Kalte dunkle Materie – Wikipedia

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Hypothetischer Typ der Dunklen Materie in der Physik

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In der Kosmologie und Physik kalte dunkle Materie ((CDM) ist eine hypothetische Art der Dunklen Materie. Beobachtungen zeigen, dass ungefähr 85% der Materie im Universum dunkle Materie ist, wobei nur ein kleiner Teil die gewöhnliche baryonische Materie ist, aus der Sterne, Planeten und lebende Organismen bestehen. Kalt bezieht sich auf die Tatsache, dass sich die dunkle Materie im Vergleich zur Lichtgeschwindigkeit langsam bewegt, während dunkel zeigt an, dass es sehr schwach mit gewöhnlicher Materie und elektromagnetischer Strahlung interagiert.

Die physikalische Natur von CDM ist derzeit unbekannt und es gibt eine Vielzahl von Möglichkeiten. Darunter befindet sich eine neue Art von schwach wechselwirkenden massiven Teilchen, ursprünglichen Schwarzen Löchern und Axionen.

Geschichte[edit]

Die Theorie der kalten dunklen Materie wurde ursprünglich 1982 von drei unabhängigen Gruppen von Kosmologen veröffentlicht: James Peebles;[1]J. Richard Bond, Alex Szalay und Michael Turner;[2] und George Blumenthal, H. Pagels und Joel Primack.[3]

Ein Übersichtsartikel von Blumenthal, Sandra Moore Faber, Primack und Martin Rees aus dem Jahr 1984 entwickelte die Details der Theorie.[4]

Strukturbildung[edit]

In der Theorie der kalten dunklen Materie wächst die Struktur hierarchisch, wobei kleine Objekte zuerst unter ihrer Selbstgravitation zusammenbrechen und in einer kontinuierlichen Hierarchie zu größeren und massereicheren Objekten verschmelzen. Vorhersagen des Paradigmas der kalten dunklen Materie stimmen im Allgemeinen mit Beobachtungen der kosmologischen Struktur im großen Maßstab überein.

In dem Paradigma der heißen dunklen Materie, das in den frühen 1980er Jahren und heute weniger populär war, bildet sich die Struktur nicht hierarchisch (Prost), bildet sich aber durch Fragmentierung (von oben nach unten), wobei sich die größten Supercluster zuerst in flachen pfannkuchenähnlichen Blättern bilden und anschließend in kleinere Stücke wie unsere Galaxie, die Milchstraße, fragmentieren.

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Seit den späten 1980er oder 1990er Jahren bevorzugen die meisten Kosmologen die Theorie der kalten dunklen Materie (insbesondere das moderne Lambda-CDM-Modell) als Beschreibung dafür, wie sich das Universum zu einem frühen Zeitpunkt von einem glatten Anfangszustand entwickelt hat (wie die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung zeigt). auf die klumpige Verteilung von Galaxien und ihren Clustern, die wir heute sehen – die großräumige Struktur des Universums. Zwerggalaxien sind für diese Theorie von entscheidender Bedeutung, da sie durch kleine Dichteschwankungen im frühen Universum entstanden sind.[5] Sie sind jetzt zu natürlichen Bausteinen geworden, die größere Strukturen bilden.

Komposition[edit]

Dunkle Materie wird durch ihre Gravitationswechselwirkungen mit gewöhnlicher Materie und Strahlung nachgewiesen. Daher ist es sehr schwierig zu bestimmen, welche Bestandteile kalte dunkle Materie sind. Die Kandidaten fallen grob in drei Kategorien:

  • Axionen, sehr leichte Partikel mit einer bestimmten Art von Selbstinteraktion, die sie zu einem geeigneten CDM-Kandidaten macht.[6][7] Axionen haben den theoretischen Vorteil, dass ihre Existenz das starke CP-Problem in der Quantenchromodynamik löst, aber Axionsteilchen wurden nur theoretisiert und nie entdeckt.
  • Schwach wechselwirkende massive Partikel (WIMPs). Derzeit sind keine Teilchen mit den erforderlichen Eigenschaften bekannt, aber viele Erweiterungen des Standardmodells der Teilchenphysik sagen solche Teilchen voraus. Die Suche nach WIMPs umfasst Versuche zur direkten Detektion durch hochempfindliche Detektoren sowie Versuche zur Herstellung von WIMPs durch Teilchenbeschleuniger. WIMPs gelten allgemein als einer der vielversprechendsten Kandidaten für die Zusammensetzung der Dunklen Materie.[9][11][13] Das DAMA / NaI-Experiment und sein Nachfolger DAMA / LIBRA haben behauptet, Partikel der dunklen Materie, die die Erde passieren, direkt nachgewiesen zu haben, aber viele Wissenschaftler bleiben skeptisch, da keine Ergebnisse aus ähnlichen Experimenten mit den DAMA-Ergebnissen vereinbar zu sein scheinen.

