Тёмная материя: различия между версиями

'''Тёмная материямате́рия''' в [[астрономия|астрономии]] и [[Космология|космологии]], а также в теоретической физике — гипотетическая форма [[Материя (физика)|материи]], которая не испускает [[Электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]] и напрямую не взаимодействует с ним<ref>[http://kpfu.ru/news/astronomy-vpervye-39uvideli39-chasticy-kandidaty.html Астрономы впервые «увидели» частицы-кандидаты тёмной материи.]</ref>. Это свойство данной формы вещества затрудняет и, возможно, даже делает невозможным её прямое наблюдение.

В истории науки встречались ситуации, когда движение небесных тел неотклонялось подчинялосьот законамзаконов [[Небесная механика|небесной механики]]; как правило, это явление находило объяснение в существовании неизвестного материального тела (или нескольких тел). Именно так были открыты [[Открытие Нептуна|планета Нептун]] и звезда [[Сириус B]]. В 1922 году астрономы [[Джеймс Джинс]] и [[Каптейн, Якобус Корнелиус|Якобус Каптейн]] исследовали движение звёзд в [[Млечный Путь|нашей Галактике]] и пришли к выводу, что бо́льшая часть вещества в галактике невидима; в этих работах, вероятно, впервые появился термин «тёмная материя» ({{lang-en|dark matter}})<ref name=RESH>{{книга|автор=Решетников В.|часть=Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной|заглавие=Почему небо тёмное. Как устроена Вселенная. Глава 2.5. Скрытая масса во Вселенной |место=Фрязино |издательство=Век 2 |год=2012 |isbn=978-5-85099-189-0 }}</ref>. [[Оорт, Ян Хендрик|Ян Оорт]] использовал тот же термин в статье 1932 года<ref>''{{статья|автор=Oort, J. H.'', 1932. |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>.

|bibcode=1970ApJ…1591970ApJ...159..379R

}}</ref>. Рубин и Форд заявили на конференции Американского Астрономическогоастрономического Обществаобщества в 1975 году об открытии: большинство звёзд в спиральных галактиках двигаются по орбитам примерно с одинаковой угловой скоростью, что приводит к мысли, что плотность массы в галактиках одинакова и для тех регионов, где находится большинство звёзд ([[балдж]]), и для тех регионов (на краю диска), где звёзд мало. Похожий вывод был сделан независимо в 1978 году<ref>

|title=Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (''R'' = 4kpc4 kpc) to UGC 2885 (''R'' = 122kpc122 kpc)

|bibcode=1980ApJ…2381980ApJ...238..471R

Интересно, что сама Вера Рубин предпочитала [[Модифицированная ньютоновская динамика|Модифицированнуюмодифицированную ньютоновскую динамику (MOND)]] как причину найденного ей эффекта, замечая: «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 суб-ядерныхсубядерных 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|work=New Scientist|accessdate=2010-10-19 }}</ref>.

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, Scott.|часть=Ch. 7. Inhomogeneities|заглавие=Modern Cosmology|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 Земногоземного шара. Однако измерения дали значение 0,00±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=C. Moni Bidin 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|volume=|pages=|doi=}}</ref><ref>[http://www.eso.org/public/news/eso1217/ Serious Blow to Dark Matter Theories?]</ref><ref>[http://www.inforigin.ru/article/1334852592.html В окрестностях Солнца тёмной материи не обнаружено] // Inforigin, 19.04.12</ref>.

Наиболее естественным кажется предположение, что тёмная материя состоит из обычного, [[барион]]ного вещества, по каким-либо причинам слабо взаимодействующего электромагнитным образом и потому не обнаружимого при исследовании, к примеру, линий излучения и поглощения. В состав тёмного вещества могут входить многие уже обнаруженные космические объекты, как то: [[Галактика#Проблема тёмного гало|тёмные галактические гало]], [[Коричневый карлик|коричневые карлики]] и массивные планеты, компактные объекты на конечных стадиях эволюции: [[Белый карлик|белые карлики]], [[Чёрный карлик|чёрные карлики]] — они же остывшие белые карлики, [[Нейтронная звезда|нейтронные звёзды]], [[Чёрная дыра|чёрные дыры]]. 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.

