Temná hmota - v astronomii a kosmologii , stejně jako v teoretické fyzice, forma hmoty , která se neúčastní elektromagnetické interakce , a proto je nepřístupná přímému pozorování. Je to asi čtvrtina hmoty-energie vesmíru a projevuje se pouze gravitační interakcí . Pojem temná hmota byl zaveden , aby teoreticky vysvětlil problém skryté hmoty v důsledku anomálně vysoké rychlosti rotace vnějších oblastí galaxií a gravitační čočky (zahrnuje hmotu, jejíž hmotnost je mnohem větší než hmotnost běžné viditelné hmoty) ; mezi ostatními navrhovanými je nejuspokojivější.
Složení a povaha temné hmoty je v současnosti neznámá. V rámci obecně uznávaného kosmologického modelu je za nejpravděpodobnější považován model studené temné hmoty . Nejpravděpodobnějšími kandidáty na roli částic temné hmoty jsou WIMP . Navzdory aktivnímu pátrání nebyly dosud experimentálně objeveny .
Podle údajů z pozorování Planckovy vesmírné observatoře zveřejněných v březnu 2013 , interpretovaných s přihlédnutím ke standardnímu kosmologickému modelu Lambda-CDM , celková hmotnost-energie pozorovatelného vesmíru tvoří 4,9 % obyčejné ( baryonové ) hmoty, 26,8 % temné hmoty a 68,3 % temné energie [1] [2] . Vesmír je tedy z 95,1 % složen z temné hmoty a temné energie [3] .
Pojem temná hmota je historicky spojen s problémem skryté hmoty , kdy se pozorovaný pohyb nebeských těles odchyluje od zákonů nebeské mechaniky ; tento jev byl zpravidla vysvětlován existencí neznámého hmotného tělesa (nebo několika těles). Tak byla objevena planeta Neptun a hvězda Sirius B [4] .
Samotný termín „temná hmota“ ( fr. matière obscure ) byl pravděpodobně poprvé použit v roce 1906 francouzským fyzikem a matematikem Henri Poincarem , rozvíjejícím myšlenky lorda Kelvina týkající se odhadu hmotnosti hvězd Galaxie na základě rozložení o jejich rychlostech: „Mnoho našich hvězd, možná, dokonce i jejich velká většina může být temná tělesa ( anglicky dark body )“, avšak dochází k jinému závěru: „Neexistuje žádná temná hmota, nebo alespoň není tolik viditelná. “ [5] [6] . K podobnému závěru došli v roce 1915 estonský astronom Ernst Epik [6] [7] a poté v roce 1922 Nizozemec Jacobus Kaptein , který zřejmě jako první použil termín „temná hmota“ ( angl. temná hmota ), a to ve smyslu nepozorovatelné hmoty, jejíž existenci lze posuzovat pouze jejím gravitačním vlivem [6] [7] [8] :
Můžeme tedy odhadnout hmotnost temné hmoty ve vesmíru. Uvážíme-li jeho stav v současné době, podíl této hmoty zřejmě nemůže být převažující.
Původní text (anglicky)[ zobrazitskrýt] Máme tedy prostředky k odhadu hmotnosti temné hmoty ve vesmíru. V současné situaci se okamžitě ukazuje, že tato masa nemůže být nadměrná. [9]Ve stejném roce přišel britský astronom James Jeans , který také studoval pohyb hvězd v naší Galaxii [6] [8] , k jinému závěru: na každou viditelnou hvězdu připadají 2 „temné“. Dále v roce 1932 Kapteynův student Jan Oort publikoval [10] svůj přesnější odhad hustoty temné hmoty v naší galaxii, konkrétně v okolí Sluneční soustavy, na základě analýzy vertikálních oscilací hvězd vzhledem k rovině Mléčné dráhy [8] . Vypočítal, že celková hustota hmoty převyšuje hustotu běžné viditelné hmoty pouze dvakrát (tzv. Oortova mez), to znamená, že hustota temné hmoty se přibližně rovná hustotě viditelných hvězd [7] a je 0,05 M ⊙ / pc 3 [6] . V tomto období se tedy věřilo, že temná hmota je doslova temná hmota, která jednoduše nevyzařuje dostatek světla [5] [6] .
Vážné studium temné hmoty, a to i na extragalaktických měřítcích, ve skutečnosti začalo prací Fritze Zwickyho , který v roce 1933 objevil [11] neobvykle velké rozšíření v radiálních rychlostech osmi galaxií v kupě Coma (souhvězdí Coma Berenices ) – asi 1000 km/s - a použitím viriální věty dospěl k závěru, že pro stabilitu hvězdokupy musí být její celková hmotnost 400krát větší než hmotnost hvězd, z nichž se skládá [5] [8] [12] [13] [ 14] :
Pokud se to potvrdí, pak dojdeme k nápadnému závěru – že množství temné hmoty je mnohem větší než té svítící.
