Pimeän aineen halo

Pimeän aineen halo  on hypoteettinen galaksien komponentti, joka ympäröi galaktista kiekkoa ja ulottuu kauas galaksin näkyvän osan ulkopuolelle. Halon massa on pääkomponentti galaksin kokonaismassassa. Koska nämä halot koostuvat pimeästä aineesta , ne eivät ole suoraan havaittavissa, mutta niiden läsnäolo määräytyy niiden vaikutuksesta tähtien ja kaasun liikkeisiin galakseissa. Pimeän aineen haloilla on keskeinen rooli galaksien alkuperän ja kehityksen moderneissa malleissa .

Pyörimiskäyrien muoto todisteena pimeän aineen halon olemassaolosta

Pimeän aineen läsnäolo halossa on todisteena sen vaikutuksesta galaksien pyörimiskäyrään . Jos pallomaisessa halossa ei olisi suurta massaa, galaksin pyörimisnopeus pienenisi suurilla etäisyyksillä sen keskustasta, koska esimerkiksi planeettojen kiertonopeudet pienenevät etäisyyden mukaan Auringosta. Spiraaligalaksien havainnot, erityisesti neutraalin vedyn emissiolinjan radiohavainnot, osoittavat kuitenkin, että useimpien galaksien pyörimiskäyrät muuttuvat tasaisemmiksi niiden siirtyessä pois galaksin keskustasta; siten pyörimisnopeus ei osoita nopeaa laskua etäisyyden kasvaessa galaksin keskustasta. [4] Havaittavan aineen puuttuminen, joka pystyisi selittämään havaintoja, johtaa hypoteesiin havaitsemattoman aineen olemassaolosta ( eng.  dark - piilotettu, tumma), jonka K. Freeman ( eng.  Ken Freeman )  ilmaisi vuonna 1970, tai kysymys yleisen suhteellisuusteorian epätäydellisyydestä , jossa esineiden liikkumista tarkastellaan. Freeman huomautti, että odotettua pyörimisnopeuden laskua ei havaita NGC 300 :ssa eikä M 33 :ssa, ja ehdotti pimeän massahypoteesin olemassaoloa selittämään. Tälle hypoteesille löytyy tukea useista teoksista. [5] [6] [7] [8]

Pimeän aineen halon muodostuminen ja rakenne

Oletetaan, että pimeän aineen halon muodostumisella on merkittävä rooli galaksien muodostumisen alkuvaiheissa. Universumin ensimmäisten galaksien muodostumisaikana baryonisen aineen lämpötila oli luultavasti liian korkea gravitaatioon sitoutuneiden objektien muodostumiselle, joten jo muodostuneita pimeän aineen rakenteita, jotka pystyivät aiheuttamaan ylimääräisen gravitaatiovaikutuksen, oli olemassa. baryonista ainetta vaadittiin. Moderni galaksien muodostumisen teoria perustuu käsitykseen kylmästä pimeästä aineesta ja sen avulla tapahtuvasta rakenteiden muodostumisesta maailmankaikkeuden kehityksen alkuvaiheessa.

Teoria rakenteiden muodostumisesta kylmän pimeän aineen vaikutuksesta alkaa universumin tiheyshäiriöiden tarkastelulla, joka kasvoi lineaarisesti, kunnes niiden tiheys saavutti kriittisen arvon, minkä jälkeen häiriöiden laajeneminen korvattiin kompressiolla, mikä johti muodostumiseen. painovoimaisesti sidotuista pimeän aineen haloista. Nämä sädekehät jatkoivat massan ja koon kasvua keräämällä ainetta välittömästä läheisyydestä tai yhdistämällä tummia sädekeitä toisiinsa. Kylmän pimeän aineen rakenteen numeerinen mallinnus johti seuraaviin johtopäätöksiin: alkuperäinen pieni tilavuus pienillä häiriöillä laajenee universumin laajeneessa. Ajan myötä pienet häiriöt kasvavat ja romahtavat luoden pieniä haloja. Myöhemmissä vaiheissa pienet sädekehät yhdistyvät muodostaen virialisoidun pimeän aineen halon, joka on muodoltaan ellipsoidimainen ja jolla on subhalorakenne. [9]

