În cosmologie și fizică, materia întunecată rece (CDM, din engleză cold dark matter) este un tip ipotetic de materie întunecată. Conform modelului standard actual al cosmologiei, modelul Lambda-CDM, aproximativ 27% din Univers este materie întunecată și 68% este energie întunecată, în timp ce doar o fracțiune mică este materie obișnuită (barionică), care alcătuiește stelele, planetele și organismele vii.
Termenul rece se referă la faptul că materia întunecată se deplasează lent în raport cu viteza luminii, ceea ce implică o practic nulă. Termenul întunecată indică faptul că aceasta interacționează foarte slab cu materia obișnuită și cu radiația electromagnetică.
Printre candidații propuși pentru materia întunecată rece se numără (WIMP), și , precum și majoritatea tipurilor de neutrini.
Istorie
Teoria materiei întunecate reci a fost publicată inițial în 1982 de James Peebles.
În același timp, modelul de a fost propus independent de , și , precum și de , H. Pagels și .
Un articol de sinteză publicat în 1984 de Blumenthal, , Primack și a dezvoltat în detaliu teoria materiei întunecate reci.
Formarea structurilor
În teoria materiei întunecate reci, structurile cosmice se formează ierarhic: obiectele mici colapsează mai întâi sub propria lor gravitație și apoi se unesc progresiv, formând obiecte din ce în ce mai mari și mai masive. Predicțiile paradigmei materiei întunecate reci sunt în general în acord cu observațiile privind .
În paradigma , populară la începutul anilor 1980 dar mai puțin după anii 1990, structurile nu se formează ierarhic (bottom-up), ci prin fragmentare (top-down): cele mai mari se formează primele, sub formă de structuri plane asemănătoare unor „clătite”, și apoi se fragmentează în obiecte mai mici, precum galaxia noastră Calea Lactee.
Începând de la sfârșitul anilor 1980 sau începutul anilor 1990, majoritatea cosmologilor favorizează teoria materiei întunecate reci (în special modelul Lambda-CDM) pentru a descrie modul în care Universul a evoluat de la o stare inițială aproape uniformă (evidențiată de ) la distribuția neuniformă de galaxii și roiuri de galaxii observată astăzi.
sunt esențiale pentru această teorie, deoarece se consideră că ele s-au format din fluctuații de densitate la scară mică din Universul timpuriu și au devenit „blocurile de construcție” ale structurilor cosmice mai mari.
Compoziție
Materia întunecată este detectată prin interacțiunile sale gravitaționale cu materia obișnuită și radiația. Din acest motiv, este foarte dificil de determinat care sunt constituenții materiei întunecate reci.
Candidații principali pot fi grupați în trei categorii:
– particule foarte ușoare, cu un tip specific de auto-interacțiune care le face candidați potriviți pentru materia întunecată rece. Începând cu sfârșitul anilor 2010, axionii au devenit unii dintre cei mai promițători candidați pentru materia întunecată.
(MACHO) – obiecte dense precum găuri negre, stele neutronice, pitice albe, stele foarte slabe sau obiecte neluminoase precum planete. Detectarea lor se face prin lentilă gravitațională. Majoritatea cercetătorilor consideră că aceste obiecte nu pot explica întreaga cantitate de materie întunecată.
(WIMP). Nu există în prezent particule cunoscute cu proprietățile necesare, dar multe extensii ale modelului standard prezic existența lor. Detectarea WIMP implică experimente de detecție directă cu detectoare foarte sensibile sau producerea lor în acceleratoare de particule. În trecut, WIMP erau considerați candidații principali pentru materia întunecată, dar în ultimii ani interesul s-a mutat în mare parte către axioni, deoarece experimentele nu au reușit să detecteze WIMP.
Provocări Au fost identificate mai multe discrepanțe între predicțiile modelului ΛCDM și observațiile galaxiilor și ale distribuției lor. Nu este clar dacă aceste probleme pot fi rezolvate fără modificarea modelului ΛCDM.
Problema halourilor cuspate
Distribuțiile de densitate ale halo-urilor de materie întunecată din simulările CDM sunt mult mai concentrate în centru decât indică observațiile galaxiilor, bazate pe galactice.
Problema galaxiilor pitice
Simulările CDM prezic un număr foarte mare de structuri mici în halo-urile de materie întunecată, ceea ce ar implica existența multor galaxii pitice în jurul galaxiilor mari precum Calea Lactee. Observațiile arată însă un număr mult mai mic.
Problema discurilor de sateliți
Galaxiile pitice din jurul Căii Lactee și ale galaxiei Andromeda sunt observate orbitând în structuri plane subțiri, în timp ce simulările prezic o distribuție aproximativ sferică în halo-urile galactice.
Problema galaxiilor de mare viteză
Galaxiile din asocierea NGC 3109 se îndepărtează prea rapid pentru a fi compatibile cu predicțiile modelului ΛCDM.
Problema morfologiei galaxiilor
Dacă galaxiile cresc ierarhic prin fuziuni, atunci galaxiile masive ar trebui să conțină în mod frecvent un bulb galactic. Totuși, aproximativ 80% dintre galaxiile observate nu prezintă astfel de structuri.
Criza la scară mică
Compararea modelului cu observațiile indică probleme la scară sub-galactică, inclusiv predicția unui număr prea mare de galaxii pitice și a unei cantități prea mari de materie întunecată în regiunile centrale ale galaxiilor.
Galaxii cu deplasare spre roșu mare
Observațiile realizate cu James Webb Space Telescope au identificat galaxii foarte timpurii în Univers, precum sau . Formarea atât de rapidă a unor galaxii masive pare dificil de explicat în cadrul modelului ΛCDM standard.
Note
Lectură suplimentară
Vezi și
Categorie:Materie întunecată