Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Смоделированный гало темной материи из космологического моделирования N-тела

Согласно современным моделям физической космологии , гало темной материи является базовой единицей космологической структуры . Это гипотетическая область, отделенная от космического расширения и содержащая гравитационно связанную материю . [1] Одно ореол темной материи может содержать несколько вириализованных сгустков темной материи, связанных вместе гравитацией, известных как субгало. [1] Современные космологические модели, такие как ΛCDM , предполагают, что гало и субгало темной материи могут содержать галактики. [1] [2] Гало темной материи галактики окружает галактический диск.и простирается далеко за пределы видимой галактики. Мысль состоит из темной материи , но ореолы напрямую не наблюдались. Об их существовании можно судить по наблюдениям за их влиянием на движение звезд и газа в галактиках и гравитационным линзированием . [3] Гало темной материи играет ключевую роль в современных моделях образования и эволюции галактик . К теориям, которые пытаются объяснить природу гало темной материи с разной степенью успеха, относятся холодная темная материя (CDM) , теплая темная материя и массивные компактные гало-объекты (MACHO). [4] [5] [6] [7]

Кривая вращения Галактики для Млечного Пути. Вертикальная ось - скорость вращения вокруг галактического центра. 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 связана с темной материей или, возможно, с изменением закона всемирного тяготения . [8] [9] [10]

Кривые вращения как свидетельство ореола темной материи [ править ]

Присутствие темной материи (ТМ) в гало следует из ее гравитационного воздействия на кривую 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 , радионаблюдений по эмиссии линии из нейтрального атомарного водорода (известный, в астрономической терминологии, как 21 см водородной линии, H one и линия HI), показывают, что кривая вращения большинства спиральных галактик сглаживается, а это означает, что скорости вращения не уменьшаются с удалением от центра галактики. [11] Отсутствие какой-либо видимой материи для объяснения этих наблюдений означает, что либо существует ненаблюдаемая (темная) материя, впервые предложенная Кеном Фрименом в 1970 году, либо что теория движения под действием силы тяжести ( общая теория относительности ) является неполной. Фримен заметил, что ожидаемого снижения скорости не было ни у NGC 300, ни у M33, и решил, что это необнаруженная масса. Гипотеза DM была подтверждена несколькими исследованиями. [12] [13] [14] [15]

Формирование и структура ореолов темной материи [ править ]

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 для этого основана на холодной темной материи (CDM) и ее формировании в структуру на раннем этапе 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 схлопываются, образуя гравитационно связанные гало темной материи. Эти ореолы будут продолжать расти в массе (и размере) либо за счет наращивания 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 поздней стадии эти небольшие гало сливаются, образуя единое вириализованное гало темной материи эллипсоидальной формы, которое обнаруживает некоторую субструктуру в виде суб-гало темной материи. [2]

Использование CDM преодолевает проблемы, связанные с нормальной барионной материей, поскольку он устраняет 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. После того, как 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 рамках галактических обзоров, а также наблюдений космического микроволнового фона. [16]

Профили плотности [ править ]

Обычно используемой моделью гало галактической темной материи является псевдоизотермическое гало: [17]

где обозначает конечную центральную плотность и радиус сердцевины. 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 сделать модель сферического коллапса недействительной. [18]

Численное моделирование формирования структуры в расширяющейся Вселенной приводит к эмпирическому профилю NFW (Navarro-Frenk-White) : [19]

где - масштабный радиус, - характеристическая (безразмерная) плотность, а = - критическая плотность для замыкания. 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. [20]Гало NFW обычно хуже описывает данные о галактике, чем псевдоизотермический профиль, что приводит к проблеме гало каспи .

Компьютерное моделирование с более высоким разрешением лучше описывается профилем Einasto : [21]

где r - пространственный (т. е. не проецируемый) радиус. Этот член является функцией n, т.е. плотности на радиусе , определяющем объем, содержащий половину общей массы. В то время как добавление третьего параметра обеспечивает немного улучшенное описание результатов численного моделирования, он не отличается с помощью наблюдений от двухпараметрического гало NFW [22] и не делает ничего, чтобы облегчить проблему ореола острия .