Kylmän pimeän aineen teorian käyttäminen auttaa voittamaan useita tavallisen baryonisen aineen ominaisuuksiin liittyviä ongelmia, koska se poistaa suuren osan lämpö- ja säteilypaineesta, joka estää baryonista ainetta romahtamasta. Se, että pimeä aine on kylmempää kuin baryoninen aine, mahdollistaa sen, että pimeä aine voi muodostaa kylmiä gravitaatioon sitoutuneita kokkareita aikaisemmin. Kun tällaiset subhalot muodostuvat, niiden gravitaatiovaikutus baryoniseen aineeseen riittää ylittämään lämpöenergian ja mahdollistamaan baryonisen aineen romahtamisen muodostaen tähtiä ja galakseja. Varhaisten galaksien muodostumisen simulaatioiden tulokset ovat yhdenmukaisia ​​galaksitutkimuksissa ja kosmisten mikroaaltojen taustatutkimuksissa havaitun rakenteen kanssa. [kymmenen]

Tiheysprofiili

Pseudoisotermisen pimeän aineen halon mallia käytetään usein: [11]

missä tarkoittaa keskitiheyttä, tarkoittaa ytimen sädettä. Tämä malli on hyvä likiarvo suurimmalle osalle havaituista pyörimiskäyristä, mutta se ei anna täydellistä kuvausta, koska säteen taipuessa äärettömyyteen myös kokonaismassasta tulee ääretön. Joka tapauksessa tämä malli on vain likimääräinen, koska siinä on useita poikkeamia esitetystä profiilista. Esimerkiksi romahduksen jälkeen halon ulommat osat eivät ehkä pääse tasapainotilaan; ei-säteittäisillä liikkeillä voi olla tärkeä rooli halokehityksessä; halon hierarkkisesta muodostumisesta johtuvat sulautumiset voivat johtaa pallomaisen romahdusmallin virheelliseen soveltamiseen. [12]

Halorakenteen muodostumisen numeerinen simulointi laajentuvassa universumissa johti Navarro–Frank–White-profiilimalliin : [13]

missä on asteikon säde,  on ominais (mitaton) tiheys ja = on kriittinen tiheys. Tätä profiilia kutsutaan universaaliksi, koska sitä voidaan soveltaa laajaan valikoimaan neljän suuruusluokan halomassaa yksittäisten galaksien haloista galaksiklusterien haloihin . Profiililla on gravitaatiopotentiaalin äärellinen arvo, vaikka kokonaismassalla on logaritminen divergentti. Sädekehän tilavuudeksi katsotaan pääsääntöisesti pallo, jonka säde on tiheys tilavuuden sisällä 200 kertaa maailmankaikkeuden kriittinen tiheys , vaikka matemaattisesti katsottuna halo voi ulottua suurille etäisyyksille. . Vasta jonkin aikaa myöhemmin tutkijat havaitsivat, että tiheysprofiili riippuu merkittävästi sädekehän ympäristöstä, ja Navarro-Frank-White -profiili soveltuu vain eristettyihin haloihin. [14] Navarro-Frank-White halo on yleensä huonompi likiarvo kuin pseudoisoterminen halomalli.

Korkeamman resoluution tietokonesimulaatioita kuvaa paremmin Einasto-profiili : [15]

missä r tarkoittaa spatiaalista (ei-projektioivaa) sädettä. Kerroin on n: n funktio , joka on yhtä suuri kuin tiheys säteellä , jonka sisällä puolet kokonaismassasta on suljettu. Vaikka kolmannen parametrin lisääminen parantaa jonkin verran numeerisen simulaation tulosten kuvausta, malli näyttää erottumattomalta kaksiparametrisesta Navarro–Frank–White mallista. [16] eikä ratkaise galaksin keskipisteen kärkiongelmaa .

Lomake

Tiivisteiden romahtaminen ei yleensä ole tiukasti pallosymmetristä, joten ei ole mitään syytä pitää syntyviä haloja pallosymmetrisinä. Jo varhaisemmissa numeeristen simulaatioiden tuloksissa mallihalot olivat litistyneitä. [17] Myöhemmät työt osoittivat, että yhtä tiheät pinnat halon sisällä voidaan esittää kolmiakselisilla ellipsoideilla. [kahdeksantoista]

Sekä datan että mallin ennusteiden epävarmuuden vuoksi ei ole vielä täysin tiedossa, onko havaittu halomuoto yhdenmukainen Lambda-CDM-mallin ennusteiden kanssa .

