Astronomija

Da li se crne rupe smatraju dijelom barionskog sadržaja svemira?

Da li se crne rupe smatraju dijelom barionskog sadržaja svemira?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jesu li crne rupe (poput onih koje je LIGO otkrio, na primjer) dio barionskog sadržaja svemira ili dio tamne materije? Zašto?


Crne rupe nastale nakon epohe primordijalne nukleointeze bile bi dio barionske materije, jer bi uglavnom nastale od bariona. Moguće je ili čak vjerovatno da svaka crna rupa mora sadržavati neke nebarionske materije, jer ništa ne sprečava da se ona u malim količinama odvoji direktno u crne rupe. Međutim, presjek za to je vrlo mali jer tamna materija koja pada prema crnoj rupi nema sredstava da izgubi kutni zamah. Ako unutar fotonske sfere nema gotovo izravnog pogotka, tada se neće prirastiti. Normalna materija može stvoriti akrecijski disk i izgubiti energiju i kutni zamah kroz viskoznost, zračenje i druge procese.

Budući da je udio tamne materije u crnim rupama nastalim od Velikog praska zanemariv, tada približavanje da se njihova masa sastoji samo od bariona nije velika stvar kada je u pitanju proračun mase za svemir.

Iskonske crne rupe, s druge strane, koje su već bile prisutne u epohi kosmološke nukleointeze, ne bi se računale kao barionska tvar i bilo bi moguće da bi mogle značajno doprinijeti potrebnoj nebarionskoj komponenti, ako postoje.

Mogu li biti crne rupe tamne materije? je neophodno čitanje.


Baryon

U fizici čestica, a baryon je vrsta kompozitnih subatomskih čestica koja sadrži neparan broj valentnih kvarkova (najmanje 3). [1] Barioni pripadaju hadronskoj porodici čestica, hadroni se sastoje od kvarkova. Barioni su također klasificirani kao fermioni jer imaju polucjevni spin.

Naziv "barion", koji je uveo Abraham Pais, [2] dolazi od grčke riječi za "težak" (βαρύς, barýs), jer su u vrijeme imenovanja većina poznatih elementarnih čestica imale niže mase od bariona. Svaki barion ima odgovarajuću antičesticu (antibarion) gdje njihovi odgovarajući antikvarkovi zamjenjuju kvarkove. Na primjer, proton se sastoji od dva gornja kvarka i jednog donjeg kvarka, a njegova odgovarajuća antičestica, antiproton, sastoji se od dva gornja antikvarka i jednog donjeg antikvarka.

Budući da se sastoje od kvarkova, barioni sudjeluju u snažnoj interakciji koja je posredovana česticama poznatim kao gluoni. Najpoznatiji barioni su protoni i neutroni, koji sadrže po tri kvarka, pa se iz tog razloga ponekad nazivaju trikvarkovi. Te čestice čine veći dio mase vidljive materije u svemiru i čine jezgru svakog atoma. (Elektroni, druga glavna komponenta atoma, članovi su različite porodice čestica koje se nazivaju leptoni, leptoni ne djeluju međusobno pomoću jake sile.) Otkriveni su i proučavani i egzotični barioni koji sadrže pet kvarkova, nazvani pentakvarkovi.

Popis svemira u barionima pokazuje da bi se 10% njih moglo naći unutar galaksija, 50 do 60% u cirkugalaktičkom mediju, [3] a preostalih 30 do 40% moglo bi se nalaziti u toplo-vrućem međugalaktičkom mediju (WHIM) . [4]


Nestali Baryon problem i pojačalo Baryonic Tuller-Fisher

Vjerujem da ljudi kada pročitaju naslov ove teme neće razumjeti nijanse problema. Činjenica da 99% bariona nedostaje u satelitskim patuljastim galaksijama dok se većina bariona nalazi u nakupinama može izgledati beznačajno. Kad čitate o ovoj anomaliji, pretpostavio bih da razmišljate kamo su nestali barioni i gdje se kriju. Poanta je u tome što su barioni trebali biti dio početnog svemira na osnovu Standardnog modela i stoga bi ih trebalo naći u galaksijama, patuljastim galaksijama i nakupinama na osnovu modela formacije za te astronomske objekte.

Misterija se produbljuje kako se količina nedostajuće materije mijenja kao da se njome upravlja nepoznatim parametrom u spiralnim galaksijama. Započet ću zasebnu temu kako bih raspravljao o Disneyevom i suradnicima o spiralnim galaksijama.

Komentar:
Kako bi svojstva spiralne galaksije trebalo kontrolirati više neovisnih parametara (početna masa i brzina oblaka plina, relativni obrtni moment susjednih oblaka plina, koncentracija oblaka tamne materije, početni spin, istorija spajanja i tako dalje.) Na osnovu hijerarhijske tamne materije modelu, ne bi se očekivalo da se parametri spiralne i disk galaksije strogo kontroliraju i međusobno povezuju.

Tačka opažanja je da nedostajuća barionska materija nije slučajna, ali je opet strogo kontrolirana. Zašto?

U nakupinama postoji više barionske mase oko galaksija. Koji je izvor te materije? Zašto ne formira galaksije? (Osnovni proračun koji je uključen u moju kopiju Uvoda u intergalaktičku astronomiju i kozmologiju Petera Schneidera pokazuje da je kasetni plin trebao propasti da bi formirao zvijezde. Za klaster plin postoje tri zagonetke. Zašto malo više plina, zašto je plin tako vruće, i ono što sprečava da se plin raspada i stvara zvijezde.)

Sadržaj Baryona u kosmičkim strukturama

Napravimo popis barionske i gravitacione mase u strukturama u rasponu od najmanjih galaksija do bogatih nakupina galaksija. Otkrivamo da frakcija bariona pretvorenih u zvijezde doseže maksimum između M500 = 10 ^ 12 do 10 ^ 13 Sunčeve mase, što sugerira da je stvaranje zvijezda najučinkovitije u svijetlim galaksijama u grupama. Frakcija bariona otkrivena u svim oblicima monotono odstupa od frakcije kosmičkog bariona u funkciji mase. Na najvećim skalama jata otkrivena je većina očekivanih bariona, dok je u najmanjim patuljastim galaksijama otkriveno manje od 1%. Nejasno je gdje borave ovi nestali barioni.

Ovo je Bergmanov govor u kojem iznosi zagonetku zašto se količina mase galaksije koja nedostaje strogo kontrolira.


Modeliranje svemira

Superračunarska simulacija svemira stvorila je novi uvid u to kako crne rupe utiču na distribuciju tamne materije, kako se teški elementi proizvode i distribuiraju po kosmosu i odakle magnetna polja potiču.