В отличие от остальных кандидатов, [[нейтрино]] обладают явным преимуществом: известно, что они существуют. 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<mathsup> −2</sup>...10^{-2}-10^{-3}<sup>−3</mathsup> [[эВ]]}}. Таким образом, лёгкие нейтрино практически исключаются в качестве кандидата на доминирующую фракцию тёмной материи.

Из данных о ширине распада [[Z-бозонабозон]]а следует, что число поколений лептонов — слабо взаимодействующих частиц (электронов, мюонов и 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<mathsup>−1</sup>...10^{-1}-10^<sup>4</mathsup> [[эВ,]]}}; таким образом, стерильные нейтрино вполне могут составлять существенную часть тёмной материи.

[[Аксион]]ы представляют собой гипотетические нейтральные псевдоскалярные частицы, введённые для решения проблемы отсутствия сильного [[Нарушение CP-инвариантности#Сильная CP-проблема|CP-нарушения]] в квантовой хромодинамике. Хотя считается, что аксионы должны быть очень лёгкими, они могут составлять существенную часть холодной тёмной материи. Космологические данные ограничивают массу аксиона на уровне не более {{nobr|10⁻⁵ эВ}}, иначе слишком много вещества было бы представлено аксионами<ref name="NonAc">

В рамках [[Суперсимметрия|суперсимметричных]] ([[SUSY]]) теорий существует по меньшей мере одна стабильная частица, которая является новым кандидатом на роль тёмной материи. Предполагается, что эта частица (так называемая [[Легчайшаялегчайшая суперсимметричная частица|LSP]], или LSP) не принимает участия в электромагнитном и сильном взаимодействиях. В качестве LSP-частицы могут выступать [[фотино]], [[гравитино]], [[хиггсино]] (суперпартнёры [[фотон]]а, [[гравитон]]а и [[Бозон Хиггса|бозона Хиггса]] соответственно), а также [[снейтрино]], [[Гейджино|вино]] и [[Гейджино|зино]]. В большинстве теорий LSP-частица представляет собой комбинацию перечисленных выше SUSY-частиц с массой порядка {{nobr|10 ГэВ}}.

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 (20172018 год) подобные объекты во Вселенной не обнаружены.

Возможно, что планковские чёрные дыры ([[максимон]]ы), являющиеся конечным продуктом эволюции обычных чёрных дыр, стабильны и больше не подвержены [[излучение Хокинга|излучению Хокинга]]. Планковские чёрные дыры характеризует крайне малое сечение взаимодействия — порядка {{nobr|10<mathsup>10^{-66}−66</mathsup> см²}}, на 20 порядков меньше сечения взаимодействия нейтрино. 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. Таким образом, максимоны могли бы играть роль темной материи<ref>{{публикация|книга|автор=Новиков И. Д., Фролов В. П.|заглавие=Физика черных дыр|ссылка=http://vk.com/doc264717166_391379074?hash=81a195ddea1e3664e9&dl=957863d45e2ea6080e|место=Москва|издательство=Наука|год=1986|страницы=296—298|страниц=328}}</ref>.

Если в момент выхода из равновесия энергия частиц многоТМ намного превышала их массу (т. е. частицы были ультрарелятивистскими), ТМ называют горячей. Такими могли бы быть лёгкие частицы типа нейтрино, но космологические данные исключают возможность того, что последние составляют значительную долю ТМ.