Halo-alarakenne

1990-luvun loppuun asti halon muodostumisen numeeriset simulaatiot paljastivat tuskin mitään rakennetta halon sisällä. Kasvavan laskentatehon ja parantuneiden algoritmien myötä on tullut mahdolliseksi ottaa huomioon suurempi määrä mallihiukkasia ja saada suurempi resoluutio. Tällä hetkellä halon sisällä on odotettavissa näkyvä alirakenne. [19] [20] [21] Kun pieni halo sulautuu suureen, se muuttuu ensin osahaloksi, joka pyörii suuremman halon gravitaatiopotentiaalissa. Kun subhalo pyörii kiertoradalla, se kokee voimakkaan vuorovesivaikutuksen, jonka seurauksena se menettää massaa. Dynaamisen kitkan vuoksi halo menettää energiaa ja kulmamomenttia, ja rata muuttuu vähitellen. Se, pysyykö subhalo gravitaatiosidonna kokonaisuutena, riippuu massasta, tiheysprofiilista ja radasta. [22]

Kulmamomentti

Kuten F. Hoyle [23] alun perin huomautti ja G. Efstafiun ja B. Jonesin [24] numeerisiin simulaatioihin perustuen , epäsymmetrinen romahdus laajentuvassa universumissa johtaa objektien muodostumiseen, joilla on merkittävä kulmaliike.

Numeerisen simulaation tulokset osoittavat, että hajoamattoman hierarkkisen klusteroinnin aikana muodostuneiden halojen pyörimisparametrien jakauma voidaan kuvata hyvin lognormaalijakaumalla , jonka mediaani ja leveys riippuvat heikosti halomassasta, punasiirtymästä ja kosmologisesta mallista: [25]

missä ja . Kaikille halo-massoille on olemassa suhde, jossa korkeammalla pyörivillä halot päätyvät tiheämmille alueille, toisin sanoen alueille, joilla on enemmän tungosta. [26]

Teorioita pimeän aineen luonteesta

Spiraaligalaksien tummien halojen luonne ei ole vielä selvä, mutta on olemassa kaksi suosittua teoriaa: halo koostuu heikosti vuorovaikutuksessa olevista alkuainehiukkasista, WIMP :istä , tai se koostuu suuresta määrästä pieniä tummia kappaleita nimeltä MACHO ( eng.  Massive compact halo objekti , massiivinen kompakti haloobjekti) ja koostuu tavallisesta aineesta, mutta ei säteile havaittavaa säteilyä. Useita mahdollisia MACHO-objekteja on ehdotettu, mukaan lukien mustat aukot ja hyvin haaleat valkoiset kääpiöt. Vaikka MACHO-objektit ovat hyvin himmeitä, niillä on gravitaatiovaikutus, kuten yleinen suhteellisuusteoria ennustaa. Suositeltu menetelmä MACHO:iden etsimiseen galaksimme halosta on gravitaatiomikrolinssiilmiöiden etsiminen . Gravitaatiomikrolinssi ilmenee, kun kaksi tähteä on samalla näköetäisyydellä ja kaukainen tähti peittyy lähimmän tähden. Kaukana olevan tähden valo, joka ohittaa lähimmän tähden, taivuttaa liikeradan tietyssä kulmassa luoden Einstein-halon. Useimmissa tapauksissa halo on niin pieni, että sitä ei optisesti voi erottaa tähdestä. Kokonaisvaikutelma saa tähden näyttämään kirkkaammalta. EROS- ja MACHO-projektit tähtäävät MACHO-objektien etsimiseen halossa tarkkaillen suuria ja pieniä Magellanin pilviä. Jos Magellanin pilvien tähdistä meihin suuntautuvassa kehässä on MACHO, tapahtuu mikrolinssi. Mikrolinssitapahtumien suuruutta ja lukumäärää voidaan käyttää rajojen saamiseksi halossa olevan MACHO-objektin massalle. Aluksi hankkeiden puitteissa oli mahdollista määrittää tiukat rajat massan mahdollisille arvoille , ja niin pienen massan esineet pystyivät luomaan enintään 10% halomassan hyväksytystä arvosta. [27] Kaksi vuotta myöhemmin EROS2-projekti muutti tätä rajaa, minkä seurauksena pääteltiin, että esineet, joiden massa on pienempi kuin Aurinko , eivät voi muodostaa merkittävää osaa halosta. [28] Nämä kaksi projektia sulkivat pois kohteet, joiden massat olivat välissä. Superraskaat esineet, joiden massat olivat suurempia kuin ne suljettiin pois vertaamalla Monte Carlo -simulaatioiden tuloksia havaittuun jakaumaan. [29] Erittäin kevyet esineet eivät pystyisi selviytymään galaksin muodostamiseen tarvittavassa ajassa. [kolmekymmentä]