Astrofizičari sa MIT-a, Univerziteta Harvard, Heidelberškog instituta za teorijske studije, Max-Planckova instituta za astrofiziku i astronomiju i Centra za računarsku astrofiziku stekli su nove uvide u nastanak i evoluciju galaksija razvijanjem i programiranjem novog simulacijskog modela za svemir - „Illustris - sljedeća generacija“ ili IllustrisTNG.

Mark Vogelsberger, docent fizike na MIT-u i Institutu za astrofiziku i svemirska istraživanja MIT Kavli, radio je na razvoju, testiranju i analiziranju novih IllustrisTNG simulacija. Zajedno s postdoktoranima Federicom Marinaccijem i Paulom Torreyem, Vogelsberger koristi IllustrisTNG za proučavanje vidljivih potpisa magnetskih polja velikih razmjera koja prožimaju svemir.

Vogelsberger je koristio IllustrisTNG model kako bi pokazao da turbulentna kretanja vrućih, razrijeđenih plinova pokreću magnetne dinamose malih razmjera koji mogu eksponencijalno pojačati magnetska polja u jezgrama galaksija - i da model precizno predviđa uočenu snagu ovih magnetskih polja.

"Visoka rezolucija IllustrisTNG-a u kombinaciji sa njegovim sofisticiranim modelom formiranja galaksije omogućila nam je istražiti ova pitanja magnetskih polja detaljnije nego sa bilo kojom prethodnom kosmološkom simulacijom", kaže Vogelsberger, autor za tri rada koja izvještavaju o novom radu, objavljena danas u the Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva.

Modeliranje (više) realističnog univerzuma

Projekt IllustrisTNG je model nasljednik originalne Illustris simulacije koji je razvio isti istraživački tim, ali je ažuriran tako da uključuje neke fizičke procese koji igraju presudnu ulogu u nastanku i evoluciji galaksija.

Poput Illustrisa, projekt modelira komad svemira u obliku kocke. Ovaj put, projekat je pratio stvaranje miliona galaksija u reprezentativnoj regiji svemira sa skoro milijardu svjetlosnih godina na boku (u odnosu na 350 miliona svjetlosnih godina na strani prije samo četiri godine). lllustrisTNG je do sada najveći projekat hidrodinamičke simulacije za nastanak kosmičkih struktura, kaže Volker Springel, glavni istražitelj IllustrisTNG i istraživač na Heidelberg Institutu za teorijske studije, Univerzitet Heidelberg i Max-Planck Institutu za astrofiziku.

Kozmička mreža plina i zvijezda koju je predvidio IllustrisTNG stvara galaksije prilično slične obliku i veličini stvarnih galaksija. Po prvi put su hidrodinamičke simulacije mogle direktno izračunati detaljan obrazac klastera galaksija u svemiru. U poređenju sa podacima posmatranja - uključujući najnovija istraživanja velikih galaksija poput Sloanovog digitalnog istraživanja neba - IllustrisTNG pokazuje visok stepen realizma, kaže Springel.

Pored toga, simulacije predviđaju kako će se kozmička mreža vremenom mijenjati, posebno u odnosu na osnovnu okosnicu kosmosa tamne materije. "Posebno je fascinantno da možemo precizno predvidjeti utjecaj supermasivnih crnih rupa na raspodjelu materije u velikim razmjerima", kaže Springel. "Ovo je presudno za pouzdano tumačenje budućih kosmoloških mjerenja."

Astrofizika putem koda i superračunara

Za projekat su istraživači razvili posebno moćnu verziju svog vrlo paralelnog koda s pokretnom mrežom AREPO i koristili ga na mašini "Hazel-Hen" u Superračunarskom centru u Stuttgartu, najbržem glavnom računaru u Njemačkoj.

Za izračunavanje jednog od dva glavna simulacijska ciklusa korišteno je više od 24 000 procesora tokom više od dva mjeseca.

„Nove simulacije proizvele su više od 500 terabajta simulacionih podataka“, kaže Springel. "Analiza ove ogromne planine podataka zaokupit će nas godinama koje dolaze i obećava mnogo novih uzbudljivih uvida u različite astrofizičke procese."

Supermasivne crne rupe sprečavaju stvaranje zvijezda

U drugoj studiji, Dylan Nelson, istraživač sa Instituta za astrofiziku Max-Planck, uspio je pokazati važan utjecaj crnih rupa na galaksije.

Galaksije koje tvore zvijezde blistaju sjajno u plavom svjetlu svojih mladih zvijezda sve dok iznenadni evolucijski pomak ne ugasi formaciju zvijezda, tako da galaksijom dominiraju stare, crvene zvijezde i pridruži se groblju punom starih i mrtvih galaksija.

"Jedini fizički entitet sposoban za gašenje zvijezda u našim velikim eliptičnim galaksijama su supermasivne crne rupe u njihovim središtima", objašnjava Nelson. "Izuzetno brzi odlivi ovih gravitacionih zamki dostižu brzinu do 10 procenata brzine svetlosti i utiču na džinovske zvezdane sisteme koji su milijardama puta veći od same srazmerno male crne rupe."

Nova saznanja o strukturi galaksije

IllustrisTNG takođe poboljšava razumijevanje istraživača o formiranju hijerarhijske strukture galaksija. Teoretičari tvrde da bi male galaksije prvo trebale nastati, a zatim se stopiti u sve veće objekte, vođene neumoljivim privlačenjem gravitacije. Brojni sudari galaksija doslovno razdvajaju neke galaksije i rasipaju njihove zvijezde na široke orbite oko novostvorenih velikih galaksija, što bi im trebalo dati blagi pozadinski sjaj zvjezdanog svjetla.

Ove predviđene blijede zvjezdane oreole vrlo je teško primijetiti zbog njihove niske površinske svjetline, ali IllustrisTNG je uspio simulirati tačno ono što bi astronomi trebali tražiti.

"Naša predviđanja sada mogu sistematski provjeravati posmatrači", kaže Annalisa Pillepich, istraživačica na Max-Planck institutu za astronomiju, koja je vodila daljnju studiju Illustris-TNG. "Ovo daje kritički test za teorijski model hijerarhijskog formiranja galaksije."


Da li se crne rupe smatraju dijelom barionskog sadržaja svemira? - Astronomija

2.3. Sastav materije svemira

Iako znamo više o drugoj trećini svemira - što je najvažnije - važna pitanja ostaju. Prema trenutnom najboljem popisu, vidljivi dio obične materije - onaj povezan sa zvijezdama - doprinosi samo oko 1% ukupnog broja. Ono što možemo vidjeti teleskopima doslovno je vrh ogromnog ledenog brega.