Форма [ править ]

Коллапс сверхплотностей в поле космической плотности обычно носит асферический характер. Таким образом, нет никаких оснований ожидать, что полученные гало будут сферическими. Даже самые ранние модели формирования структуры во вселенной CDM подчеркивали, что гало существенно сглаживаются. [23] Последующие работы показали, что поверхности гало с равной плотностью могут быть описаны эллипсоидами, характеризующимися длиной их осей. [24]

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

Подструктура Halo [ править ]

Вплоть до конца 1990-х годов численное моделирование образования гало выявило 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. [25] [26] [27]Когда маленький ореол сливается с ореолом значительно большего размера, он становится субгало, вращающимся внутри потенциальной ямы своего хозяина. Когда он движется по орбите, он подвергается сильным приливным силам со стороны хозяина, из-за чего он теряет массу. 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 самостоятельная сущность, зависит от его массы, профиля плотности и орбиты. [18]

Угловой момент [ править ]

Как было первоначально указано Хойлом [28] и впервые продемонстрировано с помощью численного моделирования Эфстатиу и Джонсом [29], 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 космологии: [30]

с и . При любой массе гало наблюдается явная тенденция для гало с более высоким спином находиться в более плотных областях и, следовательно, к более сильному скоплению. [31]

Гало темной материи Млечного Пути [ править ]

Считается, что видимый диск Галактики Млечный Путь заключен 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 гравитацию . Светящаяся материя составляет примерно9 × 10 10 солнечных масс . Гало темной материи, вероятно, будет включать около6 × 10 11 в3 × 10 12 солнечных масс темной материи. [32] [33]

См. Также [ править ]

