V posledních letech převažoval názor, že by temnou hmotu měly tvořit těžké částice, tedy těžké jako protony či neutrony, ne-li těžší. Jinak řečeno WIMPy. Dosavadní pátrání ale, jak jistě každý ví, vyšlo zcela naprázdno. Už víme, jak částice temné hmoty stoprocentně nevypadají a možný prostor pro jejich existenci se neustále zmenšuje.
Jedním z důsledků neúspěšného honu na WIMPy je i to, že se odborníci přiklánějí spíše k modelům, v nichž jsou částice temné hmoty naopak velice lehké. Pro představu, nejlehčí známá hmotná částice je neutrino, které je zhruba 500 000krát lehčí než elektron. V extrémních modelech s „ultralehkou“ temnou hmotou jsou její částice miliardkrát lehčí než neutrino.
Jestli je temná hmota opravdu velice lehká, mělo by to vliv na chování jejích částic. Například by se nepohybovaly vesmírem jako částice, ale spíš jako vlny. Vlny takové temné hmoty by mohly tvořit těsné shluky, kterým se říká „bosonové hvězdy“ (Boson stars). Zmíněné modely temné hmoty předpokládají, že v tomto případě náležejí částice temné hmoty mezi bosony.
Bosonové hvězdy, pokud existují, by měly udržovat rovnováhu mezi dvěma protichůdnými silami. Jednou z nich je gravitace. Hmotnost částic temné hmoty, i když velmi malá, generuje gravitační sílu působící směrem dovnitř. Temná hmota má ale i energii, která působí proti gravitaci, směrem ven. Rovnováha těchto sil by měla zajišťovat existenci stabilních bosonových hvězd, které by ale byly úplně neviditelné.
Jason Arakawa z University of Delaware a jeho kolegové mají za to, že když by bosonová hvězda stárla, měla by pomalu těžknout. Pokud ano, mohlo by to být kvůli shromažďování další temné hmoty anebo třeba splývání s dalšími bosonovými hvězdami. Podobně jako u klasických hvězd by se bosonové hvězdy v určité chvíli mohly dostat do situace, kdy energie už nezvládne čelit gravitaci a bosonová hvězda se začne hroutit.
Arakawa a spol. si to představují tak, že by umírání bosonové hvězdy bylo relativně pomalé a z počátku poměrně nevinné. Když by se ale částice temné hmoty natěsnaly k sobě, začalo by docházet k jejich vzájemné anihilaci a uvolňování energie. Tato energie by se projevila jako výtrysk vysokorychlostních a vysokoenergetických částic, který měl podobu rozvlnění vln temné hmoty.
Když běžná masivní hvězda exploduje jako supernova, vytryskne z ní ohromné množství fotonů, tedy částic elektromagnetického záření. Nemají hmotnost a projevují se jako elektromagnetické vlny. Supernovu nelze přehlédnout. Zánik bosonové hvězdy, kterému Arakawův tým přezdívá „bosenova“ (Bosenova), by naopak byl nesmírně skrytý. Bosenovy mohou explodovat kolem Sluneční soustavy jako ohňostroj a mi o nich vůbec nevíme.
Při současném stavu poznání je jedinou možností pro zachycení přízračných explozí bosenov detektor navržený pro detekci ultralehké temné hmoty. Takových experimentů dnes pracuje celá řada. Bosenova by se v takovém detektoru projevila záplava částic temné hmoty, přicházející z konkrétní oblasti oblohy. Bylo by to skvělé, ale prozatím detektory neulovily ani samotnou temnou hmotu. Uvidíme, zda se někdy setkáme s bosanovami.
Video: This Might Be a Brand-New Kind of Star | Space News
Literatura
Vytváří temná hmota ve vesmíru temné a chladné Boseho hvězdy?
Autor: Stanislav Mihulka (25.10.2018)
Budeme odposlouchávat temnou hmotu axionovým rádiem?
Autor: Stanislav Mihulka (11.10.2019)
Najdeme na milimetrových vlnách ultralehkou temnou hmotu?
Autor: Stanislav Mihulka (26.03.2023)
Diskuze:
Recurrent nova
Michal Zvedavý,2023-08-07 09:07:39
Nie, to sú recurrent nova alebo mininova. A netreba k tomu temnu hmotu, staci ze hviezda trafi medzihviezdny prach, ktory sa na nej naakumuluje a potom ho naraz vyvrhne v podobe niecoho ako obrovskeho CME.
Re: Recurrent nova
Jirka Naxera,2023-08-07 19:03:52
Bojim se, ze mluvite o uplne jinem jevu, nez je cela prace.
A stable boson star configuration can be understood
as a balance between the (attractive) self-gravity of
the ULDM particles and their (repulsive) gradient en-
ergy. This balance can be sustained as long as the star
is relatively dilute, such that the contribution of self-
interactions is negligible. However, if the mass of the star
grows through merger events [48–53] and/or accretion of
ULDM from the background [32, 54, 55], eventually the
self-interactions contribute and, if they are attractive in
nature, they can destabilize the star.
When the boson star begins to collapse, its den-
sity rapidly increases, as does the binding energy of
the collapsing ULDM particles. As the size of the
star approaches the Compton wavelength of the ULDM,
2π/mϕ, annihilations of the ULDM particles to rela-
tivistic ones rapidly deplete the energy of the collapsing
star. This typically occurs far before the star reaches its Schwartzschild radius....
Diskuze je otevřená pouze 7dní od zvěřejnění příspěvku nebo na povolení redakce
