Abell 2218}} (снимок телескопа [[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]). Дугообразные детали на снимке также представляют собой изображения далёких галактик, искажённые гравитационным полем скопления{{sfn|Решетников|2012|p=115}}{{sfn|Einasto|2012|p=168}}. С помощью анализа эффектов сильного и слабого гравитационного линзирования получено распределение масс в скоплении<ref>{{статья|автор=Abdelsalam H.M. et al.|заглавие=Non-parametric reconstruction of Abell 2218 from combined weak and strong lensing|издание=The Astronomical Journal|год=1998 |том=116|выпуск=4|страницы=1541–1552|ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1998-10_116_4/page/1541|doi=10.1086/300546|arxiv=astro-ph/9806244|bibcode=1998AJ....116.1541A |язык=en}}</ref>.]]
 |}
* [[Рентгеновское излучение]] [[Межзвёздное облако|горячего газа]] в гигантских [[Эллиптическая галактика|эллиптических галактиках]] и их скоплениях, зарегистрированное такими орбитальными обсерваториями как «[[HEAO-2|Эйнштейн]]»{{sfn|Решетников|2012|p=113}}, «[[ROSAT]]», «[[XMM-Newton]]» и «[[Чандра (телескоп)|Чандра]]»{{sfn|Einasto|2012|p=167}}. С помощью рентгеновских телескопов определяется распределение [[Поверхностная яркость|поверхностной яркости]] (в рентгеновском диапазоне) и температуры таких объектов в двумерной проекции, на основании этих характеристик строится радиальное распределение плотности и температуры газа, что даёт возможность получить массовый профиль галактики или скопления, исходя из условия [[Гидростатическое равновесие|гидростатического равновесия]]{{sfn|Einasto|2012|p=167}}<ref name="Vikhlinin2006">{{статья |автор=Vikhlinin A. et al. |заглавие=Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass–Temperature Relation |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=640 |номер=2 |страницы=691—709 |arxiv=astro-ph/0507092 |bibcode=2006ApJ...640..691V |doi=10.1086/500288 |язык=en |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name="Brazil2005"/>. Это важное преимущество такого метода, поскольку иные дают лишь значение полной массы объекта{{sfn|Einasto|2012|p=167}}. Масса одних лишь звёзд и газа, согласно расчётам, недостаточна для удержания входящего в галактики и скопления горячего газа, если не учесть тёмную материю{{sfn|Решетников|2012|p=113}}. Такой горячий газ составляет лишь порядка 15 % всей массы скоплений, светящаяся видимая материя — ещё меньше, всего 5 %, и оставшиеся 80 % представляют собой тёмную материю<ref name="Brazil2005">{{статья|автор=Gastão B. Lima Neto|заглавие=Dark matter profile in clusters of galaxies|издание=Brazilian Journal of Physics|год=2005|месяц=12|номер=4b|том=35|issn=1678-4448|ссылка=https://www.scielo.br/scielo.php?pid=S0103-97332005000700042&script=sci_arttext|язык=en|doi=10.1590/S0103-97332005000700042|archivedate=2020-07-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200716213029/https://www.scielo.br/scielo.php?pid=S0103-97332005000700042&script=sci_arttext}}</ref>. При этом радиальное распределение газа (в зависимости от расстояния до центра объекта) примерно повторяет гипотетическое распределение тёмной материи — [[профиль Наварро — Френка — Уайта]]<ref name="Vikhlinin2006"/><ref name="Brazil2005"/>.
* [[Гравитационная линза|Гравитационное линзирование]] — отклонение света удалённых объектов гравитационным полем находящихся на его пути массивных скоплений, ввиду чего изображения более удалённых галактик, проецирующихся на некое наблюдаемое скопление, оказываются искажёнными (слабое гравитационное линзирование) или даже расщепляются на несколько «копий» (сильное гравитационное линзирование)<ref group=комментарий>Выделяется также гравитационное микролинзирование, при котором не наблюдается искажения формы, но количество света, приходящего от удалённых объектов, изменяется со временем. Однако оно используется не как метод выявления тёмной материи, а как способ поиска объектов барионной скрытой массы.</ref>{{sfn|Einasto|2012|p=168}}. По характеру этих искажений становится возможным восстановить распределение и величину массы внутри скопления, в том числе скрытой{{sfn|Einasto|2012|p=168}}{{sfn|Решетников|2012|p=114}}<ref>{{cite video | people=Daniel H. Birman | date=2012 | url=https://www.youtube.com/watch?list=PLC3103305F734771A&v=ld11MSrftuI | title=Конец Вселенной (End of the Universe) | medium=Документальный фильм, канал «Культура» | location= | publisher= | accessdate=2020-07-29 | time=35:04 | archive-date=2020-09-02 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200902123856/https://www.youtube.com/watch?list=PLC3103305F734771A&v=ld11MSrftuI | url-status=dead }}</ref>.
Такие подсчёты были произведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует другим методам измерения массы тёмной материи данных скоплений{{sfn|Einasto|2012|p=168}}{{sfn|Решетников|2012|p=114}}<ref>{{статья |автор=Wu X. et al |заглавие=A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy? (Сравнение различных оценок масс скоплений: соответствие или расхождение?) |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=301 |год=1998 |номер=3 |страницы=861—871 |arxiv=astro-ph/9808179 |bibcode=1998MNRAS.301..861W |doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x |язык=en |издательство=[[Oxford University Press]]}}</ref>.
[[Файл:COSMOS 3D dark matter map.png|thumb|left|Трёхмерная карта распределения тёмной материи, построенная с помощью метода слабого гравитационного линзирования в рамках проекта {{нп5|COSMOS||en|Cosmic Evolution Survey}}<ref>{{cite web|author=NASA, ESA and R. Massey (California Institute of Technology)|title=Three-dimensional distribution of dark matter in the Universe (artist's impression)|url=https://spacetelescope.org/images/heic0701b/|publisher=ESA Hubble Space Telescope|date=2007-01-07|accessdate=2020-03-14|lang=en|archive-date=2020-09-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20200919004517/https://www.spacetelescope.org/images/heic0701b/|url-status=live}}</ref><ref name="Massey2007">{{статья |автор=Massey R. et al. |заглавие=Dark matter maps reveal cosmic scaffolding |издание=[[Nature]] |том=445 |год=2007 |номер=7125 |страницы=286—290 |arxiv=astro-ph/0701594 |bibcode=2007Natur.445..286M |doi=10.1038/nature05497 |pmid=17206154 |язык=en |тип=journal }}</ref>.]]
Влияние слабого гравитационного линзирования выделяется при статистическом анализе множества изображений наземных и космических телескопов. При отсутствии близкой концентрации массы ориентация далёких, фоновых галактик должна быть хаотической. Если же такая масса присутствует, это приводит к изменению видимых вытянутостей галактик и к появлению некоторой упорядоченности в их ориентациях{{sfn|Решетников|2012|p=115}}<ref name="Massey2007"/>. Поскольку искажения составляют порядка нескольких процентов амплитуды, такой метод требует высокой точности обработки, минимизации системных погрешностей, больших исследуемых областей обзора. Поэтому совпадение результатов с другими методами является важным свидетельством в пользу существования тёмной материи<ref name="WeakLense2003">{{статья|автор=Refregier A. |заглавие=Weak gravitational lensing by large-scale structure |издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}} |год=2003 |том=41 |выпуск=1 |страницы=645—668 |ссылка= |doi=10.1146/annurev.astro.41.111302.102207 |arxiv=astro-ph/0307212 |bibcode=2003ARA&A..41..645R |язык=en |издательство=[[Annual Reviews]]}}</ref>.
[[Файл:1e0657 scale.jpg|мини|270пкс|[[Скопление галактик Пуля|Скопление Пуля]] (комбинированный снимок телескопов «[[Hubble Space Telescope|Хаббл]]» + «[[Чандра (телескоп)|Чандра]]»). Полное распределение массы, полученное с помощью слабого гравитационного линзирования, показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа — розовым<ref name=Clowe/>.]]
* Распределение масс в сталкивающихся скоплениях галактик, где тёмная и барионная материя оказываются чётко разделены, что выявляется путём наблюдений в разных частотных диапазонах. Самым известным примером комплексного применения методов выявления тёмной материи является исследование скопления галактик [[скопление галактик Пуля|Пуля]], наблюдаемого в момент прямого столкновения двух скоплений галактик. Если бы тёмной материи не существовало, расположение основной массы скопления (которое можно определить с помощью слабого гравитационного линзирования) соответствовало бы распределению плазмы (наблюдаемой в рентгеновском диапазоне), составляющей основную часть барионной материи. Однако наблюдается иная картина: распределение основной массы не совпадает с оптическими изображениями галактик. Это непосредственно свидетельствует о наличии тёмной материи; опубликованные работы, посвящённые исследованию скопления Пуля, содержали в заголовках слова «Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи»<ref name=Clowe>{{статья | автор = Clowe D. et al. | заглавие = A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter (Прямое эмпирическое доказательство существования тёмной материи) | издание =[[The Astrophysical Journal]] | том= 648 | год = 2006 | номер = 2 | страницы= L109—L113 | arxiv=astro-ph/0608407 | doi = 10.1086/508162 | bibcode=2006ApJ...648L.109C | издательство = [[IOP Publishing]] | язык = en}}</ref><ref>{{cite web|author=Попов С. Б.|title=Черная кошка обнаружена|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1215306|publisher=Астронет|date=2006-08-22|accessdate=2020-07-24|archive-date=2020-07-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20200724170746/http://www.astronet.ru/db/msg/1215306|url-status=live}}</ref>{{sfn|Einasto|2012|p=174}}{{sfn|Einasto|2012|p=175}}{{sfn|Bertone|2018|p=045022—14}}.

