Halo temné hmoty

Halo temné hmoty  je hypotetická složka galaxií , která obklopuje galaktický disk a sahá daleko za viditelnou část galaxie. Hmotnost halo je hlavní složkou celkové hmotnosti galaxie. Protože tato hala jsou složena z temné hmoty , nejsou přímo pozorovatelná, ale jejich přítomnost je určena účinkem, který mají na pohyb hvězd a plynu v galaxiích. Halo temné hmoty hraje klíčovou roli v moderních modelech vzniku a vývoje galaxií .

Tvar rotačních křivek jako důkaz existence halo temné hmoty

O přítomnosti temné hmoty v halu svědčí její vliv na rotační křivku galaxií. Při absenci velkého množství hmoty v kulovém halo by se rychlost rotace galaxie ve velkých vzdálenostech od jejího středu snižovala, protože například oběžné rychlosti planet klesají se vzdáleností od Slunce. Pozorování spirálních galaxií, zejména rádiová pozorování neutrální vodíkové emisní čáry, však ukazují, že rotační křivky většiny galaxií se stávají ploššími, když se vzdalují od středu galaxie; rychlost rotace tedy nevykazuje rychlý pokles s rostoucí vzdáleností od galaktického středu. [4] Absence pozorovatelné substance schopné vysvětlit pozorování vede k hypotéze o existenci nepozorovatelné substance ( ang.  dark  - hidden, dark ), vyjádřené K. Freemanem ( eng.  Ken Freeman ) v roce 1970, resp. otázka neúplnosti obecné teorie relativity , v rámci které se uvažuje o pohybu objektů. Freeman poznamenal, že očekávaný pokles rychlosti rotace není pozorován ani u NGC 300 , ani u M 33 , a navrhl existenci hypotézy temné hmoty k vysvětlení. Podporu pro tuto hypotézu lze nalézt v řadě prací. [5] [6] [7] [8]

Vznik a struktura halo temné hmoty

Předpokládá se, že tvorba halo temné hmoty hraje významnou roli v raných fázích formování galaxie. V období formování prvních galaxií ve Vesmíru byla teplota baryonové hmoty pravděpodobně příliš vysoká pro vznik gravitačně vázaných objektů, takže přítomnost již vytvořených struktur temné hmoty schopných vyvinout další gravitační účinek na byla nutná baryonická hmota. Moderní teorie vzniku galaxií je založena na konceptu studené temné hmoty a jejím utváření struktur v raných fázích vývoje vesmíru.

Teorie vzniku struktur chladnou temnou hmotou začíná úvahou o poruchách hustoty ve vesmíru, které lineárně rostly, dokud jejich hustota nedosáhla kritické hodnoty, načež byla expanze poruch nahrazena kompresí, která měla za následek vznik gravitačně vázaných halos temné hmoty. Tato hala dále rostla co do hmotnosti a velikosti akrecí hmoty z bezprostřední blízkosti nebo vzájemným slučováním temných hal. Numerické modelování struktury studené temné hmoty vedlo k následujícím závěrům: počáteční malý objem s malými poruchami se rozšiřuje, jak se vesmír rozpíná. V průběhu času malé poruchy rostou a kolabují a vytvářejí malé halo. V pozdějších fázích se malá hala spojují a vytvářejí virializované halo temné hmoty, elipsoidního tvaru, vykazující subhalo strukturu. [9]

Použití teorie chladné temné hmoty pomáhá překonat řadu problémů spojených s vlastnostmi běžné baryonové hmoty, protože odstraňuje velkou část tepelného a radiačního tlaku, který zabraňuje zhroucení baryonové hmoty. Skutečnost, že temná hmota je chladnější než baryonová hmota, umožňuje temné hmotě dříve tvořit chladné gravitačně vázané shluky. Jakmile se taková subhala vytvoří, jejich gravitační vliv na baryonovou hmotu je dostatečný k tomu, aby převýšil tepelnou energii a umožnil kolaps baryonové hmoty za vzniku hvězd a galaxií. Výsledky simulací raného formování galaxií jsou v souladu se strukturou pozorovanou při průzkumech galaxií a studiích kosmického mikrovlnného pozadí. [deset]

Profil hustoty

Často se používá model pseudoizotermického halo temné hmoty: [11]

kde označuje středovou hustotu, označuje poloměr jádra. Tento model je dobrou aproximací pro většinu pozorovaných rotačních křivek, ale neposkytuje úplný popis, protože jak má poloměr sklon k nekonečnu, stává se nekonečnou i celková hmotnost. V každém případě je tento model pouze přibližný, protože existuje řada odchylek od prezentovaného profilu. Například po kolapsu se vnější části halo nemusí dostat do stavu rovnováhy; neradiální pohyby mohou hrát důležitou roli ve vývoji halo; sloučení vyplývající z hierarchického vytvoření halo může vést k nesprávné aplikaci modelu sférického kolapsu. [12]