Ostatak materije u svemiru je mračan i o njegovom postojanju zaključuje se iz njegovih gravitacijskih efekata. Dok je slučaj s tamnom materijom koja drži galaksije (kao i nakupine galaksija) postojao već duže vrijeme (Zwicky, 1933, Rubin i dr., 1980), priroda tamne materije u svemiru još uvijek je nepoznata. U stvari, još uvijek sa više sigurnosti govorimo o tome za šta se zna da tamna materija nije. Na osnovu jednostavnog računovodstva, gotovo smo eliminirali mogućnost stvaranja tamne materije od neutrona i protona i uspostavili snažnu argumentaciju za novi oblik materije.

Računovodstvo obične materije uključuje tri različite metode, koje sve dolaze do istog odgovora. Najpreciznija od ovih metoda dolazi iz razmatranja stvaranja lakih elemenata tokom nukleosinteze velikog praska (BBN). Vodik, helij, deuterijum i litij nastaju u prvih nekoliko minuta Velikog praska. Međutim, samo ako je gustoća običnih bariona u uskom rasponu, predviđena proizvodnja je u skladu s onim što zapravo mjerimo (vidi sliku 5). Proizvodnja deuterija je najosjetljiviji pokazatelj gustoće bariona. Mjerenja 10-metarskim Keckovim teleskopima količine deuterija u oblacima plina s visokim crvenim pomicanjem (vidljiva po njihovoj apsorpciji svjetlosti iz još udaljenijih kvazara u Lymanovoj liniji linija), zajedno s teorijom nukleosinteze velikog praska daju gustinu obične materije od 3,8 & # 177 0,2 & # 215 10 -31 g cm -3 ili samo oko 4% kritične gustine (Burles i dr., 2001).

Dvije druge odrednice su u skladu s argumentom nukleosinteze: Prvo, neto apsorpcija svjetlosti koja se emitira iz vrlo udaljenih kvazara intervenirajućim plinom (koji postoji u oblacima plina poznatim kao Lyman-alfa šuma nakon mnoštva crveno pomaknutih apsorpcijskih karakteristika koje stvara pojedinac oblaci) ukazuje na sličnu vrijednost za gustoću bariona. Ovo istražuje običnu materiju u vrijeme i na mjestu kada se očekuje da će glavnina bariona još uvijek biti u plinovitom obliku (z

3 - 4). Drugo ograničenje dolazi od mjerenja CMB-a, koja daju neovisnu gustinu bariona u skladu s onom određenom iz nukleosinteze. Naše najbolje računovodstvo obične materije dolazi iz ovog ranog, jednostavnijeg vremena, prije nego što su mnoge zvijezde još nastale.

Naše računovodstvo bariona u sadašnjoj epohi, u lokalnom svemiru, nije tako potpuno. Barioni u zvijezdama čine samo oko jedne četvrtine svih bariona, a ostali su optički tamni. Iako su razmatrane brojne mogućnosti za barionsku tamnu materiju (od planeta do crnih rupa), sada se čini da je najvjerojatniji rezervoar za većinu neviđenih bariona topli i vrući jonizirani plin koji okružuje galaksije unutar grupa i jata. Zapravo, u bogatim klasterima količina materije u vrućem međuklasnom plinu premašuje veliku količinu u zvijezdama. No, budući da se u tim neobično bogatim nakupinama nalazi samo nekoliko posto galaksija, glavnina tamnih bariona još uvijek nije pronađena.

Iako nisu uzeti u obzir svi tamni barioni, sama barionska tamna tvar čini samo oko desetine sve tamne materije. Dokazi da je ukupna količina tamne materije mnogo veća - oko jedne trećine kritične gustine - postepeno postaju čvrsti, jer je nekoliko neovisnih (i sve veće preciznosti) mera dalo podudarne rezultate (Sadoulet, 1999 Griest i Kamionkowski , 2000).

Jata galaksija pružaju laboratorij za proučavanje i mjerenje tamne materije na razne načine. Možda najslikovitije, tamna materija se može vidjeti u svom utjecaju na udaljenije pozadinske galaksije čije se slike mogu iskriviti i umnožiti efektima gravitacionog sočiva tamne materije. Ova i druge tehnike (primenjene na rendgenskim, radio i optičkim) utvrdile su odnos ukupne mase klastera prema običnoj materiji (pretežno u vrućem rendgenskom zraku koji emituje gasoviti klaster): prosek odnosa više od pedeset klastera je oko 8 (Mohr i dr., 1999, Grego i dr., 2001.). Pod pretpostavkom da nakupine daju "reprezentativni uzorak" materije u Univerzumu, ukupna količina materije može se zaključiti iz gustine bariona. Taj je broj oko trećine kritične gustine.

Šta je onda ta nebarionska tamna materija? Radna hipoteza je slabo interakcija elementarnih čestica proizvedenih u ranom svemiru. Prije rasprave o određenim kandidatima za čestice, razmotrimo ograničenja iz astrofizičkih opažanja. Prvo, jer se tamna tvar difuzno distribuira u proširenim oreolima oko pojedinih galaksija ili u moru kroz koje se grozdaste galaksije kreću, čestice tamne materije ne smiju jako međusobno komunicirati s uobičajenom materijom, ako uopće. Inače bi tamna tvar do sada rasipala energiju i opustila se na koncentriranije strukture u kojima se nalaze samo barioni. U najmanju ruku, možemo biti sigurni da su sastojci nebarionske tamne materije nenapunjeni i da imaju samo vrlo slabe interakcije.

Uz to, formiranje strukture u svemiru govori nam da su rano čestice tamne materije morale biti hladne (tj. Kreću se nerelativističkim brzinama), a ne vruće (tj. Kreću se relativistički). Da je tamna materija bila vruća, tada bi ove brzo pokretne čestice izravnale nepravilnosti manje gustine, koje stvaraju galaksije i nakupine, strujanjem iz područja visoke gustine u područja niske gustine. Prvi objekti koji bi se formirali bile bi najveće strukture (super nakupine), a manji objekti (galaksije) tek bi kasnije nastali usitnjavanjem. Međutim, ovo nije u skladu sa zapažanjima.

Duboka slika neba dobivena HST-om 1995. (Hubble Deep Field vidi sliku 6), zajedno s drugim opažanjima zemaljskih teleskopa, identificirala je epohu kada se većina galaksija formirala nekoliko milijardi godina nakon Velikog praska (pri crvenim pomacima) reda 1 do 3). Sloanovo digitalno istraživanje neba, kao i rendgenska zapažanja iz svemira i drugih zemaljskih teleskopa, pokazali su da se nakupine formiraju kasnije (crveni pomaci manji od oko 1). Konačno, superklasteri, koji su labavo povezane kolekcije nekoliko klastera, formiraju se upravo danas. Ovaj slijed nije u skladu s vrućom tamnom materijom.