Ещё одним примером такого необычного объекта является скопление {{нп5|CL0024+17|||CL0024+17}}, в котором наблюдается пик плотности в кольцеобразной удалённой от центра области, не совпадающей с расположением горячего газа, равно как и звёзд. Теоретическое моделирование показало, что это является результатом того же процесса, что и в скоплении Пуля, однако CL0024+17 наблюдается не сбоку, а вдоль линии столкновения и на гораздо более позднем этапе. Такую картину невозможно объяснить в рамках альтернативных теорий<ref name="Jee2007">{{статья|автор=Jee  M. J. et. al|заглавие=Discovery of a Ringlike Dark Matter Structure in the Core of the Galaxy Cluster Cl 0024+17|издание=The Astrophysical Journal|год=2007|номер=2|том=661|страницы=728|язык=en|doi=10.1086/517498}}</ref>{{Переход|#Альтернативные теории гравитации}}.

Выявлено и множество других скоплений такого рода, для которых путём анализа снимков в разных диапазонах получено распределение массы, в том числе скрытой: [[MACS J0025.4-1222]]<ref name="Brada2008">{{статья|автор=Brada M. et al.|заглавие=Revealing the Properties of Dark Matter in the Merging Cluster MACS J0025.4-1222|издание=[[The Astrophysical Journal]]|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...687..959B|doi=10.1086/591246|год=2008|издательство=[[IOP Publishing]]|arxiv=0806.2320|bibcode=2008ApJ...687..959B|язык=en|archivedate=2019-06-06|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190606081101/http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...687..959B}}</ref>, [[Abell 2744]]<ref>{{статья|автор=J. Merten et al.|заглавие=Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|год=2011 |том=417|выпуск=1|страницы=333—347| doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19266.x |язык=en}}</ref>, [[Abell 520]]<ref>{{статья|автор=Jee M. J. et al.|заглавие=A Study of the Dark Core in A520 with the Hubble Space Telescope: The Mystery Deepens |издание=The Astrophysical Journal|год=2012|том=747 |выпуск=|страницы=96 | doi = 10.1088/0004-637X/747/2/96 |arxiv = 1202.6368 |bibcode = 2012ApJ...747...96J|ссылка=|язык=en}}</ref> и другие.

Наблюдение слияния галактических скоплений MACS J0018.5+1626 позволило учёным в 2024 г. впервые в истории картировать скорости тёмной и барионной материй. Во время данной коллизии материи разделились и продолжили движение в противоположных направлениях. Таким образом, учёные не только ещё раз доказали существование ТМ, но и получили в руки инструмент для её прямого исследования!<ref>НПЖ Naked-Science.Ru по материалам "The Astrophysical Journal": [https://naked-science.ru/article/astronomy/temnaya-materiya-vyplesnu/ Темная материя выплеснулась при столкновении массивных галактических скоплений.] {{Wayback|url=https://naked-science.ru/article/astronomy/temnaya-materiya-vyplesnu/ |date=20240726200929 }}</ref>

=== Теоретические ===
* Моделирование устойчивости галактик{{sfn|Решетников|2012|p=116}}.
* Анализ неоднородности [[Реликтовое излучение|реликтового излучения]]. Галактики формируются и растут за счёт [[Гравитационная неустойчивость|гравитационной неустойчивости]] из исходных возмущений плотности в ранней Вселенной{{sfn|Решетников|2012|p=116}}{{sfn|Einasto|2012|p=173}}. [[Эпоха первичной рекомбинации|Через 400 000 лет после Большого взрыва]] эти флуктуации плотности были ещё очень малы (~10<sup>−5</sup> относительно самой плотности). И если бы во Вселенной в этот момент было только обычное барионное вещество, то эти неоднородности просто не успели бы усилиться до такой степени, чтобы создать наблюдаемое разнообразие структур, — для этого флуктуации в эпоху первичной рекомбинации должны были бы составлять порядка 10<sup>−3</sup>. Решением этого парадокса и является предположение о наличии во Вселенной значительного количества небарионной скрытой массы. Фотоны реликтового излучения взаимодействуют лишь с барионным веществом, и поэтому температурная анизотропия фонового излучения несёт информацию только о флуктуациях плотности обычной материи. Небарионное же вещество на момент рекомбинации могло быть скучено уже́ гораздо сильнее, формируя таким образом основу для роста будущих галактик и их скоплений{{sfn|Einasto|2012|p=173}}{{sfn|Решетников|2012|p=117}}<ref>{{cite video | people=Daniel H. Birman | date=2012 | url=https://www.youtube.com/watch?list=PLC3103305F734771A&v=ld11MSrftuI | title=Конец Вселенной (End of the Universe) | medium=Документальный фильм, канал «Культура» | location= | publisher= | accessdate=2020-07-29 | time=15:37 | archive-date=2020-09-02 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200902123856/https://www.youtube.com/watch?list=PLC3103305F734771A&v=ld11MSrftuI | url-status=dead }}</ref>.
* Моделирование [[Возникновение галактик|формирования галактик]] на основании общепринятой теории состава Вселенной, в частности, с определённой долей тёмной материи. Если она устанавливается в качестве начального условия, получающиеся в результате распределение и свойства галактик (например, форма) идентичны наблюдаемым<ref name="BBC2006_video" />{{sfn|Einasto|2012|p=182}}.
* Оценка [[Критическая плотность Вселенной|критической плотности Вселенной]]. Показано, что полная плотность массы вещества Вселенной составляет примерно 20-30 % от значения критической плотности, тогда как барионного вещества во Вселенной всего лишь около 4,5 %. Следовательно, то, что дополняет плотность барионов — это небарионная скрытая масса, которой должно быть примерно в 5 раз больше, чем обычного вещества{{sfn|Решетников|2012|p=119}}.
<!--Косвенные свидетельства в пользу существования тёмной материи предоставляют также теоретические модели [[Формирование звезды|формирования первых звёзд]] и [[Возникновение и эволюция галактик|галактик]] в самый ранний момент времени [[Космологические модели|формирования Вселенной]]; эти модели плохо описывают наблюдения, если в них не вводится тёмная материя<ref>Верходанов О. В. «[https://www.youtube.com/watch?v=IXsXDdbNcAI&t=357s Приближение к непонятному в космологии]», лекция на канале «Фонд траектория», 12 апр. 2020 г. <small>Проверено 26.05.2020.</small></ref>-->

== Свойства тёмной материи ==

=== Температура ===
В большинстве теорий генерации тёмной материи предполагается, что на ранних стадиях эволюции Вселенной частицы тёмной материи находились в кинетическом равновесии с обычным веществом — [[барион]]ами, [[электрон]]ами и [[фотон]]ами, составлявшими на тот момент единую среду. В определённый момент времени, при определённой температуре, T<sub>d</sub>, они вышли из равновесия и с тех пор распространяются свободно<ref group=комментарий>Затем неоднородности плотности тёмной материи начали расти по амплитуде и создавать гравитационные ямы, в которые падали барионы после рекомбинации, в результате чего и образовались первые звёзды, галактики, скопления галактик.</ref>. В зависимости от соотношения этой температуры и массы частиц тёмной материи её делят на «горячую», «холодную» и «тёплую»{{sfn|Рубаков|2015|p=108}}.

==== Горячая тёмная материя ====
Если в момент выхода из равновесия с барионным веществом масса частиц тёмной материи не превышала соответствующую температуру среды, <math>M_X \leq T_d</math><ref group=комментарий>В [[Планковская система единиц|естественной системе единиц]] масса и температура имеют одинаковую размерность.</ref>, то есть они были релятивистскими, кроме того, эта масса была менее {{nobr|1 [[эВ]]}}, такую тёмную материю называют горячей. От тёплой тёмной материи{{Переход|#Тёплая тёмная материя}}, для которой также <math>M_X \leq T_d</math>, но <math>M_X \geq 1 \text{ эВ}</math>, она отличается тем, что горячая тёмная материя оставалась релятивистской и к моменту перехода от радиационно-доминированной к пылевидной [[Расширение Вселенной#Стадии|стадии эволюции Вселенной]], который и произошёл при температуре <math>T_{eq} = 1 \text{ эВ}</math>. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит на этих стадиях различным образом и существенно зависит от того, является ли тёмная материя на пылевидной стадии релятивистской{{sfn|Рубаков|2015|p=108}}.

Во Вселенной изначально имелись малые по амплитуде неоднородности плотности тёмной материи, и был период, когда частицы тёмной материи являлись релятивистскими и распространялись свободно (это происходило в интервале температур <math>M_X \leq T \leq T_d</math>). Двигаясь почти со скоростью света, они быстро покидали области с повышенной и заполняли области с пониженной плотностью (в пределах текущего космологического горизонта). В результате этого процесса свободного перемешивания ({{lang-en|free streaming}}) неоднородности плотности тёмной материи с размерами меньше текущего горизонта замывались. Так как свободное перемешивание прекратилось при <math>T \sim M_X</math>, размер горизонта на этот момент, растянутый в <math>(1+z)\approx \frac{T}{T_0}</math> раз, и определяет максимальный современный размер областей, в которых возмущения плотности подавлены{{sfn|Рубаков|2015|p=109}}. Для горячей тёмной материи (<math>M_X \sim 1 \text{ эВ}</math>) это значение оценивается примерно в 100 [[Мпк]]{{sfn|Рубаков|2015|p=110}}.