Původní text (německy)[ zobrazitskrýt] Falls sich dies bewahrheiten sollte, würde sich also das überraschende Resultat ergeben, dass dunkle Materie in sehr viel größerer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie. [jedenáct]V jiném článku z roku 1937 [15] , kde švýcarsko-americký astrofyzik upřesnil své výpočty, je zmínka o „temné hmotě obsažené v mlhovinách ve formě studených hvězd, jiných pevných látek a plynů“, tedy také stále uvažoval aby to byla nějaká obyčejná látka. Fritz Zwicky navíc ve svých výpočtech použil chybnou (asi 8krát větší) hodnotu Hubbleovy konstanty a získal odpovídajícím způsobem nadhodnocený poměr hmotnost/svítivost a v důsledku toho nadhodnocené množství temné hmoty. Přes všechny tyto nuance se jeho zásadní závěr o jejím drtivém přínosu pro masu rozsáhlých astronomických objektů stal zásadním krokem v historii konceptu temné hmoty [5] [13] . Přibližně ve stejnou dobu, v roce 1936, získal americký astronom Sinclair Smith [16] podobný výsledek pro další kupu galaxií, Pannu : průměrná hmotnost jedné galaxie v ní obsažené byla podle jeho výpočtů 2⋅10 11 M ʘ , což je o 2 řády vyšší než odhad provedený poněkud dříve [17] E. Hubbleem . Nicméně, stejně jako Zwicky, jehož práci mimochodem také citoval, Smith vysvětlil tento paradox přítomností velkého množství mezigalaktické hmoty v kupě, buď rovnoměrně rozložené v kupě, nebo tvořící obří slabá oblaka kolem galaxií [8]. [13] [18] . Mezitím byla astronomická komunita v té době spíše skeptická k hypotéze temné hmoty, ačkoli uznala existenci problému chybějící hmoty [13] [19] [20] .
Brzy se objevil další problém s rozložením hmoty a poměrem hmotnost/svítivost pro spirální galaxie získané z jejich rotačních křivek [21] [22] . V roce 1939 tedy Američan Horace Babcock publikoval ve své dizertační práci podrobnou rotační křivku galaxie Andromeda - rychlost rotace hvězd kolem jejího středu se nesnížila, jak předpovídala nebeská mechanika, nepřímo úměrná (kde je vzdálenost k střed), ale zůstal téměř konstantní (viz obr. obrázek). Babcock došel k závěru, že to naznačuje přítomnost značného množství neviditelné hmoty ve vnějších oblastech galaxie M 31, ale lze to vysvětlit také silnou absorpcí prachovými částicemi [18] [21] [22] . O rok později Jan Oort po analýze rotační křivky galaxie NGC 3115 také získal anomálně vysoký poměr hmotnost/svítivost pro vnější oblasti (~ 250), což neodpovídalo teoretickému obrazu, který předpokládal, že celá hmota galaxie byla obsažena v jejích hvězdách [18] [22] . Babcock i Oort upozorňovali na důležitost studia rotačních křivek vnějších oblastí galaxií, ale jejich výsledky v té době nevzbudily pozornost, stejně jako výsledky Zwickyho a Smithe, což bylo, alespoň částečně, pravděpodobně způsobeno do začátku v roce 1939 druhé světové války [18] .
Na druhou stranu však válka přispěla i k rychlému pokroku pozorovacích prostředků radioastronomie - umožnily zaregistrovat 21 cm emisní čáru atomárního vodíku, určující jeho přítomnost v mezihvězdných oblacích a rychlost pohybu. [21] . Velkou roli v tom opět sehrál Jan Oort; jeho student Henrik van de Hulst v roce 1957 jako první získal [23] touto metodou rotační křivku vnější oblasti galaxie M M / L ~ 2 pro centrální oblast disku, publikované krátce předtím [24] , a ukázalo se, že na rozdíl od vnitřní viditelné oblasti, kde se rozložení hmoty přibližně shodovalo se svítící hmotou, bylo ve vnějším halo mnohem více hmoty, neviditelné, ale mající gravitační účinek [25] . Rádiová pozorování galaxie M 31 v té době také odhalila, že se přibližuje k naší, a protože toto přiblížení bylo způsobeno silami vzájemné přitažlivosti, bylo možné kvantifikovat jejich celkovou hmotnost, což bylo provedeno v roce 1959 [26 ] německo-britského astrofyzika Franze Kahna a dalšího slavného nizozemského studenta Jana Oorta Lodewijka Woltera . Získali hodnotu ~1,5⋅10 12 M ⊙ , 6krát větší než součet jednotlivých hodnot, za které se pak považovaly hmotnosti Mléčné dráhy (~ 4⋅10 11 M ⊙ ) a M 31 (~ 1⋅ 10 11 M ⊙ ), a došli k závěru, že tato chybějící hmota existuje jako halo horkého (~ 10 5 K) plynu obklopujícího galaxie [18] [20] [25] .
Problém hmotností galaktických kup se v té době stal předmětem tak aktivních diskuzí, že se jeho diskuzi věnovala konference „O nestabilitě galaktických systémů“ [27] v rámci sympozia „O problémech extragalaktických výzkum“ v Santa Barbaře v srpnu 1961, organizovaný Mezinárodní astronomickou unií . Mnoho vysvětlení pro nesrovnalost mezi hmotnostmi odvozenými z viriální věty a vypočítanými z pozorovaných rotačních křivek předpokládalo existenci „neviditelné mezigalaktické hmoty tvořící 90-99 % hmotností shluků“ [19] [20] [28] .
