Правильные ли вопросы мы задаём о тёмной материи?

Главный вопрос, который чаще всего задают о тёмной материи, — существует ли она? Но с точки зрения астрофизики мы уже давно перешли к следующему этапу.

Итан Сигел 21 октября 2026

Ключевые тезисы:

• С момента появления в 1930-х годах первой идеи, тёмная материя нередко подвергалась скепсису и насмешкам, многие пытались объяснить её, модифицируя теорию гравитации, либо предполагая дополнительное количество невидимой обычной материи.

• Однако эти подходы совершенно не работают, особенно при сопоставлении с полным набором наблюдаемых данных. Несмотря на отсутствие прямого обнаружения, астрофизики в подавляющем большинстве уверены в том, что тёмная материя действительно существует.

• Вопрос, который задаёт большинство астрофизиков, заключается не в том, существует ли тёмная материя, а в том, каковы свойства тёмной материи и как мы можем использовать данные наблюдаемой нами Вселенной, чтобы ответить на этот вопрос. Вот где мы находимся сегодня.

Всякий раз, когда речь заходит о тёмной материи, самый частый вопрос, которым задаются люди, таков:

действительно ли это загадочное гипотетическое вещество существует и действительно ли оно столь безраздельно доминирует во всей материи нашей Вселенной, как утверждают его сторонники?

Некоторые отстаивают позицию, согласно которой тёмная материя не существует, а Вселенную удерживает вместе большое количество невидимой обычной материи. Другие отстаивают сценарий, в котором присутствует лишь «нормальное» количество обычной материи, а вместо тёмной материи, обеспечивающей необходимое гравитационное «склеивание» структур, предлагают модифицированные законы гравитации.

Однако сторонники двух упомянутых выше гипотез представляют собой крайне малочисленное меньшинство среди работающих учёных, группу скептиков, чьи утверждения неспособны объяснить подавляющее большинство доказательств. Существование тёмной материи признаётся большинством астрофизиков и космологов, работающих с реальной Вселенной, такой, какой мы её наблюдаем. Все предлагаемые альтернативы не соответствуют имеющимся наблюдениям без привлечения той или иной формы тёмной материи или чего-то, что ведёт себя идентично ей.

Вместо того чтобы спорить о существовании или несуществовании тёмной материи, научное сообщество преимущественно уже перешло к следующему этапу: к попытке охарактеризовать тёмную материю и выяснить, какой её тип или разновидность действительно существует в нашей Вселенной. Вот история с переднего края науки, которую хотелось бы донести до читателей.

Важно понимать, что в пользу существования тёмной материи накоплен огромный массив данных наблюдений, и ни одна альтернатива не способна объяснить эти данные столь же хорошо, как теория тёмной материи.

• Существует первичный нуклеосинтез (нуклеосинтез Большого взрыва) и известная распространённость лёгких элементов, которые говорят нам, что ровно 4,9% нашей Вселенной по энергии составляет обычная материя, и не более того.

• Существуют паттерны флуктуаций в реликтовом излучении (космическом микроволновом фоновом излучении, КМФИ), которые показывают отношение тёмной материи к обычной материи 5 к 1 и определяют Вселенную, состоящую примерно на 27% из тёмной материи и лишь на 5% из обычной материи.

• Существуют данные о крупномасштабном распределении материи во Вселенной, а также признак барионных акустических осцилляций в этой крупномасштабной структуре, которые выявляют то же самое отношение тёмной материи к обычной: 5 к 1.

• Существуют гравитационные линзы, которые выявляют полные массы галактик и скоплений и показывают, что они значительно, значительно больше (примерно в 5–6 раз), чем если бы в них содержалась одна лишь обычная материя.

• Существуют сталкивающиеся скопления галактик, которые ясно демонстрируют разделение между распределением обычной материи и горячего рентгеновского газа и общим гравитационным эффектом, который, как считается, обусловлен в первую очередь тёмной материей.

И существует множество других линий доказательств, которые подтверждают существование тёмной материи, поскольку только этот дополнительный компонент Вселенной способен удовлетворительно объяснить их все. Конечно, мы не обнаружили напрямую элементарную частицу, ответственную за тёмную материю (при условии, что она существует), но нет никаких гарантий, что нам удастся это сделать даже в принципе. Наблюдаемые данные, хотя и являются косвенными, всё же достаточно убедительны, чтобы убедить всех, кроме самых ярых скептиков, в том, что тёмная материя действительно существует.

