Hideg sötét anyag

A hideg sötét anyag ( eng.  Cold sötét anyag , CDM ) a sötét anyag állítólagos típusa , amelynek részecskéi a fénysebességhez képest lassan mozognak (a hideg fogalma a CDM-modellben), és gyengén lépnek kölcsönhatásba a közönséges anyaggal és az elektromágneses anyagokkal. sugárzás (a sötétség fogalma a CDM-modellben). modellek). Úgy gondolják, hogy a világegyetem anyagának körülbelül 84,54%-a sötét anyag, és csak egy kis része a szokásos barion anyag, amely csillagokat, bolygókat és élő szervezeteket alkot.

Az elmélet fejlődésének története

1982-ben három független kozmológus csoport publikált cikkeket a hideg sötét anyag elméletéről: James Peebles , [1] John Bond , Alex Salai ; Michael Turner ; [2] és George Blumenthal , H. Pagels és Joel Primack [3] . Az elmélet részleteiről jelentős áttekintő cikket írtak 1984-ben Blumenthal, Sandra Faber , Primak és Martin Rees [4] .

Az elmélet tartalma

Struktúrák kialakítása

A hideg sötét anyag elméletében a struktúrák növekedése hierarchikusan megy végbe, míg a kis léptékű objektumok elsőként omlanak össze az öngravitáció hatására, és egy folytonos hierarchikus struktúrában egyesülve nagyobb és masszívabb struktúrákat alkotnak. Az 1980-as évek elején népszerű forró sötét anyag paradigma szerint a struktúrák nem hierarchikusan nőttek, hanem töredezettséggel jöttek létre, a legnagyobb szuperhalmazok először lapos struktúrákban alakultak ki, majd kisebb részekre szakadtak, mint a Tejútrendszerünk . A hideg sötét anyag paradigma keretében levont következtetések jó egyezést mutatnak az Univerzum nagyméretű struktúráinak megfigyeléseivel.

Lambda-CDM modell

Fő cikk: Lambda-CDM modell

Az 1980-as évek vége és az 1990-es évek óta a legtöbb kozmológus a hideg sötét anyag elméletét (főleg a lambda-CDM modellt ) részesítette előnyben annak leírására, hogy az Univerzum a kezdeti viszonylag homogén állapotból a fejlődés korai szakaszában (amint azt a kozmikus eloszlás mutatja mikrohullámú sugárzás ) a galaxisok és galaxishalmazok modern rongyos eloszlásának állapotába került . A hideg sötét anyag elméletében a törpegalaxisok szerepe alapvető fontosságú, mivel azokat blokkoknak tekintik, amelyekből nagyobb struktúrák alakulnak ki, amelyeket a korai Univerzum kis léptékű sűrűség-ingadozásai hoztak létre [5] .

A sötét anyag részecskéinek természete

A sötét anyagot a közönséges anyaggal és a sugárzással való gravitációs kölcsönhatása határozza meg. Így nehéz meghatározni, hogy a hideg sötét anyag milyen összetevőkből áll. A jelölt objektumok három csoportra oszthatók.

• Az axionok nagyon könnyű részecskék, amelyek speciális kölcsönhatásban állnak egymással [6] [7] . Az axionok elméleti előnye, hogy létezésük megoldhatja a kvantumkromodinamika egyik problémáját , de ezeket a részecskéket eddig nem fedezték fel.

• A MACHO vagy Massive Compact Halo Objects nagy, sűrű objektumok, például fekete lyukak , neutroncsillagok , fehér törpék , nagyon halvány csillagok vagy nem világító objektumok, például bolygók. Az ilyen objektumok keresése abból áll, hogy gravitációs lencsés módszert alkalmaznak az ilyen objektumok háttérgalaxisok képére gyakorolt ​​hatásának kimutatására. A legtöbb szakértő úgy véli, hogy az objektumok keresésének eredményeiből származó korlátok kizárják a MACHO-t a sötét anyag objektumok jelöltjei közül [8] [9] [10] [11] [12] [13] .