Velký příspěvek k přijetí hypotézy temné hmoty učinili koncem 60. a začátkem 70. let astronomové Vera Rubin z Carnegie Institution a Kent Ford . — jako první získali přesná a spolehlivá spektrografická data o rychlosti rotace hvězd v galaxii M 31 [29] . Rotační křivka zůstala plochá ve vzdálenosti až 24 kpc od středu, což souhlasilo s dříve publikovanými [30] měřeními v rádiovém rozsahu [5] [22] [25] . Ve stejné době, v roce 1970, Australan Ken Freeman ve své slavné práci [31] , analyzující data o galaxiích M 33 a NGC 300 , dospěl k závěru, že
Pokud jsou [data] správná, pak tyto galaxie musí obsahovat hmotu, která není registrována ani na optických, ani na rádiových frekvencích. Její hmotnost musí být alespoň stejná jako u konvenčně zaznamenané galaxie a její rozložení se může velmi lišit od exponenciálního rozložení, které je charakteristické pro opticky pozorovatelnou galaxii.
Původní text (anglicky)[ zobrazitskrýt] pokud jsou [údaje] správné, pak v těchto galaxiích musí být přídavná hmota, která není detekována, ať už opticky, nebo na 21 cm. Jeho hmotnost musí být alespoň tak velká jako hmotnost detekované galaxie a její rozložení musí být zcela odlišné od exponenciálního rozložení, které platí pro optickou galaxii. [31]V 70. letech pak argumenty ve prospěch masivních halo nebo „korun“ galaxií daleko od jejich středů vznesli další známí vědci: Jaan Einasto [32] , stejně jako Jeremy Ostryker a Jim Peebles [33] , kteří analyzoval nashromážděné množství dat, kromě rotačních křivek, o pohybu trpasličích galaxií, párů a kup galaxií [34] [35] [36] . Článek Oestrykera a Peeblese tedy začal slovy
Existují důvody, stále četnější a spolehlivější, se domnívat, že odhady hmotností běžných galaxií až do současnosti by mohly být nejméně 10krát podhodnoceny.
Důležitým momentem byla práce Alberta Bosmy z Univerzity v Groningenu : v roce 1978 ve své doktorandské práci představil [37] jemné rotační křivky již pro 25 galaxií [38] . V tomto období byly kromě pozorování formulovány i teoretické argumenty ve prospěch existence temné hmoty, založené na kosmologických úvahách a výsledcích numerických simulací [39] . Stejný Ostriker a Peebles, opírající se o práci Zwickyho, ukázali [40] , že bez přidání masivních sférických halo by galaxie byly nestabilní [14] [38] . Nálada v astronomické komunitě na konci dekády se odrazila v recenzi amerických astrofyziků Sandry Faber a Johna Gallaghera [41] , ve které [38]
Dochází k závěru, že argumenty pro neviditelnou hmotu ve vesmíru jsou velmi přesvědčivé a sílí.
Původní text (anglicky)[ zobrazitskrýt] Dochází k závěru, že argumenty pro neviditelnou hmotu ve vesmíru jsou velmi silné a stále silnější. [41]Byla vydána i nová díla Very Rubinové [42] .
Studium kosmického mikrovlnného záření na pozadí , zejména identifikace vysokého stupně jeho izotropie, dalo impuls rozvoji kosmologie. V roce 1982 tak Jim Peebles vyjádřil myšlenku [43] , že rozpor mezi absencí výrazných fluktuací hustoty baryonové hmoty v okamžiku rekombinace a moderní velkoškálovou strukturou vesmíru , která by neměla čas vyvinout v čase, který od toho okamžiku uplynul, lze eliminovat předpokladem velkého množství nebaryonové hmoty - růst jejích fluktuací by přispěl ke vzniku pozorovaných nehomogenit v rozložení hmot, aniž by byl vtisknuté jakýmkoliv způsobem do kosmického mikrovlnného záření pozadí. A inflační hypotéza formulovaná v 80. letech 20. století , která vysvětlovala izotropii záření kosmického mikrovlnného pozadí, také předpokládala, že vesmír je plochý a že v důsledku toho je hustota jeho hmoty přesně rovna kritické . Vzhledem k tomu, že odhady hustoty obyčejné baryonové hmoty udávaly pouze nevýznamný zlomek této hodnoty, znamenalo to naopak nutnost existence temné hmoty [39] [44] .
V 80. letech 20. století, kdy již byla hypotéza temné hmoty stanovena jako obecně uznávaná, se její výzkum zaměřil na to, co to přesně je [5] , jaké jsou její vlastnosti a její role ve vývoji vesmíru [45] [46] . To bylo provedeno pomocí numerické simulace , která se tehdy aktivně rozvíjela díky pokroku výpočetní techniky , jejíž výsledky byly porovnávány s pozorovacími daty [45] . Důležitou roli sehrála např. revize redshiftů CfA1 [45] [47] a následně její druhý stupeň CfA2 [48] [49] . A od příští dekády se zájem přesunul na modelování distribuce temné hmoty v galaktických halozích [45] . Na začátku 21. století bylo možné používat přesnější a úplnější průzkumy oblohy: 2dFGRS [49] [50] [51] [52] a následující 6dFGS [53] ; dosud nejpodrobnější je SDSS [51] [54] . Numerické modelování kosmologické evoluce, zejména role temné hmoty v tomto procesu, se také stalo přesnějším a rozsáhlejším: takové projekty jako Millennium [55] [56] , Bolshoi Simulation [57] [58] a Illustris [59] .