Следующий шаг — попытаться использовать все имеющиеся в нашем распоряжении астрофизические инструменты, чтобы определить, какой тип тёмной материи существует в нашей Вселенной. Эта тёмная материя должна была присутствовать на очень ранних этапах космической истории: по крайней мере на стадии первичной плазмы горячего Большого взрыва, иначе она не оставила бы отпечатка в реликтовом излучении и крупномасштабной структуре так, как указывают наблюдения. На тех ранних этапах тёмная материя должна была обладать начальной энергией (формой кинетической энергии), а также массой. Астрофизики обычно делят тёмную материю на три возможные категории в зависимости от соотношения её кинетической энергии и массы покоя.

1. Горячая: это тёмная материя с малой массой, но высокой кинетической энергией, то есть тип тёмной материи, который двигался релятивистски, или со скоростью, близкой к скорости света, на протяжении большей части космической истории. Это подавило бы формирование мелкомасштабных структур и привело бы к более пологим гравитационным потенциальным ямам на малых космических масштабах.

2. Тёплая: это тёмная материя с умеренным количеством начальной кинетической энергии относительно её массы, которая двигалась релятивистски на ранних этапах, но затем охладилась и стала двигаться нерелятивистски в промежуточные периоды. Это привело бы к более крутым гравитационным потенциальным ямам на малых масштабах, чем в сценариях с горячей тёмной материей, но к более пологим гало тёмной материи, чем если бы тёмная материя была нерелятивистской, то есть холодной.

3. Холодная: это тёмная материя, которая либо была очень массивной, так что её кинетическая энергия была незначительна на ранних этапах, либо тёмная материя, которая была лёгкой, но родилась нерелятивистской, благодаря чему она могла скучиваться и образовывать скопления даже на ранних этапах. Это приводит к самым крутым гравитационным потенциальным ямам, причём даже на малых космических масштабах.

Различие между этими тремя сценариями наиболее ярко проявляется в крупномасштабной структуре космической паутины.

Уже только по данным о распределении материи мы можем исключить сценарии с горячей тёмной материей, а также большую часть сценариев с тёплой тёмной материей. Но существуют ещё более эффективные способы не только различить горячую, тёплую и холодную тёмную материю друг от друга, но и исследовать некоторые очень детальные свойства тёмной материи, которые проявляются на космологическом уровне модельно-зависимым образом.

Конечно, большинство симуляций делают самое простое из всех возможных предположений: что тёмная материя является холодной, не испытывающей столкновений, не имеющей давления сущностью, которая взаимодействует только гравитационно и не имеет (или имеет пренебрежимо малое) взаимодействие с самой собой и с обычной материей. Это своего рода версия тёмной материи в виде «сферической коровы»: когда вы делаете грубые, упрощённые, даже нефизические предположения, просто чтобы получить самое элементарное приближение к ответу.

Симуляции такого типа сформировали базовый каркас нашего представления о гало тёмной материи: больших сфероидальных распределениях тёмной материи, которые невероятно разрежены и «пушисты». Гало тёмной материи, в самом широком смысле, имеют профиль плотности, и некоторые распространённые профили, возникающие в симуляциях такого типа, — это профиль Наварро-Френка-Уайта ( профиль НФУ, NFW), профиль Мура (в честь Бена Мура) и изотермический профиль, который предполагает наличие некоторого типа взаимодействия, в отличие от более типичных сценариев невзаимодействующей холодной тёмной материи.

Но история на этом не заканчивается. Обычно мы предполагаем, что Вселенная на самых ранних этапах находилась в приближённом состоянии, называемом тепловым равновесием: когда каждая присутствующая частица обладала столь большой кинетической энергией и когда в столь малом объёме пространства было так много частиц столь высокой плотности, что столкновения были весьма частыми. При каждом столкновении происходит передача энергии между сталкивающимися частицами. Очень быстро частицы приобретают то же распределение энергии, что и все остальные частицы вокруг них, даже между различными видами частиц.