В моделях с горячей тёмной материей сначала формируются самые крупные структуры — [[Сверхскопление галактик|сверхскопления]], которые потом распадаются на более мелкие — [[Скопление галактик|скопления]]. [[Галактика|Галактики]] формируются в последнюю очередь, и этот процесс должен был начаться не так давно. Такая последовательность формирования структур противоречит наблюдениям, поэтому горячая тёмная материя может составлять лишь небольшую часть всей тёмной материи{{sfn|Рубаков|2015|p=110}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—17}}.

К этому виду тёмной материи могли бы относиться прежде всего обычные [[нейтрино]] из [[Стандартная модель|Стандартной модели]]{{Переход|#Нейтрино}} — это единственная экспериментально подтверждённая частица такого типа{{sfn|Einasto|2012|p=185}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—17}}.

==== Холодная тёмная материя ====
{{main|Холодная тёмная материя}}
Если частицы тёмной материи отщепились от обычного вещества уже будучи нерелятивистскими, то есть <math>M_X \gg T_d</math>, такую тёмную материю называют «холодной». Она является наиболее предпочтительным вариантом из космологических соображений{{sfn|Рубаков|2015|p=108}}: такие частицы движутся медленно, характеризуясь небольшим значением так называемой длины свободного перемешивания<ref group=комментарий>Используется также термин «длина свободного разлёта», в англоязычной литературе — «free streaming length».</ref>, поэтому на начальных этапах расширения Вселенной флуктуации плотности на малых масштабах не подавляются, формирование [[Крупномасштабная структура Вселенной|крупномасштабной структуры Вселенной]] начинается достаточно рано и происходит снизу вверх{{sfn|Einasto|2012|p=181}}{{sfn|Einasto|2012|p=182}}{{sfn|Bertone|2018|p=045022—23}}. Максимальный современный размер области, в которой подавлены возмущения плотности, в 0,1 [[Мпк]] (размер [[Карликовая галактика|карликовой галактики]]), даёт нижний предел массы частиц тёмной материи в {{nobr|1 [[кэВ]]}} — такой же порядок получается и из других соображений, основанных на оценках фазовой плотности частиц тёмной материи в карликовых галактиках{{sfn|Рубаков|2015|p=110}}. Результаты моделирования эволюции Вселенной с такими параметрами (в рамках [[Модель ΛCDM|модели ΛCDM]]) в точности соответствуют наблюдаемой картине [[Скопление галактик|скоплений]], [[Галактическая нить|галактических нитей]] и [[войд]]ов между ними{{sfn|Einasto|2012|p=182}}{{sfn|Bertone|2018|p=045022—23}}.

Класс гипотетических частиц-кандидатов на роль частиц холодной (то есть массивнее {{nobr|1-100 кэВ}}) тёмной материи называется [[вимп]] (от {{lang-en|WIMP, weakly interacting massive particle}} — слабовзаимодействующая массивная частица){{sfn|Решетников|2012|p=119}}{{sfn|Bertone|2018|p=045022—20}}. Сейчас, однако, этот термин используется в более узком смысле, нежели первоначально, и подразумевает только частицы, которые должны быть подвержены [[Слабое взаимодействие|слабому взаимодействию]]{{sfn|Bertone|2018|p=045022—21}}{{sfn|Клапдор-Клайнгротхаус|1997|p=390}}.

В рамках модели холодной тёмной материи, однако, возникают сложности при описании внутренних, центральных областей гало, среди которых наиболее серьёзными считаются<ref name="Weinberg2015">{{Статья|автор=Weinberg D. H. et al.|заглавие=Cold dark matter: Controversies on small scales|издание=[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]|год=2015|том=112|выпуск=40|страницы=12249–12255|ссылка=http://www.pnas.org/lookup/doi/10.1073/pnas.1308716112|issn=0027-8424, 1091-6490|doi=10.1073/pnas.1308716112|язык=en}}</ref><ref name="Primack2009">{{Статья|автор=Primack J. R.|заглавие=Cosmology: small-scale issues|издание=[[New Journal of Physics]]|год=2009|том=11|выпуск=10|номер=|страницы=105029|issn=1367-2630|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1367-2630/11/10/105029|doi=10.1088/1367-2630/11/10/105029|язык=en|archivedate=2021-02-03|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210203065712/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1367-2630/11/10/105029}}</ref><ref name="DelPopolo2017">{{Статья|автор=Del Popolo A., Le Delliou M.|заглавие=Small Scale Problems of the ΛCDM Model: A Short Review|издание=Galaxies|год=2017|том=5|выпуск=1|страницы=17|ссылка=http://www.mdpi.com/2075-4434/5/1/17|issn=2075-4434|doi=10.3390/galaxies5010017|язык=en|archivedate=2020-08-09|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200809061043/https://www.mdpi.com/2075-4434/5/1/17}}</ref>
* [[проблема каспов]] — противоречие между результатами численного моделирования распределения плотности и экспериментальными данными. Численное моделирование распределения холодной тёмной материи указывает на то, что она образует касп или [[Сингулярность (математика)|сингулярность]] в центре галактики, между тем прямые астрономические наблюдения показывают обратную картину.
* [[проблема дефицита карликовых галактик]] (также известная как «проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников»). Суть её в том, что число [[карликовая галактика|карликовых галактик]] (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур тёмной материи. <!-- Есть два возможных решения проблемы: 1. карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик; 2. карликовые галактики просто не видны, так как их тёмная материя не в состоянии привлечь достаточное количество барионной материи, чтобы они стали видимыми. Второе решение частично подтверждается недавним (2007 год) открытием [[Обсерватория Кека|обсерваторией Кека]] восьми ультра-тусклых карликовых галактик — [[Список галактик-спутников Млечного Пути|спутников Млечного пути]]. Шесть из них на 99,9 % состоят из тёмной материи (соотношение «массы к свету» составляет около 1000)<ref>{{статья
|автор=Simon J. D., Geha M.
|заглавие=The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|год=2007
|том=670
|номер=1
|страницы=313—331
|doi=10.1086/521816
|bibcode=2007ApJ...670..313S
|arxiv=0706.0516
|язык=en
|издательство=[[IOP Publishing]]
}}</ref>.-->

==== Тёплая тёмная материя ====
Тёплая тёмная материя, как и горячая{{Переход|#Горячая тёмная материя}}, была релятивистской в момент выхода из равновесия с барионным веществом, то есть выполнялось условие <math>M_X \leq T_d</math>. Однако масса её частиц, {{math|''M''<sub>X</sub>}}, составляла более {{nobr|1 эВ}}, и на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной [[Расширение Вселенной#Стадии|стадии расширения Вселенной]] релятивистскими они быть уже перестали. Поскольку рост возмущений плотности происходит на этих стадиях существенно по-разному и сильно зависит от того, является ли тёмная материя на пылевидной стадии (переход к которой случился именно при температурах порядка {{nobr|1 эВ}}) релятивистской, это различие является принципиальным{{sfn|Рубаков|2015|p=108}}. Флуктуации плотности для тёплой тёмной материи подавляются лишь на совсем малых масштабах — на уровне карликовых галактик и ниже{{sfn|Bertone|2018|p=045022—23}}.

=== Распределение плотности ===
Чаще всего для аналитического описания формы гало тёмной материи используется [[профиль Наварро — Френка — Уайта]]<ref>{{статья  |автор=Navarro J. F., Frenk C. S., White S. D. M. |заглавие=The Structure of Cold Dark Matter Halos |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=1996 |том=462 |страницы=563 |bibcode=1996ApJ...462..563N |doi=10.1086/177173 |arxiv=astro-ph/9508025 |язык=en |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>:
: <math>
\rho (r)=\frac{\rho_0}{\frac{r}{R_s}\left(1~+~\frac{r}{R_s}\right)^2},
</math>
где {{math|ρ<sub>0</sub>}} — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, {{math|''R''<sub>s</sub>}} — характеристический радиус гало. Это приближение, однако, является сильно неточным в центральных областях галактик, где доминирует барионная материя{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}. В качестве более точной альтернативы предлагался профиль Буркерта<ref>{{статья|автор=Burkert A.|заглавие=The Structure of Dark Matter Halos in Dwarf Galaxies|издание=Astrophysical Journal Letters|год=1995|месяц=07|том=447|страницы=L25-L28|язык=en|doi=10.1086/309560}}</ref>:
: <math>
\rho (r)=\frac{\rho_0 r_0^3}{(r+r_0)(r^2+r_0^2)},
</math>
где {{math|ρ<sub>0</sub>}} — плотность в центральной области, {{math|''r''<sub>0</sub>}} — её радиус.
Также предлагалась такая основанная на численном моделировании аналитическая форма как профиль Мура<ref>{{статья|автор=Moore B.  et al.|заглавие=Cold collapse and the core catastrophe|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|год=1999 |том=310|выпуск=4|страницы=1147–1152|язык=en|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x}}</ref>:
: <math>
\rho (r)=\frac{\rho_i}{\left(\frac{r}{R_s}\right)^{1,5}\left(1~+~\frac{r}{R_s}\right)^{1,5}},
</math>
предполагающая, однако, ещё более резкий рост в центральной области, нежели профиль Наварро — Френка — Уайта.
Наконец, была высказана идея использовать [[профиль Эйнасто]]<ref>{{статья |автор=Merritt D. et al. |заглавие=Empirical Models for Dark Matter Halos |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=132 |год=2006 |номер=6 |страницы=2685—2700 |bibcode=2006AJ....132.2685M |doi=10.1086/508988 |arxiv=astro-ph/0509417 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2685M |язык=en |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2019-06-17 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190617221906/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2685M }}</ref>:
: <math>
\rho (r)=\rho_e\exp\left(-d_n\left(\left(\frac{r}{r_e}\right)^{\frac{1}{n}}-1~\right)\right),
</math>.