Linnunradan pimeän aineen halo

Linnunradan havaittava kiekko on upotettu massiivisempaan, melkein pallomaiseen pimeän aineen haloon. Pimeän aineen tiheys pienenee etäisyyden kasvaessa galaksin keskustasta. Uskotaan, että 95% galaksista koostuu pimeästä aineesta. Valoaineen massa on noin 9 x 10 10 auringon massaa. Pimeän aineen massa on 6 x 10 11 - 3 x 10 12 auringon massaa. [31] [32]

Muistiinpanot

  1. ↑ Peter Schneider. Ekstragalaktinen tähtitiede ja kosmologia . - Springer, 2006. - S. 4, Kuva 1.4. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F Kuhn. Universumin etsinnässä . — Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 492; Kuva 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. Johdatus galakseihin ja  kosmologiaan . - Cambridge University Press , 2004. - s. 21; Kuva 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Thesis, Univ. Groningenista
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160,881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK ja Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238.471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Väitöskirja, Univ. Groningen
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrofia. J. 256, 19
  9. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010, Galaxyn muodostuminen ja evoluutio, Cambridge University Press.
  10. ↑ Springel, Boker, et al, (2005), Nature, 629, 636
  11. ↑ Gunn, J. ja Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176,1
  12. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Galaxyn muodostuminen ja evoluutio, Cambridge University Press.
  13. ↑ Navarro, J. et ai. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering arkistoitu 4. kesäkuuta 2016 Wayback Machinessa
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. ja Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. et ai. (2006), Empirical Models for Dark Matter Halos. I. Tiheysprofiilien ei-parametrinen rakentaminen ja vertailu parametrisiin malleihin arkistoitu 17. kesäkuuta 2019 Wayback Machinessa
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), Pimeästä aineesta johtuva pyörimisnopeus levygalaksien keskisäteillä
  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 ai. (2008), MNRAS, 391 1685
  22. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Galaxyn muodostuminen ja evoluutio, Cambridge University Press
  23. ↑ Hoyle, F. (1949), Kosmisen aerodynamiikan ongelmat, 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 ai. (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 ja MACHO yhdistävät planeettamassan pimeän aineen rajat galaktisessa halossa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - 1. tammikuuta ( nide 499 , nro 1 ). - P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Yhteistyö, EROS. Ei tarpeeksi tähtien massamachoja galaktisessa halossa  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2000. - 11. helmikuuta ( nide 355 ). -P.L39- L42 . - . - arXiv : astro-ph/0002253 .
  29. ↑ Yoo, Jaiyul; Chaname, Julio; Gould, Andrew. MACHO-ajan loppu: Stellar Halo Wide Binariesin halo-pimeän aineen rajat  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - 1. tammikuuta ( nide 601 , nro 1 ). - s. 311 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380562 . - . - arXiv : astro-ph/0307437 .
  30. ↑ de Rujula, A.; Jetzer, P.; Masso, E. Galaksimme pimeän halon luonteesta  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1992. - 1. helmikuuta ( nide 254 ). - s. 99 . — ISSN 0004-6361 . - .
  31. ↑ Battaglia et ai. (2005), Galaktisen halon säteittäinen nopeusdispersioprofiili: Linnunradan tumman halon tiheysprofiilin rajoittaminen Arkistoitu 28. elokuuta 2017 Wayback Machinessa
  32. ↑ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. Jättiläisten harteilla: Tähtien halon ja Linnunradan massajakauman ominaisuudet  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2014. - Vol. 794 , no. 1 . - s. 17 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . - . - arXiv : 1408.1787 .

Kirjallisuus

Linkit