Если это справедливо и для тёмной материи, то даже если тёмная материя холодная, на ней должен быть отпечатан тот же начальный спектр флуктуаций плотности на всех космических масштабах, который наследуют все остальные частицы: как реликт космической инфляции, которая подготовила и породила наш Большой взрыв. Это означает, что в зависимости от массы тёмной материи и момента времени, когда она выходит из теплового равновесия с первичной плазмой (то есть перестаёт взаимодействовать и сталкиваться), это будет не просто плавно изменяющийся профиль плотности гало тёмной материи, окружающего галактики, а распределение гало всех различных размеров и масс, встроенных в каждое большое гало тёмной материи.

Другими словами, каждое гало будет содержать большое число меньших гало с меньшими массами, встроенных в него: океан сложной субструктуры тёмной материи внутри каждого крупного гало тёмной материи.

Итак, как мы можем исследовать эти гало тёмной материи на предмет субструктуры? Как мы можем использовать наблюдения, которые мы действительно можем провести, реальные индикаторы, которые действительно существуют в нашей Вселенной, чтобы определить такие вещи, как глубина потенциальных ям в гало тёмной материи, наличие и распределение масс субструктуры тёмной материи, а также построить карту профилей плотности массивных гало, окружающих галактики и скопления галактик?

Оказывается, существует четыре основных метода, и множество исследователей работает над использованием всех четырёх, чтобы попытаться ответить на эти вопросы. Если мы сможем получить достаточно хорошие ответы, мы сможем исключить сценарии тёмной материи, не соответствующие данным, и одновременно получить представление о том, какие модели тёмной материи (и какие космологические симуляции на основе этих моделей) подтверждаются наблюдениями реальной Вселенной.

1) Лайман-альфа лес. Когда у нас есть далёкие источники очень яркого света, такие как квазар, активное галактическое ядро или чрезвычайно яркая галактика, этот свет не просто летит через Вселенную к нашим глазам. Вместо этого он проходит через всю промежуточную материю на пути от источника к нам: облака газа, галактики большие и малые и даже, возможно, «тёмные объекты», содержащие материю, но не имеющие звёзд. Каждый раз, когда на пути встречается любая материя, при условии наличия в ней нейтральных атомов, часть этого света на очень определённых длинах волн (включая переход между двумя низшими энергетическими уровнями водорода) будет поглощена.

Это приводит к явлению, известному как Лайман-альфа лес (Lyman-α forest): «лес» линий, где каждое облако газа отвечает за одну из линий поглощения, представляющую одно «дерево» в этом лесу. Уже сейчас Лайман-альфа лес обеспечивает наиболее сильные ограничения на сценарии с горячей и тёплой тёмной материей в современной Вселенной, а глубина каждой линии на каждом конкретном расстоянии помогает нам понять, как мелкомасштабная и среднемасштабная структура, формируемая тёмной материей, растёт и эволюционирует на протяжении космической истории. Этот метод, несомненно, продолжит приносить плоды, когда новые широкоугольные обсерватории, такие как «Вера Рубин», «Евклид», SPHEREx и «Нэнси Роман», начнут собирать данные.

2) Внутрикластерный свет. Скопления галактик — одни из самых хаотичных сред во всей Вселенной, с тысячами крупных галактик, квадриллионами солнечных масс материи, миллионами шаровых скоплений и самыми гигантскими, огромными, массивными и протяжёнными гало тёмной материи, встречающимися где-либо в космосе. Однако внутри этих гигантских гало находится огромное число меньших субгало, не только вокруг каждой отдельной галактики, но и на ещё меньших масштабах. Когда обычная материя поглощается из малых галактик более крупными, или затягивается в гигантские эллиптические галактики, или «каннибализируется» более крупными соседями, исходные гало тёмной материи сохраняются.

И когда звёзды вырываются из галактик или образуются в результате приливных взаимодействий в межгалактической (но внутрикластерной) среде, они в конечном счёте, на достаточно длительных временных масштабах, начинают следовать общему распределению материи внутри скопления и прослеживать его.

