Гало темной материи

редактировать

Теоретический компонент галактики, охватывающий галактический диск и простирающийся далеко за пределы видимой галактики

Смоделированный гало темной материи из космологическая моделирование N-тела

Согласно современным моделям физической космологии, гало темной материи является базовой единицей космологической структуры. Это гипотетическая область, которая отделена от космического расширения и содержит гравитационно связанную материю. Одно гало темной материи может содержать несколько вириализованных сгустков темной материи, связанных вместе гравитацией, известных как субгало. Современные космологические модели, такие как ΛCDM, предполагают, что гало и субгало темной материи могут содержать галактики. Ореол темной материи галактики охватывает галактический диск и простирается далеко за пределы видимой галактики. Мысль состоит из темной материи, ореол не наблюдался напрямую. Об их существовании можно судить по наблюдениям за их воздействием на движение звезд и газа в галактиках и гравитационным линзированием. Гало темной материи играет ключевую роль в современных моделях образования и эволюции галактик. Теории, которые пытаются объяснить природу гало темной материи с разной степенью успеха, включают холодную темную материю (CDM), теплую темную материю и массивные компактные гало-объекты (MACHOs).

Кривая вращения Галактики для Млечного Пути. Вертикальная ось - скорость вращения вокруг центра Галактики. По горизонтальной оси отложено расстояние от центра Галактики. Солнце отмечено желтым шаром. Наблюдаемая кривая скорости вращения синего цвета. Предсказанная кривая, основанная на звездной массе и газе в Млечном Пути, имеет красный цвет. Разброс в наблюдениях примерно обозначен серыми полосами. Разница обусловлена темной материей или, возможно, модификацией закона всемирного тяготения.

Содержание

1 Кривые вращения как свидетельство ореола темной материи
2 Формирование и структура Гало темной материи
- 2.1 Профили плотности
- 2.2 Форма
- 2.3 Субструктура гало
- 2.4 Угловой момент
3 Гало темной материи Млечного Пути
4 См. также
5 Ссылки
6 Дополнительная литература
7 Внешние ссылки

Кривые вращения как свидетельство ореола темной материи

Присутствие темной материи (ТМ) в ореоле следует из ее гравитационного эффекта на кривая вращения спиральной галактики. Без большого количества массы во всем (примерно сферическом) гало скорость вращения галактики уменьшалась бы на больших расстояниях от центра галактики, так же, как орбитальные скорости внешних планет уменьшаются с расстоянием от Солнца.. Однако наблюдения спиральных галактик, в частности радионаблюдения линии излучения нейтрального атомарного водорода (известной, на астрономическом языке, как 21 см линия водорода, H one и HI line) показывают, что кривая вращения большинства спиральных галактик сглаживается, а это означает, что скорости вращения не уменьшаются с удалением от центра галактики. Отсутствие какой-либо видимой материи для объяснения этих наблюдений означает, что существует либо ненаблюдаемая (темная) материя, впервые предложенная Кеном Фрименом в 1970 году, либо теория движения под действием гравитации (Общая теория относительности ) неполная. Фримен заметил, что ожидаемого снижения скорости не было ни у NGC 300, ни у M33, и посчитал это необнаруженной массой. Гипотеза DM была подтверждена несколькими исследованиями.

Образование и структура гало темной материи

Считается, что образование гало темной материи сыграло важную роль в раннем формировании галактик. Во время первоначального формирования галактики температура барионной материи должна была быть все еще слишком высокой, чтобы она могла образовывать гравитационно самосвязанные объекты, что требовало предварительного формирования структуры темной материи для добавления дополнительных гравитационных взаимодействий. Текущая гипотеза основана на холодной темной материи (CDM) и ее формировании в структуру на ранних этапах существования Вселенной.

Гипотеза формирования структуры CDM начинается с возмущений плотности во Вселенной, которые линейно растут, пока не достигнут критической плотности, после чего они перестанут расширяться и схлопнуться, образуя гравитационно связанные гало темной материи. Эти ореолы будут продолжать расти в массе (и размере) либо за счет аккреции материала из их непосредственного окружения, либо за счет слияния с другими ореолами. Было обнаружено, что численное моделирование формирования структуры CDM происходит следующим образом: небольшой объем с небольшими возмущениями первоначально расширяется с расширением Вселенной. Со временем мелкомасштабные возмущения нарастают и схлопываются, образуя небольшие гало. На более позднем этапе эти небольшие ореолы сливаются, образуя единый вириализированный ореол темной материи эллипсоидальной формы, который выявляет некоторую субструктуру в виде субгало темной материи.

Использование CDM решает проблемы, связанные с нормальная барионная материя, потому что она снимает большую часть теплового и радиационного давления, которые препятствовали коллапсу барионной материи. Тот факт, что темная материя холодная по сравнению с барионной материей, позволяет DM образовывать эти начальные гравитационно связанные сгустки. Как только эти субгало сформировались, их гравитационного взаимодействия с барионной материей достаточно, чтобы преодолеть тепловую энергию и позволить ей схлопнуться в первые звезды и галактики. Моделирование образования этой ранней галактики соответствует структуре, наблюдаемой в ходе галактических обзоров, а также наблюдений космического микроволнового фона.

