Mörk materia halo

En mörk materiahalo  är en hypotetisk komponent i galaxer som omger den galaktiska skivan och sträcker sig långt bortom den synliga delen av galaxen. Halons massa är huvudkomponenten i galaxens totala massa. Eftersom dessa halos består av mörk materia är de inte direkt observerbara, men deras närvaro bestäms av effekten de har på rörelsen av stjärnor och gas i galaxer. Halos av mörk materia spelar en nyckelroll i moderna modeller av galaxernas ursprung och utveckling .

Formen på rotationskurvorna som bevis på existensen av en mörk materiahalo

Förekomsten av mörk materia i gloria bevisas av dess inflytande på rotationskurvan för galaxer. I frånvaro av en stor mängd massa i en sfärisk halo, skulle rotationshastigheten för galaxen minska på stora avstånd från dess centrum, eftersom till exempel planeternas omloppshastigheter minskar med avståndet från solen. Observationer av spiralgalaxer, i synnerhet radioobservationer av den neutrala väteemissionslinjen, visar dock att rotationskurvorna för de flesta galaxer blir plattare när de rör sig bort från galaxens centrum; således visar rotationshastigheten inte en snabb minskning med ökande avstånd från det galaktiska centrumet. [4] Frånvaron av en observerbar substans som kan förklara observationer leder till hypotesen om existensen av en icke observerbar substans ( eng.  dark  - hidden, dark), uttryckt av K. Freeman ( eng.  Ken Freeman ) 1970, eller till frågan om ofullständigheten i den allmänna relativitetsteorin , inom vilken rörelsen av objekt beaktas. Freeman noterade att den förväntade minskningen av rotationshastigheten inte observeras i varken NGC 300 eller M 33 och föreslog att det fanns en hypotes om mörk massa för att förklara. Stöd för denna hypotes finns i ett antal arbeten. [5] [6] [7] [8]

Bildning och struktur av den mörka materiens halo

Det antas att bildandet av en mörk materiahalo spelar en betydande roll i de tidiga stadierna av galaxbildningen. Under perioden för bildandet av de första galaxerna i universum var temperaturen på baryonmaterien troligen för hög för bildandet av gravitationsbundna objekt, så närvaron av redan bildade mörk materiastrukturer som kan utöva en ytterligare gravitationseffekt på baryonmateria krävdes. Den moderna teorin om galaxbildning är baserad på begreppet kall mörk materia och bildningen av strukturer av den i de tidiga stadierna av universums utveckling.

Teorin om bildandet av strukturer genom kall mörk materia börjar med övervägandet av densitetsstörningar i universum, som växte linjärt tills deras densitet nådde ett kritiskt värde, varefter expansionen av störningarna ersattes av kompression, vilket resulterade i bildningen av gravitationsbunden mörk materia halos. Dessa glorier fortsatte att växa i massa och storlek genom att ansamla materia från den omedelbara närheten eller genom att slå samman mörka glorier med varandra. Numerisk modellering av strukturen hos kall mörk materia ledde till följande slutsatser: den initiala lilla volymen med små störningar expanderar när universum expanderar. Med tiden växer små störningar och kollapsar, vilket skapar små glorier. I senare skeden sammansmälter små glorier för att bilda en virialiserad mörk materiahalo, ellipsoidal till formen, som uppvisar en subhalostruktur. [9]

Att använda teorin om kall mörk materia hjälper till att övervinna ett antal problem som är förknippade med egenskaperna hos vanlig baryonmateria, eftersom den tar bort mycket av det termiska och strålningstryck som förhindrar baryonmateria från att kollapsa. Det faktum att mörk materia är kallare än baryonisk materia gör att mörk materia kan bilda kalla gravitationsbundna klumpar tidigare. När sådana subhalos väl har bildats är deras gravitationsinflytande på baryonmateria tillräckligt för att överskrida den termiska energin och tillåta baryonmateria att kollapsa för att bilda stjärnor och galaxer. Resultaten av simuleringar av tidig galaxbildning överensstämmer med strukturen som observerats i galaxundersökningar och kosmiska mikrovågsbakgrundsstudier. [tio]

Densitetsprofil

Modellen för en pseudoisotermisk mörk materiahalo används ofta: [11]

där betecknar den centrala densiteten, betecknar kärnradien. Denna modell är en bra approximation för de flesta av de observerade rotationskurvorna, men ger ingen fullständig beskrivning, eftersom radien tenderar mot oändligheten blir också den totala massan oändlig. I vilket fall som helst är denna modell bara en approximation, eftersom det finns ett antal avvikelser från den presenterade profilen. Till exempel, efter kollapsen, kan de yttre delarna av halo inte komma till ett tillstånd av jämvikt; icke-radiella rörelser kan spela en viktig roll i haloutveckling; sammanslagningar till följd av den hierarkiska bildningen av en halo kan leda till en felaktig tillämpning av den sfäriska kollapsmodellen. [12]