Herausforderungen[edit]

Es sind mehrere Diskrepanzen zwischen den Vorhersagen des Paradigmas der Teilchenkalten Dunklen Materie und den Beobachtungen von Galaxien und ihrer Häufung aufgetreten:

Das Cuspy-Halo-Problem
Die Dichteverteilungen von Halos aus dunkler Materie in Simulationen mit kalter dunkler Materie (zumindest solche, die den Einfluss der baryonischen Rückkopplung nicht berücksichtigen) sind viel höher als in Galaxien, wenn ihre Rotationskurven untersucht werden.[14]
Das Problem mit den fehlenden Satelliten
Simulationen der kalten dunklen Materie sagen eine große Anzahl kleiner Halos aus dunkler Materie voraus, zahlreicher als die Anzahl kleiner Zwerggalaxien, die um Galaxien wie die Milchstraße beobachtet werden.[15]
Das Problem mit der Festplatte der Satelliten
Es wird beobachtet, dass Zwerggalaxien um die Milchstraße und Andromeda-Galaxien in dünnen, planaren Strukturen umkreisen, während die Simulationen vorhersagen, dass sie zufällig über ihre Elterngalaxien verteilt werden sollten.[16]
Problem der Galaxienmorphologie
Wenn Galaxien hierarchisch wuchsen, erforderten massive Galaxien viele Fusionen. Größere Fusionen führen unweigerlich zu einer klassischen Ausbuchtung. Im Gegenteil, etwa 80% der beobachteten Galaxien weisen keine derartigen Ausbuchtungen auf, und riesige Galaxien mit reinen Scheiben sind an der Tagesordnung.[17] Diese wulstlose Fraktion war 8 Milliarden Jahre lang nahezu konstant.[18]

Einige dieser Probleme haben Lösungen vorgeschlagen, aber es bleibt unklar, ob sie gelöst werden können, ohne das CDM-Paradigma aufzugeben.[19]

Siehe auch[edit]

Verweise[edit]

