Karanlık madde halesi -Dark matter halo

Kozmolojik bir N-vücut simülasyonundan simüle edilmiş karanlık madde halesi

Modern fiziksel kozmoloji modellerine göre , karanlık madde halesi , kozmolojik yapının temel birimidir . Bu, kozmik genişlemeden ayrılmış ve kütleçekimsel olarak bağlı madde içeren varsayımsal bir bölgedir . Tek bir karanlık madde halesi, subhalolar olarak bilinen, yerçekimi ile birbirine bağlanmış çoklu virialize karanlık madde kümeleri içerebilir. ΛCDM gibi modern kozmolojik modeller, karanlık madde halelerinin ve althalolarının galaksiler içerebileceğini öne sürüyor. Bir galaksinin karanlık madde halesi, galaktik diski sarar ve görünür galaksinin kenarının çok ötesine uzanır. oluşan düşüncekaranlık madde , haleler doğrudan gözlenmedi. Varlıkları, gökadalardaki yıldızların ve gazların hareketleri ve kütleçekimsel merceklenme üzerindeki etkilerinin gözlemlenmesiyle anlaşılır . Karanlık madde haleleri, mevcut galaksi oluşumu ve evrim modellerinde önemli bir rol oynamaktadır . Farklı derecelerde başarı ile karanlık madde halelerinin doğasını açıklamaya çalışan teoriler arasında soğuk karanlık madde (CDM) , sıcak karanlık madde ve büyük kütleli kompakt halo nesneleri (MACHO'lar) bulunur.

Samanyolu için galaksi dönüş eğrisi . Dikey eksen, galaktik merkez etrafındaki dönüş hızıdır. Yatay eksen galaktik merkezden uzaklıktır. Güneş sarı bir top ile işaretlenmiştir. Gözlemlenen dönüş hızı eğrisi mavidir. Samanyolu'ndaki yıldız kütlesine ve gaza dayalı tahmin edilen eğri kırmızıdır. Gri çubuklarla kabaca gösterilen gözlemlerdeki dağılım. Aradaki fark, karanlık maddeden veya belki de yerçekimi kanununun bir modifikasyonundan kaynaklanmaktadır .

Karanlık madde halesinin kanıtı olarak dönme eğrileri

Halodaki karanlık maddenin (DM) varlığı, sarmal bir gökadanın dönüş eğrisi üzerindeki yerçekimi etkisinden çıkarılır . (Kabaca küresel) hale boyunca büyük miktarlarda kütle olmadan, galaksinin dönme hızı, galaktik merkezden büyük mesafelerde azalacaktır, tıpkı dış gezegenlerin yörünge hızlarının Güneş'ten uzaklaştıkça azalması gibi. Bununla birlikte, sarmal gökadaların gözlemleri , özellikle nötr atom hidrojeninden (astronomik dilde 21 cm Hidrojen çizgisi , H bir ve HI çizgisi olarak bilinir) çizgi emisyonunun radyo gözlemleri , çoğu sarmal gökadanın dönüş eğrisinin düzleştiğini göstermektedir. yani dönme hızları galaktik merkezden uzaklaştıkça azalmaz. Bu gözlemleri açıklayacak herhangi bir görünür maddenin yokluğu, ya ilk olarak 1970'de Ken Freeman tarafından önerilen gözlemlenmemiş (karanlık) maddenin var olduğunu ya da yerçekimi altındaki hareket teorisinin ( genel görelilik ) eksik olduğunu ima eder. Freeman, hızdaki beklenen düşüşün NGC 300 veya M33'te mevcut olmadığını fark etti ve bunu açıklamak için tespit edilmemiş bir kütle olarak kabul etti. DM Hipotezi çeşitli çalışmalarla desteklenmiştir.