===Взаимодействия между частицами===
Согласно новой гипотезе опубликованной в журнале [[Physical Review Letters]] в 2024 г., частицы тёмной материи могут взаимодействовать друг с другом посредством каких-то новых, неизвестных науке сил<ref group=комментарий> В рамках Стандартной модели науке известны 4 силы, ответственных за следующие фундаментальные взаимодействия: "макроскопические" — гравитационное и  электромагнитное, "микроскопические" — слабое и сильное (внутриядерные).</ref>, а не только сил гравитационного взаимодействия. Это объясняет т.н. "проблему последнего парсека" при слиянии чёрных дыр, в т.ч. при образовании [[СМЧД]], а также сферическую форму гало галактик. Моделирование показало состоятельность гипотезы, ищутся экспериментальные подтверждения.<ref>НПЖ Naked-Science.Ru по материалам журнала "Physical Review Letters": [https://naked-science.ru/article/physics/sliyanie-chernyh-dyr-obya/ Слияние черных дыр объяснили взаимодействием темной материи самой с собой.] {{Wayback|url=https://naked-science.ru/article/physics/sliyanie-chernyh-dyr-obya/ |date=20240731153803 }}</ref> Возможно, мы находимся на пути открытия нового фундаментального взаимодействия ([[Пятая сила]]), так необходимого для построения Теории Всего.

Некоторые теории темной материи предполагают, что при столкновении двух частиц темной материи они аннигилируют и производят вспышку материи и антиматерии. Это может привести к образованию антигелия, за которым следит эксперимент Alpha Magnetic Spectrometer на борту Международной космической станции.<ref>НПЖ Naked-Science.Ru [https://naked-science.ru/article/physics/antigipervodorod-4/ статья] {{Wayback|url=https://naked-science.ru/article/physics/antigipervodorod-4/ |date=20240829085324 }}</ref>.

== Кандидаты на роль тёмной материи ==

=== Барионная тёмная материя ===
{{main|Барионная тёмная материя}}
{{seealso|Массивный компактный объект гало}}
По мере развития астрофизики и утверждения гипотезы о тёмной материи для ряда специалистов наиболее естественным было предположение, что тёмная материя состоит из обычного, [[барион]]ного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому необнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. Кандидатами на роль подобных объектов могли бы быть планеты, [[Коричневый карлик|коричневые карлики]], [[Красный карлик|красные карлики]], [[Белый карлик|белые карлики]], [[Нейтронная звезда|нейтронные звёзды]] и [[Чёрная дыра|чёрные дыры]]. Астрофизик Ким Грайст ({{lang-en|Kim Griest}}) предложил для их обозначения термин [[Массивный компактный объект гало|MACHO]] (массивный астрофизический компактный объект гало, {{lang-en|massive astrophysical compact halo object}}){{sfn|Bertone|2018|p=045002—11}}. Этот [[акроним]], намекающий на {{lang-es|macho}} — «[[мачо]], мужлан», является противопоставлением ранее предложенному [[Тернер, Майкл (космолог)|Майклом Тёрнером]] ({{lang-en|Michael S. Turner}}) термину [[вимп|WIMP]] для гипотетических небарионных слабо взаимодействующих массивных элементарных частиц ({{lang-en|wimp}} — «зануда, слабак»)<ref name=tur22>{{cite arxiv|eprint=2201.04741|author=[[Тернер, Майкл (космолог)|Turner M. S.]]|title=The Road to Precision Cosmology|year=2022}}</ref>, см. ниже.<!-- Кроме того, такие гипотетические объекты, как [[Кварковая звезда|кварковые звёзды]], [[Q-звезда|Q-звёзды]] и [[Преонная звезда|преонные звёзды]], также могут являться частью барионной тёмной материи.{{подст:АИ}}-->

Однако, судя по всему, доля барионного вещества в составе тёмной материи мала. Во-первых, эксперименты по поиску объектов MACHO в гало [[Млечный Путь|нашей Галактики]] путём выявления событий гравитационного микролинзирования света звёзд привели к заключению, что доля таких компактных объектов, по крайней мере с массами в диапазоне от 10<sup>−7</sup> до 10<sup>2</sup> [[масса Солнца|масс Солнца]], составляет не более 8 %{{sfn|Bertone|2018|p=045002—11}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—12}}. С другой стороны, ни один известный тип кандидатов на роль составляющих тёмной материи не соответствует наблюдательным данным по её количеству{{sfn|Einasto|2012|p=172}}. Кроме того, из космологических соображений следует, что соотношение [[Первичный нуклеосинтез|первичных]] концентраций лёгких элементов, в особенности доля дейтерия (наблюдаемое в самых старых астрономических объектах), свидетельствует о достаточно малом вкладе барионов в полную плотность Вселенной — всего 4,5 % от значения критической плотности, тогда как полученные независимыми методами оценки массы всего вещества дают 20-30 % этого значения{{sfn|Bertone|2018|p=045002—12}}{{sfn|Решетников|2012|p=119}}{{sfn|Einasto|2012|p=172}}.

==== Первичные чёрные дыры ====
Одними из кандидатов на роль объектов MACHO являются [[Первичная чёрная дыра|первичные чёрные дыры]], образовавшиеся в момент начального расширения Вселенной сразу после [[Большой взрыв|Большого взрыва]]<ref>{{cite web|title=Поиск изначальных черных дыр|url=http://www.cosmos-journal.ru/articles/326/|publisher=Космос-Журнал|date=2011-09-20|accessdate=2020-05-07|archive-date=2014-11-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20141103200218/http://www.cosmos-journal.ru/articles/326/|url-status=live}}</ref>. Исследования, основанные на подсчёте событий гравитационного микролинзирования света далёких сверхновых, дают существенные ограничения на возможную долю чёрных дыр с массой более 0,01 масс Солнца в составе тёмной материи — не более 23 %<ref>{{cite news|title=Астрономы отвергли связь черных дыр и тёмной материи|url=https://news.rambler.ru/scitech/40949617-astronomy-otvergli-svyaz-chernyh-dyr-i-temnoy-materii/?updated|accessdate=2020-06-19|work=Naked Science|date=2018-10-03|archivedate=2020-06-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200621092632/https://news.rambler.ru/scitech/40949617-astronomy-otvergli-svyaz-chernyh-dyr-i-temnoy-materii/?updated}}</ref><ref>{{Статья|автор=Zumalacárregui M., Seljak U.|заглавие=Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae|издание=Physical Review Letters|год=2018|том=121|выпуск=14|страницы=141101|ссылка=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.121.141101|doi=10.1103/PhysRevLett.121.141101|язык=en}}</ref>. Тем не менее, остаются ещё не исключённые значения масс, которые могут иметь первичные чёрные дыры, в частности, такие объекты с массами более 10<sup>3</sup> солнечных масс могут играть важную роль в космологических процессах, даже составляя очень небольшую долю тёмной материи<ref>{{книга|автор=Carr B. |часть=Primordial Black Holes as Dark Matter and Generators of Cosmic Structure |ссылка часть  = https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-030-31593-1_4 |заглавие=Illuminating Dark Matter: Proceedings of a Simons Symposium |оригинал= |ссылка= |издание= |ответственный=Eds: R. Essig, J. Feng, K. Zurek |место= |издательство=Springer International Publishing |год=2019 |том= |страницы=29—39 |страниц= |doi=10.1007/978-3-030-31593-1_4 |isbn=978-3-030-31593-1 |язык=en |серия= Astrophysics and Space Science Proceedings, volume 56}}</ref>.

==== Максимоны ====
Кроме того, высказывалось предположение, что роль частиц тёмной материи могли бы играть гипотетические планковские чёрные дыры ([[максимон]]ы), являющиеся конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильные и более не подверженные [[излучение Хокинга|излучению Хокинга]]. Эти объекты характеризует крайне малое [[Сечение реакции|сечение взаимодействия]] — порядка {{nobr|10<sup>−66</sup> см<sup>2</sup>}}, на 20 порядков меньше сечения взаимодействия нейтрино. Согласно данной теории, малость сечения взаимодействия нейтральных максимонов с веществом приводит к тому, что значительная (или даже основная) часть материи во Вселенной в настоящее время могла бы состоять из максимонов, не приводя к противоречию с наблюдениями<ref>{{публикация|1=книга|автор=Новиков И. Д., Фролов В. П.|заглавие=Физика чёрных дыр|ссылка=http://vk.com/doc264717166_391379074?hash=81a195ddea1e3664e9&dl=957863d45e2ea6080e|место=Москва|издательство=Наука|год=1986|страницы=296—298|страниц=328|архив дата=2016-03-04|архив=https://web.archive.org/web/20160304081348/http://vk.com/doc264717166_391379074?hash=81a195ddea1e3664e9&dl=957863d45e2ea6080e}}</ref>.