Slika 6. Najdublja slika neba u vidljivoj svetlosti dobijena svemirskim teleskopom Hubble 1995. (duboko polje Hubble). Ova slika otkrila je vrijeme kada su se formirale tipične galaksije (poput našeg vlastitog Mliječnog puta) (crveni pomaci z

Bez obzira na to, postoji barem jedna vruća čestica tamne materije za koju znamo da postoji - neutrino. Dva eksperimenta, jedan izveden u Kanadi, drugi u Japanu, sada pružaju dokaze da neutrini imaju masu (Fukuda i dr., 2002, Ahmad i dr., 2001., Ahmad i dr., 2002). Eksperimenti, koji proučavaju solarne i atmosferske neutrine, postavili su donju granicu mase najtežeg neutrina od oko 0,05eV. To implicira da neutrini doprinose najmanje 0,1% maseno-energetskog budžeta svemira. Međutim, u kosmološkim se razmatranjima upravo razgovaralo da je doprinos neutrina - ili bilo kojeg kandidata sa vrućom tamnom materijom - manji od oko 5%. Zbog toga glavnina tamne materije ostaje za identifikaciju. Kasnije ćemo se vratiti ostalim kandidatima za čestice tamne materije. *****


Da li se crne rupe smatraju dijelom barionskog sadržaja svemira? - Astronomija

Ovaj rad daje pregled crnih rupa srednje mase (IMBH) sa masama između masa „zvjezdane mase“ i „supermasivnih“ crnih rupa (BH). Postojanje IMBH-a je stvarna mogućnost: oni su vjerovatno mogli nastati kao ostaci prve generacije zvijezda (populacija III), kao rezultat evolucije gustih zvjezdanih nakupina ili kao dio procesa formiranja supermasivnih BiH. Njihova kosmička gustina mase mogla bi premašiti gustinu supermasivnih BH (Ω ≅ 10 -5,7), a promatranja čak ne isključuju da mogu računati na svu barionsku tamnu materiju u Svemiru (Ω ≅ 10 -1,7). Jednoznačne detekcije pojedinačnih IMBH trenutno ne postoje, ali postoje nagoveštaji za promatranje iz studija mikro-sočiva, "ultra-svjetlećih" izvora X-zraka i centara obližnjih galaksija i globularnih jata. Eksperimenti s gravitacijskim valovima uskoro će pružiti drugu metodu za ispitivanje njihovog postojanja. IMBH imaju potencijalnu važnost za nekoliko područja astrofizike i vjerojatno će rasti kao fokus istraživačke pažnje.


Šta je ovo zračenje?

Elektromagnetno zračenje se širi kroz slobodni prostor ili kroz materijalni medij u obliku elektromagnetnih talasa sa nekoliko frekvencija, poput radio talasa koji imaju nisku frekvenciju i gama zraka koji odgovaraju najvišim frekvencijama elektromagnetnog spektra, sa energijama od milion elektronski volti (MeV).

Poznato je da gama zrake mogu proizvoditi visokoenergetski protoni i neutroni poznati kao kosmički zraci (CR). Međutim, nismo sigurni gdje se oko BiH u Sgr A * proizvode te čestice i koji mehanizmi ih ubrzavaju. Pretpostavlja se da ubrzanje CR može biti uzrokovano postupkom koji se naziva magnetsko ponovno spajanje. To se događa kada se dvije linije magnetskog polja u suprotnim smjerovima približe jedna drugoj. Kako su pravci polja suprotni, kada se dodirnu, na mjestu veze dolazi do uništenja polja. Međutim, brzo se povežu mijenjajući svoj smjer. Na primjer, ako su u početku bili orijentirani vodoravno, nakon ponovnog povezivanja orijentirali bi se okomito, mijenjajući tako konfiguraciju magnetskih polja i oslobađajući energiju u sistem. Ovaj mehanizam je odgovoran za pretvaranje magnetske energije u kinetičku energiju čestica.
Imaju li BiH magnetna polja? Da, imaju! Polje advektira prirastajuća materija koja pada u njega, a nabijene čestice prate linije polja tokom procesa ponovnog povezivanja.


Da li se crne rupe smatraju dijelom barionskog sadržaja svemira? - Astronomija

90% sveg materijala u Univerzumu je od materijala koji ne možemo vidjeti. Iako se čini da je ovo astronomska situacija gotovo neugodna, superkompjuterske simulacije, poboljšane metode promatranja i fizika čestica pružaju vjerovatnije modele tamne materije. Iako su dosadašnji rezultati isključili samo prethodne kandidate, poput Modificirane Newtonove dinamike (MOND) i Masivnih kompaktnih objekata (MACHO), još uvijek nema odgovora na pitanja. Vruća, topla i hladna tamna materija - sastavljena od malih, slabo interaktivnih čestica - noviji su modeli s modelom hladne tamne materije (CDM) koji je trenutno vladajući šampion. Pored toga, podaci promatranja, nove računarske simulacije i ograničenja starosti Svemira eliminirali su modele vruće i tople tamne materije. Iako je CDM model trenutno omiljeni, nije bez problema. Tamno tvari koje međusobno djeluju i tahijska tamna materija usmjerene su ka podržavanju poteškoća teorije CDM-a, ali su i dalje teoretske. Nada u ponovljeno izravno otkrivanje CDM čestica uskoro će postati stvarnost, pa ćemo jednog dana konačno moći imati direktne, promatračke dokaze o tamnoj materiji.

Zaista je teško zamisliti da bilo koja naučna tema može biti izvor ciljanih i prezirnih rasprava. Što se tiče tamne materije, logori imaju jasno razgraničene borbene linije, a izviđači su na oprezu. Koliko ove rasprave mogu biti žestoke? Jedna od mnogih ideja tamne materije je upotreba modificirane Newtonove dinamike, ili MOND. MOND sugerira da je tamna materija pogrešno izračunata na osnovu krivulja ubrzanja galaksija (Kaplinghat i Turner, 2002). Uz to, vjeruje se da CDM računarske simulacije potvrđuju ideje MOND-a. Iako je MOND primarni izvor teorije tamne materije, autoru nije bila namjera eliminirati čestice CDM teorije (Kaplinghat i Turner, 2002). Kao odgovor na to, podnesen je rad nekoliko mjeseci nakon što je direktno napao rad Kaplinghata i Turnera 2002 (KT). Tvrdi se da se KT rad odnosi samo na sastojke tamne materije koji borave samo u halou pojedinih galaksija, i navodi da je njihova mehanika u opisivanju krivulja galaktičkog ubrzanja netačna (Milgrom, 2002). Ovaj rad koristi riječi poput "grubo" i "fenomenološki pogrešno" i u osnovi pogrešno čita KT rad pretpostavljajući da su autori potpuno zanemarili sastojke tamne materije.

