Гало темной материи

Теоретическая космологическая структура

Моделирование гало темной материи с помощью 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 . ^[1] Одно гало 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 охватывает галактический диск и простирается далеко за пределы края видимой галактики. Считающиеся состоящими из темной материи , гало не наблюдались напрямую. Их существование выводится с помощью наблюдений за их влиянием на движения звезд и газа в галактиках и гравитационного линзирования . ^[3] Гало темной материи играют ключевую роль в современных моделях формирования 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 (MACHO). ^{[4] [5] [6] [7]}

Кривая вращения галактики для Млечного Пути. Вертикальная ось — скорость вращения вокруг галактического центра. Горизонтальная ось — расстояние от галактического центра. Солнце отмечено желтым шаром. Наблюдаемая кривая скорости вращения — синяя. Предсказанная кривая, основанная на звездной массе и газе в Млечном Пути, — красная. Разброс в наблюдениях примерно обозначен серыми полосами. Разница обусловлена ​​темной материей или, возможно, модификацией закона тяготения . ^{[8] [9] [10]}

Кривые вращения как доказательство гало темной материи

Присутствие темной материи (ТМ) в гало выводится из ее гравитационного воздействия на кривую вращения спиральной галактики . Без большого количества массы по всему (примерно сферическому) гало скорость вращения галактики уменьшалась бы на больших расстояниях от галактического центра, так же как орбитальные скорости внешних планет уменьшаются с расстоянием от Солнца. Однако наблюдения спиральных галактик, в частности радионаблюдения за линейным излучением нейтрального атомарного водорода (известного, на астрономическом языке, как линия водорода 21 см , H один и линия HI), показывают, что кривая вращения большинства спиральных галактик выпрямляется, что означает, что скорости вращения не уменьшаются с расстоянием от галактического центра. ^[11] Отсутствие какой-либо видимой материи , объясняющей эти наблюдения, подразумевает либо то, что ненаблюдаемая (темная) материя, впервые предложенная Кеном Фрименом в 1970 году, существует, либо то, что теория движения под действием гравитации ( общая теория относительности ) неполна. Фримен заметил, что ожидаемое снижение скорости не было ни в NGC 300, ни в M33, и рассмотрел необнаруженную массу, чтобы объяснить это. Гипотеза DM была подкреплена несколькими исследованиями. ^{[12] [13] [14] [15]}

Формирование и структура гало темной материи

Считается, что образование гало темной материи сыграло важную роль в раннем формировании галактик. Во время первоначального формирования галактик температура барионной материи должна была быть все еще слишком высокой для того, чтобы она могла сформировать гравитационно самосвязанные объекты, поэтому требовалось предварительное формирование структуры темной материи для добавления дополнительных гравитационных взаимодействий. Текущая гипотеза для этого основана на холодной темной материи (CDM) и ее формировании в структуру 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 сколлапсируют, образуя гравитационно связанные гало темной материи. Рамка сферического коллапса аналитически моделирует формирование и рост таких гало. Эти гало будут продолжать расти в массе (и размере), либо за счет аккреции 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 изначально расширяется с расширением Вселенной. С течением времени мелкомасштабные возмущения растут и схлопываются, образуя небольшие гало. На более поздней стадии эти небольшие гало сливаются, образуя единое вириализованное гало темной материи с эллипсоидальной формой, которое выявляет некоторую субструктуру в виде субгало темной материи. ^[2]

Использование CDM преодолевает проблемы, связанные с нормальной барионной материей, поскольку оно устраняет большую часть теплового и радиационного давления, которые препятствовали коллапсу барионной материи. Тот факт, что темная материя холоднее барионной материи, позволяет DM формировать эти начальные, гравитационно связанные сгустки. После того, как эти субгало образовались, их гравитационное взаимодействие с барионной материей достаточно, чтобы преодолеть тепловую энергию и позволить ей коллапсировать в первые звезды и галактики. Моделирование этого раннего формирования галактик соответствует структуре, наблюдаемой галактическими обзорами, а также наблюдением за космическим микроволновым фоном. ^[16]