=== Небарионная тёмная материя ===

==== Нейтрино ====
[[Нейтрино]], не участвующие в [[Сильное взаимодействие|сильном]] и [[Электромагнитное взаимодействие|электромагнитном]] взаимодействиях, закономерно стали исторически первыми кандидатами на роль частиц тёмной материи. В отличие от остальных кандидатов, они существуют и описываются в рамках [[Стандартная модель|Стандартной модели]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—15}}. Соответствующая гипотеза была предложена и исследована в начале 1980-х годов<ref>На тот момент, однако, существование третьего типа нейтрино — [[тау-нейтрино]] — ещё не было экспериментально подтверждено.</ref>. Однако численное моделирование показало, что нейтрино, будучи очень лёгкими, имели бы в ранней Вселенной очень высокие скорости, то есть представляли бы собой горячую тёмную материю{{Переход|#Горячая тёмная материя}}, и формирование [[Крупномасштабная структура Вселенной|структуры]] происходило бы сверху вниз (от более крупного масштаба к мелкому), и в результате она отличалась бы от наблюдаемой сейчас. Так было показано, что обычные нейтрино из Стандартной модели не могут быть частицами тёмной материи{{sfn|Bertone|2018|p=045002—17}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}.<!-- Поскольку число нейтрино во Вселенной сравнимо с числом фотонов, то, обладая даже малой массой, нейтрино вполне могут определять динамику Вселенной. Для достижения <math> \Omega=\rho / \rho_{c}=1</math>, где <math> \rho_{c}</math> — так называемая [[Критическая плотность (космология)|критическая плотность]], необходимы нейтринные массы порядка <math>(15\div65)/N_{\nu}</math> эВ, где <math>N_{\nu}</math> обозначает число типов лёгких нейтрино. Эксперименты, проводимые на сегодняшний день, дают оценку масс нейтрино порядка {{nobr|10<sup>−2</sup>...10<sup>−3</sup> [[эВ]]}}. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи. — Если найдётся в источниках, вернуть-->

После этого закономерно возникло предположение, что частицами тёмной материи являются '''тяжёлые нейтрино''' — некая не открытая ранее разновидность{{sfn|Einasto|2012|p=173}}. Если бы они доминировали в ранней Вселенной, то в такой среде флуктуации начали бы расти гораздо раньше, чем в барионной, и крупномасштабная структура Вселенной успела бы сформироваться{{sfn|Einasto|2012|p=174}}. Согласно опубликованной в начале 1990-х годов гипотезе, тёмная материя могла бы состоять из так называемых {{нп5|Стерильные нейтрино|'''стерильных нейтрино'''|en|Sterile neutrino}}, которые не участвуют даже в [[Слабое взаимодействие|слабом взаимодействии]] и могут образовываться из обычных нейтрино лишь посредством [[Нейтринные осцилляции|осцилляций]]. Теоретические модели дают широкий диапазон масс и, соответственно, температур, которыми могут обладать такие нейтрино, то есть они могут составлять как тёплую (<math>m \sim \text{кэВ}</math>), так и холодную (<math>m \gg \text{кэВ}</math>) тёмную материю{{sfn|Bertone|2018|p=045002—17}}.<!-- Из данных о ширине распада [[Z-бозон]]а следует, что число поколений лептонов — слабо взаимодействующих частиц ([[электрон]]ов, [[мюон]]ов и [[тау-лептон|таонов]] и их нейтрино) — равно 3. Эти данные верны для числа поколений лептонов с массой менее {{nobr|45 ГэВ}}. Таким образом, тяжёлые нейтрино <math>\nu_{s}</math> (парные тяжёлым лептонам с массой менее {{nobr|45 ГэВ}}) с необходимостью являются так называемыми «[[Стерильные нейтрино|стерильными]]», то есть не проявляющимися в слабых взаимодействиях в обычных условиях. Теоретические модели предсказывают массу <math>\nu_{s}</math> в очень широком диапазоне значений (в зависимости от природы этого нейтрино). Из феноменологии для <math>\nu_{s}</math> следует диапазон масс приблизительно {{nobr|10<sup>−1</sup>...10<sup>4</sup> [[эВ]]}}; таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.

Хорошим кандидатом на роль тёплой ТМ являются так называемые [[Стерильное нейтрино|стерильные нейтрино]] — правовинтовые состояния, синглетные по группе калибровочных бозонов [[Стандартная модель|Стандартной модели]]. Так, в модели νMSM, расширяющей Стандартную модель за счёт включения трёх стерильных нейтрино, одно из них может иметь массу порядка {{nobr|1 кэВ/c²}} и являться, таким образом, кандидатом в ТМ. В частности, представлена оценка массы такой частицы: {{nobr|800 ± 200 эВ}} по данным сопоставления экспериментального и теоретического значения энергии спин-спинового взаимодействия протона и дейтрона в молекуле водорода HD<ref>{{статья|автор=Неронов Ю. И., Серёгин Н. Н. |заглавие=Определение константы спин-спиновой связи для изотопного аналога водорода HD с целью оценки существования спин-зависимого взаимодействия неэлектромагнитного происхождения |издание=Письма ЖЭТФ |год=2014 |том=100 |выпуск=10 |страницы=691—695 |ссылка=http://www.mathnet.ru/php/archive.phtml?wshow=paper&jrnid=jetpl&paperid=4463&option_lang=rus |doi= 10.7868/S0370274X14220019 |arxiv= |язык=ru}}</ref>. Другим кандидатом может являться LSP-гравитино из суперсимметричного расширения СМ.- Если найдётся в источниках, вернуть-->

==== Аксионы ====
[[Аксион]]ы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые изначально для решения проблемы отсутствия [[Нарушение CP-инвариантности#Сильная CP-проблема|сильного CP-нарушения]] в [[Квантовая хромодинамика|квантовой хромодинамике]]{{sfn|Клапдор-Клайнгротхаус|1997|p=394}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—19}}<ref>{{публикация|1=статья|автор=Кобычев В., Попов С.|заглавие=Ищут давно, но не могут найти...|издание=Троицкий вариант — Наука|год=2015|месяц=02|день=24|номер=4 (173)|ссылка=https://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/432558/Ishchut_davno_no_ne_mogut_nayti|архив дата=2021-01-02|архив=https://web.archive.org/web/20210102085318/https://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/432558/Ishchut_davno_no_ne_mogut_nayti}}</ref>. Считается, что аксионы относятся к холодной тёмной материи{{Переход|#Холодная тёмная материя}}{{sfn|Клапдор-Клайнгротхаус|1997|p=394}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}, однако они должны быть очень лёгкими: астрофизические и лабораторные данные дают ограничения на массу аксиона не более {{nobr|10<sup>−3</sup> эВ}}, а космологические соображения — не менее {{nobr|10<sup>−4</sup>-10<sup>−6</sup> эВ}}{{sfn|Клапдор-Клайнгротхаус|1997|p=402}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—20}}<ref>{{cite news|title=Эксперименты по поиску тёмных аксионов добрались до проверки теоретических моделей|url=https://nplus1.ru/news/2018/04/10/ADMX|accessdate=2020-09-23|publisher=N+1|date=10 апр 2018|author=Дмитрий Трунин|archivedate=2020-10-27|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201027231237/https://nplus1.ru/news/2018/04/10/ADMX}}</ref>.

Высказывалась также гипотеза {{нп5|Нечёткая холодная тёмная материя|нечёткой||Fuzzy cold dark matter}} тёмной материи, представленной [[Сверхтекучесть|сверхтекучим]] [[бозе-конденсат]]ом, такой, что её свойства аналогичны аксионам, имеющим, однако, гораздо меньшую массу — порядка {{nobr|10<sup>−22</sup> эВ}}<ref>{{публикация|статья|автор=Jae-Weon Lee|заглавие=Brief History of Ultra-light Scalar Dark Matter Models|издание=EPJ Web of Conferences|год=2018|месяц=01|день=09|том=168|страницы=06005|язык=en|doi=10.1051/epjconf/201816806005}}</ref>.

==== Суперсимметричные частицы ====
{{См. также|Легчайшая суперсимметричная частица}}

Гипотетические частицы, описываемые в рамках [[Суперсимметрия|суперсимметричных]] теорий, не участвуют в [[Электромагнитное взаимодействие|электромагнитном]] и [[Сильное взаимодействие|сильном]] взаимодействиях и если они стабильны, могли бы быть распространены во Вселенной и играть важную роль в её эволюции, то есть быть частицами тёмной материи. Первоначально на эту роль предлагалось только [[гравитино]], однако с появлением {{нп5|Минимальная суперсимметричная Стандартная модель|минимальной суперсимметричной Стандартной модели||Minimal Supersymmetric Standard Model}} бо́льшую популярность приобрела гипотеза о том, что такой частицей является [[нейтралино]] — смешанное состояние суперпартнёров [[Фотино (частица)|фотона]], [[Зино (частица)|Z-бозона]] и [[Хиггсино|бозона Хиггса]], — оно действительно должно быть стабильно благодаря сохранению [[R-чётность|R-чётности]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—18}}. Считается, что нейтралино вышли из термодинамического равновесия с обычным веществом, имея температуру, меньшую, чем их масса, то есть относятся к холодной тёмной материи{{Переход|#Холодная тёмная материя}}{{sfn|Bertone|2018|p=045002—23}}. Такие частицы, как и любые другие гипотетические слабовзаимодействующие массивные нейтральные элементарные частицы (WIMPs, [[вимп]]ы), какова бы ни была их природа, должны иметь сечение аннигиляции, близкое к сечению слабого взаимодействия (~10<sup>−36</sup> см<sup>2</sup>), и массу не менее нескольких масс нуклона, чтобы обеспечить свойства, наблюдаемые у холодной тёмной материи<ref name=tur22/>.