Iako se naša zapažanja ne slažu s MOND-om, jasno je da takve rasprave postoje i da ideje i teorije tamne materije imaju sposobnost da podijele svijet astronomije i astrofizike.

Naše razumijevanje Newtonove i Keplerove mehanike je prilično dobro. Napokon, prognoziralo se da se planeta Neptun nalazi na svom tačnom mjestu kada se napokon pogleda teleskopom koristeći istu matematiku. Možemo mapirati orbite planeta i mapirati krivulje rotacije galaksija, međutim, pokazalo se da su krivulje rotacije galaktike problematične. U keplerijanskoj mehanici, budući da je orbitalni objekt otac od svoje tačke rotacije, brzina rotacije je smanjena (slika 1).

Umjesto standardne krivulje, naša stvarna mjerenja galaktičke rotacije su malo drugačija, što ukazuje da nešto masivno mora postojati izvan vidljivog ruba galaksije (slika 2).

Pored ovih krivulja rotacije, još jedan pokazatelj da postoji tamna materija je prisustvo sočiva pojedinih galaksija i jata galaksija. Einsteinova teorija relativnosti govori nam da masa djeluje na sve, uključujući svjetlost. Najlakše je objašnjenje da se sve stvari u svemiru kreću pravocrtno, ali njihovi putevi su izmijenjeni izobličenjima u prostor-vremenu. Primjer: putanja Merkura oko Sunca. Zamislite prostor-vrijeme kao gumeni lim, a naše Sunce je postavljeno u središte. Budući da je Sunce puno masivnije od bilo čega drugog u našem Sunčevom sistemu, napravljena je vrlo velika depresija. Put Merkura je u stvarnosti ravan, ali budući da je blizu Sunca i zaglavljen u depresiji koju stvara Sunce, on putuje pravolinijski unutar ove krivulje prostora-vremena (slika 3).

Slike 4, 5, 6, 7 i 8 pokazuju koliko masa može utjecati na put svjetlosti. Gravitacijska leća je najsnažniji dokaz da tamna materija postoji.

Tully-Fisherova korelacija (korelacija sjaja galaksije u odnosu na njenu rotacijsku brzinu) dokazuje postojanje tamne materije (Silk, 1999). Uz utjecaj gravitacijske leće na skalu galaktičkih nakupina, ukazuje se da tamna materija postoji oko pojedinih galaksija i između galaksija koje su članice jata ili grupe.

Opšte je prihvaćeno da je naš Univerzum nastao putem Velikog praska. Zašto je došlo do Velikog praska odgovor je koji je prilično teško riješiti, ali znamo da je došlo do velikog praska proučavanjem rezultata sonde mikrotalasne anizotropije Wilkinson (WMAP). Cjelokupni Svemir bio je meta ove sonde, mapirajući pozadinsko mikrotalasno zračenje - ostatke Velikog praska. Ne samo da ovo pozadinsko zračenje pokazuje da se dogodio tako veliki prasak, brzina galaksija raste sa povećanjem udaljenosti od nas (takođe nazvanog Hubbleovim zakonom). Sa starošću Univerzuma od 13,7 milijardi godina, sada imamo riješenu jednu varijablu kada pokrećemo računarske simulacije našeg Univerzuma. Astronomi su takođe općenito prihvatili da atomi vodonika nisu počeli nastajati sve do 300 000 godina nakon Velikog praska - temperatura Svemira bila je pretopla prije toga (opet, kao što pokazuje pozadinsko zračenje). Sigurni smo da tamna materija danas postoji u Univerzumu, pa proizlazi da je tamna materija morala postojati tijekom ranog formiranja Univerzuma. Jedna od čestica za koje se vjeruje da su zadržavanja iz Velikog praska su neutrini. Budući da znamo da ova čestica postoji i da je slabo interaktivna s materijom, neutrino je sastojak modela Vruće tamne materije za koji sada znamo da nije tačan.

Vrlo je teško gledati Svemir u početnim fazama stvaranja materije, pa se moramo osloniti na računarske simulacije. Računalni programi su napisani da stvore jednu česticu koja odgovara nizu parametara - poput mase, veličine, brzine kretanja itd. Pomnožite ovo s oko milion (ili tako nekako), a zatim napišite drugi program o tome kako svaka čestica reagira jedna na drugu, opet pomnoženu s oko milion (ili tako nekako). Krajnji rezultat je program koji se ne može pokrenuti na samostalnom računaru. Deseci računara povezani su i njima upravlja server klastera koji koristi sve procesore za pokretanje ovog programa. To se naziva super-računarom. Iako je izvan dometa ovog projekta demonstriranje zamršenosti upotrebe super-računara za stvaranje simulacija tamne materije, mi ćemo se fokusirati samo na rezultate. Ono što smo naučili je da je tamna materija oblikovala naš Univerzum stvarajući nizove materijala koji gravitacijski privlače materiju da bi stvorili strukture poput zvjezdanih jata, galaksija i jata galaksija. Primjer malog dijela simuliranog svemira prikazan je na slici 9.

Dark Matter - MACHO - nije dovoljno mačo:

Jedan od prethodnih favorita tamne materije su masivni kompaktni objekti ili MACHO-i. Ovi barionski [1] objekti su: crne rupe, neutronske zvijezde, bijeli patuljci, crveni patuljci i smeđi patuljci. Zvjezdani ostaci - crne rupe, neutronske zvijezde i bijeli patuljci - vrlo su mali i sadrže značajne količine mase u prilično kompaktnoj veličini. Crveni i smeđi patuljci nisu toliko masivni. Smeđi patuljci su zvijezde koje nisu pokrenule fuziju vodonika. Svi ovi objekti zauzeli bi galaktički halo - imaginarni balon koji okružuje čitavu galaksiju koja sadrži vrlo stare zvijezde, kuglasta jata i tamnu materiju. Neposredni problem u vezi s teorijom MACHO-a je nedostatak objašnjenja sastojcima tamne materije koja se nalazi između galaksija unutar jata. Pored toga, opažanja svemirskog teleskopa Hubble isključila su značajne doprinose tamne materije crvenih i smeđih patuljaka (Flynn, Gould i Bahcall, 1996). Podaci svemirskog teleskopa Hubble pokazali su da bijeli patuljci mogu osigurati gotovo 2% mase galaktičkog oreola, ali daljnje simulacije i ponovne procjene kinematike orbite stavljaju doprinos bijelog patuljka na samo 1% (Gibson i Flynn, 2001). Daljnje simulacije doprinosa bijelog patuljka pokazuju da oni ne daju masu halou, već su dio galaktičkog debelog diska (Reid, Sahu i Hawley, 2001).

