Sötét anyag halo

A sötét anyag halója a galaxisok  hipotetikus összetevője, amely körülveszi a galaktikus korongot , és messze túlnyúlik a galaxis látható részén. A halo tömege a galaxis össztömegének fő összetevője. Mivel ezek a fényudvarok sötét anyagból állnak, közvetlenül nem figyelhetők meg, de jelenlétüket a csillagok és gázok galaxisokban történő mozgására gyakorolt ​​hatásuk határozza meg. A sötét anyag fényudvarjai kulcsszerepet játszanak a galaxisok eredetének és fejlődésének modern modelljében .

A forgási görbék alakja a sötét anyag halo létezésének bizonyítéka

A sötét anyag jelenlétét a fényudvarban bizonyítja a galaxisok forgási görbéjére gyakorolt ​​hatása. Nagy tömeg hiányában a gömb alakú halóban a galaxis forgási sebessége nagy távolságra csökkenne a középpontjától, mivel például a bolygók keringési sebessége csökken a Naptól való távolsággal. A spirálgalaxisok megfigyelései, különösen a semleges hidrogén-emissziós vonal rádiós megfigyelései azonban azt mutatják, hogy a legtöbb galaxis forgási görbéi laposabbá válnak, ahogy távolodnak a galaxis középpontjától; így a forgási sebesség nem mutat gyors csökkenést a galaktikus középponttól való távolság növekedésével. [4] A megfigyelések magyarázatára alkalmas megfigyelhető szubsztancia hiánya egy nem megfigyelhető szubsztancia létezésének hipotéziséhez vezet ( angol.  sötét  - rejtett, sötét), amelyet K. Freeman ( an .  Ken Freeman ) fogalmazott meg 1970-ben, vagy az általános relativitáselmélet hiányosságának kérdése , amelyen belül a tárgyak mozgását vizsgáljuk. Freeman megjegyezte, hogy a forgási sebesség várható csökkenése nem figyelhető meg sem az NGC 300 -nál, sem az M 33 -nál , és egy sötét tömeg-hipotézis létezését javasolta ennek magyarázatára. Ennek a hipotézisnek a támogatása számos műben megtalálható. [5] [6] [7] [8]

A sötét anyag halójának kialakulása és szerkezete

Feltételezik, hogy a sötét anyag halójának kialakulása jelentős szerepet játszik a galaxisok kialakulásának korai szakaszában. Az Univerzumban az első galaxisok kialakulásának időszakában a barion anyag hőmérséklete valószínűleg túl magas volt a gravitációs kötött objektumok kialakulásához, így a már kialakult sötét anyag struktúrák jelenléte, amelyek további gravitációs hatást tudtak kifejteni az Univerzumban. barion anyagra volt szükség. A galaxisok kialakulásának modern elmélete a hideg sötét anyag fogalmán és az általa az Univerzum fejlődésének korai szakaszában kialakuló szerkezeteken alapul.

A szerkezetek hideg sötét anyag általi kialakulásának elmélete az Univerzum sűrűség-perturbációinak figyelembevételével kezdődik, amelyek lineárisan nőttek, amíg sűrűségük el nem érte a kritikus értéket, majd a perturbációk kiterjedését kompresszió váltotta fel, aminek következtében kialakult. gravitációsan kötött sötét anyag glória. Ezek a fényudvarok tömege és mérete tovább nőtt azáltal, hogy a közvetlen közelükből felhalmozódott az anyag, vagy a sötét fényudvarok összeolvadtak egymással. A hideg sötét anyag szerkezetének numerikus modellezése a következő következtetésekhez vezetett: a kezdeti kis térfogat kis perturbációkkal az Univerzum tágulásával tágul. Idővel a kis zavarok növekednek és összeomlanak, kis fényudvarokat hozva létre. A későbbi szakaszokban a kis fényudvarok egyesülnek, és virializált sötét anyag halót alkotnak, amely ellipszoid alakú, és szubhalo szerkezetet mutat. [9]