Numerická simulace tvorby halo struktury v expandujícím vesmíru vedla k modelu profilu Navarro–Frank–White : [13]

kde je poloměr měřítka,  je charakteristická (bezrozměrná) hustota a = je kritická hustota. Tento profil se nazývá univerzální, protože je použitelný pro široký rozsah halo hmot o čtyřech řádech, od halo jednotlivých galaxií po hala galaktických kup . Profil má konečnou hodnotu gravitačního potenciálu, i když má celková integrovaná hmotnost logaritmickou divergenci. Zpravidla se za objem halo považuje koule s poloměrem, na kterém je hustota uvnitř objemu 200krát větší než kritická hustota vesmíru , i když z matematického hlediska se halo může rozšířit na velké vzdálenosti. . Až o něco později vědci zjistili, že profil hustoty významně závisí na prostředí halo a profil Navarro-Frank-White je použitelný pouze pro izolovaná hala. [14] Navarro-Frank-White halo je obecně horší aproximace než pseudoizotermický halo model.

Počítačové simulace s vyšším rozlišením jsou lépe popsány profilem Einasto : [15]

kde r označuje prostorový (neprojektivní) poloměr. Multiplikátor je funkcí n , která se rovná hustotě na poloměru , ve kterém je uzavřena polovina celkové hmotnosti. Ačkoli přidání třetího parametru poněkud zlepšuje popis výsledků numerické simulace, model vypadá k nerozeznání od dvouparametrového modelu Navarro–Frank–White. [16] a neřeší problém hrotu ve středu galaxie.

Formulář

Zhroucení těsnění obvykle není přísně sféricky symetrické, takže není důvod považovat výsledné halo za sféricky symetrické. Dokonce i v nejranějších výsledcích numerických simulací byla svatozáře modelu zploštělá. [17] Následná práce ukázala, že povrchy o stejné hustotě uvnitř halo mohou být reprezentovány tříosými elipsoidy. [osmnáct]

Kvůli nejistotám v datech i předpovědích modelu stále není zcela známo, zda pozorovaný tvar halo odpovídá předpovědím modelu Lambda-CDM .

Halo spodní konstrukce

Až do konce 90. let numerické simulace vzniku halo sotva odhalily nějakou strukturu uvnitř halo. S rostoucím výpočetním výkonem a zdokonalujícími se algoritmy bylo možné uvažovat větší počet modelových částic a získat vyšší rozlišení. V současné době se očekává přítomnost výrazné spodní stavby uvnitř svatozáře. [19] [20] [21] Když se malé halo spojí s velkým, změní se nejprve v subhalo rotující v gravitačním potenciálu většího halo. Jak subhalo rotuje na oběžné dráze, zažívá silný slapový efekt, v důsledku čehož ztrácí hmotu. Vlivem dynamického tření ztrácí halo energii a moment hybnosti a oběžná dráha se postupně mění. Zda subhalo zůstane gravitačně vázanou entitou, závisí na hmotnosti, profilu hustoty a oběžné dráze. [22]

Úhlový moment

Jak zpočátku poukázal F. Hoyle [23] a na základě numerických simulací G. Efstafiu a B. Jonese [24] vede asymetrický kolaps v rozpínajícím se vesmíru ke vzniku objektů s významným momentem hybnosti.

Výsledky numerické simulace ukazují, že rozložení parametrů rotace pro halo vytvořené během bezdisipačního hierarchického shlukování lze dobře popsat lognormálním rozdělením , jehož medián a šířka závisí slabě na hmotnosti halo, rudém posuvu a kosmologickém modelu: [25]

kde a . Pro všechny halo hmoty existuje vztah, ve kterém halo s vyšším spinem končí v hustších oblastech, to znamená v oblastech s větší hustotou. [26]