Takové výpočty byly provedeny pro více než deset shluků a poměr neviditelné/viditelné hmoty je obecně v souladu s jinými metodami měření hmoty temné hmoty těchto shluků [68] [73] [75] .
Efekt slabé gravitační čočky je zvýrazněn statistickou analýzou mnoha snímků z pozemních a vesmírných dalekohledů. Při absenci blízké koncentrace hmoty musí být orientace vzdálených galaxií v pozadí chaotická. Je-li přítomna taková hmota, vede to ke změně zdánlivého prodloužení galaxií a ke vzniku určitého řádu v jejich orientaci [67] [77] . Vzhledem k tomu, že zkreslení jsou v řádu několika procent amplitudy, vyžaduje tato metoda vysokou přesnost zpracování, minimalizaci systémových chyb a velké oblasti zájmu. Proto je shoda výsledků s jinými metodami důležitým důkazem ve prospěch existence temné hmoty [78] .
Dalším příkladem takového neobvyklého objektu je kupa CL0024+17 , která má vrchol hustoty v prstencové odlehlé oblasti, která se neshoduje s umístěním horkého plynu, stejně jako hvězd. Teoretické modelování ukázalo, že se jedná o výsledek stejného procesu jako u Bullet Cluster, avšak CL0024+17 není pozorován ze strany, ale podél srážky a v mnohem pozdější fázi. Takový obrázek nelze vysvětlit v rámci alternativních teorií [84] .
Bylo také identifikováno mnoho dalších shluků tohoto druhu, pro které bylo analýzou snímků v různých rozsazích získáno rozložení hmoty, včetně skrytého: MACS J0025.4-1222 [85] , Abell 2744 [86] , Abell 520 [87] a další.
Ve většině teorií vzniku temné hmoty se předpokládá, že v raných fázích evoluce vesmíru byly částice temné hmoty v kinetické rovnováze s běžnou hmotou - baryony , elektrony a fotony , které v té době tvořily jediné médium. V určitém okamžiku, při určité teplotě T d , se vychýlily z rovnováhy a od té doby se volně šíří [komentář 3] . Podle poměru této teploty a hmotnosti částic temné hmoty se dělí na „horké“, „studené“ a „teplé“ [93] .
Horká temná hmotaPokud v okamžiku porušení rovnováhy s baryonovou hmotou hmotnost částic temné hmoty nepřekročila odpovídající teplotu prostředí, [komentář 4] , tedy byly relativistické, navíc tato hmotnost byla menší než 1 eV , taková temná hmota se nazývá horká. Od teplé temné hmoty , pro kterou se také , ale , liší tím, že horká temná hmota zůstala relativistická i v době přechodu z radiační do prašné fáze vývoje Vesmíru , ke kterému došlo při teplotě . To je důležité, protože růst poruch hustoty nastává v těchto fázích odlišným způsobem a v podstatě závisí na tom, zda je temná hmota v prachové fázi relativistická [93] .
Ve vesmíru zpočátku docházelo k nehomogenitám v hustotě temné hmoty s malou amplitudou a bylo období, kdy byly částice temné hmoty relativistické a volně se šířily (to se stalo v teplotním rozsahu ). Pohybovaly se téměř rychlostí světla, rychle opustily oblasti se zvýšenou hustotou a zaplnily oblasti se sníženou hustotou (v rámci současného kosmologického horizontu). V důsledku tohoto procesu volného proudění byly vymyty nehomogenity hustoty temné hmoty menší než aktuální horizont. Vzhledem k tomu, že volné míchání skončilo v , velikost horizontu v tomto okamžiku, natažená faktorem, určuje maximální moderní velikost oblastí, ve kterých jsou poruchy hustoty potlačeny [94] . Pro horkou temnou hmotu ( ) se tato hodnota odhaduje na cca 100 Mpc [95] .
V modelech s horkou temnou hmotou se nejprve vytvoří největší struktury - nadkupy , které se následně rozpadnou na menší - shluky . Galaxie vznikají jako poslední a tento proces měl začít ne tak dávno. Taková posloupnost vzniku struktur odporuje pozorování, horká temná hmota tedy může být jen malou částí veškeré temné hmoty [95] [96] .
Tento typ temné hmoty by mohl zahrnovat především obyčejná neutrina ze Standardního modelu - jedná se o jedinou experimentálně potvrzenou částici tohoto typu [97] [96] .
Studená temná hmotaPokud se částice temné hmoty oddělily od běžné hmoty, která je již nerelativistická, to znamená , že se taková temná hmota nazývá „studená“. Je to nejvíce preferovaná možnost z kosmologických úvah [93] : takové částice se pohybují pomalu, vyznačující se malou hodnotou tzv. délky volného míchání [komentář 5] , proto v počátečních fázích expanze Vesmíru hustota fluktuace na malých měřítcích nejsou potlačeny, vznik velkorozměrové struktury Vesmíru začíná poměrně brzy a probíhá zdola nahoru [51] [56] [98] . Maximální moderní velikost oblasti, ve které jsou potlačeny poruchy hustoty, 0,1 Mpc (velikost trpasličí galaxie ), udává spodní hranici pro hmotnost částic temné hmoty 1 keV – stejné pořadí je získáno z jiných úvah založených na odhady fázové hustoty částic temné hmoty v trpasličích galaxiích [95] . Výsledky modelování vývoje vesmíru s takovými parametry (v rámci modelu ΛCDM ) přesně odpovídají pozorovanému vzoru kup , galaktických filamentů a dutin mezi nimi [56] [98] .