Ono što je najzanimljivije kod debelog diska je njegova uloga u potvrđivanju postojanja hladne tamne materije. Korištenjem računarskih simulacija pokazano je da je debeli disk naše galaksije nastao uz pomoć CDM-a i da je deblji disk nastao prvi (Brook, Kawata, Gibson i Freeman, 2004). To se uklapa u paradigmu CDM simulacija da su nasilno spajanje i naglo stvaranje zvijezda pomogli u stvaranju debelog diska.

HDM model je u početku bio favoriziran jer sadrži čestice za koje znamo da postoje - neutrino. Problem s HDM modelom dvojak je: prvo, kad je teorija sastavljena, neutrini su trebali imati ili nultu masu, ili vrlo malo. The recent observations with the Sudbury Neutrino Observatory indicates that neutrinos oscillate indicating mass, thereby solving the infamous Solar Neutrino Problem. Secondly, the model of the HDM Universe was based on relativistic, fast traveling, zero mass particles (neutrinos) that resulted in creating only large scale structures like galaxy clusters but failed to develop the smaller individual galaxies. Even factoring in neutrino mass, the HDM model was unsuccessful in creating individual galaxies. The answer to the HDM model: Cold Dark Matter and Warm Dark Matter.

Figures 10 and 11 shows a side by side comparison of the CDM and HDM models notice the HDM image with large scale structures only as compared with the CDM model which shows a more pronounced structure of smaller density regions. The CDM model is more consistent with what we observe.

So why exactly has the HDM been abandoned? There are four reasons (Bode, Ostriker, and Turok):

  1. The particles speed is too high
  2. High particle speed eliminated perturbations required for large structures
  3. Galaxies formed through fragmentation
  4. Predicted redshifts far lower than observed redshifts

These four reasons are the results of computer simulations.

Cold Dark Matter was modeled prior to the Warm Dark Matter model, but we will cover briefly the WDM model only because it has since been abandoned in favor of the CDM model due to recent observational evidence. Both WDM and CDM models demonstrate a Universe that is similar to what we observe. However, the problem with the CDM model is too many dwarf galaxies are present in the halos of normal galaxies in computer simulations. Initially, the CDM and the HDM models were compared, and the WDM model was introduced as the middle ground between the two competing models (Silk, 1999). There are really two main problems with the CDM Theory (Bode, Ostriker and Turok, 2001):

  1. The prediction of numerous low mass galactic halo s
  2. Prediction of galactic halo s with concentrated cores

Both of these issues are present when running N-body simulations. It was believed the WDM model would solve these issues simply by warming and smoothing out the particles that constitute CDM. There are seven points of enhancement noticed when the CDM was replaced with the WDM theory as modeled by computer simulation (Bode, Ostiker and Turok, 2001):

  1. Smoothing of halo cores and lowering core density
  2. Lower density of low mass halos
  3. Reduced number of low mass halos
  4. Suppressed number of low mass halos within high mass halos
  5. The voids between structure remain empty (unlike CDM with empty halos filling the void)
  6. late-formation of low mass halos
  7. suppressed halo formation at high redshifts

While these seven points of correction are compelling, Metcalf (2002) points out that there is no evidence one way or another that empty halo objects within the voids of space do not exists they very well could exist but their nature prevents direct observation.

So what happened to the WDM model? The results from the WMAP probe placed some serious constraints on this model. The re-ionization period of the Universe is when hydrogen was cool enough to interact with each other. Based on the computer models with the new WMAP data included, the WDM model must rapidly increase its ionization factor (which it cannot by design) to match the new constraint (Yoshida et al., 2003).

Figures 12 and 13 show a single frame example of CDM versus WDM. The WDM simulation looks visibly smooth but we now know the WDM model does not work.

Accepted and current theories of Dark Matter CDM

The success of the Cold Dark Matter model:

Neutrinos were relativistic since the formation of the galaxies making them hot (Gondolo, 2004). Since the neutrino is the only weak interactive particle that we know to exist, and because they are considered hot, they are a poor choice for the ingredient of dark matter. The CDM model relies on undiscovered weakly interactive particles that make up dark matter. The problem is the model with the parameters fitting these particles demonstrates a fairly successful representation of our Universe but what are these particles? The primary ingredient of CDM is non-baryonic WIMP s (Weakly Interacting Massive Particles). A baryon is simply the smallest parts of matter as we know them: protons, neutrons, and electrons. Leptons are electrons and neutrinos, and are also called non-baryonic. Since neutrinos are ruled out as a constituent of CDM, other non-baryonic particles are candidates. Since we do not know if they really exist, we cannot call them leptons. With names like neutralinos, axions, WIMPZILLA s as candidates (Gondolo, 2004), it is hard to imagine that these really do exist. Because the CDM model has endured computer simulation models and observational data with only minor issues the task is to attempt to determine why this model has trouble with galactic halos being either empty or too compact and of course attempt to detect these unusually named particles.

One method that has been suggested is to redo the entire simulation process. In a paper by Ma and Bertschinger (2004), it is suggested that the N-body simulations is flawed and will always lead to the cuspy halo and dwarf satellite problem. By creating a model based on cosmological theory and perturbation theory, the phase-space distribution of dark matter particles in galaxy halos will be formed without the two major problems resulting from the standard N-body simulations.

We have seen that observational data from the WMAP probe placed some death blows to the WDM model, but what bout the CDM model? Currently there are three methods to detect CDM:

  1. Examination of Radio Jets
  2. DAMA Experiment
  3. WIMP detection using CaWO4 cryogenic detectors

In a paper by Metcalf (2002), long term study of two radio jets from distant QSO s (Quasi-Stellar Objects) using the VLBI [2] array and examination of the radio jets show the images of the jets are slightly bent. This is significant since the bending of the radio jets are not consistent, indicating clumps of dark matter within the halos of the early galaxies. This is also significant because this rules out the WDM model since this model attempts to smooth halo formation. While this may seem as just another confirmation of the CDM model, this is perhaps one of the few direct observations of dark matter because its affects can be measured directly over time.

