Первые доказательства существования темной материи появились в работах Ф. Цвикки (1933), исследовавшего динамику галактик в скоплении Кома. Оценка массы, основанная на наблюдаемом излучении, оказалась значительно меньше массы, необходимой для гравитационного удержания галактик в скоплении. Аналогичные расхождения были обнаружены позднее в кривых вращения спиральных галактик: скорость вращения звезд и газа на периферии оставалась практически постоянной, несмотря на удалённость от центра. Это противоречит законам Кеплера и указывает на наличие невидимой массы.
Моделирование кривых вращения галактик приводит к выводу о существовании т.н. гало темной материи — сферической структуры, простирающейся далеко за пределы видимой части галактики. В скоплениях галактик темная материя также доминирует по массе. Независимые подтверждения её присутствия приходят из гравитационного линзирования, в частности в наблюдениях скоплений, таких как “Пуля” (Bullet Cluster), где распределение массы, определённое по линзированию, не совпадает с распределением обычного вещества (горячего газа), зарегистрированного в рентгеновском диапазоне.
На основе данных по анизотропии реликтового излучения (WMAP, Planck), спектра барионных акустических осцилляций и других наблюдательных ограничений построена стандартная космологическая модель ΛCDM, согласно которой темная материя составляет около 26% общей плотности энергии во Вселенной. Это в пять раз больше, чем доля обычного (барионного) вещества. Однако темная материя не взаимодействует с электромагнитным излучением, а проявляет себя только через гравитацию.
Существуют определенные минимальные требования к физическим свойствам темной материи:
Эти условия исключают фотоны, нейтрино (в качестве основной компоненты), а также горячие газовые облака, как кандидатов на темную материю.
WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) — гипотетические массивные частицы, взаимодействующие только гравитационно и слабо. Наиболее популярный кандидат в рамках моделей сверхсимметрии (например, нейтралино). Предсказываются теоретическими расширениями Стандартной модели, такими как MSSM. Их массу предполагают в диапазоне от десятков до тысяч ГэВ.
АКО (axion-like particles) — легкие псевдоскалярные частицы, возникающие в теории Печея–Куинна как решение проблемы сильного CP-нарушения. Аксионы могут конденсироваться в холодную компоненту и формировать т.н. аксионную темную материю.
Sterile neutrinos — нейтрино, не участвующие в слабом взаимодействии. Могут быть кандидатом на т.н. теплую темную материю.
Прямые поиски включают регистрацию редких столкновений частиц темной материи с ядрами в детекторах, расположенных глубоко под землёй (например, XENON, LUX, PandaX). Порог чувствительности определяется уровнем фонового шума и массой детектора.
Непрямые поиски ориентированы на регистрацию продуктов аннигиляции или распада темной материи (фотоны, позитроны, нейтрино). Инструменты: Fermi-LAT, AMS-02, IceCube.
Коллайдерные поиски — на Большом адронном коллайдере проводят эксперименты, ищущие события с отсутствием энергии (missing energy), что может указывать на производство слабо взаимодействующих частиц.
Темная энергия была введена как объяснение наблюдаемого ускоренного расширения Вселенной, открытого в 1998 году на основе наблюдений сверхновых типа Ia. Эти звезды служат стандартными свечами, позволяющими определять расстояния до удалённых галактик. Дальнейший анализ космологических наблюдений (CMB, крупномасштабная структура, спектры галактик) подтвердил, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется.
Простейшее объяснение тёмной энергии — введение в уравнения Эйнштейна космологической постоянной Λ. Она соответствует постоянной плотности энергии вакуума. Такая модель хорошо согласуется с наблюдениями, однако приводит к проблеме постоянной Λ: теоретическая оценка вакуумной энергии из квантовой теории поля на 120 порядков выше наблюдаемого значения.
Квинтэссенция — динамическое скалярное поле с потенциалом, определяющим его эволюцию во времени. Может менять свою плотность с течением времени. В отличие от Λ, квинтэссенция имеет параметры состояния, отличные от -1.
Фантомные поля — модели с параметром состояния меньше -1. Такие теории часто нестабильны, приводят к т.н. “Большому разрыву” (Big Rip).
Модифицированные гравитационные теории — попытка объяснить ускоренное расширение через изменение самого закона гравитации на больших масштабах. Примеры: f(R)-гравитация, теория Бранса-Дикке, теории на основе экрана Двали–Габададзе–Поррати (DGP).
Темная энергия, согласно ΛCDM, составляет около 69% общей плотности энергии Вселенной. Её эффект описывается параметром состояния w = p/ρ, который в случае космологической постоянной равен -1. Точные измерения этого параметра и его возможной эволюции являются ключевыми задачами современной космологии.
Современные эксперименты и миссии, такие как Euclid, DESI, Rubin Observatory и Roman Space Telescope, нацелены на уточнение параметров темной энергии и проверку модели ΛCDM.
Некоторые модели предполагают наличие взаимодействия между темной материей и темной энергией, что может проявляться в изменении параметров роста структур или отклонениях в законе Хаббла. Такие взаимодействия могли бы решить некоторые внутренние напряжённости ΛCDM (например, расхождение в измерениях постоянной Хаббла — H₀).
Однако однозначных экспериментальных подтверждений этим взаимодействиям пока нет. Большинство моделей по-прежнему рассматривают темную материю и темную энергию как независимые компоненты.
Темная материя и темная энергия остаются ключевыми загадками современной физики, определяя более 95% состава Вселенной. Их изучение требует сочетания высокоточных астрофизических наблюдений, экспериментов на коллайдерах и развития фундаментальной теории, выходящей за рамки Стандартной модели.