Třída hypotetických kandidátních částic pro roli částic studené (tedy hmotnější než 1-100 keV ) temné hmoty se nazývá WIMP (z angl. WIMP, slabě interagující masivní částice - slabě interagující masivní částice) [92] [99] . Nyní se však tento termín používá v užším smyslu než původně a týká se pouze částic, které by měly podléhat slabé interakci [100] [101] .
V rámci modelu studené temné hmoty však vznikají obtíže při popisu vnitřních, centrálních oblastí halo, z nichž nejzávažnější jsou [102] [103] [104]
Teplá temná hmota, stejně jako horká , byla v okamžiku výstupu z rovnováhy s baryonovou hmotou relativistická, tedy podmínka byla splněna . Hmotnost jeho částic M X však byla větší než 1 eV a v době přechodu z radiační dominační fáze expanze vesmíru do prachové fáze již přestaly být relativistické. Vzhledem k tomu, že růst poruch hustoty nastává v těchto fázích výrazně odlišnými způsoby a silně závisí na tom, zda je temná hmota v prachové fázi (k přechodu k níž došlo právě při teplotách řádově 1 eV ) relativistická, je tento rozdíl zásadní [ 93] . Kolísání hustoty pro teplou temnou hmotu je potlačeno pouze na velmi malých měřítcích, na úrovni trpasličích galaxií a níže [98] .
K analytickému popisu tvaru halo temné hmoty se nejčastěji používá profil Navarro-Frank-White [105] :
kde ρ 0 je parametr určený hustotou hmoty ve Vesmíru v okamžiku vzniku halo, R s je charakteristický poloměr halo. Tato aproximace je však vysoce nepřesná v centrálních oblastech galaxií, kde dominuje baryonová hmota [45] . Jako přesnější alternativa byl navržen Burkertův profil [106] :
kde ρ 0 je hustota ve středové oblasti, r 0 je její poloměr. Byla také navržena analytická forma založená na numerickém modelování jako Mooreův profil [107] :
což však naznačuje ještě ostřejší nárůst v centrální oblasti než profil Navarro-Frank-White. Nakonec byl předložen nápad použít profil Einasto [108] :
.S rozvojem astrofyziky a schválením hypotézy temné hmoty byl pro řadu specialistů nejpřirozenějším předpokladem, že temná hmota sestává z obyčejné, baryonové hmoty, která z nějakého důvodu slabě interaguje elektromagneticky, a proto ji nelze při studiu detekovat. například emisní čáry a absorpce. Kandidáty na roli takových objektů by mohly být planety, hnědí trpaslíci , červení trpaslíci , bílí trpaslíci , neutronové hvězdy a černé díry . Astrofyzik Kim Griest navrhl pro jejich označení termín MACHO (masivní astrofyzikální kompaktní halo objekt ) [109] . Tato zkratka naznačuje španělštinu. macho - " macho , dork " je kontrastem k termínu WIMP , který dříve navrhl Michael Turner ( eng. Michael S. Turner ), pro hypotetické nebaryonicky slabě interagující masivní elementární částice ( eng. wimp - "bore, slaboch" ) [110] , viz níže.
Zdá se však, že podíl baryonové hmoty ve složení temné hmoty je malý. Za prvé, experimenty na hledání objektů MACHO v halu naší Galaxie pomocí detekce událostí gravitační mikročočky hvězdného světla vedly k závěru, že zlomek takových kompaktních objektů, alespoň s hmotností v rozmezí od 10 −7 do 10 2 sluneční hmotnosti , není větší než 8 % [109] [111] . Na druhou stranu žádný ze známých typů kandidátů na roli složek temné hmoty neodpovídá pozorovacím údajům o jejím množství [112] . Z kosmologických úvah navíc vyplývá, že poměr primárních koncentrací lehkých prvků, zejména podílu deuteria (pozorovaný u nejstarších astronomických objektů), ukazuje na poměrně malý příspěvek baryonů k celkové hustotě vesmíru – pouze 4,5 % kritické hodnoty hustoty, jak pak odhady hmotnosti celé látky získané nezávislými metodami dávají 20-30 % této hodnoty [111] [92] [112] .
Prvotní černé díryJedním z kandidátů na roli objektů MACHO jsou primordiální černé díry vzniklé v době počáteční expanze Vesmíru bezprostředně po velkém třesku [113] . Studie založené na počítání událostí gravitační mikročočky světla ze vzdálených supernov poskytují významná omezení možného podílu černých děr o hmotnosti větší než 0,01 hmotnosti Slunce ve složení temné hmoty – ne více než 23 % [114] [115] . Stále však nejsou vyloučeny hodnoty hmotností, které mohou mít prvotní černé díry, zejména takové objekty s hmotností větší než 10 3 hmotností Slunce mohou hrát důležitou roli v kosmologických procesech, a to i když tvoří velmi malý zlomek temná hmota [116] .