==== Экзотические гипотезы ====
* [[Космион]]ы были введены в физику для разрешения проблемы солнечных нейтрино, состоящей в существенном отличии потока нейтрино, детектируемых на Земле, от значения, предсказываемого стандартной моделью Солнца. Однако эта проблема нашла разрешение в рамках теории [[Нейтринные осцилляции|нейтринных осцилляций]] и [[MSW-эффект|эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна]], так что космионы, по всей видимости, исключаются из претендентов на роль тёмной материи.{{нет АИ|20|08|2020}}
* [[Топологический дефект|Топологические дефекты]] пространства-времени, возникшие путём спонтанного нарушения симметрии в ранней Вселенной: [[монополь|монополи]], [[Космическая струна|космические струны]]{{sfn|Bertone|2018|p=045002—20}}.
<!-- Согласно современным [[Космология|космологическим]] представлениям, [[энергия вакуума]] определяется неким локально однородным и изотропным скалярным полем. Это поле необходимо для описания так называемых фазовых переходов вакуума при расширении Вселенной, во время которых происходило последовательное [[Барионная асимметрия Вселенной|нарушение симметрии]], приводящее к разъединению фундаментальных взаимодействий. Фазовый переход — это скачок энергии вакуумного поля, стремящегося к своему основному состоянию (состоянию с минимальной энергией при данной температуре). Различные области пространства могли испытывать такой переход независимо, в результате чего образовывались области с определённой «выстроенностью» скалярного поля, которые, расширяясь, могли войти в соприкосновение друг с другом. В точках встречи областей с различной ориентацией могли образоваться стабильные топологические дефекты различной конфигурации: точечно-подобные частицы (в частности, [[Магнитный монополь|магнитные монополи]]), линейные протяжённые объекты ([[Космическая струна|космические струны]]), двумерные мембраны ([[Доменная стенка|доменные стенки]]), трёхмерные дефекты (текстуры). Все эти объекты обладают, как правило, колоссальной массой и могли бы давать доминирующий вклад в тёмную материю. На текущий момент (2018 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.-->
* Кварковые «самородки» — макроскопические (порядка сантиметров) концентрации [[кварк]]овой материи, по плотности эквивалентные ядерному веществу{{sfn|Bertone|2018|p=045002—20}}.
<!-- Ученые [[Мичиганский университет|Мичиганского университета]] предложили нового кандидата на роль темной материи — сильновзаимодействующие реликтовые частицы (англ. HighlY Interactive ParticlE Relics, HYPER) https://lenta.ru/news/2023/01/25/darkmater/ -->

== Экспериментальные данные ==

=== Тёмная материя в ближней Вселенной ===
Известно, что тёмное вещество взаимодействует со «светящимся» ([[барион]]ным) веществом, по крайней мере, [[Гравитация|гравитационным]] образом и представляет собой среду со средней [[космологическая плотность|космологической плотностью]], в несколько раз превышающей плотность барионов. Последние захватываются в гравитационные ямы концентраций тёмной материи. Поэтому, хотя частицы тёмной материи и не взаимодействуют со [[свет]]ом, свет испускается<!-- именно испускаются! А не искривляется! Не меняйте! --> оттуда, где есть тёмное вещество. Это замечательное свойство гравитационной неустойчивости сделало возможным изучение количества, состояния и распределения тёмной материи по наблюдательным данным от радиодиапазона до [[рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]<ref>{{книга|автор=Dodelson S.|часть=Ch. 7. Inhomogeneities|заглавие=Modern Cosmology|ссылка=https://archive.org/details/moderncosmology0000dode/page/208|издательство=Academic Press|год=2003|pages=208—209|isbn=978-0-12-219141-1}}</ref>.

Опубликованное в [[2012 год]]у исследование движения более 400 звёзд, расположенных на расстояниях до {{nobr|13 000 [[Световой год|световых лет]]}} от Солнца, не нашло свидетельств присутствия тёмной материи в большом объёме пространства вокруг Солнца. Согласно предсказаниям теорий, среднее количество тёмной материи в окрестности Солнца должно было составить примерно {{nobr|0,5 кг}} в объёме земного шара. Однако измерения дали значение не более {{nobr|0,06 кг}} тёмной материи в этом объёме. Это означает, что попытки зарегистрировать тёмную материю на Земле, например, при редких взаимодействиях [[Элементарная частица|частиц]] тёмной материи с «обычной» материей, вряд ли могут быть успешными<ref>{{статья |автор=Moni Bidin C. et al. |заглавие=Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk. II. A lack of dark matter in the solar neighborhood |ссылка=http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1217/eso1217.pdf |язык=en |издание=[[The Astrophysical Journal]] |год=2012 |том= |страницы= |doi= |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2012-04-25 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120425013714/http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1217/eso1217.pdf }}</ref><ref>{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1217/ |title=Serious Blow to Dark Matter Theories? |access-date=2012-04-22 |archive-date=2012-04-22 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120422175824/http://www.eso.org/public/news/eso1217/ |url-status=live }}</ref><ref>[http://www.inforigin.ru/article/1334852592.html В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено]{{Недоступная ссылка|date=Июнь 2019 |bot=InternetArchiveBot }} // Inforigin, 19.04.12</ref>.

Опубликованное в [[2013 год]]у исследование движения тел Солнечной системы, основанное на данных 677 тысяч позиционных наблюдений планет и космических аппаратов c 1910 года по настоящее время, позволило получить верхнюю оценку на количество возможного тёмного вещества в Солнечной системе — общее количество тёмной материи в пределах сферы, ограниченной орбитой [[Сатурн]]а, составляет не более 1,7{{e|-10}} M{{sub|<big>ʘ</big>}}<ref>{{статья |автор=Питьев Н. П., [http://iaaras.ru/people/pitjeva/ Питьева Е. В.] |заглавие=Ограничения на тёмную материю в Солнечной системе |издание=[[Письма в Астрономический журнал]] |год=2013 |том=39 |страницы=163—172 |doi=10.7868/S032001081302006X |ссылка=https://elibrary.ru/item.asp?id=18778105 |язык=ru |издательство= |archivedate=2021-01-02 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20210102085346/https://www.elibrary.ru/item.asp?id=18778105 }}</ref><ref>{{статья |автор=Pitjev N. P., Pitjeva E. V. |заглавие=Constraints on dark matter in the solar system |ссылка=https://link.springer.com/article/10.1134%2FS1063773713020060 |язык=en |издание=[[Письма в Астрономический журнал|Astronomy Letters]] |год=2013 |том=39 |страницы=141—149 |doi=10.1134/S1063773713020060 |издательство=[https://www.pleiades.online/ru/publishers/ Pleiades Publishing] |archivedate=2020-02-04 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200204041239/https://link.springer.com/article/10.1134%252FS1063773713020060 }}</ref>

=== Физическое обнаружение гипотетических частиц тёмной материи ===
Экспериментальное обнаружение частиц тёмной материи должно основываться, во-первых, на том, что они обладают массой, [[Гравитационное взаимодействие|гравитационно]] взаимодействующей с другими массами, во-вторых, что эта масса должна быть очень велика. Однако кроме этого о тёмной материи ничего не известно. Основная трудность при поиске частиц тёмной материи заключается в том, что они не участвуют в [[Электромагнитное взаимодействие|электромагнитном взаимодействии]], то есть невидимы и имеют небарионную природу<ref name="BBC2006_video" />.

Имеются два варианта поиска: прямой и косвенный.

При прямом экспериментальном поиске ТМ с помощью наземной аппаратуры изучаются следствия взаимодействия этих частиц с электронами или атомными ядрами в чувствительном объёме низкофонового ядерно-физического детектора. При рассеянии частицы тёмной материи, входящей в состав галактического гало, на частице обычного вещества (электроне или [[нуклон]]е) последняя получает определённую кинетическую энергию и может быть зарегистрирована обычными методами. Проблема заключается в чрезвычайной малости сечения взаимодействия частиц ТМ с обычными частицами. Дополнительная экспериментальная сигнатура, позволяющая подавить фон, но вносящая определённую модельную зависимость, основана на ожидаемом периодическом изменении скорости Земли (и детектора вместе с ней) относительно гало тёмной материи ввиду орбитального движения вокруг Солнца, что должно приводить к вариациям сигнала с годичной периодичностью и максимумом в начале июня. Вариант прямого поиска лёгких частиц ТМ (в частности, аксионов) заключается в детектировании их распада на фотоны в магнитном поле в [[добротность|высокодобротной]] резонансной полости (так называемом [[галоскоп]]е).

Подобные эксперименты требуют высокой точности и исключения помех от других источников сигнала, поэтому детекторы, как правило, располагаются под землёй<ref name="BBC2006_video" />.

Косвенные методы детектирования основаны на попытках обнаружения потоков вторичных частиц (нейтрино, фотонов и т. п.), которые возникают, например, благодаря [[Аннигиляция|аннигиляции]] солнечной или галактической тёмной материи.

== Альтернативные теории ==

=== Альтернативные теории гравитации ===
При попытке объяснить наблюдаемые явления, на основании которых в совокупности был сделан вывод о необходимости существования тёмной материи, без привлечения концепции о тёмной материи - в первую очередь высказывались соображения относительно справедливости общепринятых законов гравитационного взаимодействия на больших расстояниях{{sfn|Einasto|2012|p=174}}.

