Кратко — по классам и по наблюдениям, которые их наиболее эффективно различают, с конкретными предложениями для экспериментов.
1) Краткое сравнение механизмов и ключевых предсказаний
- WIMP-частицы (холодная тёмная материя, CDM):
- Частицы слабой массы/взаимодействия; крупномасштабная структура соответствует наблюдаемой (CMB, LSS).
- Предсказание для профилей гало: Navarro–Frenk–White $\rho (r)\propto r^{-1}(1+r/r_s{)}^{-2}$ (кусой центр — "cusp"), много малых субглаз и флуктуаций на малых масштабах.
- Подлежит прямому детектированию (ядерные/электронные отдачи).
- Аксионы / ультралёгкие бозоны (включая "fuzzy"/ULDM):
- Если масса очень мала ($m_a\sim 10^{-22}\mathrm{eV}$), квантовое волновое поведение даёт солитонные ядра и подавление маломасовых субгалактик: характерный радиус ядра $r_c\sim \hslash /(m_{a}v)$.
- Ведёт к шума/интерференции плотности (гранулярность) и коранисто-плотным центральным структурам (core), а не к "cusp".
- Эксперименты — гало- и гелиоскопы, радиочастотные резонаторы (haloscopes).
- Потоки небольших чёрных дыр / примордиальные ЧД (PBH):
- Тёмная материя — компактные объекты массы $M_{\mathrm{PBH}}$; эффект как коллизионно-непересекающаяся масса.
- Ожидаются микролинзирование, динамический нагрев звездных систем, влияние на аккрецию (CMB, рентген).
- Не даёт гладкой плотности в центре галактик, а компакты — возможны выбросы/сбои в потоках.
- Модифицированная ньютоновская динамика (MOND, релят. расширения TeVeS и пр.):
- Изменение закона силы при малыx ускорениях $a\lesssim a_0$; глубоко-MOND: $g\approx \sqrt{a_0{g}_N}$, где $a_0\approx 1.2\times 10^{-10}m/{\mathrm{s}}^2$.
- Естественно предсказывает плоские кривые вращения и Барионную Талли–Фишерскую связь $M_b\propto V_f^4$.
- Сложности: кластеры галактик требуют дополнительной невидимой массы; трудности с точным воспроизведением CMB-акустических пиков без добавочной материи.
2) Наблюдения на масштабе галактик, наиболее различающие модели
- Ротационные кривые низкой поверхностной яркости (LSB) и карлики:
- MOND предсказывает точную форму кривой при известном распределении барионик через правило перехода в область $g\ll a_0$.
- CDM (WIMP) ожидает либо cusp (NFW) либо core при сильной обратной связи; ULDM даёт солитонный core с масштабным законом $r_c\propto m_a^{-1}$.
- Тест: точные кривые до малых ускорений ($g\sim 10^{-12}-10^{-10}m/{\mathrm{s}}^2$) и разные внешние поля (см. EFE ниже).
- Внешнее поле и узкие системы (уникальная MOND-предсказание — External Field Effect, EFE):
- В MOND движение внутри системы зависит от внешнего гравитационного поля. Проверить по соседним карликовым галактикам, у которых одинаковые внутренние условия, но разные внешние поля (внутри/вне скопления).
- Эксперимент: измерить дисперсию скоростей карликов в разных радиальных расстояниях от хост-галактик.
- Широкие двойные звёзды и внутренние ускорения:
- В MOND-режиме для орбит с характерным ускорением $a\lesssim a_0$ ожидаются отклонения от ньютоновского закона; хорошие мишени — широкие двойные (усечь систематические ошибки в мутации пар).
- Данную проверку сейчас делает Gaia.
- Структура холодных струн (stellar streams) и субгалактические подгало:
- CDM (WIMP) даёт популяцию невидимых субгало, которые создают характерные щели в струнах; ULDM создаёт волновую гранулярность и менее многочисленные подгало под массой ниже определённого предела; PBH создают более резко локальные возмущения.
- Эксперимент: высокоточное картирование разрывов и скоростей в струнах (Gaia + LSST + 30m телескопы).
3) Наблюдения на масштабе скоплений и космологии, наиболее различающие модели
- Скопления галактик (гравитационное линзирование + рентген):
- Bullet Cluster–тип систем: смещение центра линзинговой массы от газового (барионного) компонента указывает на коллизионно-непересекаемую компоненту (темная материя). MOND требует дополнительной темной массы в кластерах или сложных рел. расширений; прямое смещение сильнее поддерживает DM-модель.
