Temná hmota halo

Temná hmota halo

Podle moderních modelů fyzikální kosmologie je halo temné hmoty základní jednotkou kosmologické struktury . Je to hypotetická oblast, která se oddělila od vesmírné expanze a obsahuje gravitačně vázanou hmotu . Jeden halo temné hmoty může obsahovat několik virializovaných shluků temné hmoty spojených gravitací, známých jako subhalos. Moderní kosmologické modely, jako je ΛCDM , navrhují, aby halo a subhalos temné hmoty mohly obsahovat galaxie. Halo temné hmoty galaxie obklopuje galaktický diska sahá daleko za okraj viditelné galaxie. Myšlenky, které se skládají z temné hmoty , nebyly přímo pozorovány. Jejich existence je odvozena z pozorování jejich účinků na pohyby hvězd a plynu v galaxiích a gravitační čočky . Halo temné hmoty hraje klíčovou roli v současných modelech formování a vývoje galaxií . Teorie, které se pokoušejí vysvětlit podstatu halo temné hmoty s různým stupněm úspěchu, zahrnují Cold Dark Matter (CDM) , Warm Dark Matter a masivní kompaktní halo objekty (MACHOs).

Rotační křivky jako důkaz halo temné hmoty

Přítomnost temné hmoty (DM) v halo je odvozena z jejího gravitačního účinku na rotační křivce spirální galaxie . Bez velkého množství hmoty v celém (zhruba sférickém) halo by se rotační rychlost galaxie snižovala ve velkých vzdálenostech od středu galaxie, stejně jako se snižují orbitální rychlosti vnějších planet se vzdáleností od Slunce. Nicméně, pozorování spirálních galaxií, zejména rádiové pozorování z emise linky z neutrálního atomárního vodíku (známý, v astronomické hantýrce, například 21 cm vodík linie, H one a HI line) ukazují, že rotační křivka většiny spirálních galaxií se zplošťuje, což znamená, že rotační rychlosti se se vzdáleností od galaktického středu nesnižují. Absence jakékoli viditelné hmoty, která by zohledňovala tato pozorování, znamená buď to , že existuje nepozorovaná (temná) hmota, kterou poprvé navrhl Ken Freeman v roce 1970, nebo že teorie gravitačního pohybu ( obecná relativita ) je neúplná. Freeman si všiml, že očekávaný pokles rychlosti nebyl u NGC 300 ani M33 přítomen, a vysvětlil to nezjištěnou masou. Hypotéza DM byla posílena několika studiemi.

Vznik a struktura halo temné hmoty

Předpokládá se, že tvorba halo temné hmoty hrála hlavní roli v časné tvorbě galaxií. Během počáteční galaktické formace měla být teplota baryonické hmoty stále příliš vysoká na to, aby mohla vytvářet gravitačně vázané objekty, což vyžaduje předchozí vytvoření struktury temné hmoty, aby se přidaly další gravitační interakce. Současná hypotéza je založena na studené temné hmotě (CDM) a jejím formování do struktury na počátku vesmíru.

Hypotéza pro formování struktury CDM začíná poruchami hustoty ve vesmíru, které rostou lineárně, dokud nedosáhnou kritické hustoty, poté se zastaví a zhroutí se a vytvoří gravitačně vázané haly temné hmoty. Tyto svatozáře by nadále rostly v hmotnosti (a velikosti), a to buď hromaděním materiálu z jejich bezprostředního sousedství, nebo sloučením s jinými svatozářami. Bylo zjištěno, že numerické simulace formování struktury CDM probíhají následovně: Malý objem s malými poruchami se zpočátku rozšiřuje s expanzí vesmíru. Jak čas postupuje, malé poruchy narůstají a hroutí se a vytvářejí malé halo. V pozdější fázi se tyto malé svatozáře spojí a vytvoří jedinou virializovanou svatozář temné hmoty s elipsoidním tvarem, který odhalí určitou substrukturu ve formě podsvětí temné hmoty.

Použití CDM překonává problémy spojené s normální baryonickou hmotou, protože odstraňuje většinu tepelných a radiačních tlaků, které bránily zhroucení baryonické hmoty. Skutečnost, že temná hmota je ve srovnání s baryonickou hmotou studená, umožňuje DM vytvářet tyto počáteční gravitačně vázané shluky. Jakmile se tato subhalos vytvoří, stačí jejich gravitační interakce s baryonickou hmotou k překonání tepelné energie a jejímu zhroucení do prvních hvězd a galaxií. Simulace této rané formace galaxie odpovídají struktuře pozorované galaktickými průzkumy i pozorování Kosmického mikrovlnného pozadí.

Křivka rotace galaxie pro Mléčnou dráhu. Svislá osa je rychlost otáčení kolem galaktického středu. Vodorovná osa je vzdálenost od galaktického středu. Slunce je označeno žlutou koulí. Pozorovaná křivka rychlosti otáčení je modrá. Predikovaná křivka založená na hvězdné hmotnosti a plynu v Mléčné dráze je červená. Rozptyl v pozorováních je zhruba naznačen šedými pruhy. Rozdíl je způsoben temnou hmotou nebo možná změnou gravitačního zákona.