Профили плотности

Обычно используемая модель гало темной материи галактик – псевдоизотермическое гало: ^[17]

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

где обозначает конечную центральную плотность и радиус ядра. Это обеспечивает хорошее соответствие большинству данных кривой вращения. Однако это не может быть полным описанием, поскольку заключенная масса не сходится к конечному значению, когда 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 равновесного состояния 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. ^[18] ${\displaystyle \rho _{o}}$ ${\displaystyle r_{c}}$

Численное моделирование формирования структуры в расширяющейся Вселенной приводит к эмпирическому профилю НФВ (Наварро–Френка–Уайта) : ^[19]

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

где — радиус масштаба, — характерная (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 интегрированная масса все еще расходится логарифмически. Стало общепринятым ссылаться на массу гало в опорной точке, которая охватывает сверхплотность в 200 раз больше критической плотности Вселенной, хотя математически профиль простирается за пределы этой точки обозначения. Позднее было выведено, что профиль плотности зависит от окружающей среды, причем NFW подходит только для изолированных гало. ^[20] Гало NFW, как правило, дают худшее описание данных о галактиках, чем псевдоизотермический профиль, что приводит к проблеме гало с каспией . ${\displaystyle r_{s}}$ ${\displaystyle \delta _{c}}$ ${\displaystyle \rho _{crit}}$ ${\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}$

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

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

где r — пространственный (т.е. не проецируемый) радиус. Этот член является функцией n, такой что — плотность на радиусе , который определяет объем, содержащий половину общей массы. Хотя добавление третьего параметра обеспечивает немного улучшенное описание результатов численного моделирования, оно не отличается наблюдательно от двухпараметрического гало NFW ^[22] и не делает ничего для облегчения проблемы гало с каспами . ${\displaystyle d_{n}}$ ${\displaystyle \rho _{e}}$ ${\displaystyle r_{e}}$

Форма

Коллапс сверхплотностей в космическом поле плотности обычно асферичен. Поэтому нет причин ожидать, что получающиеся гало будут сферическими. Даже самые ранние моделирования формирования структур во вселенной CDM подчеркивали, что гало существенно сплющены. ^[23] Последующие работы показали, что поверхности равной плотности гало могут быть описаны эллипсоидами, характеризующимися длинами их осей. ^[24]

Из-за неопределенностей как в данных, так и в модельных прогнозах до сих пор неясно, согласуются ли формы гало, полученные в результате наблюдений, с прогнозами космологии ΛCDM .

Субструктура гало

Вплоть до конца 1990-х годов численное моделирование формирования гало выявило мало субструктуры. С ростом вычислительной мощности и улучшением алгоритмов стало возможным использовать большее количество частиц и получать лучшее разрешение. Теперь ожидается значительное количество субструктуры. ^{[25] [26] [27]} Когда небольшое гало сливается со значительно большим гало, оно становится субгало, вращающимся в потенциальной яме своего хозяина. По мере того, как оно вращается, оно подвергается воздействию сильных приливных сил со стороны хозяина, что заставляет его терять массу. Кроме того, сама орбита эволюционирует, поскольку субгало подвергается динамическому трению, что заставляет его терять энергию и угловой момент частицам темной материи своего хозяина. Выживет ли субгало как самосвязанная сущность, зависит от его массы, профиля плотности и его орбиты. ^[18]

Угловой момент импульса

Как первоначально указал Хойл ^[28] и впервые продемонстрировано с помощью численного моделирования Эфстатиу и Джонсом ^[29] , асимметричный коллапс в расширяющейся Вселенной приводит к появлению объектов со значительным угловым моментом.

Численное моделирование показало, что распределение параметров спина для гало, образованных иерархической кластеризацией без диссипации, хорошо описывается логнормальным распределением , медиана и ширина которого слабо зависят от массы гало, красного смещения и космологии: ^[30]

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

с и . При всех массах гало наблюдается заметная тенденция к тому, что гало с более высоким спином находятся в более плотных областях и, таким образом, сильнее сгруппированы. ^[31] ${\displaystyle {\bar {\lambda }}\approx 0.035}$ ${\displaystyle \sigma _{ln\lambda }\approx 0.5}$

Гало темной материи Млечного Пути

Видимый диск галактики Млечный Путь , как полагают, заключен в гораздо большее, приблизительно сферическое гало темной материи. Плотность темной материи падает с расстоянием от центра галактики. В настоящее время считается, что около 95% галактики состоит из темной материи, типа материи, которая, по-видимому, не взаимодействует с остальной материей и энергией галактики каким-либо образом, кроме как через гравитацию . Светящаяся материя составляет приблизительно9 × 10 ¹⁰ солнечных масс . Гало темной материи, вероятно, включает в себя около6 × 10 ¹¹ в3 × 10 ¹² солнечных масс темной материи. ^{[32] [33]} Анализ звездных движений Джинса, проведенный в 2014 году, вычислил плотность темной материи (на расстоянии Солнца от центра галактики) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) солнечных масс/парсек^3. ^[33]

Смотрите также

• Формирование и эволюция галактики
• Галактическая система координат  – небесная система координат в сферических координатах, с Солнцем в качестве центра.
• Галактический диск  – компонент дисковых галактик, состоящий из газа и звезд.
• Балдж (астрономия)  – плотно упакованная группа звезд внутри более крупного образования.Pages displaying short descriptions of redirect targets
• Галактическое гало  — сферический компонент галактики, который простирается за пределы основного видимого компонента.
• Спиральный рукав  – спиральные области повышенной яркости внутри галактического диска в спиральных галактиках.
• Темная материя  – Концепция в космологии
• Темная галактика  – предполагаемая галактика, в которой нет звезд или их очень мало.
• Формализм Пресса–Шехтера — математическая модель, используемая для прогнозирования количества гало темной материи определенной массы.