Это означает, что внутрикластерный свет, который мы наблюдаем в скоплениях, на самом деле является индикатором тёмной материи: как общего внутреннего распределения тёмной материи, включая её профиль плотности, так и различных субгало тёмной материи, существующих во внутрикластерной среде. Измерение света даёт нам средства и возможность проследить тёмную материю, а прослеживание тёмной материи с большим пространственным разрешением и до более слабых уровней яркости означает, что мы можем получить представление о субструктуре тёмной материи внутри этих космических гигантов. Если мы сможем исследовать эти скопления на больших расстояниях, мы, возможно, даже поймём, как распределения гало и субгало тёмной материи эволюционируют на протяжении космического времени.

3) Использование сильного гравитационного линзирования в чрезвычайно чувствительных конфигурациях. В общей теории относительности Эйнштейна сгустки материи и энергии не просто искривляют пространство-время, они могут заставить его действовать как линза: искажать свет от фоновых объектов, находящихся за ней. Хотя слабые эффекты включают изменение формы и положения видимого изображения фоновых объектов, правильная геометрическая конфигурация в сочетании с правильным распределением массы могут привести к экстремальным эффектам: растяжению и усилению фоновых источников, а в некоторых случаях — к появлению множественных изображений, когда несколько отдельных траекторий света приводят к тому, что свет от фонового источника приходит к нашим глазам по разным путям.

Некоторые из самых впечатляющих примеров гравитационного линзирования — это системы с четырёхкратным линзированием, также известные как конфигурация креста Эйнштейна. Эти четверные линзы, в частности, чувствительны не только к общей массе и профилю плотности материи переднего плана, действующей как линза, но и даже к малым возмущениям, вызванным субструктурой тёмной материи внутри этих объектов. С продолжающимися крупными обзорами на высоком разрешении число четверных линз, как ожидается, резко возрастёт, а вместе с ним и наше понимание субструктуры тёмной материи в галактиках и скоплениях галактик, что бы ни выступало в роли гравитационной линзы с четырьмя множественными изображениями в этих крестообразных конфигурациях позади неё.

4) Использование звёздных потоков для реконструкции гравитации сред, которые их создали. Здесь, в нашем собственном Млечном Пути, есть не только звёзды, расположенные в диске нашей галактики, в центральном балдже и более диффузно в гало нашей галактики. У нас также есть шаровые скопления и галактики-спутники, некоторые из них находятся в процессе приливного разрушения и/или разрывания взаимодействиями с самим Млечным Путём. Когда приливные взаимодействия достаточно сильны — то есть когда разница в гравитационной силе, действующей на «ближнюю часть» и «дальнюю часть» объекта, достаточно велика, целая галактика или шаровое скопление может быть разрушена и растянута в поток звёзд, проходящий через или вокруг более крупной родительской галактики: в нашем случае — Млечного Пути.

Оказывается, что эти звёздные потоки, если мы посмотрим на их детальные свойства, невероятно зависят от распределения тёмной материи в галактике, которая разорвала их родительские тела! Когда присутствует множество потоков и когда они находятся на разных расстояниях от центра галактики, они могут дать представление о том, как распределение тёмной материи в галактике изменяется с расстоянием, а также о том, какая масса заключена в этих сгустках внутри меньших гало, встроенных в основное. Фактически, недавнее открытие в 2026 году первого звёздного потока шарового скопления за пределами Млечного Пути даёт нам надежду, что крупные детальные обзоры превратят это в метод космологической реконструкции присутствия субструктуры тёмной материи на галактических масштабах самых разных типов.

Возможно, всё ещё модно возвращаться к старым дебатам о том, существует ли тёмная материя на самом деле, но в действительности этот вопрос был решён десятилетия назад и уже давно перестал представлять общий научный интерес для работающих в этой области. Вместо этого сейчас передний край науки сосредоточен на том, как мы можем использовать непосредственно наблюдаемые величины, чтобы получить представление о природе, разновидности и свойствах тёмной материи и увидеть, какие модели проходят (а какие не проходят) эти различные космические тесты. По мере поступления лучших данных от нашего текущего поколения передовых обсерваторий мы должны будем понять природу тёмной материи лучше, чем когда-либо прежде, приближаясь к точному определению того, чем она может и чем не может быть, даже при отсутствии её прямого обнаружения в лабораторном эксперименте.

5 неоспоримых фактов о существовании тёмной материи

Тёмную материю никогда не регистрировали напрямую, но астрономические свидетельства её существования неопровержимы. Вот что нужно знать.