Наиболее известной является [[модифицированная ньютоновская динамика]] (MOND) — теория, предложенная в начале 1980-х годов [[Израильтяне|израильским]] астрофизиком [[Мордехай Милгром|Мордехаем Милгромом]] и представляющая собой модификацию [[Закон тяготения|закона тяготения]], дающую более сильное взаимодействие в некоторых областях пространства, таким образом, чтобы объяснялся наблюдаемый вид [[Кривая вращения галактики|кривых вращения галактик]]<ref name="BBC2006_video" /><ref>{{статья|автор=Milgrom M.|заглавие=A modification of the Newtonian dynamics as a possible alternative to the hidden mass hypothesis|издание=Astrophysical Journal|год=1983|том=270|ссылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1983ApJ...270..365M|страницы=365—370|язык=en|doi=10.1086/161130|archivedate=2020-11-26|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201126085201/http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1983ApJ...270..365M}}</ref>. В 2004 году физиком-теоретиком [[Яаков Бекенштейн|Яаковом Бекенштейном]], также из [[Израиль|Израиля]], было разработано релятивистское обобщение этой гипотезы — {{нп5|тензор-вектор-скалярная теория гравитации|||Tensor–vector–scalar gravity}}, объясняющая также наблюдаемые эффекты гравитационного линзирования<ref>{{статья|автор=Bekenstein J. D. |заглавие=Relativistic gravitation theory for the modified Newtonian dynamics paradigm|издание=Phys. Rev. D|год=2004| том=70|страницы=083509|язык=en|doi=10.1103/PhysRevD.70.083509}}</ref>. Кроме того, в 2007 году [[Канада|канадский]] физик [[Моффат, Джон (физик)|Джон Моффат]] предложил свою теорию модифицированной гравитации, называемую также {{нп5|Cкаляр-тензор-векторная теория гравитации|скаляр-тензор-векторной теорией гравитации||Scalar–tensor–vector gravity}}<ref>{{cite arXiv |author= Moffat J. W., Toth V. T. |eprint= 0710.0364|title= Modified Gravity: Cosmology without dark matter or Einstein's cosmological constant|class= astro-ph|year= 2007|version= |accessdate= 2020-08-19}}</ref>.

Сторонники теорий модифицированной гравитации считают аргументом в свою пользу отсутствие в настоящее время положительных результатов экспериментов по непосредственному обнаружению частиц тёмной материи. В пользу модифицированной ньютоновской динамики высказывалась и [[Вера Рубин]], чьи работы сыграли важную роль в становлении теории тёмной материи<ref name="BBC2006_video" />: «Если бы я выбирала, то я бы хотела открыть, что это именно ньютоновские законы должны быть изменены для правильного описания гравитационных взаимодействий на больших расстояниях. Это более привлекательно, чем Вселенная, наполненная новым типом субъядерных частиц»<ref>{{cite web|url=https://www.newscientist.com/article/mg18524911.600-13-things-that-do-not-make-sense.html?page=2|title=13 things that do not make sense|lang=en|work=New Scientist|accessdate=2010-10-19|author=Michael Brooks|date=2005-03-16|quote=If I could have my pick, I would like to learn that Newton’s laws must be modified in order to correctly describe gravitational interactions at large distances. That’s more appealing than a universe filled with a new kind of sub-nuclear particle.|archive-date=2010-10-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20101012140210/http://www.newscientist.com/article/mg18524911.600-13-things-that-do-not-make-sense.html?page=2|url-status=live}}</ref>.

Между тем, в настоящее время большинство учёных не признаёт MOND, поскольку основанные на ней расчёты указывают на её несостоятельность<ref name="BBC2006_video" />. Проблема альтернативных теорий гравитации в том, что если они и дают обоснование отдельным эффектам, являющимся следствиями существования тёмной материи, всё равно не учитывают их в совокупности. Они не объясняют наблюдаемого поведения сталкивающихся скоплений галактик и несовместимы с космологическими аргументами в пользу присутствия большого количества небарионного невидимого вещества в ранней Вселенной{{sfn|Einasto|2012|p=174}}.

=== Плазменная космология ===
Эта теория была разработана в [[1960-е|1960-х]] годах [[Швеция|шведским]] физиком по имени [[Альвен, Ханнес|Ханнес Альвен]] (нобелевский лауреат по физике 1970 года за открытия по магнитодинамике) — при этом он использовал опыт своих исследований околоземной плазмы (полярное сияние) и ранние работы [[Норвегия|норвежца]] [[Биркеланд, Кристиан|Кристиана Биркеланда]].

Основой теории является предположение, что электрические силы являются более весомыми на больших расстояниях (масштаб галактики и скопления галактик), чем гравитация. Если допустить, что плазма заполняет всю вселенную и имеет хорошую проводимость, то она могла бы проводить огромные электрические токи (около {{nobr|10<sup>17</sup> — 10<sup>19</sup> ампер}}) на масштабах в десятки мегапарсек. Такие токи создают мощное галактическое магнитное поле, которое в свою очередь формирует структуру как галактик, так и их скоплений ([[Галактическая нить|галактических нитей]] или филаментов). Наличие такого мощного поля легко объясняет формирование [[Галактический рукав|галактических рукавов]] (единого мнения о причине образования галактических рукавов пока нет<ref>{{Cite web |url=https://astrogalaxy.ru/160.html |title=Природа спиральных рукавов Галактик |access-date=2020-06-26 |archive-date=2021-01-02 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210102085003/https://astrogalaxy.ru/160.html |url-status=live }}</ref>), распределение скорости вращения галактических дисков от радиуса, устраняет необходимость введения гало из тёмной материи. Но на данный момент ни таких мощных токов в масштабах десятков мегапарсек, ни высоких межгалактических и внутригалактических магнитных полей современная астрофизика не наблюдает. Предположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масштабах (так называемая [[Крупномасштабная структура Вселенной]]), сделанные Альвеном<ref>{{статья |автор=Hannes A. |заглавие=Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition |издание=IEEE Transactions on Plasma Science |год=1990 |том=18 |страницы=5—10 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990ITPS...18....5A |bibcode=1990ITPS...18....5P |doi=10.1109/27.45495 |язык=en |тип=journal |issn=0093-3813}}</ref> и Энтони Перратом<ref name="Peratt1983">{{статья |автор=Peratt A. L., Green J. |заглавие=On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas |издание={{Нп3|Astrophysics and Space Science}} |год=1983 |том=91 |страницы=19—33 |bibcode=1983Ap&SS..91...19P |doi=10.1007/BF00650210 |язык=en |тип=journal}}</ref>, неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах<ref>{{статья |автор=Geller M. J., Huchra J. P. |заглавие=Mapping the Universe |издание=Science |год=1989 |том=246 |выпуск=4932 |страницы=897—903 |ссылка=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 |doi=10.1126/science.246.4932.897 |arxiv= |язык=en |archivedate=2008-06-21 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080621082540/http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 }}</ref>, однако эти наблюдения объясняются и в рамках общепринятой космологической модели. Для объяснения нитевидной структуры Вселенной в настоящее время используется теория образования нитей за счёт гравитационной неустойчивости (первоначально почти однородное распределение массы концентрируется на [[каустика]]х и приводит к образованию нитей), на растущих структурах тёмной материи, вдоль которых и формируется структура видимой материи<ref>{{книга|автор=Riordan M., Schramm D. N. |заглавие=Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe |издательство=W H Freeman & Co (Sd) |год=1991 |isbn=0-7167-2157-0 |язык=en}}</ref> (происхождение такой структуры тёмной материи объясняется квантовыми флуктуациями в процессе [[Инфляция Вселенной|инфляции]]).

В настоящее время плазменная космология как теория непопулярна, так как отрицает развитие Вселенной по пути [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]]. С другой стороны, если отказаться от теории [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]] и считать возраст Вселенной гораздо большим, чем 13,5 миллиардов лет, то скрытая масса во многом может быть объяснена такими MACHO-объектами как [[Чёрный карлик|чёрные карлики]], которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет [[Белый карлик|белых карликов]].

=== Материя из других измерений (параллельных Вселенных) ===
В некоторых теориях с [[Дополнительные измерения|дополнительными измерениями]] гравитация принимается как уникальный тип взаимодействия, который может действовать на наше пространство из дополнительных измерений<ref name="Extra-Dim">[http://home.web.cern.ch/about/physics/extra-dimensions-gravitons-and-tiny-black-holes Extra dimensions, gravitons, and tiny black holes] {{Wayback|url=http://home.web.cern.ch/about/physics/extra-dimensions-gravitons-and-tiny-black-holes |date=20151019050241 }}. CERN. 17 November 2014.</ref>. Это предположение помогает объяснить относительную слабость гравитационного взаимодействия по сравнению с тремя другими основными взаимодействиями (электромагнитным, сильным и слабым): гравитация слабее, так как может взаимодействовать с массивной материей в дополнительных измерениях, проникать сквозь барьер, недоступный другим взаимодействиям.

Отсюда следует, что эффект тёмной материи может быть логично объяснён взаимодействием видимой материи из наших обычных измерений с массивной материей из других (дополнительных, невидимых) измерений через гравитацию. При этом остальные типы взаимодействий эти измерения и эту материю в них не могут никак ощутить, не могут с ней взаимодействовать. Материя в других измерениях (фактически в параллельной Вселенной) может формироваться в структуры (галактики, скопления галактик, филаменты) похожим на наши измерения способом или формировать свои, экзотические структуры, которые в наших измерениях ощущаются как гравитационное гало вокруг видимых галактик<ref name="Parallel">{{Cite news
 |last=Siegfried
 |first=T.
 |date=1999-07-05
 |title=Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries
 |url=http://www.physics.ucdavis.edu/~kaloper/siegfr.txt
 |work=[[The Dallas Morning News]]
 |accessdate=2015-02-02
 |archivedate=2015-02-21
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20150221072439/http://www.physics.ucdavis.edu/~kaloper/siegfr.txt
 }}</ref>.