Profily hustoty

Běžně používaným modelem pro haly galaktické temné hmoty je pseudoizotermické halo:

kde označuje konečnou střední hustotu a poloměr jádra. To poskytuje dobrou shodu s většinou dat rotační křivky. Nemůže to však být úplný popis, protože uzavřená hmota konverguje na konečnou hodnotu, protože poloměr má sklon k nekonečnu. Izotermický model je v nejlepším případě přibližný. Mnoho efektů může způsobit odchylky od profilu předpovídaného tímto jednoduchým modelem. Například (i) kolaps nemusí nikdy dosáhnout rovnovážného stavu ve vnější oblasti halo temné hmoty, (ii) může být důležitý neradiální pohyb a (iii) fúze spojené s (hierarchickou) tvorbou halo vykreslení modelu sférického sbalení neplatným.

Numerické simulace formování struktury v rozpínajícím se vesmíru vedou k empirickému profilu NFW (Navarro-Frenk-White):

kde je poloměr stupnice, je charakteristická (bezrozměrná) hustota a = je kritická hustota pro uzavření. Profil NFW se nazývá "univerzální", protože funguje pro širokou škálu halo hmot, od čtyř galaxií, od jednotlivých galaxií až po halo galaxií. Tento profil má konečný gravitační potenciál, i když se integrovaná hmota stále logaritmicky rozchází. Stalo se běžným odkazem na hmotu halo ve výchozím bodě, který obklopuje nadměrnou hustotu 200krát větší než kritická hustota vesmíru, ačkoli matematicky profil přesahuje tento notační bod. Později bylo odvozeno, že profil hustoty závisí na prostředí, přičemž NFW je vhodný pouze pro izolované halo. Halo NFW obecně poskytuje horší popis dat galaxie než pseudo-izotermický profil, což vede k problému s hrbolatým halo.

Počítačové simulace s vyšším rozlišením lépe popisuje profil Einasto :

kde r je prostorový (tj. nepromítaný) poloměr. Termín je funkcí n takového, že je hustota v poloměru který definuje objem obsahující polovinu celkové hmotnosti. I když přidání třetího parametru poskytuje mírně vylepšený popis výsledků numerických simulací, není pozorovatelně odlišitelný od 2parametru NFW halo a nedělá nic, aby zmírnil problém hrbolatého halo.

Tvar

Kolaps nadměrných hustot v poli kosmické hustoty je obecně asférický. Není tedy důvod očekávat, že výsledné halo bude sférické. Dokonce i nejranější simulace formování struktury ve vesmíru CDM zdůrazňovaly, že halo je v podstatě zploštělé. Následná práce ukázala, že halo ekvidenzní povrchy lze popsat pomocí elipsoidů charakterizovaných délkami jejich os.

Kvůli nejistotám v datech i v modelových předpovědích stále není jasné, zda tvary halo odvozené z pozorování jsou v souladu s předpovědi ΛCDM kosmologie .

Halo spodní konstrukce

Až do konce 90. let 20. století odhalily numerické simulace vzniku halo malou substrukturu. Se zvyšujícím se výpočetním výkonem a lepšími algoritmy bylo možné použít větší počet částic a získat lepší rozlišení. Nyní se očekává značné množství spodní stavby. Když malé halo splývá s výrazně větším halo, stává se subhalo obíhajícím v potenciální studně svého hostitele. Jak obíhá, je vystaven silným slapovým silám od hostitele, které způsobují ztrátu hmoty. Kromě toho se oběžná dráha sama vyvíjí, když je subhalo vystaveno dynamickému tření, které způsobuje, že ztrácí energii a moment hybnosti na částice temné hmoty svého hostitele. To, zda subhalo přežije jako samostatná entita, závisí na jeho hmotnosti, hustotním profilu a jeho oběžné dráze.

Moment hybnosti

Jak původně zdůraznil Hoyle a poprvé demonstroval pomocí numerických simulací Efstathiou & Jones, asymetrický kolaps v rozpínajícím se vesmíru vytváří objekty s významným momentem hybnosti.

Numerické simulace ukázaly, že rozdělení parametrů spinů pro halo vytvořené hierarchickým shlukováním bez rozptylu je vhodné pro log-normální rozdělení, jehož medián a šířka závisí jen slabě na hmotě halo, rudém posuvu a kosmologii:

s a . U všech halo mas je značná tendence k tomu, aby halo s vyšší rotací bylo v hustších oblastech a tím pádem bylo více seskupeno.

Mléčná dráha temná hmota halo

Viditelný disk galaxie Mléčné dráhy je považován za vložený do mnohem větší, zhruba sférické halo temné hmoty. Hustota temné hmoty klesá se vzdáleností od galaktického středu. Nyní se věří, že asi 95% galaxie je složeno z temné hmoty, což je typ hmoty, který se nezdá, že by nějakým způsobem interagoval se zbytkem hmoty a energie galaxie kromě gravitace . Světelná hmota tvoří přibližně9 × 10 10 hmotností Slunce . Halo temné hmoty bude pravděpodobně zahrnovat kolem6 × 10 11 až3 × 10 12 slunečních hmot temné hmoty.