• WIMP: A sötét anyag gyengén kölcsönható masszív részecskékből állhat . Eddig még nem fedeztek fel a szükséges tulajdonságokkal rendelkező részecskéket, de a Standard Modell számos kiterjesztése megjósolja az ilyen részecskék létezését. A WIMP-ek keresése magában foglalja azokat a kísérleteket is, amelyek közvetlenül nagyon érzékeny detektorokkal érzékelik őket, valamint kísérleteket tesznek részecskegyorsítókon történő létrehozásukra. A WIMP-ket általában a sötét anyag komponenseinek legvalószínűbb jelöltjeinek tekintik [9] [11] [13] . A DAMA/NaI kísérlet és az azt követő DAMA/LIBRA kísérlet a Földön áthaladó sötét anyag részecskék közvetlen kimutatására irányult, de sok tudós szkeptikus a kísérletekkel kapcsolatban, mert a hasonló projektek eredményei nem egyeznek a DAMA eredményeivel.

Nehézségek

Számos eltérés van a hideg sötét anyag modelljének előrejelzései és a galaxisok és halmazaik megfigyelései között.

• A csúnya haloprobléma  : a sötét anyag sűrűségének eloszlása ​​hideg, sötét anyagra vonatkozó szimulációkban sokkal kifejezettebb csúcsot mutat a központi részben, mint a galaxisok forgási görbéinek elemzése során megfigyelt eloszlás [14] .
• A hiányzó műholdak problémája : a hideg sötét anyag szimulációi jóval nagyobb számú törpegalaxist jósolnak ,  mint az olyan galaxisok körül, mint a Tejútrendszer [15] .
• Műholdlemez-probléma: megfigyelhető, hogy a Tejútrendszer és az Androméda-köd körüli törpegalaxisok vékony lapos struktúrákban keringenek, de a szimulációk azt mutatják, hogy a műholdak pályáit véletlenszerűen kell orientálni [16] .
• A galaxisok morfológiájának problémája: ha a galaxisok hierarchikusan nőnek, akkor sok egyesülésre van szükség a hatalmas galaxisok kialakulásához. A nagyobb összeolvadások klasszikus dudorokat hoznak létre . De a megfigyelt galaxisok 80%-a nem rendelkezik kidudorodással, míg sok óriási koronggalaxis létezik dudor nélkül [17] . A dudorral nem rendelkező galaxisok aránya megközelítőleg állandó volt az elmúlt 8 milliárd évben [18] .

Egyes problémákra javasoltak megoldást, de továbbra sem világos, hogy a problémák megoldhatók-e a hideg sötét anyag paradigma elvetése nélkül [19] .

