Гало темной материи

«Темный ореол» перенаправляется сюда. Не путать с хакерской группой Dark Halo, также известной как Cozy Bear .

Смоделированное гало темной материи из космологической симуляции N-тел.

В современных моделях физической космологии гало темной материи является базовой единицей космологической структуры . Это гипотетическая область, которая отделилась от космического расширения и содержит гравитационно связанную материю . Одно гало темной материи может содержать несколько вириализованных сгустков темной материи, связанных гравитацией, известных как субгало. Современные космологические модели, такие как ΛCDM , предполагают, что гало и субгало темной материи могут содержать галактики. Гало темной материи галактики окутывает галактический диск и простирается далеко за пределы видимой галактики. Считается, что гало состоят из темной материи , но напрямую не наблюдались. Их существование подтверждается наблюдениями за их влиянием на движение звезд и газа в галактиках и гравитационным линзированием . Гало темной материи играют ключевую роль в современных моделях формирования и эволюции галактик . Теории, которые с разной степенью успеха пытаются объяснить природу гало темной материи, включают холодную темную материю (CDM) , теплую темную материю и массивные компактные объекты-гало (MACHO).

Кривая вращения галактики Млечного Пути. Вертикальная ось — скорость вращения вокруг центра Галактики. Горизонтальная ось — расстояние от центра галактики. Солнце отмечено желтым шариком. Наблюдаемая кривая скорости вращения имеет синий цвет. Предсказанная кривая, основанная на звездной массе и газе в Млечном Пути, имеет красный цвет. Разброс наблюдений примерно обозначен серыми столбиками. Разница связана с темной материей или, возможно, с модификацией закона гравитации .

гало темной

О наличии темной материи (ТМ) в гало свидетельствует ее гравитационное спиральной галактики воздействие на кривую вращения . Без большого количества массы во всем (приблизительно сферическом) гало скорость вращения галактики уменьшалась бы на больших расстояниях от галактического центра, точно так же, как орбитальные скорости внешних планет уменьшаются по мере удаления от Солнца. Однако наблюдения спиральных галактик, особенно радионаблюдения линий излучения нейтрального атомарного водорода (известных на астрономическом языке как линия водорода 21 см , линия H one и линия HI), показывают, что кривая вращения большинства спиральных галактик выравнивается, это означает, что скорости вращения не уменьшаются с удалением от центра галактики. Отсутствие какой-либо видимой материи, объясняющей эти наблюдения, означает, что либо ненаблюдаемая (темная) материя, впервые предложенная Кеном Фрименом в 1970 году, существует, либо что теория движения под действием гравитации ( общая теория относительности ) неполна. Фримен заметил, что ожидаемого снижения скорости не наблюдалось ни у NGC 300, ни у M33, и предположил, что это можно объяснить наличием необнаруженной массы. Гипотеза СД была подтверждена несколькими исследованиями.

ореолов темной

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

Гипотеза формирования структуры CDM начинается с возмущений плотности во Вселенной, которые растут линейно, пока не достигнут критической плотности, после чего они перестанут расширяться и схлопнуться, образуя гравитационно связанные гало темной материи. Модель сферического коллапса аналитически моделирует образование и рост таких ореолов. Эти гало будут продолжать расти в массе (и размерах) либо за счет приращения материала из их непосредственного окружения, либо за счет слияния с другими гало . Было обнаружено, что численное моделирование формирования структуры CDM происходит следующим образом: небольшой объем с небольшими возмущениями первоначально расширяется с расширением Вселенной. С течением времени мелкомасштабные возмущения растут и схлопываются, образуя небольшие ореолы. На более позднем этапе эти небольшие гало сливаются, образуя единое вириализованное гало темной материи эллипсоидной формы, в котором обнаруживается некоторая субструктура в виде субгало темной материи.

Использование CDM решает проблемы, связанные с нормальной барионной материей, поскольку устраняет большую часть теплового и радиационного давления, которое предотвращало коллапс барионной материи. Тот факт, что темная материя холоднее барионной материи, позволяет ТМ образовывать эти первоначальные, гравитационно связанные сгустки. Как только эти субгало сформировались, их гравитационного взаимодействия с барионной материей будет достаточно, чтобы преодолеть тепловую энергию и позволить ей коллапсировать на первые звезды и галактики. Моделирование этого раннего формирования галактик соответствует структуре, наблюдаемой в ходе галактических исследований, а также наблюдений космического микроволнового фона.

Профили плотности

Обычно используемой моделью гало галактической темной материи является псевдоизотермическое гало:

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

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

Численное моделирование формирования структур в расширяющейся Вселенной приводит к эмпирическому профилю NFW (Наварро – Френка – Уайта) :

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

где $r_{s}$ масштабный радиус, $\delta _{c}$ – характерная (безразмерная) плотность, а $\rho _{crit}$ = $3H^{2}/8\pi G$ – критическая плотность закрытия. Профиль NFW называется «универсальным», поскольку 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 интегрированная масса все еще логарифмически расходится. Стало общепринятым относиться к массе гало в контрольной точке, которая охватывает 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, причем NFW подходит только для изолированных гало. Гало NFW обычно хуже описывают данные о галактике, чем псевдоизотермический профиль, что приводит к проблеме острого гало .