Karanlık madde halelerinin oluşumu ve yapısı

Karanlık madde halelerinin oluşumunun, galaksilerin erken oluşumunda önemli bir rol oynadığına inanılıyor. İlk galaktik oluşum sırasında, baryonik maddenin sıcaklığı, kütleçekimsel olarak kendine bağlı nesneler oluşturamayacak kadar çok yüksek olmalıydı, bu nedenle, ek yerçekimi etkileşimleri eklemek için önceden karanlık madde yapısının oluşumunu gerektirdi. Bunun için mevcut hipotez, soğuk karanlık maddeye (CDM) ve onun evrenin erken dönemlerinde yapıya dönüşmesine dayanmaktadır.

CDM yapı oluşumu için hipotez, kritik bir yoğunluğa ulaşana kadar doğrusal olarak büyüyen Evrendeki yoğunluk bozulmaları ile başlar, ardından genişlemeyi durdurur ve yerçekimsel olarak bağlı karanlık madde haleleri oluşturmak üzere çöker. Bu haleler, ya yakın çevrelerinden malzeme toplayarak ya da diğer halelerle birleşerek kütle (ve boyut) olarak büyümeye devam edecekti . CDM yapı oluşumunun sayısal simülasyonlarının aşağıdaki gibi ilerlediği bulunmuştur: Küçük bozulmalara sahip küçük bir hacim, başlangıçta Evrenin genişlemesiyle genişler. Zaman geçtikçe, küçük ölçekli bozulmalar büyür ve küçük haleler oluşturmak üzere çöker. Daha sonraki bir aşamada, bu küçük haleler, elips şeklinde tek bir virialize karanlık madde halesi oluşturmak üzere birleşir ve bu, karanlık madde alt haleleri şeklinde bazı altyapıları ortaya çıkarır.

CDM'nin kullanımı, baryonik maddenin çökmesini önleyen termal ve ışınımsal basınçların çoğunu ortadan kaldırdığı için normal baryonik madde ile ilgili sorunların üstesinden gelir. Karanlık maddenin baryonik maddeye kıyasla soğuk olması, DM'nin bu ilk kütleçekimsel olarak bağlı kümeleri oluşturmasına izin verir. Bu althalolar oluştuktan sonra, baryonik madde ile yerçekimsel etkileşimleri, termal enerjinin üstesinden gelmek ve ilk yıldızlara ve galaksilere çökmesine izin vermek için yeterlidir. Bu erken galaksi oluşumunun simülasyonları, galaktik araştırmalarla gözlemlenen yapı ile Kozmik Mikrodalga Arka Planının gözlemi ile eşleşir.

yoğunluk profilleri

Galaktik karanlık madde haleleri için yaygın olarak kullanılan bir model, sözde izotermal haledir:

${\displaystyle \rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\sağ)^{2}\sağ]^{-1 }}$

burada sonlu merkezi yoğunluğu ve çekirdek yarıçapını gösterir. Bu, çoğu dönüş eğrisi verisine iyi bir uyum sağlar. Bununla birlikte, yarıçap sonsuza gitme eğiliminde olduğundan, kapalı kütle sonlu bir değere yakınsayamadığından tam bir tanım olamaz. İzotermal model, en iyi ihtimalle bir yaklaşımdır. Birçok etki, bu basit modelin öngördüğü profilden sapmalara neden olabilir. Örneğin, (i) bir karanlık madde halesinin dış bölgesinde çökme asla bir denge durumuna ulaşmayabilir, (ii) radyal olmayan hareket önemli olabilir ve (iii) bir halenin (hiyerarşik) oluşumu ile bağlantılı birleşmeler, küresel-çöküş modelini geçersiz kılar. ${\görüntüleme stili \rho _{o}}$${\görüntüleme stili r_{c}}$

Genişleyen bir evrende yapı oluşumunun sayısal simülasyonları, ampirik NFW (Navarro-Frenk-White) profiline yol açar :

