חומר אפל קר

ערך זה זקוק לעריכה: הסיבה לכך היא: ויקיזציה.
אתם מוזמנים לסייע ולתקן את הבעיות, אך אנא אל תורידו את ההודעה כל עוד לא תוקן הדף. אם אתם סבורים כי אין בדף בעיה, ניתן לציין זאת בדף השיחה.

בקוסמולוגיה ובפיזיקה, חומר אפל קראנגלית: Cold dark matter; בראשי תיבות: CDM) הוא סוג תאורטי של חומר אפל. התצפיות חושפות כי כ-85% מהחומר ביקום הוא חומר אפל, כאשר רק חלק קטן הוא החומר הבראיוני הרגיל המרכיב כוכבים, כוכבי לכת ואורגניזמים חיים. למעשה, בשל היותו נע במהירות נמוכה מן האור, קיבל את תוארו כחומר אפל "קר", ואילו היותו "אפל" מעיד שהוא מתקשר בצורה חלשה מאוד עם חומר רגיל וקרינה אלקטרומגנטית.

האופי הפיזי של CDM אינו ידוע, ויש מגוון רחב של אפשרויות. ביניהם סוג חדש של חלקיקים מסיביים המנהלים אינטראקציות חלשות, חורים שחורים קדומים ואקסיונים.

היסטוריהעריכה

התיאוריה של חומר אפל קר פורסמה לראשונה בשנת 1982 על ידי שלוש קבוצות מחקר בלתי תלויות: קבוצתו של ג'יימס פיבלס[1], קבוצה שכללה את ג'ון ריצ'רד בונד, אלכס צלאי, ומייקל טרנר[2], וגם ג'ורג' בלומנטל, ה. פגלס, וג'ואל פרימק[3]. מאמר סקירה שפורסם ב-1984 על ידי ג'ורג' בלומנטל, סנדרה פאבר, ג'ואל פרימק ומרטין ריס עסק בפתוח הפרטים של התיאוריה[4].

היווצרות מבנהעריכה

על פי התאוריה של חומר אפל קר, המבנה צומח בצורה היררכית ומותנה בגודלם הנוכחי, כאשר תחילה מתמוטטים חפצים זעירים תחת כוח הכובד העצמי שלהם ומתמזגים בהיררכיה מתמשכת ליצירת אובייקטים גדולים ומסיביים יותר. התחזיות של פרדיגמת החומר האפל הקר הם בהסכמה כללית עם תצפיות על מבנה קוסמולוגי בקנה מידה גדול.

אולם, על פי פרדיגמת החומר אפל החם, מבנה אינו נוצר בצורה היררכית (מלמטה למעלה), אלא נוצר על ידי פיצול (מלמעלה למטה), כאשר האובייקטים המסיביים יוצקו ראשית, ובהמשך מתפצל לחלקים קטנים יותר כמו גלקסיית שביל החלב, פיתוח ייחודי, אשר מבהיר את ההבדל המהותי בין הפרדגימות.

מאז סוף שנות השמונים או התשעים, מרבית הקוסמולוגים תומכים בתורת החומר האפל הקר כתיאור אידיאלי, בעת כך שישנם תכופות תהליכים, ועצמים שמימיים רבים, המאששים, ומעידים על נכונותה, כיצד היקום עבר ממצב התחלתי חלק בזמנים מוקדמים (כפי שמוצג על ידי קרינת הרקע הקוסמית של המיקרוגל) לפיזור הגלקסיות הגושניות ואשכולותיהן אנו רואים כיום – המבנה הגדול בקנה מידה של היקום. גלקסיות גמדיות הן מכריעות לתאוריה זו, ונוצרו כתוצאה מתנודות צפיפות בקנה מידה קטן ביקום הקדום; הן הפכו כעת לאבני בניין טבעיות היוצרות מבנים גדולים יותר.

