Холодна темна матерія — гіпотетичний тип темної матерії у космології та фізиці. Згідно з сучасною Стандартною космологічною моделлю ΛCDM, приблизно 25 % Всесвіту становить темна матерія, 70 % — темна енергія, і лише близько 4,5 % — звичайна баріонна матерія, з якої складаються міжгалактичний і міжзоряний газ, зорі, планети та живі організми. «Холодна» у назві означає, що частинки темної матерії рухається повільно порівняно зі швидкістю світла, що надає їй незначущо малого тиску в космологічному рівнянні стану. «Темна» вказує на те, що ця матерія дуже слабо взаємодіє зі звичайною матерією та електромагнітним випромінюванням. Запропоновані кандидати в холодну темну матерію включають слабко взаємодіючі масивні частинки (WIMP), первинні чорні діри, аксіони, а також більшість різновидів нейтрино.

Історія Теорію холодної темної матерії вперше опублікував у 1982 році Джеймс Піблз, тоді як картину теплої темної матерії незалежно запропонували одночасно , та , а також , Г. Пейджелс та . Деталі теорії були розвинуті в оглядовій статті 1984 року, написаній Джорджем Блюменталем, Сандрою Фабер, Джоелом Прімаком та Мартіном Рісом.

Формування структур У теорії холодної темної матерії структури зростають ієрархічно: малі об'єкти першими стискаються під дією власної гравітації, а потім зливаються у все більші та масивніші об'єкти. Передбачення, отримані в парадигмі холодної темної матерії, загалом узгоджуються зі спостереженнями космологічної великомасштабної структури.

У парадигмі , яка була популярна на початку 1980-х, структура формується не ієрархічно («знизу вгору»), а шляхом фрагментації («зверху вниз»), причому найбільші надскупчення спочатку формуються у вигляді плоских шарів, схожих на млинці, а згодом фрагментуються на менші частини, подібні до нашої галактики Чумацький Шлях.

З кінця 1980-х — початку 1990-х років більшість космологів віддають перевагу теорії холодної темної матерії (зокрема, сучасній моделі ΛCDM) як опису того, як Всесвіт перейшов від гладкого початкового стану на ранніх етапах (засвідчених реліктовим випромінюванням) до неоднорідного розподілу галактик та їх скупчень, який ми бачимо сьогодні — великомасштабної структури Всесвіту. Карликові галактики мають вирішальне значення для цієї теорії, оскільки були створені внаслідок дрібномасштабних коливань густини в ранньому Всесвіті; тепер вони стали будівельними блоками, що утворюють більші структури.

Склад Темну матерію виявляють через її гравітаційну взаємодію зі звичайною матерією та випромінюванням. Таким чином, дуже важко визначити, з яких складових складається холодна темна матерія. Кандидатів можна умовно поділити на три категорії:

Аксіони — дуже легкі частинки зі специфічним типом самовзаємодії, що робить їх придатними кандидатами на роль холодної темної матерії. З кінця 2010-х років аксіони вважають одними з найперспективніших кандидатів на роль темної матерії. Аксіони мають теоретичну перевагу в тому, що їх існування вирішує проблему у квантовій хромодинаміці, втім спостережно аксіони поки що не виявлялені. Аксіони є прикладом більш загальної категорії частинок, званої (, слабко взаємодіючі тонкі частинки), які є низькомасовими аналогами WIMP.

Масивні компактні об'єкти гало (), великі масивні об'єкти, такі як чорні діри, нейтронні зорі, білі карлики, дуже тьмяні червоні карлики, коричневі карлики, планети. Ці об'єкти шукають за допомогою гравітаційного мікролінзування, і більшість експертів вважають, що накладені таким чином спостережні обмеження виключають MACHO як життєздатного кандидата на роль темної матерії.

Слабковзаємодіючі масивні частинки (). Наразі немає відомих частинок з необхідними властивостями, але багато розширень Стандартної моделі фізики елементарних частинок передбачають такі частинки. Пошук WIMP включає спроби прямого виявлення високочутливими детекторами, а також спроби створення WIMP за допомогою прискорювачів елементарних частинок. Історично WIMP вважали одним з найперспективніших кандидатів на паояснення темної матерії, але з кінця 2010-х років WIMP були витіснені аксіонами, чому, зокрема, сприяло невиявлення WIMP в експериментах. Експеримент DAMA/NaI та його наступник DAMA/LIBRA стверджували, що безпосередньо виявили частинки темної матерії, що проходять крізь Землю, але багато вчених налаштовані скептично до цих експериментів, бо жодні результати інших подібних експериментів не узгоджуються з результатами DAMA.

