V astrofyzice a kosmologii je skalárně polní temná hmota klasické, minimálně interagující skalární pole o němž se předpokládá, že dotváří bilanci temné hmoty.[1]
Pozadí
Vesmír může být možná urychlován kosmologickou konstantou nebo nějakým jiným pole majícím dlouhodosahové odpudivé účinky. Model musí předpovídat formu pro
rozsáhlé shlukovací spektra,[2] bilanci pro anisotropie reliktního záření na velké a střední úhlové stupnici, a poskytnout soulad se souvislostí světelnosti a vzdálenosti získané z pozorování vysokého rudého posuvu supernov. Modelovaný vývoj vesmíru musí obsahovat velké množství neznámé hmoty, aby souhlasil s pozorováním. Tato hmota má dvě složky studenou temnou hmotu a temnou energii. Každá přispívá k teorii vzniku galaxií a rozpínání vesmíru. Vesmír musí mít kritickou hustotu. Hustota nemůže být vysvětlena pouze baryonickou hmotou.
Skalární pole
Temná hmota může být modelována jako skalární pole pomocí dvou vhodných parametrů, hmotnosti a vlastní-interakce.[3][4] V tomto případě se temná hmota skládá z ultralehkých částic s hmotností (10−22) eV, když nemá vlastní-interakci.[5][6] Pokud je vlastní-interakce povolena pro širší rozsah hmotností, je neurčitost v poloze částic větší, než jejich Comptonova vlnová délka, a pro některé rozumné odhady částic hmoty a hustoty temné hmoty nemá smysl mluvit o jednotlivých polohách a hybnostech částic. Temná hmota je spíše něco jako vlnění než částice a galaktické halo je tvořeno obřími systémy kondenzovaných boseho kapalin, případně supratekutin. Temná hmota může být popsána jako Bose–Einsteinův kondenzát z ultralehkých kvant pole[7] a jako bosonové hvězdy.[8] Obrovská Comptonova vlnová délka těchto částic brání utváření struktur na malých subgalaktických měřítcích, což je hlavní problém v tradičních modelech studené temné hmoty. Kolaps počátečních fluktuací hmoty je studován v Refs.[9]
Tento model temné hmoty je také znám jako BEC model temné hmoty, nebo vlnová temná hmota. Fuzzy temná hmota a ultra-lehké axiony jsou příklady skalárních polí temné hmoty.
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Scalar field dark matter na anglické Wikipedii.
- ↑ Trends in Dark Matter Research. Redakce J. Val Blain; 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. [s.l.]: Nova Publishers, 2005. Dostupné online. ISBN 1-59454-248-1. S. 40. Je zde použita šablona
{{Cite book}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ Galaxies are not scattered about the universe in a random way, but rather form an intricate network of filaments, sheets, and clusters.
- ↑ BALDESCHI, M. R.; GELMINI, G. B.; RUFFINI, R. On massive fermions and bosons in galactic halos. Physics Letters B. 1983-03-10, s. 221–224. Dostupné online. DOI 10.1016/0370-2693(83)90688-3. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ MEMBRADO, M.; PACHECO, A. F.; SAÑUDO, J. Hartree solutions for the self-Yukawian boson sphere. Physical Review A. 1989-04-01, s. 4207–4211. Dostupné online. DOI 10.1103/PhysRevA.39.4207. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ T. Matos and L. A. Ureña-López, Quintessence and Scalar Dark Matter in the Universe, Class. Quant. Grav. 17, L75-L81 (2000) preprint; A Further Analysis of a Cosmological Model of Quintessence and Scalar Dark Matter, Phys. Rev. D 63, 063506 (2001) preprint
- ↑ V. Sahni and L. Wang, A New Cosmological Model of Quintessence and Dark Matter, Phys.
- ↑ S.J. Sin, Phys.
- ↑ J. Lee and I. Koh Phys.
- ↑ M. Alcubierre, F. S. Guzmán, T. Matos, D. Núñez, L. A. Ureña-López and P. Wiederhold, Galactic Collapse of Scalar Field Dark Matter, Class.
Externí odkazy
