Vật chất tối vô hướng

Trong vật lý thiên văn và vũ trụ, vật chất tối vô hướng là một trường vô hướng cổ điển, được ghép nối tối thiểu, được đề xuất để giải thích cho vật chất tối được suy ra. Vũ trụ có thể đang tăng tốc, được thúc đẩy bởi một hằng số vũ trụ hoặc một số lĩnh vực khác sở hữu các hiệu ứng 'phản cảm' tầm xa. Một mô hình phải dự đoán dạng chính xác cho phổ phân cụm quy mô lớn, giải thích cho các dị hướng bức xạ phông vi sóng vũ trụ trên các thang góc lớn và trung gian, và đưa ra thỏa thuận với mối quan hệ khoảng cách độ sáng thu được từ các quan sát siêu tân tinh đỏ. Sự tiến hóa theo mô hình của vũ trụ bao gồm một lượng lớn vật chất chưa biết đến để đồng ý với những quan sát như vậy. Vật chất này có hai thành phần vật chất tối lạnh và năng lượng tối. Mỗi chúng đóng góp cho lý thuyết về sự hình thành của các thiên hà và sự mở rộng của vũ trụ. Vũ trụ phải có một mật độ quan trọng, mật độ không được giải thích bởi vấn đề baryon (thường là vật chất) một mình. Vật chất tối có thể được mô hình hóa thành một trường vô hướng sử dụng hai tham số được trang bị, khối lượng và tự tương tác. Trong ảnh, vật chất tối bao gồm một hạt siêu nhẹ có khối lượng O (10 −22) eV khi không tự tương tác. Nếu có sự tự tương tác, phạm vi khối lượng rộng hơn được cho phép. Độ không đảm bảo về vị trí của hạt lớn hơn bước sóng Compton của nó và đối với một số ước tính hợp lý về khối lượng hạt và mật độ vật chất tối, không có gì phải nói về vị trí và động lượng của hạt riêng lẻ. Vật chất tối giống như một làn sóng hơn là một hạt và các quầng thiên hà là những hệ thống khổng lồ của chất lỏng bose ngưng tụ, có thể là siêu lỏng. Vật chất tối có thể được mô tả như là một ngưng tụ Bose-Einstein về lượng tử siêu nhẹ của trường và như các sao boson. Bước sóng Compton khổng lồ của các hạt này ngăn cản sự hình thành cấu trúc trên quy mô tiểu thiên hà, đây là một vấn đề lớn trong các mô hình vật chất tối lạnh truyền thống. Sự sụp đổ của quá liều ban đầu được nghiên cứu trong Refs. Mô hình vật chất tối này còn được gọi là vật chất tối BEC hoặc vật chất tối sóng. Vật chất tối mờ và trục siêu sáng là ví dụ về vật chất tối vô hướng. Các hạt lớn tương tác yếu Mô hình chuẩn siêu đối xứng tối thiểu Trung tính Trục Quầng sáng vật chất Vật chất tối nhẹ Vật chất tối nóng Vật chất tối ấm Vật chất tối lạnh ^ Jeremiah P. Ostriker and Paul Steinhardt New Light on Dark Matter ^ J. Val Blain biên tập (2005). Trends in Dark Matter Research. Contributors: Reginald T. Cahill, F. Siddhartha Guzman, N. Hiotelis, A.A. Kirillov, V.E. Kuzmichev, V.V. Kuzmichev, A. Miyazaki, Yu. A. Shchekinov, L. Arturo Urena-Lopez, E.I. Vorobyov. Nova Publishers. tr. 40. ISBN 978-1-59454-248-0. ^ Galaxies are not scattered about the universe in a random way, but rather form an intricate network of filaments, sheets, and clusters. How these large-scale structures formed is at the root of many key questions in cosmology. ^ Baldeschi, M. R.; Gelmini, G. B.; Ruffini, R. (ngày 10 tháng 3 năm 1983). “On massive fermions and bosons in galactic halos”. Physics Letters B. 122 (3): 221–224. Bibcode:1983PhLB..122..221B. doi:10.1016/0370-2693(83)90688-3. ^ Membrado, M.; Pacheco, A. F.; Sañudo, J. (ngày 1 tháng 4 năm 1989). “Hartree solutions for the self-Yukawian boson sphere”. Physical Review A. 39 (8): 4207–4211. Bibcode:1989PhRvA..39.4207M. doi:10.1103/PhysRevA.39.4207. ^ Matos, Tonatiuh; Ureña-López, L. Arturo (2000). “LETTER TO THE EDITOR: Quintessence and scalar dark matter in the Universe”. Classical and Quantum Gravity. 17 (13): L75. arXiv:astro-ph/0004332. Bibcode:2000CQGra..17L..75M. doi:10.1088/0264-9381/17/13/101. ^ Matos, Tonatiuh; Arturo Ureña-López, L. (2001). “Further analysis of a cosmological model with quintessence and scalar dark matter”. Physical Review D. 63 (6): 063506. arXiv:astro-ph/0006024. Bibcode:2001PhRvD..63f3506M. doi:10.1103/PhysRevD.63.063506. ^ Sahni, Varun; Wang, Limin (2000). “New cosmological model of quintessence and dark matter”. Physical Review D. 62 (10): 103517. arXiv:astro-ph/9910097. Bibcode:2000PhRvD..62j3517S. doi:10.1103/PhysRevD.62.103517. ^ a b Lee, Jae-Weon; Koh, In-Gyu (1996). “Galactic halos as boson stars”. Physical Review D. 53 (4): 2236–2239. arXiv:hep-ph/9507385. Bibcode:1996PhRvD..53.2236L. doi:10.1103/PhysRevD.53.2236. ^ Sin, Sang-Jin; Urena-Lopez, L. A. (1994). “Late-time phase transition and the galactic halo as a Bose liquid”. Physical Review D. 50 (6): 3650–3654. arXiv:hep-ph/9205208. Bibcode:1994PhRvD..50.3650S. doi:10.1103/PhysRevD.50.3650. ^ Alcubierre, Miguel; Guzmán, F. Siddhartha; Matos, Tonatiuh; Núñez, Darío; Ureña-López, L. Arturo; Wiederhold, Petra (2002). “Galactic collapse of scalar field dark matter”. Classical and Quantum Gravity. 19 (19): 5017–5024. arXiv:gr-qc/0110102. Bibcode:2002CQGra..19.5017A. doi:10.1088/0264-9381/19/19/314. ^ Guzmán, F. Siddhartha; Ureña-López, L. Arturo (2004). “Evolution of the Schrödinger-Newton system for a self-gravitating scalar field”. Physical Review D. 69 (12): 124033. arXiv:gr-qc/0404014. Bibcode:2004PhRvD..69l4033G. doi:10.1103/PhysRevD.69.124033. ^ Guzmán, F. Siddhartha; Ureña-López, L. Arturo (2006). “Gravitational Cooling of Self-gravitating Bose Condensates”. The Astrophysical Journal. 645 (2): 814–819. arXiv:astro-ph/0603613. Bibcode:2006ApJ...645..814G. doi:10.1086/504508. ^ Bernal, Argelia; Guzmán, F. Siddhartha (2006). “Scalar field dark matter: Nonspherical collapse and late-time behavior”. Physical Review D. 74 (6): 063504. arXiv:astro-ph/0608523. Bibcode:2006PhRvD..74f3504B. doi:10.1103/PhysRevD.74.063504. Bóng tối mở rộng, Khoa học Mỹ