Виклики Існує кілька важливих розбіжностей між передбаченнями на основі холодної темної матерії в моделі ΛCDM та спостереженнями галактик та їх скупчень. Для деяких із цих проблем запропоновано рішення, але залишається незрозумілим, чи можна їх вирішити, не відмовляючись від моделі ΛCDM.

Проблема каспів

Розподіл густини гало темної матерії в симуляціях холодної темної матерії (принаймні тих, що не враховують вплив зворотного зв'язку з баріонною матерією) має набагато більший касп густини в центрі, ніж те, що спостерігається в галактиках шляхом дослідження кривих їх обертання.

Проблема карликових галактик

Моделювання в парадигмі холодної темної матерії передбачають велику кількість малих згустків у гало темної матерії, внаслідок чого навколо спіральних та еліптичних галактик має утворюватись багато карликових галактик — більше, ніж кількість реально спостережуваних карликових галактик.

Проблема супутникових дисків Спостерігається, що карликові галактики навколо Чумацького Шляху та Галактики Андромеди обертаються у тонких, плоских структурах, тоді як моделювання передбачає, що вони повинні бути розподілені хаотично у приблизно сферичних гало навколо своїх батьківських галактик, подібно до орбіт, що спостерігаються для кулястих скупчень.

Проблема високошвидкісних галактик Галактики в асоціації NGC 3109 віддаляються надто швидко, щоб узгоджуватись з моделлю ΛCDM. Згідно з цими даними, NGC 3109 є надто масивною та віддаленою від Місцевої групи, щоб її можна було вважати викинутою в результаті тричастинкової взаємодії за участю Чумацького Шляху або Галактики Андромеди.

Проблема морфології галактик Якби галактики зростали ієрархічно, то масивні галактики потребували б багатьох злиттів. Великі злиття неминуче створюють класичні балджі. Однак близько 80 % спостережуваних галактик не мають балджів, і навіть гігантські галактики без балджів є звичайним явищем. Цю неузгодженість можна визначити кількісно, порівнявши спостережуваний розподіл форм галактик з передбаченнями гідродинамічних космологічних симуляцій високої роздільної здатності в межах моделі ΛCDM. Неузгодженість навряд чи можна вирішити шляхом покращення роздільної здатності симуляцій. Висока частка галактик без балджів залишалась майже сталою протягом 8 млрд років.

Проблема швидких барів Якби галактики були вбудовані в масивні гало холодної темної матерії, то бари, які часто розвиваються в їхніх центральних областях, уповільнювалися б динамічним тертям об гало. Це серйозно суперечить тому факту, що спостережувані галактичні бари зазвичай є швидкими.

Криза малих масштабів Порівняння моделі зі спостереженнями може мати деякі проблеми на субгалактичних масштабах, можливо, передбачаючи занадто багато карликових галактик і занадто багато темної матерії у центральних областях галактик. Ця проблема називається «кризою малих масштабів». Ці малі масштаби важче розрізнити в комп'ютерному моделюванні, тому поки що незрозуміло, чи полягає проблема в моделюванні, нестандартних властивостях темної матерії, чи в більш радикальній хибі моделі.

Галактики з високим червоним зміщенням Спостереження Космічного телескопа Джеймса Вебба призвели до виявлення різних галактик, підтверджених спектроскопією з високим червоним зміщенням, таких як з космологічним червоним зміщенням 13,2 або з космологічним червоним зміщенням 14,32. Така висока швидкість утворення великих галактик у ранньому Всесвіті, здається, суперечить швидкості утворення галактик, дозволеній в моделі ΛCDM через гало темної матерії, оскільки навіть якби утворення галактик було на 100 % ефективним, і вся маса могла б перетворитися на зорі, цього було б недостатньо для такого швидкого утворення таких великих галактик. Однак це залежить від припущення про початкову функцію мас зір. Якби раннє зореутворення переважно формувало масивні зорі, це могло б зняти напруженість між теорією і спостереженнями.

Див. також

Темна матерія Тепла темна матерія Модифікована ньютонівська динаміка

Примітки

Посилання