Итан Сигел, 23 октября 2025

Ключевые тезисы:

• Несмотря на все звёзды, галактики, газ, пыль и прочее, что присутствует во Вселенной, вся «обычная материя», состоящая из атомов, составляет лишь 5% от полной энергии того, что там находится.

• Остальное состоит из тёмной материи (27%) и тёмной энергии (68%), при этом тёмная материя отвечает за всё: от крупномасштабной структуры Вселенной до того, как галактики и скопления галактик удерживаются вместе.

• Многие часто задавались вопросом: можно ли просто модифицировать нашу теорию гравитации, чтобы полностью отказаться от концепции тёмной материи? Но ответ — нет, если мы хотим одновременно объяснить все эти пять ключевых доказательств.

То и дело сторонники маргинальных теорий — тех, которые не так хорошо согласуются с доказательствами, как общепринятая теория, делают всё возможное, чтобы вдохнуть в них новую жизнь. Иногда появляются новые данные, которые на законных основаниях бросают вызов мейнстримной теории и требуют переоценки ранее отвергнутых альтернатив. Иногда неожиданный набор наблюдений поддерживает когда-то дискредитированную теорию, возвращая её на передний план. А бывает и так, что к возвышению нонконформистской точки зрения приводят не новые данные, а ложный нарратив: недобросовестные аргументы, справедливо отвергнутые представителями научного мейнстрима, внезапно находят отклик либо у нового поколения неопытных людей, либо у дилетантов, которые не сталкивались с широким спектром общепринятых фактов, поддерживающих консенсусную позицию.

Если у вас нет необходимого опыта, чтобы диагностировать, насколько точно и полно преподносится информация, отличить эти сценарии друг от друга практически невозможно. За последние несколько лет эти недобросовестные аргументы становились всё более и более популярными. Один из примеров: известный физик-нонконформист, который предположил в статьях и видео, что ситуация вокруг тёмной материи изменилась и что версия модифицированной гравитации теперь заслуживает равного рассмотрения. Совсем недавно другой видный физик выступил с аналогичным сомнительным заявлением о несуществовании тёмной материи.

Однако, если вы не собираетесь игнорировать большую часть космических доказательств, которые у нас уже есть, вы обнаружите, что эти утверждения просто не соответствуют действительности. Вот пять фактов о тёмной материи, которые помогут вам увидеть насквозь все эти ложные тезисы, выдвигаемые теми, кто хочет посеять необоснованные сомнения в отношении одной из главных загадок космологии.

1. Полное количество «обычной материи» во Вселенной известно однозначно.

Вы можете посмотреть на Вселенную — полную звёзд, галактик, газа, пыли, плазмы, чёрных дыр и многого другого, и задаться вопросом: нет ли там ещё «известной материи»? В конце концов, если существуют дополнительные гравитационные эффекты сверх того, что мы можем объяснить, возможно, за это отвечает просто какая-то невидимая масса. Эта идея «обычной материи, которая просто тёмная» была одной из главных причин, мешавших признанию тёмной материи учёными в сфере космологии в середине и конце XX века.

В конце концов, во Вселенной предостаточно газа и плазмы, и можно представить, что если их достаточно много, нам вообще не понадобится какой-то принципиально новый тип материи. Возможно, если бы нейтрино были достаточно массивными, они могли бы компенсировать эту часть недостающего энергетического бюджета. Или, может быть, если Вселенная родилась с избытком материи, и часть её сколлапсировала, образовав чёрные дыры на ранних этапах, это могло бы решить наблюдаемое космическое несоответствие.

Но ни одно из этих предположений сейчас недействительно, так как полное количество обычной материи во Вселенной однозначно известно: это всего 4,9% от критической плотности, с неопределённостью всего ±0,1%.

Ключевым наблюдаемым ограничением является видимая нами распространённость лёгких элементов:

• водорода,

• дейтерия,

• гелия-3,

• гелия-4

• и лития-7.

В первые несколько минут горячего Большого взрыва эти лёгкие элементы были синтезированы в ядерном горниле ранней Вселенной, когда условия были достаточно горячими и плотными, чтобы обеспечить протекание ключевых реакций ядерного синтеза между лёгкими ядрами.