A remarkable experiment called DAMA (DArk MAtter) has been using three styles of detectors in an attempt to discover WIMP s (in operation from the years 1997 to 2003). This experiment looks exactly like the experiments to detect and study neutrinos (figure 15), but the DAMA is looking for a specific reaction, seen in figure 14. Specifically, the energy as the result of an interaction with a particular element will be at a particular angle.

The DAMA experiment was a three phase process, with two R&D setups and one actual experiment based on the results of the R&D. The idea behind the experiment is simple: As the galaxy rotates (at 232 km/s) we are sweeping through the residual CDM material in the halo. By studying the reactions of these particles using the illustration in figure 14, it is possible to detect the WIMP constituents of CDM. Only a brief explanation and result will be mentioned by each of these phases as this begins to delve deeply into particle physics.

Using CaF4 to look for a 2β decay (to eliminate known leptons) an attempt was made to determine signs of WIMP detection. The results were believed to be successful, so phase two was designed an implemented.

Using 129 Xe, it was believed the sensitivity of this R&D phase identified three WIMP particles believed to be photinos, higgsinos, and Majorana Neutrinos. The success of this detection was lead to phase three the actual experiment.

LIBRA Large sodium Iodine Bulk for Rare processes.

NaI detectors built after the two R&D phases ran for 4 years. The results of the experiment determined there are particles that carry the qualifications to be WIMP s, but the results (available from the DAMA website) are confusing at best.

The DAMA project is indeed a bold experiment, and certainly determined the existence of some particles that match the requirements of WIMP s, but to call them by specific names is a bold assertion, especially without independent collaboration. However, the results of the DAMA are already being interpreted as solving the dark matter problems. The mirror symmetry theory of particle physics states that every particle has a mirror particle (not to be confused with matter and anti-matter). It is asserted that mirror matter has been interpreted by the DAMA experiment to be the sole constituent of CDM, solving for the large quantities required to fit the model (Foot, 2004). Regardless, the results from this experiment will need to be interpreted carefully and be confirmed by other sources (as dictated by the scientific method).

WIMP detection using CaWO4 cryogenic detectors (Angloher et al., 2004):

One of the issues acknowledged by attempting to detect WIMP s is the ability to also detect neutrinos. Regardless of what method used to detect the particles, background suppression must also be designed into the detector. The CREST-II project using CaWO4 cryogenic detector, in its initial R&D and test run stage, promises to eliminate false detection by implementing background suppression. This project is sure to provide the much needed particle detection confirmation required to interpret the data more effectively. The current status of this project is still ongoing, but as of right now they have the ability to constrain background noise introduced by weakly interactive particles that are not the target WIMP s.

As mentioned several times, the CDM model best fits our observable Universe except dwarf galaxy evolution and halo density. Instead of abandoning the CDM theory altogether, it is better to try and solve these issues within the model. One answer is self-interacting dark matter. This is not a new particle or a re-write of the theory instead, the attempt is made to determine if CDM particles interact with one another during galactic halo evolution. This self-interacting (sometimes called collisional) dark matter has been modeled to show that interaction with each other during galactic halo formation has resolved some of the issues initially generated by CDM simulations (Yoshida et al., 2000). Figure 16 shows an example of Monte Carlo simulations on a local level (called high resolution simulations by the Yoshida et al, 2000 paper).

Figure 16: An example of Self-Interacting Dark Matter formation of a dwarf galaxy with variations of collisions between CDM particles:

What these results show is the result of a gradually increasing interaction between particles. The greater the interaction, the more spherical the model becomes. The results of the Yoshida et al (2000) show that the S1Wb result best fits observed and simulated densities of cores of these smaller simulated structures.

Dark Energy which has not been covered in this paper begins to trail into the pure theoretical with mathematics to match. However, one example of the Dark Matter/ Dark Energy theory of interest is the role of the tachyon. You may recall the mention of tachyons in various Star Trek: The Next Generation episodes and I was actually a bit surprised that science is lending them some credence. The importance of mentioning these particles is their purpose to support the CDM model. While the mathematics are far too advanced for the scope of this paper, it is generally thought that the tachyon fields exists as sort of a super-fluid that provides the energy comprising the Dark Energy theory, while at the same time providing the support for the CDM particles (Herrera, Pavon and Zimdahl, 2004). If that seems a bit confusing (and I m sure it does), the importance of this field is to provide support for the structure of the CDM filaments as the Universe expands.

The Cold Dark Matter model is the current accepted theory of dark matter. While the two main issues are problems with galactic halo formation and the dwarf galaxy problem, this apparently can be addressed by looking carefully at how we model the simulations in a supercomputer (instead of abandoning the model itself). At the same time observational evidence of WIMP particle detection, constraints of the age of the Universe by the WMAP, and examination of radio jets of large galaxy support the CDM theory while ruling out the WDM and HDM models. The purpose of Tachyonic and Self-Interacting Dark Matter is also used to help solve the issues with the CDM model while also addresses the Dark Energy problem as well (not covered here). Dark matter most certainly exists and while we currently have no idea what dark matter is, we are rapidly closing in on finally detecting dark matter particles directly. While there are sharply divided camps in the theory of dark matter, more and more theorists are acknowledging the CDM model and are focusing their energy into helping smooth out the difficulties. The attempts made by the DAMA experiment and the CaWO4 cryogenic detectors are important to mention, but until their results are independently confirmed by other detectors we should hold off on opening the Champagne bottles. One thing is certain: we are closer to identifying the constituents of CDM and the mystery of dark matter is certain to be solved in the very near future.


Missing Black Hole Report: Hundreds Found!

Astronomers have unmasked hundreds of black holes hiding deep inside dusty galaxies billions of light-years away.

PASADENA, Calif. - Astronomers have unmasked hundreds of black holes hiding deep inside dusty galaxies billions of light-years away.

The massive, growing black holes, discovered by NASA's Spitzer and Chandra space telescopes, represent a large fraction of a long-sought missing population. Their discovery implies there were hundreds of millions of additional black holes growing in our young universe, more than doubling the total amount known at that distance.

"Active, supermassive black holes were everywhere in the early universe," said Mark Dickinson of the National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Ariz. "We had seen the tip of the iceberg before in our search for these objects. Now, we can see the iceberg itself." Dickinson is a co-author of two new papers appearing in the Nov. 10 issue of the Astrophysical Journal. Emanuele Daddi of the Commissariat a l'Energie Atomique in France led the research.

The findings are also the first direct evidence that most, if not all, massive galaxies in the distant universe spent their youths building monstrous black holes at their cores.

