Одним из наиболее ранних и убедительных свидетельств в пользу существования тёмной материи стали наблюдения за кривыми вращения спиральных галактик. Согласно ньютоновской динамике и известному распределению светящейся материи, орбитальные скорости звёзд на периферии галактик должны убывать с расстоянием от центра. Однако астрономические наблюдения, начиная с работ Веры Рубин и Кента Форда, показали, что скорость вращения остаётся почти постоянной даже на больших расстояниях от центра галактики.
Это противоречие между наблюдаемой кривой вращения и расчётами на основе видимой массы может быть устранено, если предположить, что вокруг галактик существует массивное гало, состоящее из невидимой, неиспускающей электромагнитного излучения материи — тёмной материи. Моделирование показывает, что такое гало должно содержать в несколько раз больше массы, чем светящаяся часть галактики.
Наблюдения скоплений галактик предоставляют дополнительные свидетельства существования тёмной материи. В 1930-х годах Фриц Цвикки, исследуя скопление Кома, обнаружил, что скорости движения галактик внутри скопления значительно превышают значения, ожидаемые на основе гравитационного воздействия видимой массы. Используя теорему вириала, Цвикки заключил, что масса скопления должна быть как минимум в 10 раз больше, чем та, которую можно объяснить светящейся материей. Этот эффект получил название “проблема скрытой массы” или “парадокс Цвикки”.
Аналогичные оценки массы скоплений можно получить на основе:
Все эти методы согласуются в том, что масса скопления значительно превышает массу, заключённую в видимой материи, что указывает на преобладание невидимой компоненты — тёмной материи.
Структура анизотропий космического микроволнового фонового излучения, наблюдаемого спутниками COBE, WMAP и Planck, даёт важные космологические ограничения на плотность различных компонент Вселенной. Подробный спектральный анализ флуктуаций температуры КМФИ позволяет определить параметры ΛCDM-модели, включающей вклад тёмной материи.
Особенности спектра — в частности, относительные амплитуды акустических пиков — чувствительны к плотности как барионной, так и холодной тёмной материи. Современные измерения (например, по данным Planck 2018 года) показывают, что тёмная материя составляет около 26–27% общей плотности энергии Вселенной, тогда как обычная барионная материя — лишь около 4–5%.
Гравитационное линзирование — искривление света от удалённых объектов массивными гравитационными полями — является мощным инструментом для исследования распределения массы, включая тёмную компоненту. Как слабое, так и сильное линзирование позволяет картировать распределение массы независимо от её светимости.
Сравнение распределения массы, полученного методом линзирования, с картами светимости показывает, что большая часть массы не связана с наблюдаемыми галактиками и звёздами. Особенно наглядны в этом контексте карты линзирования в скоплениях галактик, таких как Abell 1689 и MACS J0025.
Одним из самых впечатляющих подтверждений существования тёмной материи являются наблюдения слияния скоплений галактик, особенно системы “Пуля”. В этом объекте наблюдаются два сталкивающихся скопления, в которых распределение массы, определённое по гравитационному линзированию, не совпадает с распределением барионной массы, наблюдаемой в рентгеновском диапазоне.
В момент столкновения горячий межгалактический газ (основная часть барионной массы скопления) тормозится и скапливается в центре, в то время как тёмная материя, не взаимодействующая электромагнитно, продолжает двигаться почти не заторможено. Таким образом, пики распределения массы, определённые по линзированию, находятся в стороне от рентгеновского излучения, что прямо указывает на существование невидимой, но гравитационно взаимодействующей компоненты.
Современные модели формирования структуры Вселенной требуют наличия холодной тёмной материи (CDM), чтобы объяснить рост флуктуаций плотности и образование галактик и скоплений. Без тёмной материи барионные флуктуации, начавшие коллапсировать только после рекомбинации, не смогли бы образовать наблюдаемые крупномасштабные структуры за время, прошедшее с Большого взрыва.
Численные симуляции, такие как Millennium Simulation, показывают, что только при наличии CDM удаётся воспроизвести наблюдаемое распределение галактик, филоментную структуру Вселенной и функции корреляции плотности. Тёплая или горячая тёмная материя (например, нейтрино) не в состоянии обеспечить образование мелкомасштабных структур в нужных временных рамках.
Дополнительные свидетельства тёмной материи получают из анализа движения спутниковых галактик вокруг крупных систем, как, например, спутников Млечного Пути или Андромеды. Их орбитальная динамика указывает на присутствие массивных тёмных гало, простирающихся далеко за видимый диск галактик.
Также важными являются тонкие возмущения, такие как колебания звёздных потоков или динамика тонких структур в гало. Эти явления позволяют исследовать распределение тёмной материи с высокой точностью.
Хотя были предложены альтернативные объяснения, например, модифицированные теории гравитации (MOND, TeVeS), способные частично объяснить плоские кривые вращения без привлечения тёмной материи, они не справляются с воспроизведением всей совокупности данных: поведения скоплений, КМФИ, Bullet Cluster и линзирования. Поэтому большинство научного сообщества считает, что существование тёмной материи — наиболее экономичное и универсальное объяснение совокупности астрофизических наблюдений.
Космологическая модель ΛCDM вводит безразмерный параметр плотности Ω для описания долей различных компонентов Вселенной. Согласно последним наблюдениям:
Таким образом, тёмная материя составляет около 85% всей материи во Вселенной.
В совокупности данные по кривым вращения, кинематике скоплений, реликтовому излучению, линзированию и моделям структурообразования указывают на необходимость включения в модель Вселенной массивного, невидимого компонента, которая:
Поиск природы этой компоненты остаётся одной из важнейших задач современной астрофизики и физики элементарных частиц.