=== Топологические дефекты пространства ===
Тёмная материя может просто являться изначальными (возникшими в момент [[Большой Взрыв|Большого Взрыва]]) дефектами [[Пространство в физике|пространства]] и/или [[топология|топологии]] квантовых полей, которые могут содержать в себе [[Энергия|энергию]], тем самым вызывая гравитационные силы.

Это предположение может быть исследовано и проверено с помощью орбитальной сети [[космический аппарат|космических зондов]] (вокруг Земли или в пределах Солнечной системы), оснащённых точными непрерывно синхронизируемыми (с помощью [[GPS]]) [[Атомные часы|атомными часами]], которые зафиксируют прохождение такого [[Топологический дефект|топологического дефекта]] через данную сеть<ref name="Der-Eng">[http://www.unr.edu/nevada-today/news/2014/finding-dark-matter Hiding in plain sight: elusive dark matter may be detected with GPS] {{Wayback|url=http://www.unr.edu/nevada-today/news/2014/finding-dark-matter |date=20150202185521 }} // UNR.edu</ref><ref name="Der-Rus">[http://www.theuniversetimes.ru/temnaya-materiya-mozhet-byt-obnaruzhena-s-pomoshhyu-gps.html Тёмная материя может быть обнаружена с помощью GPS] {{Wayback|url=http://www.theuniversetimes.ru/temnaya-materiya-mozhet-byt-obnaruzhena-s-pomoshhyu-gps.html |date=20150202185605 }} // theuniversetimes.ru</ref>. Эффект проявится как необъяснимое (обычными [[Специальная теория относительности|релятивистскими]] причинами) рассогласование хода этих часов, имеющее чёткое начало и, со временем, конец (в зависимости от направления движения и размеров такого топологического дефекта)<ref name="Top-Defect">{{cite web|last1=Rzetelny|first1=Xaq|title=Looking for a different sort of dark matter with GPS satellites|url=http://www.arstechnica.com/science/2014/11/looking-for-a-different-sort-of-dark-matter-with-gps-satellites/#p3|website=Ars Technica|accessdate=2014-11-24|date=2014-11-19|archive-date=2014-11-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20141122081204/http://arstechnica.com/science/2014/11/looking-for-a-different-sort-of-dark-matter-with-gps-satellites/#p3|url-status=live}}</ref>.

== Примечания ==
;Комментарии
{{Примечания|group=комментарий}}

;Источники
{{примечания|3}}

== Литература ==
{{refbegin|2}}
;Книги
* {{книга |автор=[[Эйнасто, Яан Эльмарович|Einasto J.]] |часть=Dark matter |заглавие=Astronomy and Astrophysics |ссылка=https://books.google.ru/books?id=V3gvCwAAQBAJ |том=2 |ответственный=Ed. by Oddbjørn Engvold, Rolf Stabell, Bozena Czerny and John Lattanzio |место=Singapore |издательство=EOLSS Publishers |год=2012 |isbn=978-1-84826-823-4 |язык=en |раздел= |серия=Encyclopedia of Life Support Systems |страницы=152—198 |страниц=488 |ref=Einasto}}
* {{книга|автор= Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А. |заглавие= Неускорительная физика элементарных частиц |место= М. |издательство= Наука Физматлит |год= 1997}}
* {{книга|автор= Sanders R. H. |заглавие= The Dark Matter Problem: A Historical Perspective |место= |издательство= Cambridge University Press |год= 2010}}
* {{книга|автор= Гальпер А. М., Гробов А. В., Свадковский И. В. |заглавие= Эксперименты по исследованию природы тёмной материи: Учебное пособие |место= М. |издательство= МИФИ |год= 2014}}
* {{книга|автор= Majumdar D. |заглавие= Dark Matter: An Introduction |место= |издательство= CRC Press |год= 2014}}
* {{книга|автор= [[Эйнасто, Яан Эльмарович|Эйнасто Я.]], [[Чернин, Артур Давидович|Чернин А. Д.]] |заглавие= Тёмная материя и тёмная энергия |место=М |издательство= Век-2 |год= 2018 | isbn = 978-5-85099-197-5 |страниц=176}}
* {{книга|автор=Решетников В. |часть=Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной |заглавие=Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная |ссылка=https://batrachos.com/sites/default/files/pictures/Books/Reshetnikov_2012_Pochemu%20nebo%20temnoe.pdf |место=Фрязино |издательство=Век 2 |год=2012 |isbn=978-5-85099-189-0 |страниц=167 |ref=Решетников}}
* {{публикация|книга|автор=Рубаков В. А.|заглавие=Актуальные вопросы космологии : курс лекций|место=М.|издательство=Издательский дом МЭИ|год=2015|isbn=978-5-383-00937-6|выпуск=6|серия=Высшая школа физики|страниц=272|ref=Рубаков}}
* {{публикация|книга|автор=Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Штаудт А.|заглавие=Неускорительная физика элементарных частиц|часть=Глава 9. Поиск тёмной материи во Вселенной|ответственный=Пер. с нем. А. Беднякова|место=М.|издательство=Наука|год=1997|isbn=5-02-015092-4|страницы=376—409|страниц=528|ref=Клапдор-Клайнгротхаус}}

;Статьи
* {{статья|автор= Биленький С. М. |ссылка= http://ufn.ru/ru/articles/2003/11/b/ |заглавие= Массы, смешивание и осцилляции нейтрино |издание=[[Успехи физических наук]] |том= 173 |год= 2003 |страницы= 1171—1186 |язык= ru |издательство= [[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]}} {{free access}}
* {{статья|автор= Лукаш В. Н., Михеева Е. В. |ссылка= http://ufn.ru/ru/articles/2007/9/h/ |заглавие= Тёмная материя: от начальных условий до образования структуры Вселенной |издание=[[Успехи физических наук]] |год= 2007 |том= 177 |страницы= 1023—1028 |язык= ru |издательство= [[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]}} {{free access}}
* {{статья|автор= Левин А. |ссылка= http://www.popmech.ru/magazine/2014/140-issue/ |заглавие= Дело ясное, что дело тёмное |издание= [[Популярная механика]] |номер= 6 |год= 2014 |страницы= 36—40}}
* {{статья|автор= Засов А.В., Сабурова А.С., Хоперсков А.В., Хоперсков С.А. |ссылка= http://ufn.ru/ru/articles/2017/1/b/|заглавие= Тёмная материя в галактиках |издание=[[Успехи физических наук]] |год= 2017 |том= 187 |страницы= 3—44 |язык= ru |издательство= [[Физический институт имени П. Н. Лебедева РАН|Российская академия наук]]}} {{free access}}
* {{статья|заглавие= Insight: Dark Matter |ссылка= http://www.nature.com/nphys/insight/dark-matter/index.html |издание= [[Nature Physics]] & Nature Astronomy |год= 2017 |том= 13/1 |номер= 3 |страницы= |язык=en}}
* {{статья|автор= Bertone G., Tait T. M. P. |заглавие= A new era in the search for dark matter |издание= [[Nature]] |год= 2018 |том= 562 |страницы= 51—56 |doi= 10.1038/s41586-018-0542-z |язык=en}}
* {{Статья|автор=Bertone G., Hooper D. |заглавие=History of dark matter|язык=en|издание=[[Reviews of Modern Physics]]|год=2018 |том=90 |выпуск=|номер=4 |страницы=045002|issn=0034-6861, 1539-0756|doi=10.1103/RevModPhys.90.045002|arxiv=1605.04909|ссылка=https://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept16/Bertone/Bertone_contents.html|ref=Bertone}}
{{refend}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
}}
* [https://web.archive.org/web/20140116141717/http://discovery-world.ru/video/skvoz-krotovuyu-noru-s-morganom-frimenom-za-predelami-temnoty-1-sezon-1-ceriya/5158 «За пределами тьмы»] из цикла [[Сквозь кротовую нору с Морганом Фрименом]]
* ''[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А.]]'' [http://www.vesti.ru/videos?vid=302858&cid=1000 «Новые формы материи во Вселенной, ч. 1» — Тёмная масса и тёмная энергия]
* {{cite web|author=Merrifield Mike, Copeland Ed, Gray Meghan |title=Dark Matter |url=http://www.sixtysymbols.com/videos/darkmatter.htm |website=Sixty Symbols|editor=Haran, Brady |publisher=[[University of Nottingham]] |date=2010}}
* {{статья |автор=Carmeli O. |заглавие=The physicist who denies that dark matter exists |ссылка=http://cosmos.nautil.us/short/144/the-physicist-who-denies-that-dark-matter-exists |издание=Cosmos on Nautilus |год=2017 |число=27 |месяц=2}}
{{вс}}
{{Классификации частиц}}
{{Космология}}
{{За пределами Стандартной модели}}

[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Тёмная материя|*]]
[[Категория:Гипотезы]]
[[Категория:Астрономические гипотезы]]
[[Категория:Космология]]
[[Категория:Нерешённые проблемы астрономии]]
[[Категория:Физика за пределами Стандартной модели]]
[[Категория:Теоретическая физика]]
[[Категория:Космомикрофизика]]