Гало темної матерії

Симуляція гало темної матерії з космологічноїl симуляції N-тіл

Гало темної матерії (англ. dark matter halo) — це гіпотетичний компонент галактики, що огортає галактичний диск та поширюється далеко за межі видимої галактики. У сучасних моделях фізичної космології темна матерія у вигляді гало є базовим елементом космологічної структури. Це гіпотетична область, яка відокремилася від космічного розширення та містить гравітаційно зв'язану матерію. Одне гало темної матерії може включати кілька віріально стабілізованих скупчень темної матерії, зв'язаних гравітаційно, які називаються субгало.

Сучасні космологічні моделі, такі як ΛCDM, передбачають, що темні гало та субгало можуть містити галактики. Гало темної матерії оточує галактичний диск і простягається значно за межі видимої частини галактики. Вважається, що вони складаються з темної матерії, проте безпосередньо спостережені не були. Їхнє існування виводиться з впливу на рухи зір і газу в галактиках та явищ гравітаційного лінзування. Темні гало відіграють ключову роль у сучасних моделях формування та еволюції галактик. Теорії, що намагаються пояснити природу гало темної матерії з різним ступенем успіху, включають холодну темну матерію (CDM), теплу темну матерію та масивні компактні об'єкти гало (MACHO).

Криві обертання як свідчення існування гало темної матерії

Крива обертання Чумацького Шляху. Вертикальна вісь відображає швидкість обертання навколо галактичного центру. Горизонтальна вісь відображає відстань від галактичного центру. Сонце показано жовтим кольором. Спостережувана крива швидкості обертання позначена точками даних. Передбачувана крива, заснована на зоряній масі та газі Чумацького Шляху, зображена чорним кольором. Різниця зумовлена темною матерією або можливими модифікаціями гравітації, такими як модифікована ньютонівська динаміка.

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 радіолінії нейтрального атомарного водню (HI) (в астрономічній термінології відома як 21-сантиметрова лінія водню, лінія H один або лінія нейтрального водню), показують, що крива обертання більшості спіральних галактик горизонтально випрямляється, тобто швидкість обертання з віддаленням від галактичного центру не падає. Відсутність будь-якої видимої матерії, вперше запропонованої Кеном Фріменом у 1970 році, або неповноту теорії руху під дією гравітації (Загальної теорії відносності). Фрімен звернув увагу, що очікуване спадання швидкості обертання не спостерігається в галактиках NGC 300 та M33, і запропонував наявність невиявленої маси як пояснення цього ефекту. Гіпотеза темної матерії була надалі підтверджена та підсилена результатами низки пізніших досліджень.

Формування та структура гало темної матерії

Вважається, що формування гало темної матерії відіграло ключову роль на ранніх етапах утворення галактик. Під час початкового формування галактик температура баріонної речовини була надто високою для утворення гравітаційно зв'язаних об'єктів, тому для виникнення додаткових гравітаційних взаємодій необхідним було попереднє формування структур темної матерії. Сучасна гіпотеза ґрунтується на моделі холодної темної матерії (CDM) та її ранньому структуруванні у Всесвіті.

Гіпотеза формування структур у межах CDM виходить із наявності початкових флуктуацій густини у Всесвіті, які лінійно зростають доти, доки не досягають критичної густини; після цього вони припиняють космічне розширення та колапсують з утворенням гравітаційно зв'язаних гало темної матерії. Аналітичний опис формування й еволюції таких гало забезпечує модель сферичного колапсу. Надалі ці гало продовжують зростати за масою (і розмірами) або шляхом акреції речовини з безпосереднього оточення, або внаслідок злиття з іншими гало. Чисельні моделювання формування структур у рамках CDM показують наступний сценарій: спочатку невеликий об'єм із малими флуктуаціями розширюється разом із Всесвітом. З плином часу збурення на малих масштабах зростають і колапсують з утворенням малих гало. На пізніших етапах ці малі гало зливаються, формуючи єдине віралізоване гало темної матерії еліпсоїдальної форми, у межах якого зберігається певна субструктура у вигляді субгало темної матерії.

Використання моделі холодної темної матерії долає проблеми, пов'язані зі звичайною баріонною речовиною, оскільки усуває більшість теплового та радіаційного тиску, які перешкоджали б гравітаційному колапсу баріонної матерії. Те, що темна матерія є «холодною» порівняно з баріонною, дає змогу темній матерії формувати початкові гравітаційно зв'язані згущення. Після формування таких субгало їхня гравітаційна взаємодія з баріонною речовиною є достатньою для подолання теплової енергії та забезпечення її колапсу із подальшим утворенням перших зір і галактик. Чисельні моделювання раннього етапу формування галактик у цій парадигмі узгоджуються зі структурою, що спостерігається в оглядах галактик, а також з даними спостережень космічного мікрохвильового фону.