Если частицы ТМ отщепились от космической плазмы уже будучи нерелятивистскими, такую ТМ называют «холодной» ({{lang-en| CDM -— Cold Dark Matter}}). Она наиболее предпочтительна с точки зрения космологии, так как частицы горячей ТМ при движении с релятивистскими скоростями разглаживали бы неоднородности плотности материи на масштабах порядка хаббловского в ту эпоху и, таким образом, препятствовали бы образованию крупномасштабных структур, что противоречит наблюдательным данным. Фактически, поведение частиц уже с массами {{nobr|≥30 КэВкэВ}} обнаруживает все свойства холодной ТМ. К числу кандидатов на роль частиц холодной ТМ относится в первую очередь класс частиц, называемых [[вимп]]ами (WIMP — weakly interacting massive particle), чья масса варьируется от нескольких десятков ГэВ до нескольких ТэВ, а сечения [[Анигиляция|аннигиляции]] и рассеяния на частицах барионного вещества сравнимы с сечениями слабых процессов. Преимущество вимпов в том, что их остаточная концентрация естественным образом даёт нужный вклад в баланс энергии в современной Вселенной, а величина взаимодействий с частицами барионного вещества делает возможным их прямое обнаружение. Чаще всего на роль вимпа предлагается легчайшая (и, таким образом, стабильная) частица суперсимметричного расширения Стандартной модели, являющаяся суперпозицией суперпартнёров калибровочных и хиггсовских бозонов (см. выше подраздел [[#Суперсимметричные частицы|Суперсимметричные частицы]]).

Существует так называемая «проблема сингулярного гало» ({{lang-en|cuspy halo problem}}) возникающая из простой космологической симуляции (численного моделирования) распределения ТМ. Расчёты однозначно указывают на то, что холодная тёмная материя (CDM) будет образовывать [[касп]] или [[Особенность|сингулярность]] (резкий пик в распределении) в центре галактики или в целом в более плотных областях Вселенной. Говоря понятным языком, тёмная материя в галактике, например в нашей Галактике [[Млечный Путь]], будет двигаться в основном в центр галактики, а не в другие регионы. Однако все прямые астрономические наблюдения, приведшие к обнаружению эффекта тёмной материи, показывают обратную картину: тёмная материя образует гало вокруг галактики (заполняет пустоты между скоплениями галактик) и не показывает никаких сингулярностей в своём распределении.

«Основная проблема, которая привлекла много внимания, — это проблема сингулярного гало, а конкретно то, что CDM модели предсказывают ядро высокой плотности или имеют внутренний профиль плотности, который слишком крут по сравнению с наблюдениями.» «{{Цитата2|The main one that has attracted a lot of attention is the cuspy halo problem, namely that CDM models predict halos that have a high density core or have an inner profile that is too steep compared to observations.»|Основная [проблема], которая привлекла много внимания, — это проблема сингулярного гало, а конкретно то, что CDM модели предсказывают ядро высокой плотности или имеют внутренний профиль [плотности], который слишком крут по сравнению с наблюдениями.|<ref>{{cite journal|author=Hui, L.|title=Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem|journal=Phys. Rev. Lett.|year=2001|volume=86|pages=3467–3470|arxiv=astro-ph/0102349|bibcode = 2001PhRvL..86.3467H |doi = 10.1103/PhysRevLett.86.3467 }}</ref>}}

Эта проблема пока неразрешимане разрешена. Есть только голословные, ничем не подкреплённые предположения, что барионная материя как-то вытесняет или заменяет холодную тёмную материю в ядрах спиральных галактик (механизм этого никак не объясняется).

Согласно работе<ref>{{cite journal| author=McGaugh, S. S.;, Barker, M. K.;, de Blok, W. J. G.|title=A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies|journal=The Astrophysical Journal|date=Feb 20, 2003|volume=584|pages=566–576566—576|arxiv = astro-ph/0210641 |bibcode = 2003ApJ…5842003ApJ...584..566M |doi = 10.1086/345806 }}</ref> всего могут быть три базовые возможности интерпретации пределов концентраций материи в гало:

# «CDM гало должны иметь сингулярности (каспы), таким образом определённыезаявленные пределы сохраняются и дают новые ограничения на космологические параметры.» («CDM halos must have cusps, so the stated limits hold and provide new constraints on cosmological parameters.»)<ref>{{cite journal|author=Valenzuela, O.; Rhee, G.; Klypin, A.; Governato, F.,Stinson, G.; Quinn, T.; Wadsley,et Jal.|title=Is There Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies? The Case of NGC 3109 and NGC 6822|journal=The Astrophysical Journal|date=Feb 20, 2007|volume=657|pages=773–789773—789|arxiv = astro-ph/0509644 |bibcode = 2007ApJ…6572007ApJ...657..773V|doi = 10.1086/508674 }}</ref>;

