Mørkt stof halo

En mørk stof-halo  er en hypotetisk komponent af galakser , der omgiver den galaktiske skive og strækker sig langt ud over den synlige del af galaksen. Haloens masse er hovedbestanddelen af ​​galaksens samlede masse. Da disse glorier er sammensat af mørkt stof , er de ikke direkte observerbare, men deres tilstedeværelse bestemmes af den effekt, de har på bevægelsen af ​​stjerner og gas i galakser. Haloer af mørkt stof spiller en nøglerolle i moderne modeller for galaksers oprindelse og udvikling .

Rotationsformen kurver som bevis på eksistensen af ​​en mørk stof-halo

Tilstedeværelsen af ​​mørkt stof i haloen er bevist af dens indflydelse på galaksernes rotationskurve . I mangel af en stor mængde masse i en sfærisk glorie, ville galaksens rotationshastighed falde i store afstande fra dens centrum, da for eksempel planeternes kredsløbshastigheder falder med afstanden fra Solen. Imidlertid viser observationer af spiralgalakser, især radioobservationer af den neutrale brint-emissionslinje, at rotationskurverne for de fleste galakser bliver fladere, når de bevæger sig væk fra galaksens centrum; således viser rotationshastigheden ikke et hurtigt fald med stigende afstand fra det galaktiske centrum. [4] Fraværet af et observerbart stof, der er i stand til at forklare observationer, fører til hypotesen om eksistensen af ​​et uobserverbart stof ( eng.  dark  - hidden, dark), udtrykt af K. Freeman ( eng.  Ken Freeman ) i 1970, eller til spørgsmålet om ufuldstændigheden af ​​den generelle relativitetsteori , inden for hvilken bevægelsen af ​​objekter betragtes. Freeman bemærkede, at det forventede fald i rotationshastighed ikke observeres i hverken NGC 300 eller M 33 , og foreslog eksistensen af ​​en mørk massehypotese for at forklare. Støtte til denne hypotese kan findes i en række værker. [5] [6] [7] [8]

Dannelse og struktur af den mørke stof halo

Det antages, at dannelsen af ​​en mørk stof-halo spiller en væsentlig rolle i de tidlige stadier af galaksedannelsen. I perioden med dannelsen af ​​de første galakser i universet var temperaturen af ​​det baryoniske stof sandsynligvis for høj til dannelsen af ​​gravitationsbundne objekter, så tilstedeværelsen af ​​allerede dannede mørkestofstrukturer, der er i stand til at udøve en yderligere gravitationseffekt på baryonisk stof var påkrævet. Den moderne teori om galaksedannelse er baseret på begrebet koldt mørkt stof og dannelsen af ​​strukturer af det i de tidlige stadier af universets udvikling.

Teorien om dannelsen af ​​strukturer ved koldt mørkt stof begynder med overvejelsen af ​​tæthedsforstyrrelser i universet, som voksede lineært, indtil deres tæthed nåede en kritisk værdi, hvorefter udvidelsen af ​​forstyrrelserne blev erstattet af kompression, hvilket resulterede i dannelsen af gravitationsbundne mørkt stof haloer. Disse glorier fortsatte med at vokse i masse og størrelse ved at samle stof fra den umiddelbare nærhed eller ved at fusionere mørke glorier med hinanden. Numerisk modellering af strukturen af ​​koldt mørkt stof førte til følgende konklusioner: det indledende lille volumen med små forstyrrelser udvider sig, efterhånden som universet udvider sig. Over tid vokser små forstyrrelser og kollapser, hvilket skaber små glorier. På senere stadier smelter små glorier sammen for at danne en virialiseret mørkt stof-halo, ellipsoid i form, der udviser en subhalo-struktur. [9]

Brug af teorien om koldt mørkt stof hjælper med at overvinde en række problemer forbundet med egenskaberne af almindeligt baryonisk stof, da det fjerner meget af det termiske og strålingstryk, der forhindrer baryonisk stof i at kollapse. Det faktum, at mørkt stof er koldere end baryonisk stof, tillader mørkt stof at danne kolde gravitationsbundne klumper tidligere. Når først sådanne subhaloer er dannet, er deres gravitationspåvirkning på det baryoniske stof tilstrækkelig til at overstige den termiske energi og tillade det baryoniske stof at kollapse og danne stjerner og galakser. Resultaterne af simuleringer af tidlig galaksedannelse er i overensstemmelse med strukturen observeret i galakseundersøgelser og kosmiske mikrobølgebaggrundsundersøgelser. [ti]

