PROFILPELAJAR.COM

Гало темної матерії (англ. dark matter halo) — це гіпотетичний компонент галактики, що огортає галактичний диск та поширюється далеко за межі видимої галактики. Маса гало становить основну частину маси галактики. Оскільки гало складається з темної матерії, його не можна безпосередньо спостерігати, але його існування випливає з впливу на рух зір та газу в галактиках. Гало темної матерії відіграє ключову роль у поточних моделях виникнення та еволюції галактик.

Криві обертання як свідчення існування гало темної матерії

Докладніше: Крива обертання галактики

Наявність темної матерії у гало випливає з її гравітаційного впливу на криві обертання спіральних галактик. Без великих мас в (умовно кулястому) гало, обертальна швидкість галактики зменшувалась би на великих відстанях від галактичного центру так само як орбітальні швидкості зовнішніх планет є меншими, чим далі вони від Сонця. Однак спостереження спіральних галактик, зокрема спостереження на радіохвилях спектральних ліній нейтрального атомного водню (відомого серед астрономів як HI)^{[джерело?]}, показують, що крива обертання більшості спіральних галактик горизонтально випрямляється, тобто обертальні швидкості з віддаленням від галактичного центру не падають. Відсутність будь-якої видимої матерії, яка могла б пояснити ці спостереження, веде до припущень, що або існує матерія, яку неможливо спостерігати («темна»), або що теорія руху під дією гравітації (Загальна теорія відносності) є неповною.

Часто для моделі гало темної матерії застосовується модель псевдоізотермального гало:

$\rho (r)={\frac {\rm {constant}}{[1+(r/a)^{2}]}}$

Вона добре підходить до більшості даних кривої обертання. Однак вона не може дати повний опис гало темної матерії, оскільки включена маса не досягає кінцевого значення при збільшенні радіусу до нескінченності. Хоча емпірично модель успішна, вона не заснована на глибшій теорії.

Числові симуляції утворення структур у Всесвіті, що розширюється, ведуть до теоретичного передбачення NFW-профілю (Наварро-Френк-Вайт)^[4]:

$\rho (r)={\frac {\rm {constant}}{(r/a)(1+r/a)^{2}}}$

Цей профіль має скінчений гравітаційний потенціал, хоча включена маса все одно коливається логарифмічно. Прийнято визначати загальну масу всіх гало у відправній точці вимірювання як величину, яка включає надщільність у 200 вищу за критичну щільність всесвіту, хоча математично профіль простягається і далі цієї умовної точки. NFW-профілі гало переважно дають гірший опис даних галактики ніж псевдоізотермічний профіль, що викликає проблему точності гало.

Комп'ютерні симуляції на більш детальних даних краще описуються профілем Ейнасто^[5]:

$\rho (r)=\rho _{0}e^{-\alpha r^{n}}.$

Хоче застосування третього параметра дає дещо кращий опис результатів числових симуляцій, за спостереженнями його не відрізнити від NFW-гало на двох параметрах^[6], і він не вирішує проблему точності гало.

Теорії про природу темної матерії

Див. також: Темна матерія

На поточний час природа темної матерії у гало спіральних галактик не визначена, але популярними є дві теорії: або гало складається зі слабко взаємодіючих масивних частинок, або в ньому розташована велика кількість маленьких темних тіл відомих як масивні компактні об'єкти гало^[en] (англ. Massive astrophysical compact halo object — MACHO). Малоймовірним вважається, що гало містить велику кількість міжзоряного газу та пилу, оскільки вони були б зафіксовані спостереженнями. Пошук випадків гравітаційного мікролінзування в гало Чумацького Шляху вказує та те, що кількість MACHO ймовірно є недостатньою для необхідної маси гало.

Гало темної матерії Чумацького Шляху

Вважається, що видимий диск Чумацького Шляху оточений значно більшим, кулястим гало темної матерії. Густина темної матерії знижується зі збільшенням відстані від галактичного центру. За поточними припущеннями, близько 95 % нашої Галактики складається з темної матерії, яка начебто не взаємодіє з іншою матерією та енергією Галактики ніяким чином, крім гравітаційної взаємодії. Загальна маса матерії, що світиться, складає приблизно 9× 10¹⁰ мас Сонця, а маса темної матерії ймовірно становить від близько 6× 10¹¹ до близько 3× 10¹² мас Сонця^[7]^[8].

Див. також

Примітки

↑ Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. с. 4, Figure 1.4. ISBN 3-540-33174-3. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
↑ Theo Koupelis, Karl F Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. с. 492; Figure 16-13. ISBN 0-7637-4387-9. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
↑ Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. с. 21; Figure 1.13. ISBN 0-521-54623-0. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
↑ Navarro, J. et al. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering [Архівовано 4 червня 2016 у Wayback Machine.]
↑ Merritt, D. et al. (2006), Empirical Models for Dark Matter Halos. [Архівовано 17 червня 2019 у Wayback Machine.]
↑ McGaugh, S. «et al.» (2007), The Rotation Velocity Attributable to Dark Matter at Intermediate Radii in Disk Galaxies
↑ Battaglia et al. (2005), The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way [Архівовано 28 серпня 2017 у Wayback Machine.]
↑ Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. (2014). On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution. The Astrophysical Journal. Т. 794, № 1. с. 17. arXiv:1408.1787. Bibcode:2014ApJ...794...59K. doi:10.1088/0004-637X/794/1/59.

Подальше читання

Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Cambridge University Press. с. 762. ISBN 978-0-521-76368-4.
Brainerd, Tereasa (July 2011). How are Bright Galaxies Embedded within their Dark Matter Halos?. Astronomical Review. Т. 6, № 7. Архів оригіналу за 18 червня 2012. Процитовано 11 жовтня 2012.

Посилання

Rare Blob Unveiled: Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump? [Архівовано 30 вересня 2007 у Wayback Machine.] ESO (ScienceDaily) July 3, 2006
Dark Matter Search Experiment , PICASSO Experiment [Архівовано 25 січня 2021 у Wayback Machine.]
Black Holes and Dark matter

[Schneider-1] Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. с. 4, Figure 1.4. ISBN 3-540-33174-3. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.

[Koupelis-2] Theo Koupelis, Karl F Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. с. 492; Figure 16-13. ISBN 0-7637-4387-9. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.

[Jones-3] Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. с. 21; Figure 1.13. ISBN 0-521-54623-0. Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.

[4] Navarro, J. et al. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering [Архівовано 4 червня 2016 у Wayback Machine.]

[5] Merritt, D. et al. (2006), Empirical Models for Dark Matter Halos. [Архівовано 17 червня 2019 у Wayback Machine.]

[6] McGaugh, S. «et al.» (2007), The Rotation Velocity Attributable to Dark Matter at Intermediate Radii in Disk Galaxies

[7] Battaglia et al. (2005), The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way [Архівовано 28 серпня 2017 у Wayback Machine.]

[Kafle2014-8] Kafle, P.R.; Sharma, S.; Lewis, G.F.; Bland-Hawthorn, J. (2014). On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution. The Astrophysical Journal. Т. 794, № 1. с. 17. arXiv:1408.1787. Bibcode:2014ApJ...794...59K. doi:10.1088/0004-637X/794/1/59.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]