Компьютерное моделирование с более высоким разрешением лучше описывается профилем Эйнасто :

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

где r — пространственный (т. е. не проецируемый) радиус. Термин $d_{n}$ является функцией n такой, что $\rho _{e}$ плотность на радиусе $r_{e}$ который определяет объем, содержащий половину общей массы. Хотя добавление третьего параметра обеспечивает немного лучшее описание результатов численного моделирования, с точки зрения наблюдений его нельзя отличить от ореола NFW с двумя параметрами. и не делает ничего для решения проблемы острого гало .

Форма

Коллапс сверхплотностей в поле космической плотности обычно имеет асферический характер. Таким образом, нет никаких оснований ожидать, что образовавшиеся гало будут сферическими. Даже самые ранние модели формирования структур во вселенной CDM подчеркивали, что гало существенно сплющены. Последующие работы показали, что поверхности эквивалентности гало могут быть описаны эллипсоидами, характеризующимися длинами их осей.

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

Подструктура Halo

Вплоть до конца 1990-х годов численное моделирование формирования гало не выявило особой субструктуры. С увеличением вычислительной мощности и улучшением алгоритмов стало возможным использовать большее количество частиц и получать лучшее разрешение. Теперь ожидается значительное количество подземных сооружений. Когда маленькое гало сливается со значительно большим гало, оно становится субгало, вращающимся внутри потенциальной ямы своего хозяина. На орбите он подвергается сильным приливным силам со стороны хозяина, которые заставляют его терять массу. Кроме того, сама орбита развивается, поскольку субгало подвергается динамическому трению, которое заставляет его терять энергию и угловой момент в пользу частиц темной материи своего хозяина. Выживет ли субгало как самостоятельная сущность, зависит от его массы, профиля плотности и его орбиты.

Угловой момент

Как первоначально указывал Хойл и впервые продемонстрировано с помощью численного моделирования Эфстатиу и Джонсом, асимметричный коллапс в расширяющейся Вселенной порождает объекты со значительным угловым моментом.

Численное моделирование показало, что распределение параметров спина для гало, образованных в результате иерархической кластеризации без диссипации, хорошо соответствует логнормальному распределению , медиана и ширина которого слабо зависят от массы гало, красного смещения и космологии:

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

с ${\bar {\lambda }}\approx 0.035$ и $\sigma _{ln\lambda }\approx 0.5$. При всех массах гало наблюдается заметная тенденция для гало с более высоким спином располагаться в более плотных областях и, следовательно, более сильно группироваться.

Гало темной материи Млечного Пути

Считается, что видимый диск Галактики Млечный Путь окружен гораздо более крупным гало темной материи примерно сферической формы. Плотность темной материи падает по мере удаления от центра галактики. Сейчас считается, что около 95% галактики состоит из темной материи, типа материи, которая, по-видимому, не взаимодействует с остальной частью материи и энергии галактики каким-либо образом, кроме гравитации . Светящееся вещество составляет примерно 9 × 10 ¹⁰ солнечные массы . Гало темной материи, вероятно, будет включать около 6 × 10 ¹¹ до 3 × 10 ¹² солнечные массы темной материи. Анализ звездных движений Джинса в 2014 году рассчитал плотность темной материи (на расстоянии Солнца от центра галактики) = 0,0088 (+0,0024 -0,0018) солнечных масс на парсек^3.

См. также

• Формирование и эволюция галактик
• Галактическая система координат - Небесная система координат в сферических координатах с Солнцем в центре.
• Галактический диск - компонент дисковых галактик, состоящий из газа и звезд.
• Выпуклость (астрономия) – плотно упакованная группа звезд внутри более крупного образования. Страницы с краткими описаниями целей перенаправления.
• Галактическое гало - сферический компонент галактики, выходящий за пределы основного видимого компонента.
• Спиральный рукав - спиральные области повышенной яркости внутри галактического диска в спиральных галактиках.
• Темная материя - концепция космологии
• Темная галактика - гипотетическая галактика без звезд или с очень небольшим количеством звезд.
• Формализм Пресса – Шехтера - математическая модель, используемая для прогнозирования количества гало темной материи определенной массы.

Дальнейшее чтение

• Бертоне, Джанфранко (2010). Частица темной материи: наблюдения, модели и поиски . Издательство Кембриджского университета. п. 762. Бибкод : 2010pdmo.book.....B . ISBN  978-0-521-76368-4 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помогите )
• Векслер, Риса Х.; Тинкер, Джереми Л. (14 сентября 2018 г.). «Связь между галактиками и их ореолами темной материи». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Бибкод : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID   119072496 .

Внешние ссылки

• Обнаружена редкая капля: доказательства 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