Tæthedsprofil

Modellen af ​​en pseudoisotermisk mørk stof-halo bruges ofte: [11]

hvor angiver den centrale tæthed, angiver kerneradius. Denne model er en god tilnærmelse for de fleste af de observerede rotationskurver, men giver ikke en fuldstændig beskrivelse, for da radius tenderer mod uendeligt, bliver den samlede masse også uendelig. Under alle omstændigheder er denne model kun en tilnærmelse, da der er en række afvigelser fra den præsenterede profil. For eksempel, efter kollapset, kan de ydre dele af haloen muligvis ikke komme til en tilstand af ligevægt; ikke-radiale bevægelser kan spille en vigtig rolle i halo udvikling; fusioner som følge af den hierarkiske dannelse af en glorie kan føre til en forkert anvendelse af den sfæriske kollapsmodel. [12]

Numerisk simulering af halostrukturdannelsen i det ekspanderende univers førte til Navarro-Frank-White-profilmodellen : [13]

hvor er skaleradius,  er den karakteristiske (dimensionsløse) tæthed, og = er den kritiske tæthed. Denne profil kaldes universel, fordi den er anvendelig til en bred vifte af halomasser på fire størrelsesordener, fra glorier af individuelle galakser til haloer af galaksehobe . Profilen har en endelig værdi af gravitationspotentialet, selv når den samlede integrerede masse har en logaritmisk divergens. Som regel anses haloens volumen for at være en kugle med en radius, hvor tætheden inde i volumenet er 200 gange universets kritiske tæthed , selvom glorie fra et matematisk synspunkt kan strække sig over store afstande . Kun nogen tid senere opdagede forskere, at tæthedsprofilen i høj grad afhænger af haloens miljø, og Navarro-Frank-White-profilen gælder kun for isolerede haloer. [14] Navarro-Frank-White haloen er generelt en dårligere tilnærmelse end den pseudoisotermiske halomodel.

Computersimuleringer med højere opløsning er bedre beskrevet af Einasto-profilen : [15]

hvor r angiver den rumlige (ikke-projektive) radius. Multiplikatoren er en funktion af n , der er lig med tætheden ved radius , inden for hvilken halvdelen af ​​den samlede masse er indesluttet. Selvom tilføjelsen af ​​den tredje parameter i nogen grad forbedrer beskrivelsen af ​​de numeriske simuleringsresultater, ser modellen ikke ud til at kunne skelnes fra Navarro-Frank-White-modellen med to parametre. [16] og løser ikke spidsproblemet i centrum af galaksen.

Formular

Sammenbrud af sæler er normalt ikke strengt sfærisk symmetrisk, så der er ingen grund til at betragte de resulterende glorier for at være sfærisk symmetriske. Selv i de tidligste resultater af numeriske simuleringer var modelhaloerne oblate. [17] Efterfølgende arbejde viste, at overflader med samme tæthed inde i haloen kan repræsenteres af triaksiale ellipsoider. [atten]

På grund af usikkerheder i både data og modellens forudsigelser er det stadig ikke helt kendt, om den observerede haloform stemmer overens med forudsigelserne fra Lambda-CDM-modellen .

Halo understruktur

Indtil slutningen af ​​1990'erne afslørede numeriske simuleringer af halodannelse knap nogen struktur i haloen. Med stigende computerkraft og forbedrede algoritmer er det blevet muligt at overveje et større antal modelpartikler og opnå højere opløsning. På nuværende tidspunkt forventes tilstedeværelsen af ​​en udtalt understruktur i haloen. [19] [20] [21] Når en lille glorie smelter sammen med en stor, bliver den først til en subhalo, der roterer i gravitationspotentialet af den større glorie. Når subhaloen roterer i kredsløb, oplever den en stærk tidevandseffekt, som et resultat af, at den mister masse. På grund af dynamisk friktion mister glorien energi og vinkelmomentum, og kredsløbet ændrer sig gradvist. Hvorvidt en subhalo forbliver en gravitationsbundet entitet afhænger af massen, tæthedsprofilen og kredsløbet. [22]

Vinkelmoment

Som indledningsvis påpeget af F. Hoyle [23] og baseret på numeriske simuleringer af G. Efstafiu og B. Jones [24] fører asymmetrisk kollaps i det ekspanderende univers til dannelsen af ​​objekter med betydelig vinkelmomentum.