${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{crit}\delta _{c}}{\left({\frac {r}{r_{s}}}\sağ)\sol(1 +{\frac {r}{r_{s}}}\sağ)^{2}}}}$

burada bir ölçek yarıçapı, karakteristik (boyutsuz) bir yoğunluktur ve = kapanma için kritik yoğunluktur. NFW profiline 'evrensel' denir, çünkü tek tek galaksilerden galaksi kümelerinin halelerine kadar dört büyüklük derecesini kapsayan çok çeşitli hale kütleleri için çalışır. Bu profil, entegre kütle hala logaritmik olarak farklılaşsa da, sonlu bir yerçekimi potansiyeline sahiptir. Matematiksel olarak profil bu gösterim noktasının ötesine uzansa da, evrenin kritik yoğunluğundan 200 kat daha fazla bir aşırı yoğunluğu çevreleyen bir referans noktasındaki halenin kütlesine atıfta bulunmak geleneksel hale geldi. Daha sonra, yoğunluk profilinin çevreye bağlı olduğu ve NFW'nin yalnızca izole haleler için uygun olduğu sonucuna varıldı. NFW haleleri genellikle gökada verilerinin sahte izotermal profilden daha kötü bir tanımını sağlar ve bu da cuspy hale sorununa yol açar . ${\görüntüleme stili r_{s}}$${\displaystyle \delta _{c}}$${\displaystyle \rho _{eleştiri}}$${\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}$

Daha yüksek çözünürlüklü bilgisayar simülasyonları, Einasto profili tarafından daha iyi tanımlanır :

${\displaystyle \rho (r)=\rho _{e}Exp\left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\sağ)^{\frac {1}{n}}-1\sağ)\sağ]}$

burada r, uzaysal (yani, yansıtılmamış) yarıçaptır. Terim , toplam kütlenin yarısını içeren bir hacmi tanımlayan yarıçaptaki yoğunluk olan n'nin bir fonksiyonudur . Üçüncü bir parametrenin eklenmesi, sayısal simülasyonlardan elde edilen sonuçların biraz daha iyileştirilmiş bir tanımını sağlarken, 2 parametreli NFW halesinden gözlemsel olarak ayırt edilemez ve cuspy hale problemini hafifletmek için hiçbir şey yapmaz . ${\görüntüleme stili d_{n}}$${\displaystyle \rho _{e}}$${\görüntüleme stili r_{e}}$

Şekil

Kozmik yoğunluk alanındaki aşırı yoğunlukların çöküşü genellikle küresel değildir. Dolayısıyla, ortaya çıkan halelerin küresel olmasını beklemek için hiçbir neden yoktur. Bir CDM evrenindeki yapı oluşumunun en eski simülasyonları bile halelerin büyük ölçüde düzleştiğini vurguladı. Daha sonraki çalışmalar, halo denklik yüzeylerinin, eksenlerinin uzunlukları ile karakterize edilen elipsoidlerle tanımlanabileceğini göstermiştir.

Hem verilerdeki hem de model tahminlerindeki belirsizlikler nedeniyle, gözlemlerden çıkarılan hale şekillerinin ΛCDM kozmolojisinin tahminleriyle tutarlı olup olmadığı hala belirsizdir .

Halo altyapısı

1990'ların sonuna kadar, hale oluşumunun sayısal simülasyonları çok az altyapı ortaya çıkardı. Artan hesaplama gücü ve daha iyi algoritmalar ile daha fazla sayıda parçacık kullanmak ve daha iyi çözünürlük elde etmek mümkün hale geldi. Şimdi önemli miktarda altyapı bekleniyor. Küçük bir hale, önemli ölçüde daha büyük bir hale ile birleştiğinde, konağının potansiyel kuyusu içinde yörüngede dönen bir althalo haline gelir. Yörüngede dönerken, ev sahibinin kütlesini kaybetmesine neden olan güçlü gelgit kuvvetlerine maruz kalır. Ek olarak, yörüngenin kendisi, althalo, konağının karanlık madde parçacıklarına enerji ve açısal momentum kaybetmesine neden olan dinamik sürtünmeye maruz kaldığı için gelişir. Bir subhalo'nun kendine bağlı bir varlık olarak hayatta kalıp kalmayacağı, kütlesine, yoğunluk profiline ve yörüngesine bağlıdır.

Açısal momentum

İlk olarak Hoyle tarafından işaret edildiği ve ilk olarak Efstathiou & Jones tarafından sayısal simülasyonlar kullanılarak gösterildiği gibi, genişleyen bir evrendeki asimetrik çöküş, önemli açısal momentuma sahip nesneler üretir.