MaximonsNavíc bylo navrženo, že roli částic temné hmoty by mohly hrát hypotetické Planckovy černé díry ( maximony ), které jsou konečným produktem evoluce obyčejných černých děr, jsou stabilní a již nepodléhají Hawkingovu záření . Tyto objekty se vyznačují extrémně malým interakčním průřezem , asi 10 -66 cm 2 , což je o 20 řádů menší než interakční průřez neutrin. Malost interakčního průřezu neutrálních maximonů s hmotou vede podle této teorie k tomu, že značná (nebo dokonce hlavní) část hmoty v současném vesmíru by se mohla skládat z maximonů, aniž by to vedlo k rozporu s pozorování [117] .
Neutrina , která se neúčastní silných a elektromagnetických interakcí, se přirozeně stala historicky prvními kandidáty na roli částic temné hmoty. Na rozdíl od jiných kandidátů existují a jsou popsány v rámci standardního modelu [118] . Odpovídající hypotéza byla navržena a zkoumána na počátku 80. let [119] . Numerické simulace však ukázaly, že neutrina, která jsou velmi lehká, by v raném vesmíru měla velmi vysoké rychlosti, to znamená, že by to byla horká temná hmota , a formování struktury by probíhalo odshora k spodní (od většího měřítka k malému), a ve výsledku by se lišil od toho, co je pozorováno nyní. Bylo tedy ukázáno, že běžná neutrina ze Standardního modelu nemohou být částicemi temné hmoty [96] [45] .
Poté přirozeně vyvstal předpoklad, že částice temné hmoty jsou těžká neutrina – jakýsi druh dříve neobjevené odrůdy [89] . Pokud by dominovaly v raném Vesmíru, pak by v takovém médiu začaly fluktuace narůstat mnohem dříve než v baryonském a rozsáhlá struktura Vesmíru by měla čas se zformovat [81] . Podle hypotézy zveřejněné na počátku 90. let 20. století by se temná hmota mohla skládat z tzv. sterilních neutrin , která se neúčastní ani slabé interakce a z obyčejných neutrin mohou vzniknout pouze oscilacemi . Teoretické modely udávají široký rozsah hmotností a podle toho i teplot, které taková neutrina mohou mít, to znamená, že mohou tvořit jak teplou ( ), tak studenou ( ) temnou hmotu [96] .
AxionsAxiony jsou hypotetické neutrální pseudoskalární částice původně představené k vyřešení problému absence silného narušení CP v kvantové chromodynamice [120] [121] [122] . Předpokládá se, že axiony patří do studené temné hmoty [120] [45] , ale musí být velmi lehké: astrofyzikální a laboratorní data udávají limity hmotnosti axionu ne více než 10 −3 eV a kosmologické úvahy - ne méně než 10 − 4 -10 −6 eV [123] [124] [125] .
Byla také předložena hypotéza o fuzzy temné hmotě, reprezentované supratekutým Boseho kondenzátem , takže její vlastnosti jsou podobné axionům, které však mají mnohem menší hmotnost - asi 10 −22 eV [126] .
Supersymetrické částiceHypotetické částice popsané v rámci supersymetrických teorií se neúčastní elektromagnetických a silných interakcí, a pokud jsou stabilní, mohly by být distribuovány ve vesmíru a hrát důležitou roli v jeho evoluci, to znamená, že by mohly být částicemi temné hmoty. . Zpočátku bylo pro tuto roli navrženo pouze gravitino , nicméně s příchodem minimálního supersymetrického standardního modelu vznikla hypotéza, že taková částice je neutralino , smíšený stav superpartnerů fotonu , Z-bosonu , a Higgsův boson , se stal populárnějším — skutečně by měl být stabilní díky zachování R-parity [127] . Předpokládá se, že neutralina jsou mimo termodynamickou rovnováhu s běžnou hmotou, mají teplotu nižší než jejich hmotnost, to znamená, že patří do studené temné hmoty [45] . Takové částice, stejně jako jakékoli jiné hypotetické slabě interagující hmotné neutrální elementární částice (WIMP, WIMP ), bez ohledu na jejich povahu, musí mít anihilační průřez blízký průřezu slabé interakce (~10 -36 cm2 ) a mít hmotnost alespoň několik nukleonových hmot, které poskytují vlastnosti pozorované ve studené temné hmotě [110] .
Exotické hypotézyJe známo, že temná hmota interaguje se "světelnou" ( baryonovou ) hmotou, alespoň gravitačním způsobem, a je to médium s průměrnou kosmologickou hustotou , která je několikrát vyšší než hustota baryonů. Ty jsou zachyceny v gravitačních studnách koncentrací temné hmoty. Proto, přestože částice temné hmoty neinteragují se světlem , světlo je vyzařováno z míst, kde je temná hmota. Tato pozoruhodná vlastnost gravitační nestability umožnila studovat množství, stav a distribuci temné hmoty z pozorovacích dat z rádiového dosahu až po rentgenové záření [128] .
Studie pohybů více než 400 hvězd nacházejících se až 13 000 světelných let od Slunce zveřejněná v roce 2012 nenašla ve velkém prostoru kolem Slunce žádný důkaz temné hmoty. Podle předpovědí teorií mělo být průměrné množství temné hmoty v okolí Slunce asi 0,5 kg v objemu zeměkoule. Měření však poskytla hodnotu ne větší než 0,06 kg temné hmoty v tomto objemu. To znamená, že pokusy o detekci temné hmoty na Zemi například ve vzácných interakcích částic temné hmoty s „běžnou“ hmotou mohou být jen stěží úspěšné [129] [130] [131] .