  1. ^ Peebles, PJE (Dezember 1982). “Große Hintergrundtemperatur- und Massenschwankungen aufgrund von skaleninvarianten Urstörungen”. Das astrophysikalische Journal. 263: L1. Bibcode:1982ApJ … 263L … 1P. doi:10.1086 / 183911.
  2. ^ Bond, JR; Szalay, AS; Turner, MS (1982). “Bildung von Galaxien in einem von Gravitinos dominierten Universum”. Briefe zur körperlichen Überprüfung. 48 (23): 1636–1639. Bibcode:1982PhRvL..48.1636B. doi:10.1103 / PhysRevLett.48.1636.
  3. ^ Blumenthal, George R.; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. (2. September 1982). “Galaxienbildung durch dissipationslose Partikel, die schwerer als Neutrinos sind”. Natur. 299 (5878): 37–38. Bibcode:1982Natur.299 … 37B. doi:10.1038 / 299037a0.
  4. ^ Blumenthal, GR; Faber, SM; Primack, JR; Rees, MJ (1984). “Bildung von Galaxien und großräumigen Strukturen mit kalter dunkler Materie”. Natur. 311 (517): 517–525. Bibcode:1984Natur.311..517B. doi:10.1038 / 311517a0.
  5. ^ Battinelli, P.; S. Demers (06.10.2005). “Die C-Sternpopulation von DDO 190: 1. Einführung” (PDF). Astronomie und Astrophysik. Astronomie & Astrophysik. 447: 1. Bibcode:2006A & A … 447..473B. doi:10.1051 / 0004-6361: 20052829. Archiviert von das Original am 06.10.2005. Abgerufen 2012-08-19. Zwerggalaxien spielen eine entscheidende Rolle im CDM-Szenario für die Galaxienbildung. Es wurde vermutet, dass dies die natürlichen Bausteine ​​sind, aus denen größere Strukturen durch Verschmelzungsprozesse aufgebaut werden. In diesem Szenario werden Zwerggalaxien aus kleinen Dichteschwankungen im Uruniversum gebildet.
  6. ^ zB M. Turner (2010). “Axions 2010 Workshop”. U. Florida, Gainesville, USA.
  7. ^ zB Pierre Sikivie (2008). “Axion Cosmology”. Lect. Anmerkungen Phys. 741, 19 & ndash; 50.
  8. ^ Carr, BJ; et al. (Mai 2010). “Neue kosmologische Einschränkungen für ursprüngliche Schwarze Löcher”. Körperliche Überprüfung D.. 81 (10): 104019. arXiv:0912.5297. Bibcode:2010PhRvD..81j4019C. doi:10.1103 / PhysRevD.81.104019.
  9. ^ ein b Peter, AHG (2012). “Dunkle Materie: Ein kurzer Rückblick”. arXiv:1201,3942 [astro-ph.CO].
  10. ^ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan; Silk, Joseph (Januar 2005). “Dunkle Materie der Partikel: Beweise, Kandidaten und Einschränkungen”. Physikberichte. 405 (5–6): 279–390. arXiv:hep-ph / 0404175. Bibcode:2005PhR … 405..279B. doi:10.1016 / j.physrep.2004.08.031.
  11. ^ ein b Garrett, Katherine; Dūda, Gintaras (2011). “Dunkle Materie: Eine Grundierung”. Fortschritte in der Astronomie. 2011: 968283. arXiv:1006,2483. Bibcode:2011AdAst2011E … 8G. doi:10.1155 / 2011/968283.. p. 3: “MACHOs können nur einen sehr geringen Prozentsatz der nicht leuchtenden Masse in unserer Galaxie ausmachen, was zeigt, dass die meiste dunkle Materie nicht stark konzentriert sein oder in Form von baryonischen astrophysikalischen Objekten existieren kann. Obwohl Mikrolinsenuntersuchungen baryonische Objekte wie Braune Zwerge ausschließen, Können schwarze Löcher und Neutronensterne in unserem galaktischen Lichthof andere Formen der baryonischen Materie den größten Teil der dunklen Materie ausmachen? Die Antwort lautet überraschenderweise nein … “
  12. ^ Bertone, Gianfranco (18. November 2010). “Der Moment der Wahrheit für WIMP dunkle Materie”. Natur. 468, S. 389–393
  13. ^ ein b Olive, Keith A. (2003). “TASI-Vorträge über Dunkle Materie”. Physik. 54: 21. arXiv:astro-ph / 0301505. Bibcode:2003astro.ph..1505O.
  14. ^ Gentile, G.; Salucci, P. (2004). “Die Kernverteilung dunkler Materie in Spiralgalaxien”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 351 (3): 903–922. arXiv:astro-ph / 0403154. Bibcode:2004MNRAS.351..903G. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07836.x.
  15. ^ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrey V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco (1999). “Wo sind die fehlenden galaktischen Satelliten?” Astrophysikalisches Journal. 522 (1): 82–92. arXiv:astro-ph / 9901240. Bibcode:1999ApJ … 522 … 82K. doi:10.1086 / 307643.
  16. ^ Pawlowski, Marcel; et al. (2014). “Co-umlaufende Satellitengalaxienstrukturen stehen immer noch im Konflikt mit der Verteilung der ursprünglichen Zwerggalaxien.” Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 442 (3): 2362–2380. arXiv:1406.1799. Bibcode:2014MNRAS.442.2362P. doi:10.1093 / mnras / stu1005.
  17. ^ Kormendy, J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, ME (2010). “Bulgeless-Riesengalaxien fordern unser Bild der Galaxienbildung durch hierarchische Clusterbildung heraus”. Das astrophysikalische Journal. 723 (1): 54–80. arXiv:1009.3015. Bibcode:2010ApJ … 723 … 54K. doi:10.1088 / 0004-637X / 723/1/54.
  18. ^ Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). “Überleben reiner Scheibengalaxien in den letzten 8 Milliarden Jahren”. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 820 (1): L4. arXiv:1602.08942. Bibcode:2016ApJ … 820L … 4S. doi:10.3847 / 2041-8205 / 820/1 / L4.
  19. ^ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Jörg; Pawlowski, Marcel; Boily, Christian; Jerjen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard (2010). “Lokale Gruppentests der Konkordanzkosmologie der Dunklen Materie: Auf dem Weg zu einem neuen Paradigma für die Strukturbildung”. Astronomie und Astrophysik. 523: 32–54. arXiv:1006,1647. Bibcode:2010A & A … 523A..32K. doi:10.1051 / 0004-6361 / 201014892.

Weiterführende Literatur[edit]


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