Jegyzetek

1. ↑ Peebles, PJE Nagy léptékű háttérhőmérséklet és tömegingadozások léptékinvariáns ősperturbációk miatt  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1982. - December ( 263. kötet ). - P.L1 . - doi : 10.1086/183911 . - .
2. ↑ Galaxisok kialakulása egy gravitino által uralt univerzumban  // Physical Review Letters  : folyóirat  . — Vol. 48 . - P. 1636-1639 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.48.1636 . - .
3. ↑ Blumenthal, George R.; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. Galaxis kialakulása disszipációmentes, neutrínónál nehezebb részecskék által  //  Nature : Journal. - 1982. - szeptember 2. ( 299. évf. , 5878. sz.). - 37-38 . o . - doi : 10.1038/299037a0 . - .
4. ↑ Blumenthal, G. R.; Faber, S. M.; Primack, JR; Rees,, MJ Galaxisok és nagyméretű szerkezetek kialakulása hideg sötét anyaggal  (angol)  // Nature : Journal. - 1984. - 1. évf. 311 , sz. 517 . - P. 517-525 . - doi : 10.1038/311517a0 . — .
5. ↑ Battinelli, P.; S. Demers. A DDO 190 C csillag populációja: 1. Bevezetés  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - Astronomy & Astrophysics, 2005. - október 6. ( 447. kötet ). — 1. o . - doi : 10.1051/0004-6361:20052829 . - . Archiválva az eredetiből 2005. október 6-án.
6. ↑ pl. M. Turner . Axions 2010 Workshop, U. Florida, Gainesville, USA.
7. ↑ pl. Pierre Sikivie . Axion Cosmology, lect. Megjegyzések Phys. 741, 19-50.
8. ↑ Carr, BJ et al. Új kozmológiai korlátok az ősfekete lyukakra  (angol)  // Physical Review D  : Journal. - 2010. - május ( 81. évf. , 10. sz.). — P. 104019 . - doi : 10.1103/PhysRevD.81.104019 . — . - arXiv : 0912.5297 .
9. ↑ 1 2 Peter, AHG (2012), Dark Matter: A Brief Review, arΧiv : 1201.3942v1 [astro-ph.CO]. 
10. ↑ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan; Selyem, József Részecske sötét anyag :bizonyítékok, jelöltek és korlátok  // Fizikai jelentések : folyóirat. - 2005. - január ( 405. évf . , 5-6. sz. ). - 279-390 . - doi : 10.1016/j.physrep.2004.08.031 . - Iránykód . - arXiv : hep-ph/0404175 .
11. ↑ 1 2 Garrett, Katherine; Duda, Gintaras. Dark Matter: A Primer // Advances in Astronomy. - T. 2011 . - S. 968283 . - doi : 10.1155/2011/968283 . - . - arXiv : 1006.2483 . . p. 3: "A MACHO-k a galaxisunk nem világító tömegének csak nagyon kis százalékát teszik ki, ami azt mutatja, hogy a legtöbb sötét anyag nem koncentrálódhat erősen, vagy nem létezhet barionikus asztrofizikai objektumok formájában. Bár a mikrolencsés felmérések kizárják a barion objektumokat, például a barna törpéket, fekete lyukak és neutroncsillagok a galaktikus halogénkban, a barion anyag más formái alkothatják a sötét anyag nagy részét? A válasz meglepő módon nem..."
12. ↑ Gianfranco Bertone, "Az igazság pillanata a WIMP sötét anyaghoz", Nature 468, 389–393 (2010. november 18.)
13. ↑ 1 2 Keith A Olive. TASI Lectures on Dark Matter // Fizika. — Vol. 54. - S. 21.
14. ↑ Gentile, G.; P., Salucci. A sötét anyag magos eloszlása ​​spirálgalaxisokban  (angol)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. - Oxford University Press , 2004. - Vol. 351 . - P. 903-922 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x . - . - arXiv : astro-ph/0403154 .
15. ↑ Klipin, Anatolij; Kravcov, Andrej V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco. Hol vannak az eltűnt galaktikus műholdak? (angol)  // The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 522 . - 82-92 . o . - doi : 10.1086/307643 . - . - arXiv : astro-ph/9901240 .
16. ↑ Marcel Pawlowski et al., "A párhuzamosan keringő műholdgalaxis szerkezetek még mindig konfliktusban vannak az őstörpe galaxisok eloszlásával" MNRAS (2014) https://arxiv.org/abs/1406.1799
17. ↑ Kormendy , J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, M.E. A kidudorodó óriásgalaxisok hierarchikus klaszterezéssel kihívást jelentenek a galaxisképződésünkről  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 723 . - P. 54-80 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/54 . — . - arXiv : 1009.3015 .
18. ↑ Sachdeva, S.; Saha, K. A tiszta koronggalaxisok túlélése az elmúlt 8 milliárd évben  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2016. - Vol. 820 . — P.L4 . - doi : 10.3847/2041-8205/820/1/L4 . — Iránykód . - arXiv : 1602.08942 .
19. ↑ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, Christian; Jergen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard. A sötét anyag helyi csoportos tesztjei Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2010. - 20. évf. 523 . - P. 32-54 . - doi : 10.1051/0004-6361/201014892 . - . - arXiv : 1006.1647 .

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)