Как давно существует темная материя?

Короткий ответ

Почти навсегда.

Длинный ответ

Предполагая парадигму частиц темной материи, согласно препринту Янга (2015) , впоследствии опубликованному в Physical Review D, нижняя граница среднего времени жизни частиц темной материи равна$3.57\times 10^{24}$секунды. это примерно$10^{17}$годы. Для сравнения, возраст Вселенной примерно$1.38 \times 10^{10}$годы.

Это означает, что темная материя (если она существует) по крайней мере так же стабильна, как и все, кроме протона, среднее время жизни которого определено экспериментально не менее$10^{34}$лет, или электрон , который теоретически стабилен (так же, как протон в Стандартной модели) и имеет экспериментально определенное среднее время жизни не менее$6.6×10^{28}$годы.

Это означает, что все кандидаты в темную материю, которые не являются абсолютно стабильными или, по крайней мере, метастабильными, исключаются. Распадающаяся темная материя и темная материя с любым значительным поперечным сечением аннигиляции несовместимы с наблюдениями, если только не существует механизма, который генерирует новую темную материю в равновесии с аннигиляционным количеством.

Осталось ли количество темной материи постоянным после Большого взрыва или оно увеличивается? Если она увеличивается, то уменьшается ли обычная материя с такой же скоростью?

« Стандартная модель космологии» LambdaCDM предполагает постоянное количество темной материи во Вселенной после самых ранних моментов Вселенной (при этом плотность темной материи во Вселенной уменьшается пропорционально пространственному объему Вселенной), точно так же, как модель делает в случае обычного барионного вещества.

Для целей этого вопроса точное количество мгновений после Большого взрыва, необходимое для появления темной материи, практически не имеет значения, поскольку это число намного меньше (во много миллиардов раз), чем погрешность в наших оценках возраста. Вселенной.

Предостережение

Однако не все линии доказательств согласуются с этим анализом. Статья в журнале Nature , Bowman (март 2018 г.) , анализирующая «21-сантиметровую линию» в радиоспектре, показывает, что:

[E] либо первичный газ был намного холоднее, чем ожидалось, либо температура фонового излучения была выше, чем ожидалось. Астрофизические явления (такие как излучение звезд и звездных остатков) вряд ли объясняют это несоответствие; из предлагаемых расширений стандартной модели космологии и физики элементарных частиц только охлаждение газа в результате взаимодействия между темной материей и барионами, по-видимому, объясняет наблюдаемую амплитуду.

Другими словами, это доказательство противоречит модели LambdaCDM, которая предполагает, что темная материя «почти бесстолкновительна» и, следовательно, не может вызывать массивное охлаждение за счет взаимодействия между темной материей и барионами. Это свидетельство согласуется с ранней Вселенной (послерадиационная эра, сотни миллионов лет после Большого взрыва), в которой не было темной материи, но эта возможность бросает вызов другим аспектам модели LambdaCDM.

Это противоречие, осознанное лишь несколько месяцев назад, до сих пор не разрешено должным образом.

Это зависит от того, какой теории темной материи вы придерживаетесь : некоторые теории темной материи предсказывают, что частицы темной материи имеют массу покоя в ТэВ (супер-WIMP), в то время как другие предсказывают массы в кэВ (некоторые кандидаты в теплую темную материю — WDM).

Ожидаемая масса покоя вимпов находится в ГэВ-ТэВ, поэтому для их образования нам потребуются чрезвычайно высокие температура и плотность, чего можно было достичь только в ранней Вселенной. Маловероятно, что подходящих условий в изобилии сейчас, даже во время сверхновых (см. этот пост физика SE: ​​Когда и где образовалась тёмная материя вимпов? ). Но очевидно, что было бы проще достичь самого основного условия: наличия энергии, необходимой для образования более легких частиц (могут учитываться и другие факторы). Например, если теории стерильных нейтрино (среди других WDM) верны, вполне вероятно, что может происходить образование большого количества темной материи (при условии, что нет других предостережений, которые трудно удовлетворить).

Существуют даже теории о позднеформирующейся темной материи, которые предсказывают, что темная материя образовалась после эпохи нуклеосинтеза Большого взрыва, но до периода отделения микроволнового фона.

По тем же причинам, чтобы ответить на вопрос «насколько постоянными остались уровни темной материи?» вам нужно будет рассмотреть модель, которую вы используете. Научные сообщества в настоящее время склоняются к модели WIMP, и поэтому теории аннигиляции темной материи имеют отношение к этому обсуждению.

Согласно нашим определениям, вимпы не имеют электрического заряда; Вимпы сами по себе являются античастицами, поэтому процесс аннигиляции двух вимпов с образованием фермиона и его античастицы (или даже пары пустых бозонов$W^+$и$W^-$или 2$Z^0$частицы) может происходить без нарушения закона сохранения квантового числа. На самом деле, вероятно, это и есть процесс, в ходе которого в ранней Вселенной образовались вимпы с избытком энергии, необходимой для большой массы.

Одна из предложенных теорий о том, как этот процесс связан с изменением количества DM, включает процесс аннигиляции DM, влияющий на эволюцию звезды, и описана в этой статье на arxiv .

Салати, Пьер. «Аннигиляция темной материи во Вселенной». Международный журнал современной физики: серия конференций , том. 30, 2014, с. 1460256., doi:10.1142/s2010194514602567.

Перефразируя и упрощая, в нем говорится, что гало темной материи может коллапсировать в плотные области вимпов в центре галактики. Ближайшие звезды могли привлечь некоторых из этих вимпов; затем происходит процесс аннигиляции пар вимпов, и звезда превращается в красного гиганта.