Numerisk simulering av halostrukturbildningen i det expanderande universum ledde till Navarro–Frank–White profilmodellen : [13]

där är skalradien,  är den karakteristiska (dimensionslösa) densiteten och = är den kritiska densiteten. Denna profil kallas universell eftersom den är tillämpbar på ett brett spektrum av halomassor av fyra storleksordningar, från halos av enskilda galaxer till halos av galaxhopar . Profilen har ett ändligt värde på gravitationspotentialen även när den totala integrerade massan har en logaritmisk divergens. Som regel anses halovolymen vara en sfär med en radie där densiteten inuti volymen är 200 gånger universums kritiska densitet , även om halon ur matematisk synvinkel kan sträcka sig till stora avstånd . Först en tid senare upptäckte forskare att densitetsprofilen avsevärt beror på miljön för halo, och Navarro-Frank-White-profilen är endast tillämplig på isolerade halos. [14] Navarro-Frank-White halo är i allmänhet en sämre approximation än den pseudoisotermiska halomodellen.

Datorsimuleringar med högre upplösning beskrivs bättre av Einasto-profilen : [15]

där r anger den rumsliga (icke-projektiva) radien. Multiplikatorn är en funktion av n som är lika med densiteten vid radien , inom vilken hälften av den totala massan är innesluten. Även om tillägget av den tredje parametern något förbättrar beskrivningen av de numeriska simuleringsresultaten, ser modellen omöjlig att skilja från Navarro–Frank–White-modellen med två parametrar. [16] och löser inte cuspproblemet i galaxens mitt.

Formulär

Kollapsen av tätningar är vanligtvis inte strikt sfäriskt symmetrisk, så det finns ingen anledning att betrakta de resulterande gloriorna som sfäriskt symmetriska. Även i de tidigaste resultaten av numeriska simuleringar var modellgloriorna oblate. [17] Efterföljande arbete visade att ytor med samma täthet inuti halo kan representeras av triaxiala ellipsoider. [arton]

På grund av osäkerheter i både data och modellens förutsägelser är det fortfarande inte helt känt om den observerade haloformen överensstämmer med förutsägelserna i Lambda-CDM-modellen .

Halo understruktur

Fram till slutet av 1990-talet avslöjade numeriska simuleringar av halobildning knappt någon struktur i halo. Med ökad beräkningskraft och förbättrade algoritmer har det blivit möjligt att överväga ett större antal modellpartiklar och få högre upplösning. För närvarande förväntas närvaron av en uttalad understruktur i haloen. [19] [20] [21] När en liten gloria smälter samman med en stor, förvandlas den först till en subhalo som roterar i gravitationspotentialen för den större halon. När subhalon roterar i omloppsbana upplever den en stark tidvatteneffekt, som ett resultat av vilken den förlorar massa. På grund av dynamisk friktion förlorar glorian energi och rörelsemängd, och omloppsbanan förändras gradvis. Huruvida en subhalo förblir en gravitationsbunden enhet beror på massan, densitetsprofilen och omloppsbanan. [22]

Vinkelmoment

Som inledningsvis påpekade av F. Hoyle [23] och baserat på numeriska simuleringar av G. Efstafiu och B. Jones [24] leder asymmetrisk kollaps i det expanderande universum till bildandet av objekt med betydande vinkelmomentum.

Resultaten av numerisk simulering visar att fördelningen av rotationsparametrar för halos som bildas under dissipationless hierarkisk klustring kan väl beskrivas av en lognormal fördelning , vars median och bredd beror svagt på halomassan, rödförskjutning och kosmologisk modell: [25]

var och . För alla halomassor finns det ett samband där glorior med högre spinn hamnar i tätare områden, det vill säga i regioner med större trängsel. [26]