Профили плотности

Обычно используемой моделью для гало галактической темной материи является псевдо- изотермический ореол:

ρ (r) = ρ o [1 + (rrc) 2] - 1 {\ displaystyle \ rho (r) = \ rho _ {o} \ left [1+ \ left ({\ frac { r} {r_ {c}}} \ right) ^ {2} \ right] ^ {- 1}}

{ \ Displaystyle \ rho (r) = \ rho _ {o} \ left [1+ \ left ({\ frac {r} {r_ {c}}} \ right) ^ {2} \ right] ^ {- 1} }

где $ρ o {\ displaystyle \ rho _ {o}}$ $\ rho _ {o}$ обозначает конечную центральную плотность, а $rc {\ displaystyle r_ {c}}$ $r_ {c}$ радиус ядра. Это обеспечивает хорошее соответствие большинству данных кривой вращения. Однако это не может быть полным описанием, поскольку замкнутая масса не может сходиться к конечному значению, поскольку радиус стремится к бесконечности. Изотермическая модель в лучшем случае является приближением. Многие эффекты могут вызывать отклонения от профиля, предсказанного этой простой моделью. Например, (i) коллапс может никогда не достичь состояния равновесия во внешней области ореола темной материи, (ii) нерадиальное движение может быть важным и (iii) слияния, связанные с (иерархическим) формированием ореола, могут делают модель сферического коллапса недействительной.

Численное моделирование формирования структуры в расширяющейся Вселенной приводит к эмпирическому профилю NFW (Наварро-Френк-Уайт) :

ρ (r) = ρ крит δ с (rrs) (1 + rrs) 2 {\ displaystyle \ rho (r) = {\ frac {\ rho _ {crit} \ delta _ {c}} {\ left ({\ frac {r} {r_ {s }}} \ right) \ left (1 + {\ frac {r} {r_ {s}}} \ right) ^ {2}}}}

{\ displaystyle \ rho (r) = {\ frac { \ rho _ {crit} \ delta _ {c}} {\ left ({\ frac {r} {r_ {s}}} \ right) \ left (1 + {\ frac {r} {r_ {s}}) } \ right) ^ {2}}}}

где $rs {\ displaystyle r_ {s}}$ $r_ {s}$ - радиус шкалы, $δ c {\ displaystyle \ delta _ {c}}$ ${\ displaystyle \ delta _ {c}}$ - характеристическая (безразмерная) плотность, а $ρ crit {\ displaystyle \ rho _ {crit}}$ $\ rho_ {crit }$ = $3 H 2/8 π G {\ displaystyle 3H ^ {2} / 8 \ pi G}$ ${\ displaystyle 3H ^ {2} / 8 \ pi G}$ - критическая плотность для закрытия. Профиль NFW называется «универсальным», потому что он работает для большого разнообразия масс гало, охватывающих четыре порядка величины, от отдельных галактик до гало скоплений галактик. Этот профиль имеет конечный гравитационный потенциал, хотя интегральная масса все еще логарифмически расходится. Стало обычным называть массу гало в реперной точке, которая включает в себя сверхплотность, в 200 раз превышающую критическую плотность Вселенной, хотя математически профиль выходит за пределы этой условной точки. Позже был сделан вывод, что профиль плотности зависит от окружающей среды, при этом NFW подходит только для изолированных ореолов. Гало NFW обычно хуже описывает данные о галактике, чем псевдоизотермический профиль, что приводит к проблеме каспи-гало.

Компьютерное моделирование с более высоким разрешением лучше описывается профилем Эйнасто :

ρ (r) знак равно ρ е Е Хр [- dn ((rrc) 1 n - 1)] {\ displaystyle \ rho (r) = \ rho _ {e} Exp \ left [-d_ {n} \ left (\ left ({ \ frac {r} {r_ {c}}} \ right) ^ {\ frac {1} {n}} - 1 \ right) \ right]}

{\ displaystyle \ rho (r) = \ rho _ {e} Exp \ left [-d_ {n} \ left (\ left ({\ frac {r} {r_ {c}}}) \ right) ^ {\ frac {1} {n}} - 1 \ right) \ right]}

где r - пространственный (т. е. не проецируемый) радиус. Термин $dn {\ displaystyle d_ {n}}$ $d_ {n}$ является функцией n, такой что $ρ e {\ displaystyle \ rho _ {e}}$ $\ rho _ {e}$ является плотность на радиусе $re {\ displaystyle r_ {e}}$ $r_ {e}$ , который определяет объем, содержащий половину общей массы. Хотя добавление третьего параметра обеспечивает немного улучшенное описание результатов численного моделирования, он не отличается с помощью наблюдений от двухпараметрического гало NFW и ничего не делает для решения проблемы ореола с куспидом.

Форма

Коллапс сверхплотности в поле космической плотности обычно носит асферический характер. Таким образом, нет оснований ожидать, что образующиеся гало будут сферическими. Даже самые ранние модели формирования структуры во вселенной CDM подчеркивали, что гало существенно сглаживаются. Последующая работа показала, что поверхности гало с равной плотностью могут быть описаны эллипсоидами, характеризуемыми длиной их осей.

