[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/2020\/11\/28\/kalte-dunkle-materie-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/2020\/11\/28\/kalte-dunkle-materie-wikipedia\/","headline":"Kalte dunkle Materie &#8211; Wikipedia","name":"Kalte dunkle Materie &#8211; Wikipedia","description":"before-content-x4 Hypothetischer Typ der Dunklen Materie in der Physik after-content-x4 In der Kosmologie und Physik kalte dunkle Materie ((CDM) ist","datePublished":"2020-11-28","dateModified":"2020-11-28","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","url":"https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/Special:CentralAutoLogin\/start?type=1x1","height":"1","width":"1"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/2020\/11\/28\/kalte-dunkle-materie-wikipedia\/","wordCount":4907,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Hypothetischer Typ der Dunklen Materie in der Physik       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4In der Kosmologie und Physik kalte dunkle Materie ((CDM) ist eine hypothetische Art der Dunklen Materie.  Beobachtungen zeigen, dass ungef\u00e4hr 85% der Materie im Universum dunkle Materie ist, wobei nur ein kleiner Teil die gew\u00f6hnliche 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, w\u00e4hrend dunkel zeigt an, dass es sehr schwach mit gew\u00f6hnlicher Materie und elektromagnetischer Strahlung interagiert.Die physikalische Natur von CDM ist derzeit unbekannt und es gibt eine Vielzahl von M\u00f6glichkeiten.  Darunter befindet sich eine neue Art von schwach wechselwirkenden massiven Teilchen, urspr\u00fcnglichen Schwarzen L\u00f6chern und Axionen.Table of Contents       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Geschichte[edit]Strukturbildung[edit]Komposition[edit]Herausforderungen[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Weiterf\u00fchrende Literatur[edit]Geschichte[edit]Die Theorie der kalten dunklen Materie wurde urspr\u00fcnglich 1982 von drei unabh\u00e4ngigen Gruppen von Kosmologen ver\u00f6ffentlicht: James Peebles;[1]J. Richard Bond, Alex Szalay und Michael Turner;[2]  und George Blumenthal, H. Pagels und Joel Primack.[3]Ein \u00dcbersichtsartikel 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 w\u00e4chst die Struktur hierarchisch, wobei kleine Objekte zuerst unter ihrer Selbstgravitation zusammenbrechen und in einer kontinuierlichen Hierarchie zu gr\u00f6\u00dferen und massereicheren Objekten verschmelzen.  Vorhersagen des Paradigmas der kalten dunklen Materie stimmen im Allgemeinen mit Beobachtungen der kosmologischen Struktur im gro\u00dfen Ma\u00dfstab \u00fcberein.In dem Paradigma der hei\u00dfen dunklen Materie, das in den fr\u00fchen 1980er Jahren und heute weniger popul\u00e4r war, bildet sich die Struktur nicht hierarchisch (Prost), bildet sich aber durch Fragmentierung (von oben nach unten), wobei sich die gr\u00f6\u00dften Supercluster zuerst in flachen pfannkuchen\u00e4hnlichen Bl\u00e4ttern bilden und anschlie\u00dfend in kleinere St\u00fccke wie unsere Galaxie, die Milchstra\u00dfe, fragmentieren.       (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4Seit den sp\u00e4ten 1980er oder 1990er Jahren bevorzugen die meisten Kosmologen die Theorie der kalten dunklen Materie (insbesondere das moderne Lambda-CDM-Modell) als Beschreibung daf\u00fcr, wie sich das Universum zu einem fr\u00fchen 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 &#8211; die gro\u00dfr\u00e4umige Struktur des Universums.  Zwerggalaxien sind f\u00fcr diese Theorie von entscheidender Bedeutung, da sie durch kleine Dichteschwankungen im fr\u00fchen Universum entstanden sind.