Sayısal simülasyonlar, yayılımsız hiyerarşik kümeleme tarafından oluşturulan haleler için dönüş parametresi dağılımının , medyanı ve genişliği halo kütlesine, kırmızıya kaymaya ve kozmolojiye yalnızca zayıf bir şekilde bağlı olan bir log-normal dağılıma iyi uyduğunu göstermiştir:

${\displaystyle \rho (\lambda )d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\sağ)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\sağ]{\ frac {d\lambda }{\lambda }}}$

ile ve . Tüm halo kütlelerinde, daha yüksek spinli halelerin daha yoğun bölgelerde olma ve dolayısıyla daha güçlü kümelenme yönünde belirgin bir eğilim vardır. ${\displaystyle {\bar {\lambda }}\yaklaşık 0.035}$${\displaystyle \sigma _{ln\lambda }\yaklaşık 0,5}$

Samanyolu karanlık madde halesi

Samanyolu Gökadası'nın görünür diskinin, çok daha büyük, kabaca küresel bir karanlık madde halesine gömülü olduğu düşünülmektedir. Karanlık madde yoğunluğu, galaktik merkezden uzaklaştıkça düşer. Artık galaksinin yaklaşık %95'inin, galaksinin geri kalanıyla yerçekimi dışında hiçbir şekilde madde ve enerjiyle etkileşime girmeyen bir madde türü olan karanlık maddeden oluştuğuna inanılıyor . Aydınlık madde yaklaşık olarak oluşur9 × 10 ¹⁰ güneş kütlesi . Karanlık madde halesinin çevreyi içermesi muhtemeldir.6 × 10 ^11'e _3 × 10 ¹² güneş kütlesinde karanlık madde.

Galaktik çekirdekten güneş mesafesindeki karanlık madde yoğunluğu

2014 Jeans yıldız hareketlerinin analizi, karanlık madde yoğunluğunu (güneşin galaktik merkezden uzaklığında) = 0,0088 (+0,0024 -0,0018) güneş kütlesi/parsek^3 olarak hesapladı.

Ayrıca bakınız

• Galaksi oluşumu ve evrimi  – Homojen bir başlangıçtan, ilk galaksilerin oluşumu, galaksilerin zaman içinde değişme şekli
• Galaktik koordinat sistemi  - Merkezi Güneş olan küresel koordinatlarda göksel koordinat sistemi
• Galaktik disk  – Gaz ve yıldızlardan oluşan disk galaksilerin bileşeni
• çıkıntı (astronomi)
• Galaktik hale  - Bir galaksinin ana, görünür bileşeninin ötesine uzanan küresel bileşeni
• Sarmal kol  - Sarmal ve çubuklu sarmal gökadaların merkezinden uzanan yıldız bölgeleri
• Karanlık madde  – maddenin varsayımsal formu
• Karanlık gökada  - Yıldızların olmadığı veya çok az olduğu varsayımsal bir gökada
• Press–Schechter formalizmi – Belirli bir kütlenin karanlık madde halelerinin sayısını tahmin etmek için kullanılan matematiksel bir model.

Referanslar

daha fazla okuma

• Bertone, Gianfranco (2010). Parçacık Karanlık Madde: Gözlemler, Modeller ve Aramalar . Parçacık Karanlık Madde: Gözlemler . Cambridge Üniversitesi Yayınları. p. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.......B . ISBN'si 978-0-521-76368-4.
• Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14 Eylül 2018). "Galaksiler ve Karanlık Madde Haloları Arasındaki Bağlantı". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İnceleme . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID  119072496 .

Dış bağlantılar

• Nadir Blob Ortaya Çıktı: Hidrojen Gazının Karanlık Madde Kümesi Üzerine Düştüğüne İlişkin Kanıt mı? Avrupa Güney Gözlemevi (ScienceDaily) 3 Temmuz 2006
• Karanlık Madde Arama Deneyi , PICASSO Deneyi
• Kara Delikler ve Karanlık Madde