# «Что-то (обратная связь, модификации в самой природе тёмной материи) устраняет каспы и, ввследствие этом и естьэтого, космологические ограничения.» («Something (e.g. feedback, modifications of the nature of dark matter) eliminates cusps and thus the constraints on cosmology.»)<ref>{{cite journal|author=Governato, F.; Brook, C.; Mayer, L.; Brooks, A.,Rhee, G.; Jonsson, P.; Willman, B.;Stinson, G.; Quinn, T.;Madau,et Pal.|title=Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows|journal=Nature|date=Jan 20, 2010|volume=463|pages=203–206203—206|arxiv = 0911.2237 |bibcode = 2010Natur.463..203G|doi = 10.1038/nature08640 }}</ref>;

# «Картина образования гало, предложенная моделированием CDM моделированием, неверна.» («The picture of halo formation suggested by CDM simulations is wrong.»).

Ещё один подход к решению этой проблемы: изменение свойств и природы тёмной материи. Предлагаются разновидности: Тёплаятёплая тёмная материя, нечёткая (''fuzzy'') холодная тёмная материя, само-взаимодействующаясамовзаимодействующая тёмная материя, мета-холодная тёмная материя<ref>{{cite journal|author=McGaugh, S. S.; deet Blok, W.J.G.; Schombert, J.M.; Kuzio de Naray, R.; Kim, J.Hal.|title=The rotation velocity attributable to dark matter at intermediate radii in disk galaxies|journal=The Astrophysical Journal|volume=659|date=April 10, 2007|pages=149–161149—161|arxiv = astro-ph/0612410 |bibcode = 2007ApJ…6592007ApJ...659..149M |doi = 10.1086/511807 }}</ref>.

С данной проблемой также тесно связана [[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>{{cite journal

| pages = 313–331313—331

| bibcode = 2007ApJ…6702007ApJ...670..313S

Тёплой называют ТМ, составленную из частиц массой больше или порядка {{nobr|1 эВ}}. Естественно, они были релятивистскими в момент выхода из равновесия. В отдельный вид ТМ эти частицы выделяют потому, что горячая ТМ является релятивистской на момент перехода от радиационно-доминированной к пылевидной стадии расширения Вселенной (который случился при температурах порядка {{nobr|1 эВ}}), а тёплая уже не является. Это важно, поскольку рост возмущений плотности происходит существенно по-разному на этих стадиях, и этот рост существенно зависит от того, является ли ТМ релятивистской или нет на пылевидной стадии. 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., Серегин 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.

* Газодинамический — с помощью [[Рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]] [[Межзвёздное облако|горячего газа]] в скоплениях. Температура и плотность газа может быть определена на основе энергии и потока рентгеновских лучей, затем можно рассчитать температуру газа (из термодинамики), что даёт возможность оценить массовый профиль всего скопления, опираясь на равновесие давления и гравитации. Многие из публикаций по работе рентгеновской орбитальной обсерватории [[Чандра (телескоп)|«Чандра»]] основаны на этом подходе определения масс скоплений. В целом, в этих публикациях было показано отношение барионной массы к полной массе на уровне 12—15 %, что не сильно противоречит данным с орбитальной [[Планк (космическая обсерватория)|обсерватории Планка]] дающим оценку в районе 15,5—16 %<ref>

|bibcode=2006ApJ…6402006ApJ...640..691V

|bibcode=1998ApJ…5011998ApJ...501..539T

Точное измерение геометрии искажений позволяет вычислить полную массу скопления и массу тёмной материи скопления, после чего результат сравнивается с массой тёмной материи, определённой другим, независимым динамическим методом (по скорости движения удалённых от скопления галактик). Подобные подсчёты были проведены для более чем десяти скоплений, и соотношение невидимой/видимой материи в целом соответствует динамическому методу измерения массы тёмной материи данных скоплений<ref>{{Cite journal