Studie pohybu těles ve sluneční soustavě, publikovaná v roce 2013, založená na údajích z 677 000 polohových pozorování planet a kosmických lodí od roku 1910 do současnosti, umožnila získat horní hranici množství možné temné hmoty v sluneční soustava - celkové množství temné hmoty v kouli ohraničené dráhou Saturnu není větší než 1,7⋅10 -10 Mʘ [ 132] [133]
Experimentální detekce částic temné hmoty by měla být založena zaprvé na tom, že mají hmotnost, která gravitačně interaguje s jinými hmotami, a zadruhé na tom, že tato hmotnost musí být velmi velká. Kromě toho však není o temné hmotě nic známo. Hlavním problémem při hledání částic temné hmoty je to, že se neúčastní elektromagnetické interakce , to znamená, že jsou neviditelné a nemají baryonickou povahu [14] .
Existují dvě možnosti vyhledávání: přímé a nepřímé.
Při přímém experimentálním pátrání po temné hmotě pomocí pozemních zařízení jsou studovány důsledky interakce těchto částic s elektrony nebo atomovými jádry v citlivém objemu nízkopozaďového jaderně-fyzikálního detektoru. Když je částice temné hmoty, která je součástí galaktického hala, rozptýlena částicí obyčejné hmoty (elektron nebo nukleon ), tato získá určitou kinetickou energii a může být registrována konvenčními metodami. Problém spočívá v extrémně malém průřezu pro interakci částic temné hmoty s běžnými částicemi. Další experimentální signatura, která umožňuje potlačit pozadí, ale zavádí určitou modelovou závislost, je založena na očekávané periodické změně rychlosti Země (a detektoru spolu s ní) vzhledem k halu temné hmoty v důsledku orbitální pohybu kolem Slunce, což by mělo vést ke změnám signálu s roční periodicitou a maximem na začátku června. Varianta přímého hledání lehkých DM částic (zejména axionů) spočívá v detekci jejich rozpadu na fotony v magnetickém poli v kvalitní rezonanční dutině (tzv. haloskop ).
Takové experimenty vyžadují vysokou přesnost a vyloučení rušení z jiných zdrojů signálu, proto jsou detektory většinou umístěny pod zemí [14] .
Metody nepřímé detekce jsou založeny na pokusech o detekci toků sekundárních částic (neutrin, fotonů atd.), které vznikají např. v důsledku anihilace sluneční nebo galaktické temné hmoty.
Při pokusu o vysvětlení pozorovaných jevů, na základě kterých se v souhrnu došlo k závěru, že existence temné hmoty je nezbytná, aniž by se tento pojem zahrnoval, byly nejprve vysloveny úvahy o platnosti obecně uznávaných zákonů. gravitační interakce na velké vzdálenosti [81] .
Nejznámější je Modified Newtonian Dynamics (MOND), teorie navržená na počátku 80. let izraelským astrofyzikem Mordechaiem Milgromem , která je modifikací gravitačního zákona, která poskytuje silnější interakci v některých oblastech vesmíru takovým způsobem, aby vysvětlit pozorovaný tvar rotačních křivek galaxií [14] [134] . V roce 2004 teoretický fyzik Yaakov Bekenstein , rovněž z Izraele, vypracoval relativistické zobecnění této hypotézy – tensor-vector-skalární teorii gravitace , která rovněž vysvětluje pozorované účinky gravitační čočky [135] . V roce 2007 navíc kanadský fyzik John Moffat navrhl svou teorii modifikované gravitace, nazývanou také teorie gravitace skalární-tensor-vektor [136] .
Zastánci modifikovaných gravitačních teorií považují nedostatek pozitivních výsledků experimentů na přímou detekci částic temné hmoty za argument ve svůj prospěch. Pro modifikovanou newtonovskou dynamiku se vyslovila i Vera Rubin , jejíž práce sehrála důležitou roli ve vývoji teorie temné hmoty [14] : „Kdybych si měl vybrat, rád bych zjistil, že právě Newtonovy zákony musí být změněno, aby správně popisovalo gravitační interakce na velké vzdálenosti. To je atraktivnější než vesmír naplněný novým typem subjaderných částic“ [137] .
Mezitím v současnosti většina vědců MOND neuznává, protože výpočty založené na něm ukazují jeho selhání [14] . Problém alternativních teorií gravitace je v tom, že i když ospravedlňují jednotlivé efekty, které jsou důsledky existence temné hmoty, stále je neberou v úvahu v souhrnu. Nevysvětlují pozorované chování srážejících se kup galaxií a jsou v rozporu s kosmologickými argumenty pro přítomnost velkého množství nebaryonové neviditelné hmoty v raném vesmíru [81] .
Tato teorie byla vyvinuta v 60. letech 20. století švédským fyzikem jménem Hannes Alfven (laureát Nobelovy ceny v roce 1970 za objevy v magnetodynamice) s využitím svých zkušeností z výzkumu plazmatu v blízkosti Země (polární záře) a rané práce Christiana Birkelanda .