[5]  Sie sind jetzt zu nat\u00fcrlichen Bausteinen geworden, die gr\u00f6\u00dfere Strukturen bilden.Komposition[edit]Dunkle Materie wird durch ihre Gravitationswechselwirkungen mit gew\u00f6hnlicher 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 l\u00f6st, 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 f\u00fcr 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 \u00e4hnlichen 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 H\u00e4ufung aufgetreten:Das Cuspy-Halo-ProblemDie Dichteverteilungen von Halos aus dunkler Materie in Simulationen mit kalter dunkler Materie (zumindest solche, die den Einfluss der baryonischen R\u00fcckkopplung nicht ber\u00fccksichtigen) sind viel h\u00f6her als in Galaxien, wenn ihre Rotationskurven untersucht werden.[14]Das Problem mit den fehlenden SatellitenSimulationen der kalten dunklen Materie sagen eine gro\u00dfe Anzahl kleiner Halos aus dunkler Materie voraus, zahlreicher als die Anzahl kleiner Zwerggalaxien, die um Galaxien wie die Milchstra\u00dfe beobachtet werden.[15]Das Problem mit der Festplatte der SatellitenEs wird beobachtet, dass Zwerggalaxien um die Milchstra\u00dfe und Andromeda-Galaxien in d\u00fcnnen, planaren Strukturen umkreisen, w\u00e4hrend die Simulationen vorhersagen, dass sie zuf\u00e4llig \u00fcber ihre Elterngalaxien verteilt werden sollten.[16]Problem der GalaxienmorphologieWenn Galaxien hierarchisch wuchsen, erforderten massive Galaxien viele Fusionen.  Gr\u00f6\u00dfere Fusionen f\u00fchren 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 L\u00f6sungen vorgeschlagen, aber es bleibt unklar, ob sie gel\u00f6st werden k\u00f6nnen, ohne das CDM-Paradigma aufzugeben.[19]Siehe auch[edit]Verweise[edit]^ Peebles, PJE (Dezember 1982).  &#8220;Gro\u00dfe Hintergrundtemperatur- und Massenschwankungen aufgrund von skaleninvarianten Urst\u00f6rungen&#8221;. Das astrophysikalische Journal. 263: L1.  Bibcode:1982ApJ &#8230; 263L &#8230; 1P.  doi:10.1086 \/ 183911.^ Bond, JR;  Szalay, AS;  Turner, MS (1982).  &#8220;Bildung von Galaxien in einem von Gravitinos dominierten Universum&#8221;. Briefe zur k\u00f6rperlichen \u00dcberpr\u00fcfung. 48 (23): 1636\u20131639.  Bibcode:1982PhRvL..48.1636B.  doi:10.1103 \/ PhysRevLett.48.1636.^ Blumenthal, George R.;  Pagels, Heinz;  Primack, Joel R. (2. September 1982).  &#8220;Galaxienbildung durch dissipationslose Partikel, die schwerer als Neutrinos sind&#8221;. Natur. 299 (5878): 37\u201338.  Bibcode:1982Natur.299 &#8230; 37B.  doi:10.1038 \/ 299037a0.^ Blumenthal, GR;  Faber, SM;  Primack, JR;  Rees, MJ (1984).  &#8220;Bildung von Galaxien und gro\u00dfr\u00e4umigen Strukturen mit kalter dunkler Materie&#8221;. Natur. 311 (517): 517\u2013525.  Bibcode:1984Natur.311..517B.  doi:10.1038 \/ 311517a0.^ Battinelli, P.;  S. Demers (06.10.2005). &#8220;Die C-Sternpopulation von DDO 190: 1. Einf\u00fchrung&#8221; (PDF). Astronomie und Astrophysik.  Astronomie &#038; Astrophysik. 447: 1. Bibcode:2006A &#038; A &#8230; 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 f\u00fcr die Galaxienbildung. Es wurde vermutet, dass dies die nat\u00fcrlichen Bausteine \u200b\u200bsind, aus denen gr\u00f6\u00dfere Strukturen durch Verschmelzungsprozesse aufgebaut werden.  In diesem Szenario werden Zwerggalaxien aus kleinen Dichteschwankungen im Uruniversum gebildet.^ zB M. Turner (2010).  &#8220;Axions 2010 Workshop&#8221;.  U. Florida, Gainesville, USA.^ zB Pierre Sikivie (2008).  &#8220;Axion Cosmology&#8221;.  Lect.  Anmerkungen Phys.  741, 19 &#038; ndash; 50.^ Carr, BJ;  et al.  (Mai 2010).  &#8220;Neue kosmologische Einschr\u00e4nkungen f\u00fcr urspr\u00fcngliche Schwarze L\u00f6cher&#8221;. K\u00f6rperliche \u00dcberpr\u00fcfung D.. 81 (10): 104019. arXiv:0912.5297.  