Количество каждого элемента, которое мы получаем, сильно зависит от того, сколько всего обычной материи было в те ранние моменты, и, в частности, зависит от одного параметра: отношения числа барионов к числу фотонов. Именно этот параметр определяет предсказываемую распространённость, и, поскольку мы измерили плотность реликтового излучения Большого взрыва, измерение распространённости лёгких элементов может очень чётко указать нам, какова барионная плотность Вселенной.

На сегодняшний день эти значения распространённости были определены напрямую с помощью спектроскопических измерений газовых облаков, а также косвенно: путём детальных наблюдений реликтового излучения. Оба типа измерений указывают на одну и ту же картину: ту, в которой 4,9% ± 0,1% энергии Вселенной находится в форме обычной материи.

Это говорит нам о том, что чёрные дыры, образовавшиеся из барионов, не могут составлять значительную долю тёмной материи. Мы знаем, как первичный нуклеосинтез зависит от нейтрино, и разрешены только три их типа: электронное, мюонное и тау-нейтрино, поэтому нейтрино тоже не могут быть тёмной материей. На самом деле, ничто в Стандартной модели не справится с этой задачей. И этот ключевой факт нельзя оспорить: учитывая то количество обычной материи, которое мы определили, должен существовать новый тип фундаментального ингредиента, чтобы согласовываться с нашими космологическими наблюдениями. Мы называем этот ингредиент «тёмной материей», и он должен существовать.

2. Мы не сможем объяснить ни реликтовое излучение, ни крупномасштабную структуру Вселенной без тёмной материи.

Представим себе Вселенную на самых ранних этапах: горячую, плотную, почти идеально однородную, которая при этом расширяется и остывает. Некоторые области, родившиеся с чуть большей плотностью, чем другие, начнут преимущественно притягивать к себе материю, пытаясь расти гравитационно. Поскольку гравитация всегда притягивает, именно самые плотные начальные области будут преимущественно втягивать в себя всё больше и больше окружающей материи.

По мере того, как гравитация вступает в игру, плотность, как и следовало ожидать, начинает увеличиваться. Однако это имеет и другой эффект: давление излучения внутри также возрастает. Этот рост на ранних этапах не может продолжаться вечно, так как излучение переносит много энергии и оказывает значительное давление. В конце концов гравитационный рост плотности приводит к тому, что плотность достигает пика, что вызывает излучение фотонов из этой области, что, в свою очередь, приводит к падению плотности.

По прошествии времени более крупные области могут начинать расти, в то время как более мелкие области коллапсируют, затем разрежаются, затем снова коллапсируют и т.д., совершая колебательные движения. Такое поведение приведёт к спектру температурных неоднородностей в реликтовом излучении Большого взрыва и в конечном итоге сформирует зародыши структур, которые вырастут в звёзды, галактики и космическую паутину. Но мы получим другое поведение как в части реликтового излучения, так и в крупномасштабной структуре Вселенной, в зависимости от того, есть ли у нас и тёмная, и обычная материя, или только обычная материя.

Причина, по которой эти два сценария (с тёмной материей и без неё) создают два разных спектра температурных флуктуаций, заключается в том, что физика в этих двух случаях различна. Конечно, у них есть общие черты:

• Тёмная и обычная материя обладают гравитацией.

• Увеличение их плотности приводит к увеличению давления излучения.

• И излучение вытекает из области с избыточной плотностью, независимо от того, состоит ли она из обычной материи, тёмной материи или из обеих.

Но обычная материя сталкивается с другой обычной материей и взаимодействует с фотонами, в то время как тёмная материя для всего этого невидима: она не сталкивается, не слипается и не обменивается энергией с обычной материей или фотонами. В результате во Вселенной с тёмной материей наблюдается вдвое большее количество пиков и спадов флуктуаций как в спектре реликтового излучения, так и в спектре мощности крупномасштабной структуры, чем во Вселенной, состоящей только из обычной материи.