Základem teorie je předpoklad, že elektrické síly jsou na velké vzdálenosti (měřítko galaxie a kupy galaxií) významnější než gravitace. Pokud předpokládáme, že plazma vyplňuje celý vesmír a má dobrou vodivost, pak by mohlo vést obrovské elektrické proudy (asi 10 17 - 10 19 ampérů ) na stupnici desítek megaparseků. Takové proudy vytvářejí silné galaktické magnetické pole, které zase tvoří strukturu obou galaxií a jejich kup ( galaktických filamentů nebo filamentů). Přítomnost takto výkonného pole snadno vysvětluje vznik galaktických ramen (o důvodu vzniku galaktických ramen zatím neexistuje shoda [138] ), rozložení rychlosti rotace galaktických disků od poloměru eliminuje potřebu zavést halo temné hmoty. V současné době však moderní astrofyzika nepozoruje ani tak silné proudy v měřítku desítek megaparseků, ani vysoká mezigalaktická a intragalaktická magnetická pole. Předpoklady plazmové kosmologie o struktuře filamentárních buněk a homogenitě vesmíru ve velkých měřítcích (tzv. Large-scale structure of the Universe ), které učinili Alfven [139] a Anthony Perrat [140] , byly nečekaně potvrzeny pozorováním v roce koncem 80. a v 90. letech 20. století [141] jsou však i tato pozorování vysvětlována v rámci obecně uznávaného kosmologického modelu. Pro vysvětlení vláknité struktury Vesmíru se v současnosti používá teorie vzniku filamentů vlivem gravitační nestability (zpočátku se téměř rovnoměrné rozložení hmoty soustředí na žíraviny a vede ke vzniku filamentů), na rostoucí struktury temné hmoty, podél kterého se tvoří struktura viditelné hmoty [142] (vznik takové struktury temné hmoty se vysvětluje kvantovými fluktuacemi v procesu inflace ).
V současné době je plazmová kosmologie jako teorie nepopulární, protože popírá vývoj vesmíru podél cesty velkého třesku . Na druhou stranu, pokud opustíme teorii velkého třesku a budeme uvažovat stáří vesmíru mnohem větší než 13,5 miliardy let, pak skrytá hmota může být z velké části vysvětlena takovými objekty MACHO, jako jsou černí trpaslíci , kteří se vyvíjejí z bílých trpaslíků , kteří se ochladily během desítek miliard let .
V některých teoriích s extra dimenzemi je gravitace přijímána jako jedinečný typ interakce, která může působit na náš prostor z extra dimenzí [143] . Tento předpoklad pomáhá vysvětlit relativní slabost gravitační síly ve srovnání s ostatními třemi hlavními silami (elektromagnetická, silná a slabá): gravitace je slabší, protože může interagovat s hmotou v extradimenzích a pronikat bariérou, kterou jiné síly nemohou.
Z toho vyplývá, že vliv temné hmoty lze logicky vysvětlit interakcí viditelné hmoty z našich běžných dimenzí s hmotou z jiných (dalších, neviditelných) dimenzí prostřednictvím gravitace. Jiné typy interakcí přitom nemohou tyto dimenze a tato hmota v nich jakkoli vnímat, nemůže s ní interagovat. Hmota v jiných dimenzích (ve skutečnosti v paralelním Vesmíru) se může formovat do struktur (galaxie, kupy galaxií, filamenty) způsobem podobným našim měřením nebo tvořit své vlastní, exotické struktury, které jsou v našich měřeních pociťovány jako gravitační. halo kolem viditelných galaxií [144] .
Temná hmota může být jednoduše původní (vzniklá v okamžiku velkého třesku ) defekty ve vesmíru a/nebo topologie kvantových polí, které mohou obsahovat energii , a tím způsobovat gravitační síly.
Tento předpoklad lze zkoumat a testovat pomocí orbitální sítě vesmírných sond (kolem Země nebo v rámci sluneční soustavy) vybavených přesnými nepřetržitě synchronizovanými (pomocí GPS ) atomovými hodinami , které budou zaznamenávat průchod takové topologické vady touto sítí [ 145] [146] . Efekt se projeví jako nevysvětlitelný (obvyklé relativistické důvody) nesoulad průběhu těchto hodin, který má jasný začátek a časem i konec (v závislosti na směru pohybu a velikosti takové topologické vady) [ 147] .
Slovníky a encyklopedie | |
---|---|
V bibliografických katalozích |
|
Klasifikace částic | |
---|---|
Rychlost vzhledem k rychlosti světla |
|
Přítomností vnitřní struktury a oddělitelnosti | |
Fermiony přítomností antičástice | |
Vzniká při radioaktivním rozpadu | |
Kandidáti na roli částic temné hmoty | |
V inflačním modelu vesmíru | |
Přítomností elektrického náboje | |
V teoriích spontánního porušení symetrie |
|
Podle doby života | |
Jiné třídy |
Kosmologie | |
---|---|
Základní pojmy a objekty | |
Historie vesmíru | |
Struktura vesmíru | |
Teoretické pojmy | |
Experimenty | |
Portál: Astronomie |
standardního modelu | Fyzika nad rámec|
---|---|
Důkaz | |
teorie | |
supersymetrie | |
kvantová gravitace | |
Experimenty |