Teorie o povaze temné hmoty

Povaha temných halos spirálních galaxií stále není jasná, ale existují dvě populární teorie: halo se skládá ze slabě interagujících elementárních částic, WIMP nebo se skládá z velkého počtu malých tmavých těles zvaných MACHO ( angl.  Massive compact halo objekt , masivní kompaktní halo objekt) a sestávající z běžné hmoty, ale nevyzařující záření, které můžeme detekovat. Bylo navrženo několik možných objektů MACHO, včetně černých děr a velmi slabých bílých trpaslíků. I když jsou objekty MACHO velmi slabé, budou mít gravitační účinek, jak předpovídá obecná teorie relativity. Preferovanou metodou pro hledání MACHO v halo naší galaxie je hledání gravitačních mikročočkových jevů . Gravitační mikročočka se projevuje, když jsou dvě hvězdy na stejné linii pohledu a vzdálená hvězda je zakryta blízkou hvězdou. Světlo vzdálené hvězdy, procházející poblíž nejbližší, ohýbá trajektorii pod určitým úhlem a vytváří Einsteinovo halo. Ve většině případů je halo tak malé, že je opticky k nerozeznání od hvězdy. Celkový efekt způsobuje, že hvězda vypadá jasnější. Projekty EROS a MACHO jsou zaměřeny na hledání objektů MACHO v halo při pozorování Velkého a Malého Magellanova mračna. Pokud je MACHO v halo na linii viditelnosti od hvězd Magellanových mračen k nám, dojde k mikročočkám. Velikost a počet událostí mikročočky lze použít k získání hranic intervalu pro hmotnost objektu MACHO v halu. Zpočátku bylo v rámci projektů možné stanovit přísné limity na možné hodnoty hmotnosti a předměty tak malé hmotnosti nemohly tvořit více než 10 % akceptované hodnoty halo hmoty. [27] O dva roky později projekt EROS2 tuto hranici změnil, v důsledku toho došlo k závěru, že objekty s hmotností menší než Slunce nemohou tvořit významnou část hala. [28] Oba projekty společně vyloučily objekty s hmotností v intervalu Supertěžké objekty s hmotností větší než byly vyloučeny porovnáním výsledků simulace Monte Carlo s pozorovaným rozložením. [29] Velmi lehké objekty by nebyly schopny přežít v časovém měřítku potřebném k vytvoření galaxie. [třicet]

Halo temné hmoty Mléčné dráhy

Pozorovatelný disk Mléčné dráhy je ponořen do masivnějšího téměř sférického halo temné hmoty. Hustota temné hmoty klesá s rostoucí vzdáleností od středu galaxie. Předpokládá se, že 95 % galaxie tvoří temná hmota. Světelná hmota má hmotnost asi 9 x 10 10 hmotností Slunce. Hmotnost temné hmoty je od 6 x 10 11 do 3 x 10 12 hmotností Slunce. [31] [32]

Poznámky

  1. ↑ Petr Schneider. Extragalaktická astronomie a kosmologie . - Springer, 2006. - S. 4, Obrázek 1.4. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn. V Quest of the Universe . — Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 492; Obrázek 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. Úvod do galaxií a kosmologie  . - Cambridge University Press , 2004. - S. 21; Obrázek 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Diplomová práce, Univ. z Groningenu
  5. ↑ Freeman, K. C. (1970), Astrophys. J. 160,881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK a Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238,471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Diplomová práce, Univ. Groningen
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrophys. J. 256, 19
  9. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010, Vznik galaxií a evoluce, Cambridge University Press.
  10. ↑ Springel, Boker, et al, (2005), Nature, 629, 636
  11. ↑ Gunn, J. a Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176,1
  12. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Vznik a evoluce galaxie, Cambridge University Press.
  13. ↑ Navarro, J. a kol. (1997), profil univerzální hustoty z hierarchického shlukování archivovaný 4. června 2016 na stroji Wayback
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. a Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. a kol. (2006), Empirické modely pro temnou hmotu Halos. I. Neparametrická konstrukce hustotních profilů a srovnání s parametrickými modely Archivováno 17. června 2019 na Wayback Machine
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), Rotační rychlost připisovaná temné hmotě na středních poloměrech v diskových galaxiích
  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), Vznik a evoluce galaxie, 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, FC, 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 a MACHO Kombinované limity na temnou hmotu planetární hmoty v galaktickém halu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - 1. ledna ( roč. 499 , č. 1 ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Spolupráce, EROS. Nedostatek hvězdných Mass Machos v Galactic Halo  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2000. - 11. února ( sv. 355 ). -P.L39- L42 . - . - arXiv : astro-ph/0002253 .
  29. ↑ Yoo, Jaiyul; Chaname, Julio; Goulde, Andrew. Konec éry MACHO: Limity temné hmoty Halo z hvězdných binárek Halo Wide  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - 1. ledna ( roč. 601 , č. 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. února ( sv. 254 ). — S. 99 . — ISSN 0004-6361 . - .
  31. ↑ Battaglia a kol. (2005), Profil rozptylu radiální rychlosti galaktického hala: omezení profilu hustoty tmavého hala Mléčné dráhy Archivováno 28. srpna 2017 na stroji Wayback
  32. ↑ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G. F.; Bland-Hawthorn, J. Na ramenech obrů: Vlastnosti hvězdného hala a distribuce hmoty Mléčné dráhy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Sv. 794 , č.p. 1 . — Str. 17 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . - . - arXiv : 1408.1787 .

Literatura

Odkazy