Однозначно и недвусмысленно можно сказать: тёмная материя необходима. В частности, эта тёмная материя должна быть холодной, не сталкивающейся (по крайней мере, с обычной материей и фотонами, хотя она потенциально может сталкиваться сама с собой) и невидимой для электромагнитного излучения. Иными словами, это не может быть обычная материя и, более того, это не может быть никакая частица, входящая в Стандартную модель. Если хотите повысить уровень своего скептицизма, обращайте внимание на нонконформистские статьи, которые пытаются объяснить либо реликтовое излучение, либо спектр мощности материи без тёмной материи; скорее всего, они добавляют что-то (например, массивное нейтрино, стерильное нейтрино или дополнительное поле со специально настроенной связью), что функционирует неотличимо от того, как вела бы себя тёмная материя.

3. Тёмная материя ведёт себя как частица, и это фундаментально отличается от того, что ведёт себя как поле.

Есть ещё один недобросовестный нарратив, который в последнее время продвигают те, кто хочет посеять сомнения относительно тёмной материи: поскольку частицы — это просто возбуждения квантовых полей, добавление нового квантового поля (или модификация гравитационного поля) может быть эквивалентно добавлению новых (тёмных) частиц. Это худший вид аргумента: тот, который содержит техническое зерно истины, но вводит в заблуждение относительно сути дела.

Суть в следующем: поля — это чрезвычайно общие сущности в физике, и они пронизывают всё пространство. Они могут быть однородными (одинаковыми везде) или комковатыми; они могут быть изотропными (одинаковыми во всех направлениях) или иметь выделенное направление; они могут быть связаны с определёнными другими секторами (т.е. иметь взаимодействия) или быть отделёнными от них (т.е. не взаимодействовать). Частицы, напротив, могут быть безмассовыми, и в этом случае они должны вести себя как излучение, или массивными, и тогда они должны вести себя как знакомые нам массивные частицы. Если мы имеем дело с системой массивных частиц, то эти частицы будут:

• собираться в сгустки (кучковаться),

• гравитировать,

• демонстрировать известные, понятные соотношения между кинетической и потенциальной энергией,

• иметь значимые свойства частиц, такие как сечения рассеяния, амплитуды рассеяния и константы связи,

• и вести себя в соответствии с (по крайней мере) ныне известными законами физики.

Именно по этим причинам, из-за всех свойств тёмной материи, которые мы смогли вывести исключительно из астрофизических наблюдений, мы заключаем, что тёмная материя имеет природу, подобную частицам. Это не значит, что она не может быть:

• жидкостью без давления,

• типом комковатой пыли,

• или что её сечение рассеяния должно быть равно нулю при любом взаимодействии, кроме гравитационного.

Однако это означает, что если вы попытаетесь заменить сценарий с частицами тёмной материи на поле, существуют ограничения на то, как это поле должно себя вести. В частности, поле, которым вы заменяете тёмную материю, должно вести себя с астрофизической точки зрения так, чтобы его нельзя было отличить от поведения большого набора массивных частиц.

Тёмная материя не обязана быть частицей, но говорить, что «она может быть полем так же легко, как и частицей», — значит упускать из виду главное: тёмная материя ведёт себя именно так, как мы ожидаем от популяции холодных, массивных, не рассеивающихся частиц. Вы можете сделать её полем, но только таким полем, которое неотличимо имитирует поведение частиц тёмной материи. Особенно на крупных космических масштабах, то есть на масштабах скоплений галактик (около ~10-20 миллионов световых лет) и больше, это поведение, подобное поведению частиц, можно заменить только полем, которое ведёт себя неотличимо от того, как вела бы себя тёмная материя, состоящая из частиц.

4. Реальные эффекты физики малых масштабов, такие как динамический разогрев, звездообразование и обратная связь, а также нелинейные эффекты, должны быть проработаны и учтены

Проблемы с тёмной материей (или, точнее, случаи, когда предсказания холодной, не сталкивающейся тёмной материи конфликтуют с наблюдениями), почти всегда возникают на малых космических масштабах: на масштабах отдельных галактик и меньше. Действительно, некоторые модификации теории гравитации могут лучше соответствовать многим наблюдениям на этих масштабах. Но здесь есть один неприятный момент: на этих малых масштабах существует весьма запутанная физика, с которой, как все согласны, ещё не до конца разобрались. Пока мы не сможем посчитать её должным образом, мы не сможем назвать подходы модифицированной гравитации или тёмной материи успешными или неудачными.