Teorier om mörk materias natur

Naturen hos spiralgalaxernas mörka glorier är fortfarande inte klarlagd, men det finns två populära teorier: glorian består av svagt interagerande elementarpartiklar, WIMP , eller består av ett stort antal små mörka kroppar som kallas MACHO ( eng.  Massive compact halo objekt , massivt kompakt haloobjekt) och består av vanlig materia, men som inte avger strålning som vi kan upptäcka. Ett antal möjliga MACHO-objekt har föreslagits, inklusive svarta hål och mycket svaga vita dvärgar. Även om MACHO-objekt är väldigt mörka, kommer de att ha en gravitationseffekt, som allmän relativitet förutspår. Den föredragna metoden för att söka efter MACHOs i vår galaxs halo är att söka efter gravitationella mikrolinsfenomen . Gravitationsmikrolinsning manifesterar sig när två stjärnor är på samma siktlinje, och den avlägsna stjärnan är skymd av den närmaste. Ljuset från en avlägsen stjärna, som passerar nära den närmaste, böjer banan i en viss vinkel och skapar en Einstein-gloria. I de flesta fall är glorian så liten att den optiskt inte går att skilja från stjärnan. Den övergripande effekten gör att stjärnan ser ljusare ut. EROS- och MACHO-projekten syftar till att söka efter MACHO-objekt i halo samtidigt som man observerar de stora och små magellanska molnen. Om det finns en MACHO i gloria på siktlinjen från stjärnorna i de magellanska molnen till oss, kommer mikrolinsning att inträffa. Storleken och antalet mikrolinsningshändelser kan användas för att erhålla gränser för intervallet för massan av MACHO-objektet i halon. Inledningsvis, inom ramen för projekten, var det möjligt att fastställa strikta gränser för de möjliga värdena för massan , och föremål med en så liten massa kunde inte skapa mer än 10% av det accepterade värdet av halomassan. [27] Två år senare ändrade EROS2-projektet denna gräns, som ett resultat drogs slutsatsen att föremål med en massa mindre än solen inte kan utgöra en betydande del av halon. [28] De två projekten uteslöt tillsammans objekt med massor i intervallet Superheavy objekt med massor som var större än vad som uteslöts genom att jämföra Monte Carlo-simuleringsresultat med den observerade fördelningen. [29] Mycket lätta objekt skulle inte kunna överleva på de tidsskalor som behövs för att bilda en galax. [trettio]

Vintergatans halo av mörk materia

Vintergatans observerbara skiva är nedsänkt i en mer massiv nästan sfärisk halo av mörk materia. Densiteten av mörk materia minskar med ökande avstånd från galaxens centrum. Man tror att 95 % av galaxen består av mörk materia. Ljusande materia har en massa på cirka 9 x 10 10 solmassor. Massan av mörk materia är från 6 x 10 11 till 3 x 10 12 solmassor. [31] [32]

Anteckningar

  1. ↑ Peter Schneider. Extragalaktisk astronomi och kosmologi . - Springer, 2006. - S. 4, Figur 1.4. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F Kuhn. I Quest of the Universe . – Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 492; Bild 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Markera H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. En introduktion till galaxer och kosmologi  . - Cambridge University Press , 2004. - S. 21; Figur 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Avhandling, Univ. av Groningen
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160,881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK och Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238,471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Avhandling, Univ. Groningen
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrofys. J. 256, 19
  9. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010, Galaxy formation and Evolution, Cambridge University Press.
  10. ↑ Springel, Boker, et al, (2005), Nature, 629, 636
  11. ↑ Gunn, J. och Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176,1
  12. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Galaxy formation and Evolution, Cambridge University Press.
  13. ↑ Navarro, J. et al. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering Arkiverad 4 juni 2016 på Wayback Machine
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. och Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. et al. (2006), Empiriska modeller för mörk materiahalos. I. Icke-parametrisk konstruktion av densitetsprofiler och jämförelse med parametriska modeller Arkiverad 17 juni 2019 på Wayback Machine
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), Rotationshastigheten som kan tillskrivas mörk materia vid mellanliggande radier i diskgalaxer
  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), Galaxy formation and Evolution, Cambridge University Press
  23. ↑ Hoyle, F. (1949), Problem med kosmisk aerodynamik, 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 och MACHO kombinerade gränser för planetarisk massa mörk materia i Galactic Halo  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - 1 januari ( vol. 499 , nr 1 ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Samarbete, EROS. Inte tillräckligt med stellar Mass Machos in the Galactic Halo  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2000. - 11 februari ( vol. 355 ). -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 från Stellar Halo Wide Binaries  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - 1 januari ( vol. 601 , nr 1 ). — S. 311 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380562 . - . - arXiv : astro-ph/0307437 .
  30. ↑ de Rujula, A.; Jetzer, P.; Masso, E. On the Nature of the Dark Halo of Our Galaxy  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1992. - 1 februari ( vol. 254 ). — S. 99 . — ISSN 0004-6361 . - .
  31. ↑ Battaglia et al. (2005), Den radiella hastighetsspridningsprofilen för den galaktiska halo: begränsande av täthetsprofilen för den mörka halo av Vintergatan Arkiverad 28 augusti 2017 på Wayback Machine
  32. ↑ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794 , nr. 1 . — S. 17 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . - . - arXiv : 1408.1787 .

Litteratur

Länkar