Bibcode:2010PhRvD..81j4019C.  doi:10.1103 \/ PhysRevD.81.104019.^ ein b Peter, AHG (2012).  &#8220;Dunkle Materie: Ein kurzer R\u00fcckblick&#8221;.  arXiv:1201,3942 [astro-ph.CO].^ Bertone, Gianfranco;  Hooper, Dan;  Silk, Joseph (Januar 2005).  &#8220;Dunkle Materie der Partikel: Beweise, Kandidaten und Einschr\u00e4nkungen&#8221;. Physikberichte. 405 (5\u20136): 279\u2013390.  arXiv:hep-ph \/ 0404175.  Bibcode:2005PhR &#8230; 405..279B.  doi:10.1016 \/ j.physrep.2004.08.031.^ ein b Garrett, Katherine;  D\u016bda, Gintaras (2011).  &#8220;Dunkle Materie: Eine Grundierung&#8221;. Fortschritte in der Astronomie. 2011: 968283. arXiv:1006,2483.  Bibcode:2011AdAst2011E &#8230; 8G.  doi:10.1155 \/ 2011\/968283..  p.  3: &#8220;MACHOs k\u00f6nnen 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 ausschlie\u00dfen, K\u00f6nnen schwarze L\u00f6cher und Neutronensterne in unserem galaktischen Lichthof andere Formen der baryonischen Materie den gr\u00f6\u00dften Teil der dunklen Materie ausmachen? Die Antwort lautet \u00fcberraschenderweise nein &#8230; &#8220;^ Bertone, Gianfranco (18. November 2010).  &#8220;Der Moment der Wahrheit f\u00fcr WIMP dunkle Materie&#8221;. Natur.  468, S. 389\u2013393^ ein b Olive, Keith A. (2003).  &#8220;TASI-Vortr\u00e4ge \u00fcber Dunkle Materie&#8221;. Physik. 54: 21. arXiv:astro-ph \/ 0301505.  Bibcode:2003astro.ph..1505O.^ Gentile, G.;  Salucci, P. (2004).  &#8220;Die Kernverteilung dunkler Materie in Spiralgalaxien&#8221;. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 351 (3): 903\u2013922.  arXiv:astro-ph \/ 0403154.  Bibcode:2004MNRAS.351..903G.  doi:10.1111 \/ j.1365-2966.2004.07836.x.^ Klypin, Anatoly;  Kravtsov, Andrey V.;  Valenzuela, Octavio;  Prada, Francisco (1999).  &#8220;Wo sind die fehlenden galaktischen Satelliten?&#8221; Astrophysikalisches Journal. 522 (1): 82\u201392.  arXiv:astro-ph \/ 9901240.  Bibcode:1999ApJ &#8230; 522 &#8230; 82K.  doi:10.1086 \/ 307643.^ Pawlowski, Marcel;  et al.  (2014).  &#8220;Co-umlaufende Satellitengalaxienstrukturen stehen immer noch im Konflikt mit der Verteilung der urspr\u00fcnglichen Zwerggalaxien.&#8221; Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 442 (3): 2362\u20132380.  arXiv:1406.1799.  Bibcode:2014MNRAS.442.2362P.  doi:10.1093 \/ mnras \/ stu1005.^ Kormendy, J.;  Drory, N.;  Bender, R.;  Cornell, ME (2010).  &#8220;Bulgeless-Riesengalaxien fordern unser Bild der Galaxienbildung durch hierarchische Clusterbildung heraus&#8221;. Das astrophysikalische Journal. 723 (1): 54\u201380.  arXiv:1009.3015.  Bibcode:2010ApJ &#8230; 723 &#8230; 54K.  doi:10.1088 \/ 0004-637X \/ 723\/1\/54.^ Sachdeva, S.;  Saha, K. (2016).  &#8220;\u00dcberleben reiner Scheibengalaxien in den letzten 8 Milliarden Jahren&#8221;. Die astrophysikalischen Tagebuchbriefe. 820 (1): L4.  arXiv:1602.08942.  Bibcode:2016ApJ &#8230; 820L &#8230; 4S.  doi:10.3847 \/ 2041-8205 \/ 820\/1 \/ L4.^ Kroupa, P.;  Famaey, B.;  de Boer, Klaas S.;  Dabringhausen, J\u00f6rg;  Pawlowski, Marcel;  Boily, Christian;  Jerjen, Helmut;  Forbes, Duncan;  Hensler, Gerhard (2010).  &#8220;Lokale Gruppentests der Konkordanzkosmologie der Dunklen Materie: Auf dem Weg zu einem neuen Paradigma f\u00fcr die Strukturbildung&#8221;. Astronomie und Astrophysik. 523: 32\u201354.  arXiv:1006,1647.  Bibcode:2010A &#038; A &#8230; 523A..32K.  doi:10.1051 \/ 0004-6361 \/ 201014892.Weiterf\u00fchrende Literatur[edit]     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki15\/2020\/11\/28\/kalte-dunkle-materie-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Kalte dunkle Materie &#8211; Wikipedia"}}]}]