Resultaterne af numerisk simulering viser, at fordelingen af ​​rotationsparametre for haloer dannet under dissipationsfri hierarkisk clustering godt kan beskrives ved en lognormal fordeling , hvis median og bredde afhænger svagt af halomassen, rødforskydningen og den kosmologiske model: [25]

hvor og . For alle halomasser er der et forhold, hvor glorier med højere spin ender i tættere områder, det vil sige i områder med større trængsel. [26]

Teorier om mørkt stofs natur

Naturen af ​​spiralgalaksernes mørke glorier er stadig ikke klar, men der er to populære teorier: Haloen består af svagt interagerende elementarpartikler, WIMP'er , eller består af et stort antal små mørke legemer kaldet MACHO ( eng.  Massive compact halo objekt , massivt kompakt haloobjekt) og bestående af almindeligt stof, men ikke udsender stråling, som vi kan detektere. En række mulige MACHO-objekter er blevet foreslået, herunder sorte huller og meget svage hvide dværge. Selvom MACHO-objekter er meget svage, vil de have en gravitationseffekt, som den generelle relativitetsteori forudsiger. Den foretrukne metode til at søge efter MACHO'er i vores galakses halo er at søge efter gravitationelle mikrolinsefænomener . Gravitationel mikrolinsing manifesterer sig, når to stjerner er på samme sigtelinje, og den fjerne stjerne er skjult af den nærmeste. Lyset fra en fjern stjerne, der passerer nær den nærmeste, bøjer banen i en bestemt vinkel, hvilket skaber en Einstein-halo. I de fleste tilfælde er glorie så lille, at den optisk ikke kan skelnes fra stjernen. Den overordnede effekt får stjernen til at fremstå lysere. EROS- og MACHO-projekterne er rettet mod at søge efter MACHO-objekter i glorie, mens man observerer de store og små magellanske skyer. Hvis der er en MACHO i glorien på sigtelinjen fra stjernerne i de magellanske skyer til os, vil mikrolinsning forekomme. Størrelsen og antallet af mikrolinsehændelser kan bruges til at opnå grænser for intervallet for massen af ​​MACHO-objektet i haloen. Indledningsvis inden for rammerne af projekterne var det muligt at bestemme strenge grænser for de mulige værdier af massen , og objekter med en så lille masse kunne ikke skabe mere end 10% af den accepterede værdi af halomassen. [27] To år senere ændrede EROS2-projektet denne grænse, som et resultat, blev det konkluderet, at objekter med en masse mindre end Solen ikke kan udgøre en væsentlig del af haloen. [28] De to projekter udelukkede tilsammen objekter med masser i intervallet Superheavy objekter med masser større end de blev udelukket ved at sammenligne Monte Carlo simuleringsresultater med den observerede fordeling. [29] Meget lette objekter ville ikke være i stand til at overleve på de tidsskalaer, der er nødvendige for at danne en galakse. [tredive]

Mælkevejens halo med mørkt stof

Mælkevejens observerbare skive er nedsænket i en mere massiv næsten sfærisk glorie af mørkt stof. Tætheden af ​​mørkt stof falder med stigende afstand fra galaksens centrum. Det menes, at 95 % af galaksen består af mørkt stof. Lysende stof har en masse på omkring 9 x 10 10 solmasser. Massen af ​​mørkt stof er fra 6 x 10 11 til 3 x 10 12 solmasser. [31] [32]

Noter

  1. ↑ Peter Schneider. Ekstragalaktisk astronomi og 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; Figur 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. En introduktion til galakser og kosmologi  . - Cambridge University Press , 2004. - S. 21; Figur 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Speciale, Univ. af Groningen
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160,881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK og Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238,471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Speciale, 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. og 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 Arkiveret 4. juni 2016 på Wayback Machine
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. og Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ Merritt, D. et al. (2006), Empiriske modeller for mørkt stof Halos. I. Ikke-parametrisk konstruktion af tæthedsprofiler og sammenligning med parametriske modeller Arkiveret 17. juni 2019 på Wayback Machine
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), Rotationshastigheden, der kan tilskrives mørkt stof ved mellemliggende radier i diskgalakser
  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), 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 og MACHO kombinerede grænser for planetarisk masse mørkt stof i den galaktiske halo  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1998. - 1. januar ( vol. 499 , nr. 1 ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/311355 . - . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Samarbejde, EROS. Ikke nok stjernemassemachos i den galaktiske halo  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2000. - 11. februar ( bind 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 fra Stellar Halo Wide Binaries  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - 1. januar ( 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. februar ( bind 254 ). — S. 99 . — ISSN 0004-6361 . - .
  31. ↑ Battaglia et al. (2005), Den radiale hastighedsspredningsprofil af den galaktiske halo: begrænsning af tæthedsprofilen af ​​den mørke glorie af Mælkevejen Arkiveret 28. august 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

Links