- Эксперимент: картирование слабого и сильного линзирования в столкновениях кластеров в разных фазах.
- CMB и крупномасштабная структура:
- Положение и амплитуды акустических пиков СMB чувствительны к доле барионной/тёмной материи и кинематика (free-streaming). CDM (WIMP/акс.) предсказывает пики, наблюдаемые в Planck; MOND без доп. DM не воспроизводит их.
- Эксперимент: точность на уровнях пиков (Planck уже ограничивает); проверка возможных добавочных компонент при моделях MOND.
- Лайман-α лес и 21‑cm:
- Чувствительны к маломасовым флуктуациям; ULDM с $m_a\lesssim 10^{-21}\mathrm{eV}$ сильно подавляет малые масштабы (ограничено наблюдениями Lyman-α).
- Эксперимент: улучшенные измерения Lyman-α и 21‑cm (SKA) для чувствительности к подавлению мощности на $k\sim 1-10h/Mpc$.
4) Лабораторные и временные (переменные) тесты
- Прямое обнаружение WIMP: детекторы типа XENONnT, LZ — ядерные отдачи; отсутствие сигнала сужает перекрытие модели WIMP.
- Аксионы: haloscopes (ADMX, HAYSTAC, MADMAX), диэлектрические или LC-петли, поиск сверхтонких осцилляций в атомных/квантовых сенсорах; астрофизические тесты — суперрадиация чёрных дыр (ограничения на $m_a$).
- PBH: микролинзирование (OGLE, HSC, Roman), эффект на CMB через аккрецию, гравитационно-волновые события (LIGO/Virgo) — статистика слияний.
5) Конкретные эксперименты/наблюдательные программы, которые я бы спланировал (приоритеты)
- Развёрнутая программа точного картирования кривых вращения LSB и карликов до ускорений $\lesssim 10^{-11}m/{\mathrm{s}}^2$ (радио CO/HI + оптика с высоким S/N). Цель: проверить точность MOND-предсказаний и EFE.
- Систематические измерения динамики карликовых галактик в разных внешних полях (внутри/вне скоплений) — по EFE.
- Полноскальное картирование холодных струн (Gaia DR3+ последующие + LSST), с анализом спектра щелей и временных эволюций: отличить компактные возмущения (PBH), подгало CDM и волновую гранулярность ULDM.
- Высокопрецизионное сильное линзирование квазаров/изображений и мониторинг микролинзирования (ALMA, JWST, Roman): чувствительны к компактности субструктур (PBH/микролинзы) и к наличию невидимых субгало (CDM).
- Усиленные микролинзинговые поиски с чувствительностью к широкому диапазону масс $M_{\mathrm{PBH}}$ (от $10^{-10}{M}_{\odot }$ до $100M_{\odot }$): быстрые фотометрические развертки в галактиках и М31.
- Lyman-α и 21‑cm программы (eBOSS/WEAVE/SDSS + SKA) для ограничения подавления малых масштабов (ключевые для ULDM).
- Продолжать и расширять лабораторные поиски: XENONnT/LZ (WIMP), ADMX/HAYSTAC/MADMAX (аксионы), а также новые квантовые сенсоры для ULDM низких масс.
- Наблюдения столкновений кластеров (мультиволновая: слабое/сильное линзирование + рентген/СЗ + SZ): статистика смещений центра массы относительно газа (различие DM vs MOND).
6) Какие наблюдения наиболее решающие?
- Bullet‑type столкновения кластеров и распределение массового центроида (линзирование) — сильный аргумент против чистой MOND без дополнительной DM.
- CMB и LSS (акустические пики и форма спектра мощности) — решающая проверка: MOND без DM не проходит.
- Микролинзирование и статистика подгало/щелей в струнах — прямо отличают компактные PBH от гладких субгало CDM и от волновой структуры ULDM.
- Высок‑точные кривые вращения в режиме очень малых ускорений и тесты EFE — критичны для подтверждения/опровержения MOND на галактическом уровне.
- Lyman-α /21‑cm — ключ для исключения/подтверждения ULDM с $m_a\lesssim 10^{-21}\mathrm{eV}$.
Коротко: сочетание (i) столкновений кластеров + CMB (стратегически в пользу DM), (ii) микролинзирования и гравитационных волн (чувствительные к PBH), (iii) маломасштабная структура/струны и Lyman‑α/21cm (ключевые для ULDM), и (iv) точные локальные тесты EFE и широких бинаров (ключевые для MOND) даст наиболее эффективное различение моделей.