A hideg sötét anyag elméletének alkalmazása segít a közönséges barionos anyag tulajdonságaival kapcsolatos számos probléma leküzdésében, mivel eltávolítja a hő- és sugárzási nyomás nagy részét, amely megakadályozza a barion anyag összeomlását. Az a tény, hogy a sötét anyag hidegebb, mint a barion anyag, lehetővé teszi, hogy a sötét anyag korábban hideg gravitációs kötésű csomókat képezzen. Amint ilyen szubhalók kialakulnak, gravitációs hatásuk a barion anyagra elegendő ahhoz, hogy meghaladja a hőenergiát, és lehetővé tegye a barion anyag összeomlását, hogy csillagokat és galaxisokat képezzenek. A korai galaxisképződés szimulációinak eredményei összhangban vannak a galaxisfelmérések és a kozmikus mikrohullámú háttérvizsgálatok során megfigyelt szerkezettel. [tíz]

Sűrűségprofil

Gyakran használják a pszeudoizotermikus sötét anyag halo modelljét: [11]

ahol a központi sűrűséget jelöli, a mag sugarát jelöli. Ez a modell jó közelítés a legtöbb megfigyelt forgási görbére, de nem ad teljes leírást, mert ahogy a sugár a végtelen felé hajlik, a teljes tömeg is végtelenné válik. Mindenesetre ez a modell csak közelítés, mivel számos eltérés van a bemutatott profiltól. Például előfordulhat, hogy az összeomlás után a fényudvar külső részei nem kerülnek egyensúlyi állapotba; a nem sugárirányú mozgások fontos szerepet játszhatnak a haloképződésben; a halo hierarchikus kialakításából adódó egyesülések a gömbös összeomlás modelljének helytelen alkalmazásához vezethetnek. [12]

A táguló Univerzumban a haloszerkezet kialakulásának numerikus szimulációja a Navarro–Frank–White profilmodellhez vezetett : [13]

ahol a skála sugár,  a jellemző (dimenzió nélküli) sűrűség és = a kritikus sűrűség. Ezt a profilt univerzálisnak nevezik, mert négy nagyságrendű halotömegek széles tartományára alkalmazható, az egyes galaxisok fényudvarától a galaxishalmazok fényudvaráig . A profilnak véges gravitációs potenciálja van akkor is, ha a teljes integrált tömeg logaritmikus divergenciával rendelkezik. A halo térfogatát általában egy olyan gömbnek tekintik, amelynek sugara a térfogaton belüli sűrűség 200-szorosa az Univerzum kritikus sűrűségének , bár matematikai szempontból a halo nagy távolságokra is kiterjedhet. . Csak egy idő után a tudósok felfedezték, hogy a sűrűségprofil jelentősen függ a fényudvar környezetétől, és a Navarro-Frank-White profil csak izolált fényudvarokra alkalmazható. [14] A Navarro-Frank-White halo általában gyengébb közelítés, mint a pszeudoizotermikus halomodell.

A nagyobb felbontású számítógépes szimulációkat jobban leírja az Einasto-profil : [15]

ahol r a térbeli (nem projektív) sugarat jelöli. A szorzó n függvénye , amely egyenlő a sűrűséggel azon a sugáron , amelyen belül a teljes tömeg fele van. Bár a harmadik paraméter hozzáadása valamelyest javítja a numerikus szimulációs eredmények leírását, a modell megkülönböztethetetlen a kétparaméteres Navarro–Frank–White modelltől. [16] és nem oldja meg a csúcsproblémát a galaxis középpontjában.

Űrlap

A tömítések összeomlása általában nem szigorúan gömbszimmetrikus, így nincs okunk gömbszimmetrikusnak tekinteni a keletkező fényudvarokat. A numerikus szimulációk legkorábbi eredményeiben is a modell halók laposak voltak. [17] A későbbi munkák kimutatták, hogy a halo belsejében azonos sűrűségű felületek ábrázolhatók triaxiális ellipszoidokkal. [tizennyolc]

Mind az adatok, mind a modell előrejelzései bizonytalansága miatt még mindig nem teljesen ismert, hogy a megfigyelt halo alak összhangban van -e a Lambda-CDM modell előrejelzéseivel .