Это тяжёлая работа! Когда материя коллапсирует в центр массивного объекта, она:

• теряет угловой момент,

• нагревается,

• может запускать звездообразование,

• что приводит к ионизирующему излучению,

• которое выталкивает обычную материю из центра наружу,

• что гравитационно «разогревает» тёмную материю в центре,

  и всё это нужно рассчитать. Более того, мы рассматривали только простейший сценарий тёмной материи: чисто холодная и не сталкивающаяся, без внешних взаимодействий или самовоздействия. Конечно, мы могли бы модифицировать гравитацию в дополнение к холодной не стакливающейся тёмной материи, или могли бы спросить: «Какими свойствами взаимодействия могла бы обладать тёмная материя, чтобы привести к наблюдаемой нами мелкомасштабной структуре?» Эти подходы одинаково обоснованы, но оба требуют существования тёмной материи, называем мы её так или нет, и должны считаться с этими известными, реальными эффектами.

Важно, что наблюдения на отдельных галактиках не всегда отдают предпочтение модифицированной гравитации в противовес тёмной материи, и если мы попытаемся вывести свойства галактик только из распределения обычной материи, это срабатывает только для определённых подвидов существующих галактик, а не для каждого вида галактик, которые мы находим во Вселенной.

5. Мы должны объяснить весь комплекс космологических доказательств, иначе мы занимаемся выборочной подгонкой данных, а не нормальной наукой

Это важный момент, который нужно подчеркнуть: у нас есть многочисленные данные о Вселенной, и мы должны учитывать их все, когда делаем выводы. Это включает в себя следующие примеры:

• мы должны смотреть на все семь акустических пиков в реликтовом излучении, а не только на первые два,

• мы должны быть честны в отношении того, является ли альтернативная «сущность», которую мы добавляем (вместо тёмной материи), эквивалентной и неотличимой от тёмной материи,

• мы не должны модифицировать закон гравитации таким образом, чтобы объяснять мелкомасштабные особенности ценой неспособности объяснить крупномасштабные особенности, которые успешно объясняются тёмной материей,

• мы не должны выбирать статистически маловероятные исходы, которые могли произойти и произошли (поскольку не запрещены), в качестве «доказательства» того, что ведущая теория ошибочна (вспомните низкий квадруполь/октуполь в реликтовом излучении, на которые впустую потрачены годы),

• и мы не должны упрощать и искажать успехи ведущей теоретической идеи, которую желает вытеснить нонконформистский подход.

Нужно помнить, что для того, чтобы свергнуть и заменить старую научную идею, первое препятствие, которое нам нужно преодолеть, — это воспроизвести все успехи старой теории. Возможно, нам действительно понадобится новый закон гравитации для объяснения нашей Вселенной, но мы не можем сделать это, исключив необходимость тёмной материи.

Есть несколько очень важных моментов, которые мы никогда не должны забывать, когда речь заходит о вопросе тёмной материи и модифицированной гравитации как на малых, так и на больших масштабах. На самых крупных космических масштабах важны только гравитационные эффекты, и они представляют собой «самую чистую» астрофизическую лабораторию для проверки космологической физики. На меньших масштабах звёзды, газ, излучение, обратная связь и другие эффекты, возникающие из физики обычной материи, играют колоссальную роль, и симуляции, модели продолжают улучшаться. Мы ещё не достигли точки, где можем однозначно заниматься физикой малых масштабов, но физика крупных масштабов существует уже давно и решительно указывает путь к тёмной материи и прочь от всех подходов модифицированной гравитации, которые отличаются от подходов с тёмной материей.

Самый простой способ обмануть себя — сделать что-то, что даёт правильный ответ, не принимая во внимание весь комплекс факторов, которые должны играть роль. Получение правильного ответа по неправильной причине (особенно если мы можем проверить, что ответ верный), — это самый верный способ убедить себя, что мы напали на что-то крупное, даже если единственное, что мы увидели, представляет собой физические эффекты, которые мы не учли. Хотя мы и не знаем, нужно ли в конечном итоге модифицировать закон гравитации или нет, мы можем быть уверены, что когда речь заходит о материи в нашей Вселенной, около 85% её действительно является тёмной.

Эта статья была впервые опубликована в августе 2022 года. Обновлена в октябре 2025 года.