Zimna ciemna materia - Cold dark matter

W kosmologii i fizycznych , niezależnie od zimnego ciemny ( CDM ) jest hipotetyczne rodzaj ciemnej substancji . Obserwacje wskazują, że około 85% materii we wszechświecie to ciemna materia, przy czym tylko niewielką część stanowi zwykła materia barionowa, z której składają się gwiazdy , planety i organizmy żywe. Zimno odnosi się do faktu, że ciemna materia porusza się powoli w porównaniu z prędkością światła , podczas gdy ciemność wskazuje, że bardzo słabo oddziałuje ze zwykłą materią i promieniowaniem elektromagnetycznym .

Fizyczna natura CDM jest obecnie nieznana i istnieje wiele różnych możliwości. Wśród nich jest nowy typ słabo oddziałujących masywnych cząstek , pierwotne czarne dziury i aksiony .

Historia

Teoria zimnej ciemnej materii została pierwotnie opublikowana w 1982 roku przez Jamesa Peeblesa ; podczas gdy obraz ciepłej ciemnej materii został zaproponowany niezależnie w tym samym czasie przez J. Richarda Bonda , Alexa Szalaya i Michaela Turnera ; oraz George Blumenthal , H. Pagels i Joel Primack . Artykuł przeglądowy z 1984 roku autorstwa Blumenthala, Sandry Moore Faber , Primacka i Martina Reesa rozwinął szczegóły teorii.

Tworzenie struktury

W teorii zimnej ciemnej materii struktura rośnie hierarchicznie, przy czym małe obiekty najpierw zapadają się pod wpływem własnej grawitacji i łączą się w ciągłą hierarchię, tworząc większe i bardziej masywne obiekty. Prognozy paradygmatu zimnej ciemnej materii są ogólnie zgodne z obserwacjami kosmologicznej struktury wielkoskalowej .

W paradygmacie gorącej ciemnej materii , popularnym we wczesnych latach 80. i mniej obecnie, struktura nie tworzy się hierarchicznie (od dołu do góry ), ale tworzy się przez fragmentację (od góry do dołu ), przy czym największe supergromady formują się najpierw w płaskich, podobnych do naleśników arkuszach. a następnie rozpada się na mniejsze kawałki, takie jak nasza Galaktyka, Droga Mleczna .

Od późnych lat 80. lub 90. większość kosmologów preferuje teorię zimnej ciemnej materii (w szczególności współczesny model Lambda-CDM ) jako opis tego, jak Wszechświat przeszedł z gładkiego stanu początkowego we wczesnych czasach (jak pokazuje kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła ). do nierównomiernego rozmieszczenia galaktyk i ich gromad, które widzimy dzisiaj – wielkoskalowej struktury Wszechświata. Galaktyki karłowate mają kluczowe znaczenie dla tej teorii, ponieważ powstały w wyniku fluktuacji gęstości na małą skalę we wczesnym Wszechświecie; teraz stały się naturalnymi elementami budulcowymi, które tworzą większe struktury.

Kompozycja

Ciemną materię wykrywa się dzięki oddziaływaniom grawitacyjnym ze zwykłą materią i promieniowaniem. W związku z tym bardzo trudno jest określić składniki zimnej ciemnej materii. Kandydaci dzielą się mniej więcej na trzy kategorie:

  • Słabo oddziałujące masywne cząstki (WIMP). Nie ma obecnie znanej cząstki o wymaganych właściwościach, ale wiele rozszerzeń standardowego modelu fizyki cząstek przewiduje takie cząstki. Poszukiwanie WIMP obejmuje próby bezpośredniej detekcji przez wysoce czułe detektory, a także próby wytwarzania WIMP przez akceleratory cząstek . WIMP są powszechnie uważane za jednych z najbardziej obiecujących kandydatów do składu ciemnej materii. DAMA / Nal eksperyment i jego następca DAMA / LIBRA twierdzili mieć bezpośrednio wykrytych cząstek ciemnej materii przechodzących przez Ziemię, ale wielu naukowców sceptycznie, ponieważ nie wynika z podobnych doświadczeń wydaje zgodne z wynikami Dama.

Wyzwania

Pojawiło się kilka rozbieżności między przewidywaniami paradygmatu cząstek zimnej ciemnej materii a obserwacjami galaktyk i ich gromadzeniem się:

Problemem cuspy halo
Rozkłady gęstości halo ciemnej materii w symulacjach zimnej ciemnej materii (przynajmniej te, które nie uwzględniają wpływu barionowego sprzężenia zwrotnego) są znacznie bardziej szczytowe niż to, co obserwuje się w galaktykach poprzez badanie ich krzywych rotacji.
Problem z brakującymi satelitami
Symulacje zimnej ciemnej materii przewidują dużą liczbę małych halo ciemnej materii, liczniejszą niż liczba małych galaktyk karłowatych obserwowanych wokół galaktyk takich jak Droga Mleczna .
Problem z dyskiem satelitów
Obserwuje się, że galaktyki karłowate wokół Drogi Mlecznej i galaktyki Andromedy krążą w cienkich, planarnych strukturach, podczas gdy symulacje przewidują, że powinny one być rozmieszczone losowo wokół swoich macierzystych galaktyk.
Problem z morfologią galaktyki
Jeśli galaktyki rosły hierarchicznie, to masywne galaktyki wymagały wielu połączeń. Duże fuzje nieuchronnie tworzą klasyczne wybrzuszenie . Wręcz przeciwnie, około 80% obserwowanych galaktyk wykazuje brak takich wybrzuszeń, a gigantyczne galaktyki z czystym dyskiem są powszechne. Ta pozbawiona wybrzuszeń frakcja była prawie stała przez 8 miliardów lat.

Niektóre z tych problemów zaproponowały rozwiązania, ale pozostaje niejasne, czy można je rozwiązać bez porzucania paradygmatu CDM.

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura