Aureolă de materie întunecată

Un halou de materie întunecată  este o componentă ipotetică a galaxiilor care înconjoară discul galactic și se extinde cu mult dincolo de partea vizibilă a galaxiei. Masa haloului este componenta principală a masei totale a galaxiei. Deoarece aceste halouri sunt compuse din materie întunecată , ele nu sunt direct observabile, dar prezența lor este determinată de efectul pe care îl au asupra mișcării stelelor și gazelor în galaxii. Halourile de materie întunecată joacă un rol cheie în modelele moderne de origine și evoluție a galaxiilor .

Forma curbelor de rotație ca dovadă a existenței unui halou de materie întunecată

Prezența materiei întunecate în halou este evidențiată de influența acesteia asupra curbei de rotație a galaxiilor. În absența unei cantități mari de masă într-un halou sferic, viteza de rotație a galaxiei ar scădea la distanțe mari de centrul ei, deoarece, de exemplu, vitezele orbitale ale planetelor scad odată cu distanța de la Soare. Cu toate acestea, observațiile galaxiilor spirale, în special observațiile radio ale liniei neutre de emisie de hidrogen, arată că curbele de rotație ale majorității galaxiilor devin mai plate pe măsură ce se îndepărtează de centrul galaxiei; astfel, viteza de rotație nu prezintă o scădere rapidă odată cu creșterea distanței față de centrul galactic. [4] Absența unei substanțe observabile capabile să explice observațiile conduce la ipoteza existenței unei substanțe neobservabile ( ing.  întuneric  - ascuns, întuneric), exprimată de K. Freeman ( ing.  Ken Freeman ) în 1970, sau la problema incompletității teoriei generale a relativității , în cadrul căreia este luată în considerare mișcarea obiectelor. Freeman a observat că scăderea așteptată a vitezei de rotație nu este observată nici în NGC 300 , nici în M 33 și a propus existența unei ipoteze de masă întunecată pentru a explica. Susținerea acestei ipoteze poate fi găsită într-o serie de lucrări. [5] [6] [7] [8]

Formarea și structura halou de materie întunecată

Se presupune că formarea unui halou de materie întunecată joacă un rol semnificativ în etapele incipiente ale formării galaxiilor. În perioada de formare a primelor galaxii din Univers, temperatura materiei barionice a fost probabil prea ridicată pentru formarea obiectelor legate gravitațional, astfel încât prezența unor structuri de materie întunecată deja formate capabile să exercite un efect gravitațional suplimentar asupra era necesară materia barionică. Teoria modernă a formării galaxiilor se bazează pe conceptul de materie întunecată rece și pe formarea structurilor prin aceasta în primele etape ale dezvoltării Universului.

Teoria formării structurilor de către materia întunecată rece începe cu luarea în considerare a perturbațiilor de densitate din Univers, care au crescut liniar până când densitatea lor a atins o valoare critică, după care extinderea perturbațiilor a fost înlocuită cu compresie, ceea ce a avut ca rezultat formarea. de halouri de materie întunecată legate gravitațional. Aceste halouri au continuat să crească în masă și dimensiune prin acumularea de materie din imediata vecinătate sau prin fuzionarea halourilor întunecate unele cu altele. Modelarea numerică a structurii materiei întunecate reci a condus la următoarele concluzii: volumul mic inițial cu mici perturbații se extinde pe măsură ce Universul se extinde. În timp, micile perturbații cresc și se prăbușesc, creând mici halouri. În etapele ulterioare, halourile mici se unesc pentru a forma un halou de materie întunecată virializat, de formă elipsoidală , prezentând o structură subhalo. [9]

Folosirea teoriei materiei întunecate reci ajută la depășirea unui număr de probleme asociate cu proprietățile materiei barionice obișnuite, deoarece înlătură o mare parte din presiunea termică și de radiație care împiedică colapsul materiei barionice. Faptul că materia întunecată este mai rece decât materia barionică permite materiei întunecate să formeze mai devreme aglomerații reci legate gravitațional. Odată ce se formează astfel de subhalouri, influența lor gravitațională asupra materiei barionice este suficientă pentru a depăși energia termică și a permite materiei barionice să se prăbușească pentru a forma stele și galaxii. Rezultatele simulărilor formării timpurii a galaxiilor sunt în concordanță cu structura observată în studiile galaxiilor și studiile de fundal cu microunde cosmice. [zece]

Profil de densitate

Modelul unui halou de materie întunecată pseudoizotermă este adesea folosit: [11]

unde denotă densitatea centrală, denotă raza miezului. Acest model este o bună aproximare pentru majoritatea curbelor de rotație observate, dar nu oferă o descriere completă, deoarece pe măsură ce raza tinde spre infinit, masa totală devine și ea infinită. În orice caz, acest model este doar o aproximare, deoarece există o serie de abateri de la profilul prezentat. De exemplu, după prăbușire, părțile exterioare ale haloului pot să nu ajungă la o stare de echilibru; mișcările non-radiale pot juca un rol important în dezvoltarea haloului; fuziunile rezultate din formarea ierarhică a unui halou pot duce la o aplicare incorectă a modelului de colaps sferic. [12]

Simularea numerică a formării structurii haloului în Universul în expansiune a condus la modelul profilului Navarro–Frank–White : [13]

unde este raza scării,  este densitatea caracteristică (adimensională) și = este densitatea critică. Acest profil este numit universal deoarece este aplicabil unei game largi de mase de halo de patru ordine de mărime, de la halourile galaxiilor individuale la halourile clusterelor de galaxii . Profilul are o valoare finită a potențialului gravitațional chiar și atunci când masa totală integrată are o divergență logaritmică. De regulă, volumul halou este considerat a fi o sferă cu o rază la care densitatea în interiorul volumului este de 200 de ori densitatea critică a Universului , deși din punct de vedere matematic, haloul se poate extinde la distanțe mari. . Abia ceva timp mai târziu, oamenii de știință au descoperit că profilul de densitate depinde în mod semnificativ de mediul în care se află haloul, iar profilul Navarro-Frank-White este aplicabil numai halourilor izolate. [14] Haloul Navarro-Frank-White este, în general, o aproximare mai slabă decât modelul de halo pseudoizotermic.

Simulările computerizate cu rezoluție mai mare sunt descrise mai bine de profilul Einasto : [15]

unde r denotă raza spațială (neproiectivă). Multiplicatorul este o funcție a lui n care este egală cu densitatea la raza , în care este închisă jumătate din masa totală. Deși adăugarea celui de-al treilea parametru îmbunătățește oarecum descrierea rezultatelor simulării numerice, modelul pare imposibil de distins de modelul Navarro-Frank-White cu doi parametri. [16] și nu rezolvă problema cuspidului din centrul galaxiei.

Formular

Prăbușirea sigiliilor nu este de obicei strict simetrică sferic, așa că nu există niciun motiv să se considere halourile rezultate ca fiind simetrice sferic. Chiar și în primele rezultate ale simulărilor numerice, halourile modelului au fost oblate. [17] Lucrările ulterioare au arătat că suprafețele de densitate egală în interiorul halou pot fi reprezentate de elipsoizi triaxiali. [optsprezece]

Din cauza incertitudinilor atât în ​​ceea ce privește datele, cât și predicțiile modelului, încă nu se știe în totalitate dacă forma halou observată este în concordanță cu predicțiile modelului Lambda-CDM .

Substructură Halo

Până la sfârșitul anilor 1990, simulările numerice ale formării haloului abia au dezvăluit vreo structură în halo. Odată cu creșterea puterii de calcul și îmbunătățirea algoritmilor, a devenit posibil să se ia în considerare un număr mai mare de particule model și să se obțină o rezoluție mai mare. În prezent, este de așteptat prezența unei substructuri pronunțate în halo. [19] [20] [21] Când un halou mic se contopește cu unul mare, mai întâi se transformă într-un subhalo care se rotește în potențialul gravitațional al halou mai mare. Pe măsură ce subhalo-ul se rotește pe orbită, experimentează un efect de maree puternic, în urma căruia își pierde masă. Din cauza frecării dinamice, haloul pierde energie și moment unghiular, iar orbita se schimbă treptat. Dacă un subhalo rămâne o entitate legată gravitațional depinde de masă, profilul de densitate și orbită. [22]

Moment unghiular

După cum a subliniat inițial de F. Hoyle [23] și pe baza simulărilor numerice ale lui G. Efstafiu și B. Jones [24] , colapsul asimetric în Universul în expansiune duce la formarea de obiecte cu moment unghiular semnificativ.

Rezultatele simulării numerice arată că distribuția parametrilor de rotație pentru halourile formate în timpul grupării ierarhice fără disipare poate fi bine descrisă printr -o distribuție lognormală , a cărei mediană și lățime depind slab de masa haloului, deplasarea spre roșu și modelul cosmologic: [25]

unde si . Pentru toate masele de halouri, există o relație în care halourile cu spin mai mare ajung în regiuni mai dense, adică în regiuni cu aglomerație mai mare. [26]