Halo alépítmény

Az 1990-es évek végéig a haloképződés numerikus szimulációi alig mutattak ki szerkezetet a halón belül. A számítási teljesítmény növekedésével és az algoritmusok fejlesztésével lehetővé vált, hogy nagyobb számú modellrészecskét vegyünk figyelembe, és nagyobb felbontást érjünk el. Jelenleg egy markáns alépítmény jelenléte várható a glórián belül. [19] [20] [21] Amikor egy kis halo összeolvad egy nagygal, először a nagyobb halo gravitációs potenciáljában forgó szubhalová alakul. A szubhalo keringése közben erős árapályhatást tapasztal, aminek következtében tömegét veszíti. A dinamikus súrlódás miatt a halo energiát és szögimpulzust veszít, a pálya fokozatosan változik. Az, hogy egy szubhalo gravitációsan kötött entitás marad-e, a tömegtől, a sűrűségprofiltól és a pályától függ. [22]

Szögnyomaték

Amint azt F. Hoyle [23] kezdetben rámutatott, valamint G. Efstafiu és B. Jones [24] numerikus szimulációi alapján , a táguló Univerzum aszimmetrikus összeomlása jelentős szögimpulzusú objektumok kialakulásához vezet.

A numerikus szimuláció eredményei azt mutatják, hogy a disszipációmentes hierarchikus klaszterezés során kialakuló fényudvarok forgási paramétereinek eloszlása ​​jól leírható lognormális eloszlással , amelynek mediánja és szélessége gyengén függ a halo tömegétől, a vöröseltolódástól és a kozmológiai modelltől: [25]

hol és . Valamennyi halotömeg esetében létezik egy olyan összefüggés, amelyben a magasabb forgású fényudvarok sűrűbb, azaz nagyobb zsúfoltságú régiókba kerülnek. [26]

Elméletek a sötét anyag természetéről

A spirálgalaxisok sötét glóriáinak természete még mindig nem tisztázott, de két népszerű elmélet létezik: a halo gyengén kölcsönható elemi részecskékből, WIMP -kből áll, vagy nagyszámú kis sötét testből áll, amelyeket MACHO -nak neveznek ( eng.  Massive compact halo ). objektum , masszív kompakt haloobjektum) és közönséges anyagból áll, de nem bocsát ki általunk észlelhető sugárzást. Számos lehetséges MACHO objektumot javasoltak, köztük fekete lyukakat és nagyon halvány fehér törpéket. Annak ellenére, hogy a MACHO objektumok nagyon halványak, gravitációs hatásuk lesz, amint azt az általános relativitáselmélet megjósolja. A galaxisunk fényudvarában lévő MACHO-k keresésének előnyben részesített módszere a gravitációs mikrolencsés jelenségek keresése . A gravitációs mikrolencse akkor nyilvánul meg, ha két csillag ugyanabban a látószögben van, és a távoli csillagot eltakarja a közeli. A legközelebbi csillag közelében elhaladó távoli csillag fénye egy bizonyos szögben elhajtja a pályát, és Einstein-glóriát hoz létre. A legtöbb esetben a halo olyan kicsi, hogy optikailag megkülönböztethetetlen a csillagtól. Az összhatás fényesebbé teszi a csillagot. Az EROS és a MACHO projektek célja MACHO objektumok keresése halóban a Nagy és Kis Magellán-felhők megfigyelése közben. Ha a Magellán-felhők csillagaitól felénk tartó látómezőben egy MACHO van a fényudvarban, akkor mikrolencsésedés következik be. A mikrolencsés események nagysága és száma felhasználható a fényudvarban lévő MACHO objektum tömegére vonatkozó intervallum korlátainak meghatározására. Kezdetben a projektek keretein belül meg lehetett határozni a tömeg lehetséges értékeinek szigorú határait , és az ilyen kis tömegű tárgyak legfeljebb a halo tömeg elfogadott értékének 10% -át hozhatták létre. [27] Két évvel később az EROS2 projekt megváltoztatta ezt a határt, ennek eredményeként arra a következtetésre jutottak, hogy a Napnál kisebb tömegű objektumok nem alkothatják a fényudvar jelentős részét. [28] A két projekt együttesen kizárta az intervallumon belüli tömegű objektumokat. A Monte Carlo-szimuláció eredményeinek a megfigyelt eloszlással történő összehasonlításával a szupernehéz tárgyakat, amelyek tömege nagyobb, mint amilyen volt. [29] A nagyon könnyű objektumok nem lennének képesek túlélni a galaxis kialakításához szükséges időtávon. [harminc]

A Tejútrendszer sötét anyag glóriája

A Tejútrendszer megfigyelhető korongja egy masszívabb, szinte gömb alakú sötét anyag halogén van elmerülve. A sötét anyag sűrűsége a galaxis középpontjától való távolság növekedésével csökken. Úgy tartják, hogy a galaxis 95%-a sötét anyagból áll. A világítóanyag tömege körülbelül 9 x 10 10 naptömeg. A sötét anyag tömege 6 x 10 11 és 3 x 10 12 naptömeg között van. [31] [32]

