Кратко: гипотезы делятся на две группы — существование невзаимодействующей (или слабо взаимодействующей) частицы тёмной материи (ТМ) в рамках общей теории тяготения (GR) и модификации закона гравитации (MG, напр. MOND, TeVeS, f(R) и др.). Наблюдения, которые дискриминируют эти гипотезы, лежат в четырёх основных направлениях; ниже — что именно измерять, какие различия ожидать и какие технические ограничения мешают.
1) Галактические масштабы (галактики, спутники, потоки)
- Что сравнивать:
- Внутренние динамики (ротационные кривые, профиль дисперсий) и внешний эффект: в MOND характерна масштабная закономерность с ускорением $a_0$, в CDM кривые объясняются распределением невидимой массы. Особенно чувствительны карманы низкой поверхностной плотности (ультра-диффузные галактики) и карлики.
- Внешнее поле (External Field Effect, EFE): MOND предсказывает, что слабые системы ведут себя по-разному в зависимости от внешнего гравитационного поля; в CDM такой эффект отсутствует.
- Течи и звездные потоки: CDM предсказывает множество субгалообразований, которые создают характерные разрывы и возмущения в потоках; в гладкой MG таких субструктур мало.
- Галактическое линзирование vs динамическая масса: в MG может отличаться связь между линзирующей потенциалом и динамическими ускорениями.
- Что дискриминирует:
- Наблюдаемая EFE или её отсутствие в карликах — сильный тест MOND.
- Статистика и частота разрывов потоков (GD‑1, Pal 5 и др.) — подтверждение многочисленных субгалактик поддерживает CDM.
- Согласованность линзинг‑массы и распределения барионов без дополнительной невидимой массы — в пользу MG; противоположный результат — в пользу CDM.
- Технические трудности:
- Неравновесность систем, орбитальная анизотропия, загрязнение полей звёздами, неопределённости в массе звёзд ($M/L$), расстояния и малые числа измерений в карликах.
- Требуются глубокие широкопольные фотометрические и точные проследования (собственные движения) — Gaia, LSST, 30‑м классовые телескопы.
- Модельные неопределённости по возмущениям от диска и газовых структур, которые могут имитировать эффекты субгало.
2) Системы кластеров и слияния (напр. Bullet Cluster)
- Что сравнивать:
- Расположение гравитационной массы (по гравитационному линзированию) относительно горячего газа (рентген) и звёзд.
- Что дискриминирует:
- Чёткое смещение массы от барионного газа в сливающихся кластерах — сильный аргумент в пользу частиц ТМ (они проходят сквозь друг друга), трудно воспроизводимый в простых вариантах MG без введения дополнительной невидимой компоненты.
- Трудности:
- Небольшое число «чистых» слияний; сложная геометрия, проекционные эффекты; необходимость высокого качества данных по слабому и сильному линзированию и рентгену.
3) Космологические масштабы (CMB, структура, рост структуры)
- Что сравнивать:
- Анизотропии реликтового излучения (CMB): гармоники и соотношение высот первых пиков сильно зависят от наличия холодной не‑барионной материи.
- Спектр мощности большой структуры и BAO; скорость роста плотностных флуктуаций $f(z)$.
- Слабое линзирование космической паутины (cosmic shear) и кросс‑корреляции ISW.
- Параметры модификации гравитации: изменение эффективной силы $\mu (k,a)$ и гравитационный «скольз» $\eta =\Phi /\Psi$.
- Что дискриминирует:
- CMB (особенно относительные высоты пиков) исторически сильно поддерживает наличие нематериальной холодной массы ${\Omega }_{\mathrm{dm}}$. Любая MG‑модель должна воспроизводить эти спектры, часто вводя дополнительные степенные поля или реликвии (что по сути возвращает «тёмную» компоненту).
- Совместное измерение геометрии и роста (например, слабое линзирование + красностные пространственные искажения) может измерить $\mu$ и $\eta$; значимое отклонение от GR ($\gamma \approx 0.55$ в параметризации $f(z)={\Omega }_m(z{)}^{\gamma }$) укажет на MG.
- Технические трудности:
- Дегенерации параметров (нейтрино, тёмная энергия, начальные спектры), нелинейные масштабы и влияние барионной физики на малых масштабах.
- Требуются очень большие площади и высокая статистика (Euclid, Rubin/LSST, DESI, CMB‑S4).
- Систематики слабого линзирования (калибровка форм, фоторедшифт), точность расчётов в нелинейной регии.
4) Локальные и нерелятивистские тесты / релятивистские сигнатуры
- Что сравнивать:
- Измерения гравитационного свипа для световых и материальных потенциалов, задержек времён, скорость и затухание гравитационных волн (GW170817 уже ограничил многие MG‑варианты).
- Что дискриминирует:
- Наблюдение несовпадения скоростей/затухания GWs и света или обнаружение скалярных полей, влияющих на GW, могут исключить целый класс MG.
- Трудности:
- Малое число мульти‑мессенджер событий; слабая чувствительность к небольшим отклонениям.
5) Прямое обнаружение частиц ТМ (лаборатории, коллайдеры, индиректные сигнатуры)
- Что дискриминирует:
- Положительный сигнал в прямых детекторах, подтверждённый независимыми экспериментами, или обнаружение новых частиц в коллайдерах/космических лучах — окончательное подтверждение сценария частиц ТМ.
- Трудности:
- Очень слабые взаимодействия, фоновая сигнатура, модельные неопределённости о массе и сечениях.
Итог — что позволит окончательно дискриминировать:
- Прямое обнаружение частицы ТМ либо надёжные лабораторные сигналы — однозначно в пользу CDM.
- Комплекс наблюдений: CMB + LSS + рост структуры + слабое линзирование, дающие согласованный набор параметров, который MG не может воспроизвести без введения «тёмной» компоненты.
- Наблюдения раздельного размещения линзирующей массы и барионов в сливающихся кластерах и статистика субструктур (потоки, сильное линзирование) — сильная эмпирическая поддержка CDM.
- Нахождение характерных предсказаний MG (напр., EFE в карликах, постоянные отклонения гравитационного слипа $\eta \ne 1$ на больших масштабах) — в пользу MG.
Основные препятствия: систематические ошибки (барионная физика, $M/L$, орбитальная анизотропия), проекционные эффекты, недостаток статистики или чувствительности, моделирование нелинейных режимов и смешение эффектов (нейтрино, тёмная энергия), а также необходимость согласованной многомессенджерной и многомасштабной программы наблюдений.