Ссылки

1. Векслер, Райза; Тинкер, Джереми (сентябрь 2018 г.). «Связь между галактиками и их гало темной материи». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756. S2CID  119072496.
2. Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Формирование и эволюция галактики . Cambridge University Press. стр. 97–98. ISBN 978-0-521-85793-2.
3. Khullar, Gourav (4 ноября 2016 г.). «The Bullet Cluster – A Smoking Gun for Dark Matter!». Astrobites . Получено 30 мая 2019 г. .
4. Наварро, Хулио Ф.; Френк, Карлос С.; Уайт, Саймон Д.М. (май 1996 г.). «Структура гало холодной темной материи». The Astrophysical Journal . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph/9508025 . Bibcode : 1996ApJ...462..563N. doi : 10.1086/177173. S2CID  119007675.
5. Lovell, Mark R.; Frenk, Carlos S.; Eke, Vincent R.; Jenkins, Adrian; Gao, Liang; Theuns, Tom (21 марта 2014 г.). «Свойства гало теплой темной материи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 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 за 5,7 лет наблюдений Большого Магелланова Облака». The Astrophysical Journal . 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.). «Двойные микролинзовые события из проекта MACHO». The Astrophysical Journal . 541 (1): 270–297. arXiv : astro-ph/9907369 . Bibcode : 2000ApJ...541..270A. doi : 10.1086/309393. S2CID  119498357.
8. Питер Шнайдер (2006). Внегалактическая астрономия и космология. Springer. стр. 4, рисунок 1.4. ISBN 978-3-540-33174-2.
9. Тео Купелис; Карл Ф. Кун (2007). В поисках Вселенной . Jones & Bartlett Publishers. стр. 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. Cambridge University Press. стр. 21; Рисунок 1.13. ISBN 978-0-521-54623-2.
11. Босма, А. (1978), Ph. D. Thesis, Univ. of Groningen
12. Freeman, KC (1970). "О дисках спиральных и S0 галактик". Astrophys. J . 160 : 881. Bibcode :1970ApJ...160..811F. doi : 10.1086/150474 .
13. Рубин, В.К.; Форд, В.К.; Тоннард, Н. (1980). «Вращательные свойства 21 галактики SC с большим диапазоном светимостей и радиусов от NGC 4605 (R=4 кпк) до UGC 2885 (R=122 кпк)». Astrophys. J . 238 : 471. Bibcode :1980ApJ...238..471R. doi : 10.1086/158003 .
14. Брегман, К. (1987), докторская диссертация, Университет Гронингена
15. Broeils, AH (1992). "Распределение масс карликовой спирали NGC 1560". Astron. Astrophys. J . 256 : 19. Bibcode :1992A&A...256...19B.
16. V Springel; SDM White; A Jenkins; CS Frenk; N Yoshida; L Gao; J Navarro; R Thacker; D Croton; J Helly; JA Peacock; S Cole; P Thomas; H Couchman; A Evrard; J Colberg; F Pearce (2005). "Моделирование формирования, эволюции и кластеризации галактик и квазаров". Nature . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph/0504097 . Bibcode :2005Natur.435..629S. doi :10.1038/nature03597. PMID  15931216. S2CID  4383030.
17. Ганн, Дж. и Готт, Дж. Р. (1972), Astrophys. J. 176.1
18. Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Формирование и эволюция галактики . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85793-2.
19. Наварро, Дж. и др. (1997), Универсальный профиль плотности из иерархической кластеризации
20. Авила-Риз, В., Фирмани, К. и Эрнандес, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
21. Мерритт, Д. и др. (2006), Эмпирические модели для гало темной материи. I. Непараметрическое построение профилей плотности и сравнение с параметрическими моделями
22. Макго, С. и др. (2007), Скорость вращения, приписываемая темной материи на промежуточных радиусах в дисковых галактиках
23. Дэвис, М., Эфстатиу, Г., Френк, К.С., Уайт, SDM (1985), ApJ. 292, 371
24. Франкс, М., Иллингворт, Г., де Зеу, Т. (1991), ApJ., 383, 112.
25. Клыпин А., Готлебер С., Кравцов А.В., Хохлов А.М. (1999), ApJ., 516,530
26. Диманд Дж., Кулен М., Мадау П. (2007), ApJ, 667, 859.
27. Springel, V.; Wang, J.; Vogelsberger, M.; Ludlow, A.; Jenkins, A.; Helmi, A.; Navarro, JF; Frenk, CS; White, SDM (2008). «Проект Водолей: субгало галактических гало». MNRAS . 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 бюро документации по воздухоплаванию, Дейтон.
29. Эфстатиу, Г., Джонс, BJT (1979), MNRAS, 186, 133.
30. Маччио, А.В., Даттон, А.А., ван ден Бош, ФК и др. (2007), МНРАН, 378, 55.
31. Гао, Л., Уайт, SDM (2007), MNRAS, 377, L5
32. Батталья, Джузеппина; Хельми, Амина; Моррисон, Хизер; Хардинг, Пол; Ольшевски, Эдвард В.; Матео, Марио; Фримен, Кеннет К.; Норрис, Джон; Шектман, Стивен А. (2005). «Профиль дисперсии радиальной скорости гало Галактики: ограничение профиля плотности темного гало Млечного Пути». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 364 (2): 433–442. arXiv : astro-ph/0506102 . Bibcode : 2005MNRAS.364..433B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID  15562509.
33. Kafle, PR; Sharma, S.; Lewis, GF; Bland-Hawthorn, J. (2014). «На плечах гигантов: свойства звездного гало и распределение масс Млечного Пути». The Astrophysical Journal . 794 (1): 17. arXiv : 1408.1787 . Bibcode :2014ApJ...794...59K. doi :10.1088/0004-637X/794/1/59. S2CID  119040135.

Дальнейшее чтение

• Бертоне, Джанфранко (2010). Частица темной материи: наблюдения, модели и поиски . Cambridge University Press. стр. 762. Bibcode :2010pdmo.book.....B. ISBN 978-0-521-76368-4. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
• Векслер, Риса Х.; Тинкер, Джереми Л. (14 сентября 2018 г.). «Связь между галактиками и их гало темной материи». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756. S2CID  119072496.

Внешние ссылки

• Раскрыто редкое пятно: доказательства падения 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