Jegyzetek

  1. ↑ Peter Schneider. Extragalaktikus csillagászat és kozmológia . - Springer, 2006. - P. 4, 1.4. ábra. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn. Az Univerzum küldetésében . — Jones & Bartlett Kiadó, 2007. - S. 492; 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. Bevezetés a galaxisokba és a  kozmológiába . - Cambridge University Press , 2004. - 21. o.; 1.13. ábra. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Szakdolgozat, Univ. Groningenből
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160.881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK és Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238.471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Szakdolgozat, Univ. Groningen
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrophia. J. 256, 19
  9. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010, Galaxis formáció és evolúció, Cambridge University Press.
  10. ↑ Springel, Boker et al, (2005), Nature, 629, 636
  11. ↑ Gunn, J. és Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176.1
  12. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Galaxis formáció és evolúció, Cambridge University Press.
  13. ↑ Navarro, J. et al. (1997), Univerzális sűrűségű profil a hierarchikus klaszterezésből , archiválva 2016. június 4-én a Wayback Machine -nél
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. és Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. et al. (2006), Empirical Models for Dark Matter Halos. I. A sűrűségprofilok nem paraméteres felépítése és összehasonlítás a paraméteres modellekkel archiválva 2019. június 17-én a Wayback Machine -nél
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), A sötét anyagnak tulajdonítható forgási sebesség koronggalaxisok középső sugarainál
  17. ↑ Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, CS, White, SDM (1985), ApJ. 292, 371
  18. ↑ Franx, M., Illingworth, G., de Zeeuw, T. (1991), ApJ., 383, 112
  19. ↑ Klypin, A., Gotlöber, S., Kravtsov, AV, Khokhlov, AM (1999), ApJ., 516 530
  20. ↑ Diemand, J., Kuhlen, M., Madau, P. (2007), ApJ, 667, 859
  21. ↑ Springel, V., Wang, J., Vogelsberger, M., et al. (2008), MNRAS, 391.1685
  22. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Galaxis kialakulása és evolúciója, Cambridge University Press
  23. ↑ Hoyle, F. (1949), Problems of Cosmical Aerodynamics, Central Air Documents Office, Dayton.
  24. ↑ Efstathiou, G., Jones, BJT (1979), MNRAS, 186, 133
  25. ↑ Maccio, A.V., Dutton, A.A., van den Bosch, F.C., et al. (2007), MNRAS, 378, 55
  26. ↑ Gao, L., White, SDM (2007), MNRAS, 377, L5
  27. ↑ Alcock, C.; Allsman, R. A.; Alves, D.; Ansari, R.; Aubourg, É; Axelrod, T. S.; Bareyre, P.; Beaulieu, J.-Ph; Becker, AC EROS és MACHO kombinált határértékek a bolygótömegű sötét anyaggal kapcsolatban a galaktikus halóban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - január 1. ( 499. kötet , 1. szám ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Együttműködés, EROS. Nincs elég csillagos tömegmacho a galaktikus halóban  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2000. - február 11. ( 355. kötet ). -P.L39- L42 . - . - arXiv : astro-ph/0002253 .
  29. ↑ Yoo, Jaiyul; Chaname, Julio; Gould, Andrew. The End of the MACHO Era: Limits on Halo Dark Matter from Stellar Halo Wide Binaries  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - január 1. ( 601. kötet , 1. szám ). — 311. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380562 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0307437 .
  30. ↑ de Rujula, A.; Jetzer, P.; Masso, E. Galaxisunk sötét halójának természetéről  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1992. - február 1. ( 254. köt. ). — 99. o . — ISSN 0004-6361 . - Iránykód .
  31. ↑ Battaglia et al. (2005), The radial speed dispersion profile of the Galactic halo: constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way Archived 2017 August 28 at the Wayback Machine
  32. ↑ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G. F.; Bland-Hawthorn, J. Az óriások vállain: A csillaghalo tulajdonságai és a Tejútrendszer tömegeloszlása  ​​//  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794 , sz. 1 . — 17. o . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . - . - arXiv : 1408.1787 .

Irodalom

Linkek