Из-за неточностей как в данных, так и в предсказаниях модели, до сих пор неясно, были ли формы гало выведены из наблюдений. согласуются с предсказаниями космологии ΛCDM.

Субструктура гало

Вплоть до конца 1990-х годов численное моделирование образования гало показало незначительную субструктуру. С увеличением вычислительной мощности и улучшением алгоритмов стало возможным использовать большее количество частиц и получить лучшее разрешение. В настоящее время ожидается значительный объем подструктуры. Когда небольшой ореол сливается с ореолом значительно большего размера, он становится субгало, вращающимся внутри потенциальной ямы своего хозяина. Когда он движется по орбите, он подвергается воздействию сильных приливных сил со стороны хозяина, что приводит к его потере массы. Кроме того, сама орбита эволюционирует, поскольку субгало подвергается динамическому трению, которое заставляет его терять энергию и угловой момент по отношению к частицам темной материи своего хозяина. Выживет ли субгало как самосвязанное существо, зависит от его массы, профиля плотности и его орбиты.

Угловой момент

Как первоначально было указано Хойлом и впервые продемонстрировано с помощью численного моделирования Эфстатиу Джонс, асимметричный коллапс в расширяющейся Вселенной создает объекты со значительным угловым моментом.

Численное моделирование показало, что распределение параметров спина для гало, образованных иерархической кластеризацией без диссипации, хорошо согласуется с логнормальным распределением, медиана и ширина которого слабо зависят от массы гало, красного смещения и космология:

ρ (λ) d λ = 1 2 π σ ln λ exp ⁡ [- ln l (λ λ ¯) 2 2 σ ln l λ 2] d λ λ {\ displaystyle \ rho (\ lambda) d \ lambda = {\ frac {1} {{\ sqrt {2 \ pi}} \ sigma _ {ln \ lambda}}} \ exp \ left [- {\ frac {\ ln \ left ({\ frac {\ lambda } {\ bar {\ lambda}}} \ right) ^ {2}} {2 \ sigma _ {\ ln \ lambda} ^ {2}}} \ right] {\ frac {d \ lambda} {\ lambda} }}

{\ displaystyle \ rho (\ lambda) d \ lambda = {\ frac {1} {{\ sqrt {2 \ pi}} \ sigma _ {ln \ lambda}}} \ exp \ left [- {\ frac {\ ln \ left ({\ frac {\ lambda} {\ bar {\ lambda}}} \ right) ^ {2}} {2 \ sigma _ {\ ln \ lambda} ^ {2}}} \ right] {\ frac {d \ lambda} {\ lambda}}}

с $λ ¯ ≈ 0,035 {\ displaystyle {\ bar {\ lambda}} \ приблизительно 0,035}$ ${\ displaystyle {\ bar {\ lambda}} \ приблизительно 0,035}$ и $σ ln λ ≈ 0,5 {\ displaystyle \ sigma _ { ln \ lambda} \ приблизительно 0,5}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {ln \ lambda} \ приблизительно 0,5}$ . При любой массе гало наблюдается явная тенденция гало с более высоким вращением к более плотным областям и, следовательно, к более сильному скоплению.

Гало темной материи Млечного Пути

Видимый диск Галактика Млечный Путь, как полагают, заключена в гораздо больший, примерно сферический гало темной материи. Плотность темной материи падает с удалением от центра Галактики. Сейчас считается, что около 95% галактики состоит из темной материи, типа материи, которая, кажется, никак не взаимодействует с остальной материей и энергией галактики, кроме как через гравитация. Светящееся вещество составляет примерно 9 × 10 солнечных масс. Гало темной материи, вероятно, будет включать от 6 × 10 до 3 × 10 солнечных масс темной материи.

См. Также

Формирование и эволюция галактик - Процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную из однородной начало, формирование первых галактик, способ изменения галактик с течением времени
Галактическая система координат - Небесная система координат в сферических координатах с Солнцем в центре
Галактический диск
Выпуклость (астрономия)
Галактическое гало
Спиральный рукав - Области звезд, которые простираются от центра спиральных и спиральных галактик с перемычкой
Темная материя - Гипотетическая форма материи, составляющая большую часть материи Вселенной
Темная галактика - Предполагаемая галактика без звезд или с очень небольшим количеством звезд
Формализм Пресса – Шехтера - Математическая модель, используемая для прогнозирования количества гало темной материи определенной массы.

Ссылки

Дополнительная литература

Бертоне, Джанфранко (2010). Темная материя с частицами: наблюдения, модели и поиски. Частица темной материи: наблюдения. Издательство Кембриджского университета. п. 762. Bibcode : 2010pdmo.book..... B. ISBN 978-0-521-76368-4.
Wechsler, Risa H.; Тинкер, Джереми Л. (14 сентября 2018 г.). «Связь между галактиками и их ореолами из темной материи». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097. doi : 10.1146 / annurev-astro-081817-051756.

Внешние ссылки