Teorii despre natura materiei întunecate

Natura halourilor întunecate ale galaxiilor spirale nu este încă clară, dar există două teorii populare: haloul constă din particule elementare care interacționează slab, WIMP -uri sau constă dintr-un număr mare de corpuri mici întunecate numite MACHO ( ing.  Massive compact halo ). obiect , obiect halo compact masiv) și constând din materie obișnuită, dar care nu emite radiații pe care le putem detecta. Au fost propuse un număr de posibile obiecte MACHO, inclusiv găuri negre și pitice albe foarte slabe. Chiar dacă obiectele MACHO sunt foarte slabe, ele vor avea un efect gravitațional, așa cum prezice relativitatea generală. Metoda preferată pentru căutarea MACHO-urilor în haloul galaxiei noastre este căutarea fenomenelor de microlensare gravitaționale . Microlensele gravitaționale se manifestă atunci când două stele se află pe aceeași linie de vedere, iar steaua îndepărtată este ascunsă de cea apropiată. Lumina unei stele îndepărtate, care trece în apropierea celei mai apropiate, îndoaie traiectoria la un anumit unghi, creând un halou Einstein. În cele mai multe cazuri, aureola este atât de mică încât nu se poate distinge optic de stea. Efectul general face ca steaua să pară mai strălucitoare. Proiectele EROS și MACHO au ca scop căutarea obiectelor MACHO în halou în timp ce observăm Norii Magellanic Mari și Mici . Dacă există un MACHO în aureola de pe linia vizuală de la stelele Norilor Magellanic până la noi, va avea loc microlensing. Mărimea și numărul de evenimente de microlensare pot fi utilizate pentru a obține limite ale intervalului pentru masa obiectului MACHO din halou. Inițial, în cadrul proiectelor, a fost posibil să se determine limite stricte ale valorilor posibile ale masei , iar obiectele cu o masă atât de mică puteau crea nu mai mult de 10% din valoarea acceptată a masei halo. [27] Doi ani mai târziu, proiectul EROS2 a schimbat această limită, drept urmare, s-a ajuns la concluzia că obiectele cu o masă mai mică decât Soarele nu pot alcătui o parte semnificativă a halou. [28] Cele două proiecte au exclus împreună obiecte cu mase în interval. Obiecte supergrele cu mase mai mari decât au fost excluse prin compararea rezultatelor simulării Monte Carlo cu distribuția observată. [29] Obiectele foarte ușoare nu ar putea supraviețui la intervalele de timp necesare formării unei galaxii. [treizeci]

Aureola de materie întunecată a Căii Lactee

Discul observabil al Căii Lactee este scufundat într-un halou mai masiv, aproape sferic, de materie întunecată. Densitatea materiei întunecate scade odată cu creșterea distanței față de centrul galaxiei. Se crede că 95% din galaxie este formată din materie întunecată. Materia luminoasă are o masă de aproximativ 9 x 10 10 mase solare. Masa materiei întunecate este de la 6 x 10 11 la 3 x 10 12 mase solare. [31] [32]

Note

  1. ↑ Peter Schneider. Astronomie extragalactică și cosmologie . - Springer, 2006. - P. 4, Figura 1.4. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F Kuhn. În căutarea universului . — Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 492; Figura 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. O introducere în galaxii și cosmologie  . - Cambridge University Press , 2004. - P. 21; Figura 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Teză, Univ. din Groningen
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160.881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK și Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238.471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Teză, Univ. Groningen
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrophys. 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. și 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. și colab. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering Arhivat 4 iunie 2016 la Wayback Machine
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. și Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. și colab. (2006), Modele empirice pentru halos de materie întunecată. I. Construcția neparametrică a profilurilor de densitate și comparația cu modelele parametrice Arhivate 17 iunie 2019 la Wayback Machine
  16. ↑ McGaugh, S. „et al.” (2007), Viteza de rotație atribuibilă materiei întunecate la razele intermediare din galaxiile discului
  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, Hokhlov, 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), Problems of Cosmical Aerodynamics, 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 și MACHO Combined Limits on Planetary-Mass Dark Matter in the Galactic Halo  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1998. - 1 ianuarie ( vol. 499 , nr. 1 ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Colaborare, EROS. Nu sunt suficiente machos stelare în masă în Haloul Galactic  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - 2000. - 11 februarie ( vol. 355 ). -P.L39- L42 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0002253 .
  29. ↑ Yoo, Jaiyul; Chaname, Julio; Gould, Andrew. Sfârșitul erei MACHO: Limite ale materiei întunecate de halo din binarele largi de halo stelare  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2004. - 1 ianuarie ( vol. 601 , nr. 1 ). — P. 311 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380562 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0307437 .
  30. ↑ de Rujula, A.; Jetzer, P.; Masso, E. Despre natura aureolei întunecate din galaxia noastră  // Astronomie și astrofizică  : jurnal  . - 1992. - 1 februarie ( vol. 254 ). — P. 99 . — ISSN 0004-6361 . - Cod biblic .
  31. ↑ Battaglia și colab. (2005), Profilul de dispersie a vitezei radiale a haloului galactic: constrângerea profilului de densitate al haloului întunecat al Căii Lactee Arhivat la 28 august 2017 la 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. - Editura IOP , 2014. - Vol. 794 , nr. 1 . — P. 17 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . - Cod biblic . - arXiv : 1408.1787 .

Literatură

Link -uri