  • Формирование и эволюция галактик  - процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную с однородного начала, 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, выходящие из центра спиральных и спиральных галактик с перемычкой.
  • Темная материя  - гипотетическая форма материи, составляющая большую часть материи Вселенной.
  • Темная галактика  - предполагаемая галактика без звезд или очень мало звезд.
  • Формализм Пресса – Шехтера - математическая модель, используемая для предсказания количества гало темной материи определенной массы.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c Векслер, Риса; Тинкер, Джереми (сентябрь 2018 г.). «Связь между галактиками и их ореолами из темной материи» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA & A..56..435W . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081817-051756 . S2CID  119072496 .
  2. ^ а б Мо, Ходзюн; ван ден Бош, Франк; Белый, Саймон (2010). Формирование и эволюция галактик . Издательство Кембриджского университета. п. 97–98. ISBN 978-0-521-85793-2.
  3. ^ Khullar, Gourav (4 ноября 2016). "Пуля - дымящийся пистолет для темной материи!" . астробиты . Проверено 30 мая 2019 .
  4. ^ Наварро, Хулио Ф .; Frenk, Carlos S .; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996 г.). «Структура холодных ореолов темной материи». Астрофизический журнал . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph / 9508025 . Bibcode : 1996ApJ ... 462..563N . DOI : 10.1086 / 177173 . S2CID 119007675 . 
  5. ^ Ловелл, Марк R .; Frenk, Carlos S .; Eke, Vincent R .; Дженкинс, Адриан; Гао, Лян; Теунс, Том (21 марта 2014 г.). «Свойства ореолов теплой темной материи». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 439 (1): 300–317. arXiv : 1308,1399 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2431 . S2CID 55639399 . 
  6. ↑ Alcock, C (10 октября 2000 г.). «Проект MACHO: результаты микролинзирования по результатам 5,7-летних наблюдений за большими магеллановыми облаками». Астрофизический журнал . 542 (1): 281–307. arXiv : astro-ph / 0001272 . Bibcode : 2000ApJ ... 542..281A . DOI : 10.1086 / 309512 . S2CID 15077430 . 
  7. ↑ Alcock, C (20 сентября 2000 г.). «События двоичного микролинзирования из проекта MACHO». Астрофизический журнал . 541 (1): 270–297. arXiv : astro-ph / 9907369 . Bibcode : 2000ApJ ... 541..270A . DOI : 10.1086 / 309393 .
  8. ^ Питер Шнайдер (2006). Внегалактическая астрономия и космология . Springer. п. 4, рисунок 1.4. ISBN 978-3-540-33174-2.
  9. ^ Тео Купелис; Карл Ф Кун (2007). В поисках вселенной . Издательство "Джонс и Бартлетт". п. 492; Рисунок 16–13. ISBN 978-0-7637-4387-1. Кривая вращения Млечного Пути.
  10. ^ Марк Х. Джонс; Роберт Дж. Ламбурн; Дэвид Джон Адамс (2004). Введение в галактики и космологию . Издательство Кембриджского университета. п. 21; Рисунок 1.13. ISBN 978-0-521-54623-2.
  11. ^ Bosma, A. (1978), Phy. D. Диссертация, Univ. Гронингена
  12. Перейти ↑ Freeman, KC (1970). «На дисках спиральных и S0-галактик» . Astrophys. Дж . 160 : 881. Bibcode : 1970ApJ ... 160..811F . DOI : 10,1086 / 150474 .
  13. ^ Рубин, ВК; Ford, WK; Тоннард, Н. (1980). «Вращательные свойства 21 галактики SC с большим диапазоном светимости и радиусов, от NGC 4605 (R = 4 кпк) до UGC 2885 (R = 122 кпк)» . Astrophys. Дж . 238 : 471. Bibcode : 1980ApJ ... 238..471R . DOI : 10,1086 / 158003 .
  14. ^ Брегман, К. (1987), докторская диссертация, Univ. Гронинген
  15. ^ Broeils, АХ (1992). «Распределение масс карликовой спирали NGC 1560» . Astron. Astrophys. Дж . 256 : 19. Bibcode : 1992a & A ... 256 ... 19В .
  16. ^ V Спрингель; SDM Белый; Дженкинс; CS Frenk; Н. Йошида; L Gao; Дж. Наварро; Р. Такер; D Croton; Дж. Хелли; JA Peacock; S Cole; П. Томас; H Couchman; Эврард; Дж. Колберг; Ф. Пирс (2005). «Моделирование образования, эволюции и скопления галактик и квазаров». Природа . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph / 0504097 . Bibcode : 2005Natur.435..629S . DOI : 10,1038 / природа03597 . PMID 15931216 . S2CID 4383030 .  
  17. ↑ Gunn, J. и Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176.1
  18. ^ а б Мо, Ходзюн; ван ден Бош, Франк; Белый, Саймон (2010). Формирование и эволюция галактик . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-85793-2.
  19. ^ Наварро, Дж. И др. (1997), Универсальный профиль плотности из иерархической кластеризации
  20. Перейти ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. and Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  21. ^ Merritt, D. et al. (2006), Эмпирические модели гало темной материи. I. Непараметрическое построение профилей плотности и сравнение с параметрическими моделями.
  22. ^ Макгоу, С. и др. (2007), Скорость вращения, приписываемая темной материи на промежуточных радиусах в дисковых галактиках
  23. ^ Дэвис, М., Efstathiou Г., Френк, CS, White, SDM (1985), ApJ. 292, 371
  24. ^ Франкс, М., Иллингуорт Г., де Зеув, Т. (1991), ApJ., 383, 112
  25. ^ Klypin А., Готлобера С., Кравцов А.В., Хохлов, А. М. (1999), ApJ., 516530
  26. ^ Diemand, J., Kühlen, М., Мадау, P. (2007), ApJ, 667, 859
  27. ^ Springel, V .; Wang, J .; Vogelsberger, M .; Ludlow, A .; Jenkins, A .; Helmi, A .; Navarro, JF; Френк, CS; Белый, SDM (2008). «Проект Водолей: субгало галактических ореолов» . МНРАС . 391 (4): 1685–1711. arXiv : 0809.0898 . Bibcode : 2008MNRAS.391.1685S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.14066.x . S2CID 119289331 . 
  28. ^ Хойл, Ф. (1949), Проблемы космической аэродинамики, Центральное управление воздушной документации, Дейтон.
  29. ^ Efstathiou, Г. Джонс, BJT (1979), MNRAS, 186, 133
  30. ^ Maccio, AV, Dutton, AA, van den Bosch, FC, et al. (2007), МНРАС, 378, 55
  31. ↑ Гао, Л., Уайт, SDM (2007), MNRAS, 377, L5
  32. ^ Battaglia et al. (2005), Профиль дисперсии лучевых скоростей галактического гало: ограничение профиля плотности темного гало Млечного Пути
  33. ^ Кафле, PR; Sharma, S .; Льюис, Г. Ф.; Бланд-Хоторн, Дж. (2014). «На плечах гигантов: свойства звездного гало и распределение масс Млечного Пути». Астрофизический журнал . 794 (1): 17. arXiv : 1408,1787 . Bibcode : 2014ApJ ... 794 ... 59K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 794/1/59 . S2CID 119040135 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Бертоне, Джанфранко (2010). Темная материя из частиц: 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 . Bibcode : 2018ARA & A..56..435W . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081817-051756 . S2CID  119072496 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Обнародована редкая капля: свидетельства падения газообразного водорода на сгусток темной материи? Европейская южная обсерватория (ScienceDaily) 3 июля 2006 г.
  • Эксперимент по поиску темной материи, эксперимент ПИКАССО
  • Черные дыры и темная материя