For decades, a large population of active black holes has been considered missing. These highly energetic structures belong to a class of black holes called quasars. A quasar consists of a doughnut-shaped cloud of gas and dust that surrounds and feeds a budding supermassive black hole. As the gas and dust are devoured by the black hole, they heat up and shoot out X-rays. Those X-rays can be detected as a general glow in space, but often the quasars themselves can't be seen directly because dust and gas blocks them from our view.

"We knew from other studies from about 30 years ago that there must be more quasars in the universe, but we didn't know where to find them until now," said Daddi.

Daddi and his team initially set out to study 1,000 dusty, massive galaxies that are busy making stars and were thought to lack quasars. The galaxies are about the same mass as our own spiral Milky Way galaxy, but irregular in shape. At 9 to 11 billion light-years away, they existed at a time when the universe was in its adolescence, between 2.5 and 4.5 billion years old.

When the astronomers peered more closely at the galaxies with Spitzer's infrared eyes, they noticed that about 200 of the galaxies gave off an unusual amount of infrared light. X-ray data from Chandra, and a technique called "stacking," revealed the galaxies were, in fact, hiding plump quasars inside. The scientists now think that the quasars heat the dust in their surrounding doughnut clouds, releasing the excess infrared light.

"We found most of the population of hidden quasars in the early universe," said Daddi. Previously, only the rarest and most energetic of these hidden black holes had been seen at this early epoch.

The newfound quasars are helping answer fundamental questions about how massive galaxies evolve. For instance, astronomers have learned that most massive galaxies steadily build up their stars and black holes simultaneously until they get too big and their black holes suppress star formation.

The observations also suggest that collisions between galaxies might not play as large a role in galaxy evolution as previously believed. "Theorists thought that mergers between galaxies were required to initiate this quasar activity, but we now see that quasars can be active in unharassed galaxies," said co-author David Alexander of Durham University, United Kingdom.

"It's as if we were blindfolded studying the elephant before, and we weren't sure what kind of animal we had," added co-author David Elbaz of the Commissariat a l'Energie Atomique. "Now, we can see the elephant for the first time."

The new observations were made as part of the Great Observatories Origins Deep Survey, the most sensitive survey to date of the distant universe at multiple wavelengths.

Consistent results were recently obtained by Fabrizio Fiore of the Osservatorio Astronomico di Roma, Italy, and his team. Their results will appear in the Jan. 1, 2008, issue of Astrophysical Journal.

NASA's Marshall Space Flight Center, Huntsville, Ala., manages the Chandra program for the agency's Science Mission Directorate. The Smithsonian Astrophysical Observatory controls science and flight operations from the Chandra X-ray Center in Cambridge, Mass. NASA's Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., manages the Spitzer Space Telescope mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. Science operations are conducted at the Spitzer Science Center at the California Institute of Technology, also in Pasadena. Caltech manages JPL for NASA.

The National Optical Astronomy Observatory is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy under a cooperative agreement with the National Science Foundation.


Is dark matter composed of black holes?

Ordinary matter (baryonic matter) accounts for only 4.7 per cent of the mass-energy content of the universe while dark matter makes up 24 per cent and dark energy a whopping 71.4 per cent. Amazingly, science understands the nature of only the baryonic matter, composed of protons, neutrons and electrons.

Dark energy, whose nature is entirely mysterious, is accelerating the expansion of the universe. There are various proposals as to the nature of dark matter. A credible hypothesis that dark matter is made of primordial black holes formed at the time of the big bang is described by Juan Garcia-Bellido and Sebastien Clesse in Scientific American (July 2017).

Dark matter is so called because it does not interact with observable electromagnetic radiation, eg visible light, making it very difficult to detect. We must rely on noticing the effects of its gravitational attraction on ordinary matter in order to indirectly detect it.

Crna materija

Astronomer Fritz Zwicky was the first to formally infer the existence of dark matter in 1933. He studied the Coma Galaxy Cluster and he estimated that the cluster had about 400 times more mass than was visually observable. Galaxies are generally observed to rotate too fast to be held together by the gravitational pull of the visible mass in their stars.

Unseen dark matter provides the extra “pull” required to hold galaxies together. This dark matter shapes the largest structures in the universe and determines the origin and growth of the galaxies.

It has long been hypothesised that dark matter is composed of massive particles that interact extremely weakly with electromagnetic radiation, but all searches to detect such particles have proved fruitless. The latest hypothesis proposes that dark matter is composed of primordial black holes.

We know that a black hole can form as a massive star dies, when the centre collapses into a small ball where gravitational forces are so great that nothing, not even light, can escape. Stars with a mass less than 1.45 solar masses cannot form black holes. But primordial black holes formed at the time of the big bang, before any stars existed.

Spectacular inflation

Most cosmologists believe that our newly-born universe underwent a spectacular inflation in size immediately after the big bang, when, in the tiniest fraction of a second, two points sitting closer together than the radius of an atom separated from each other by a distance comparable to the distance from Earth to the closest stars. This inflation greatly magnified tiny quantum fluctuations, seeding the universe with a graininess of matter and energy from which all cosmic structures subsequently emerged.

Physicists Stephen Hawking and Bernard Carr proposed primordial black holes in the 1970s but only considered very small ones of smaller mass than a mountain. Such small holes would have evaporated by now and cannot account for current black matter. However, the present authors have shown it is theoretically feasible that populations of black holes with a large range of masses, ranging eventually from 1/100th to 10,000 times the mass of our sun, emerged less than one second after the big bang.

Such black holes would behave as dark matter and dominate the matter content of the present day universe. These populations each exist in relatively small volumes of space so that the formation of binary black hole pairs and subsequent violent mergers is likely.

Violence of collision

When two black holes merge the violence of the collision shakes the fabric of space-time, sending gravitational waves out through the cosmos at light-speed. Gravitational waves were first detected in September 2015 by the Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO).

Since then LIGO has detected gravitational waves several times from mergers of massive binary black holes. The detection frequency indicates these may well be mergers of primordial black holes and it is hoped future detections by the observatory will settle this matter. A LIGO detection of a merger between two black holes, one of which has a mass less than 1.45 solar masses, would unambiguously signify a black hole of primordial origin.

New observations may soon confirm that dark matter is mostly or entirely composed of primordial black holes, thereby filling in an embarrassing gap in science’s understanding of the universe. As Garcia-Bellido and Clesse put it: “Soon we may no longer be in the dark about dark matter.”

William Reville is an emeritus professor of biochemistry at UCC


Pogledajte video: Gde idete nakon sto upadnete u crnu rupu?-Zanimljivosti o crnoj rupi #1 (Oktobar 2022).