* Расчёт слабого гравитационного линзирования — на снимках наблюдаются небольшие (слабые) искажения удаленных галактик по причине того, что массивный объект (или объекты) расположены перед ними на прямой к наблюдателю. <br> Данный метод требует большой статистики и аккуратной обработки — только тогда он приводит к результатам, совпадающим с результатами вышеизложенных методов, что и убедило большую часть учёных в реальности тёмной материи<ref>

[[Файл:1e0657 scale.jpg|thumb| Скопление Пуля (снимок телескопов [[Hubble Space Telescope|«Хаббл»]] + [[Чандра (телескоп)|«Чандра»]]). Полное распределение массы, полученной из обработки сильного и слабого гравитационного линзирования, показано синим, а рентгеновское излучение горячего газа показано красным]]

|last1author=Massey |first1=R. et al.

| pages = L109–L113L109—L113

| bibcode=2006ApJ…648L2006ApJ...648L.109C

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.

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|10¹⁷ — 10¹⁹ Амперампер}}) 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>[http://www.astrogalaxy.ru/160.html Природа спиральных рукавов Галактик]</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, но. предположенияПредположения плазменной космологии о нитевидно-клеточной структуре и однородности Вселенной на больших масштабах (так называемая [[Крупномасштабная структура Вселенной]]), сделанные Альфвеном<ref>{{cite journal | last = Hannes | first = A | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990ITPS…18…1990ITPS...18....5A&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=42ca922c9c32555 | title = Cosmology in the Plasma Universe: An Introductory Exposition | date =1990 | journal = IEEE Transactions on Plasma Science | issn = 0093-3813 | volume = 18 | pages = 5–105—10|bibcode = 1990ITPS…18…1990ITPS...18....5P |doi = 10.1109/27.45495 }}</ref> и Энтони Перратом<ref name="Peratt1983">{{cite journal |authors=AL Peratt andA. JL., Green J. |title=On the Evolution of Interacting, Magnetized, Galactic Plasmas |journal=Astrophysics and Space Science |volume=91 |year=1983 |pages=19–3319—33|bibcode = 1983Ap&SS.91…19P.91...19P |doi = 10.1007/BF00650210 }}</ref>, неожиданно были подтверждены наблюдениями в конце 1980-х и в 1990-х годах<ref>{{статья|автор=Geller (смотриM. работуJ., [[МаргаретHuchra Геллер]]J. иP.|заглавие=Mapping Джонthe Хукра<ref>[Universe|издание=Science |год=1989|том=246|выпуск=4932|страницы=897—903|ссылка=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 M|doi=10. J1126/science.246.4932.897|arxiv=|язык=en}}</ref>, Gellerоднако &эти J.наблюдения P.объясняются Huchra,и ''Science''в '''246''',рамках 897общепринятой (1989).]</ref>)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>{{Cite book

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 MACRO MACHO-объектами как [[Чёрный карлик|чёрные карлики]], которые эволюционируют из остывших за десятки миллиардов лет [[Белый карлик|белых карликов]].

В некоторых теориях ос [[Дополнительные измерения|дополнительныхдополнительными измеренияхизмерениями]] 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]. 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.<br>

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.<br>

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]] системы) [[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] // 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] // 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=24 November 2014|date=19 November 2014}}</ref>.

* {{статья|заглавие= Insight: Dark Matter |ссылка= http://www.nature.com/nphys/insight/dark-matter/index.html |издание= [[Nature Physics]] & Nature Astronomy |год= 2017 |volume= 13/1 |номер= 3 |pages=|язык=en}}

* {{статья|автор= Bertone G., Tait T. M. P. |заглавие= A new era in the search for dark matter |издание= [[Nature]] |год= 2018 |volume= 562 |pages= 51-56 |doi= 10.1038/s41586-018-0542-z|язык=en}}

* {{статья|автор= Bertone G., Hooper D. |заглавие= History of dark matter |издание= [[Reviews of Modern Physics]] |год= 2018 |volume= 90 |pages= 045002 |doi= 10.1103/RevModPhys.90.045002|язык=en}}