הרכבעריכה

נוכחותו של החומר האפל נחשפת באמצעות אינטראקציות הכבידה שלו עם חומר וקרינה רגילים. כיוון שכך, קשה מאוד לקבוע מהם המרכיבים של החומר האפל והקר. המועמדים מתחלקים בערך לשלוש קטגוריות: אקסיונים, חלקיקים קלים מאוד עם סוג מסוים של אינטראקציה עצמית ההופכת אותם למועמד מתאים לחומר אפל קר (cdm)אקסיונים חייונים ובעלי יתרון תאורטי בשל היות קיומם פותר את בעיית ה סי פי החזקה בכרומודינמיקה קוונטית, אך חלקיקי האקסיונים רק נועדו לתיאוריה ומעולם לא התגלו.

חפצי הילה קומפקטיים (MACHOs) מסיביים, חפצים גדולים ומעובדים כמו חורים שחורים, כוכבי נייטרונים, גמדים לבנים, כוכבים קלושים מאוד, או עצמים לא זוהרים כמו כוכבי לכת. החיפוש אחר עצמים אלה מורכב משימוש בעדשות כבידה כדי לאתר את השפעות העצמים הללו על גלקסיות רקע. מרבית המומחים מאמינים כי האילוצים מאותם חיפושים שוללים את ה-MACHO כמועמד של חומר אפל בר-קיימא.

חלקיקים מסיביים (ווימפס) בעלי אינטראקציה חלשה. אין כיום חלקיק ידוע עם התכונות הנדרשות, אך הרחבות רבות של המודל הסטנדרטי של פיזיקת החלקיקים מנבאות חלקיקים כאלה. החיפוש אחר ווימפס כרוך בניסיונות לגילוי ישיר על ידי גלאים רגישים ביותר, כמו גם ניסיונות לייצור ווימפס על ידי מאיצי החלקיקים. ווימפס נחשבים בדרך כלל לאחד המועמדים המבטיחים ביותר להרכב החומר האפל. ניסוי דמה\ני (DAMA\NAI) וממשיכו דמה\ליברה טענו שגילו ישירות חלקיקי חומר אפל העוברים בכדור הארץ, אך מדענים רבים מטילים ספק רב בגין כך שאף תוצאות מניסויים דומים לא נראות תואמות לתוצאות ה- דמה.

אתגריםעריכה

עלו מספר פערים בין תחזיות פרדיגמת החומר האפל הקר של החלקיקים לבין תצפיות על גלקסיות והתקבצותן: בעיית ההילה הקוסמית התפלגות הצפיפות של הילות חומר אפל בהדמיות של חומר אפל קר (לפחות אלה שאינן כוללות את ההשפעה של משוב בריוני) הן גבוהות בהרבה ממה שנצפה בגלקסיות על ידי בדיקת עקומות הסיבוב שלהן.

בעיית הלוויינים החסרים הדמיות של חומר אפל קר מנבאים מספר גדול של הילות חומר אפל קטנות, רבות יותר ממספר הגלקסיות הננסיות הקטנות הנצפות סביב גלקסיות כמו שביל החלב. בעיית דיסק הלוויינים ניתן לראות כי גלקסיות גמדיות סביב שביל החלב וגלקסיות אנדרומדה מסתובבות במבנים דקים ומישורים ואילו ההדמיות צופות שעליהן להיות מחוזות.

ראו גםעריכה

קישורים חיצונייםעריכה

הערות שולייםעריכה

  1. ^ Peebles, P. J. E. (December 1982). "Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations". The Astrophysical Journal. 263: L1.
  2. ^ Bond, J. R.; Szalay, A. S.; Turner, M. S. (1982). "Formation of galaxies in a gravitino-dominated universe". Physical Review Letters. 48 (23): 1636–1639. Bibcode:1982PhRvL..48.1636B
  3. ^ Blumenthal, George R.; Pagels, Heinz; Primack, Joel R. (2 September 1982). "Galaxy formation by dissipationless particles heavier than neutrinos". Nature. 299 (5878): 37–38.
  4. ^ Blumenthal, G. R.; Faber, S. M.; Primack, J. R.; Rees, M. J. (1984). "Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter". Nature. 311 (517): 517–525.