Профілі щільності

Часто для моделі гало темної матерії застосовується модель псевдоізотермічного гало:

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

де $\rho _{o}$​ позначає скінченну центральну густину, а $r_{c}$— радіус ядра. Така модель добре узгоджується з більшістю даних спостережуваних кривих обертання. Однак вона не може бути повним описом, оскільки при процесі, коли радіус прямує до нескінченності, інтегральна маса не збігається до скінченного значення. Ізотермічна модель у кращому разі є лише наближенням.

Існує багато чинників, які можуть зумовлювати відхилення від профілю, передбаченого цією спрощеною моделлю. Зокрема:

• колапс у зовнішніх областях гало темної матерії може так і не досягати стану рівноваги;
• істотну роль можуть відігравати нерадіальні рухи;
• злиття, пов'язані з (ієрархічним) формуванням гало, можуть робити модель сферичного колапсу непридатною.

Чисельне моделювання утворення структур у Всесвіті, що розширюється, ведуть до теоретичного передбачення NFW-профілю (профіль Наваро–Френка–Вайта):

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

де $r_{s}$— масштабний радіус, $\delta _{c}$— характеристична (безрозмірна) густина, а $\rho _{crit}$ = $3H^{2}/8\pi G$— критична густина для замикання Всесвіту. NFW-профіль називають «універсальним», оскільки він добре описує гало дуже широкого діапазону мас — у межах чотирьох порядків величини, від окремих галактик до гало скупчень галактик. Цей профіль має скінченний гравітаційний потенціал, хоча інтегральна маса логарифмічно розбігається. Зазвичай масу гало визначають на деякому умовному радіусі, всередині якого середня надгустина у 200 разів перевищує критичну густину Всесвіту, хоча математично профіль простягається й за межі цієї умовної точки. Пізніше було показано, що профіль густини залежить від середовища, і NFW-профіль є коректним насамперед для ізольованих гало. Загалом гало типу NFW гірше описують спостережні дані для галактик, ніж псевдоізотермічний профіль, що й призводить до так званої проблеми точності гало.

Комп'ютерні моделі на більш детальних даних краще описуються профілем Ейнасто:

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

Тут, $r$ є просторовим (тобто не проєкційним) радіусом. Величина $d_{n}$ є функцією параметра n такою, що $\rho _{e}$​ відповідає густині на радіусі $r_{e}$​, який визначає об'єм, що містить половину повної маси. Хоча введення третього параметра дещо покращує опис результатів чисельних симуляцій, на спостережному рівні ця модель не відрізняється від гало NFW на двох параметрах і не розв'язує проблему точності гало.

Форма

Колапс надгустин у космічному полі густини загалом є асферичним, тому немає підстав очікувати, що утворені гало будуть мати сферичну форму. Навіть найперші чисельні симуляції формування структур у Всесвіті з холодною темною матерією показували, що гало є суттєво сплюснутими. Подальші дослідження продемонстрували, що поверхні рівної густини гало можна описувати еліпсоїдами, які характеризуються довжинами своїх осей.

Через невизначеності у спостережних даних і в теоретичних передбаченнях моделей, наразі залишається незрозумілим, чи узгоджуються виведені зі спостережень форми гало із прогнозами моделі ΛCDM.

Субструктура гало

До кінця 1990-х років чисельні симуляції формування гало виявляли небагато підструктур. Зі зростанням обчислювальних потужностей та вдосконаленням алгоритмів стало можливим використовувати значно більшу кількість частинок і досягати вищої роздільної здатності. Як наслідок, тепер очікується наявність значних обсягів субструктур.

Коли мале гало зливається зі значно більшим, воно стає субгало, що обертається в потенціальній ямі «хазяїна». Під час орбітального руху воно зазнає сильних припливних сил з боку головного гало, через що втрачає масу. Крім того, сама орбіта еволюціонує через динамічне тертя: субгало втрачає енергію та кутовий момент, передаючи їх частинкам темної матерії гало-хазяїна. Те, чи виживе субгало як самозв'язана структура, залежить відповідно від його маси, профілю густини та параметрів орбіти.

Кутовий момент

Як уперше зазначив Гойль, а згодом використовуючи чисельні симуляції продемонстрували Ефстіатіу та Джонс, асиметричний колапс в розширюваному Всесвіті породжує об'єкти зі значним кутовим моментом.

Чисельні симуляції показали, що розподіл параметра спіну гало, сформованих у процесі ієрархічного злиття без розсіювання, добре описується логнормальним розподілом, медіана та ширина якого лише незначною мірою залежать від маси гало, червоного зсуву та космології:

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

де ${\bar {\lambda }}\approx 0.035$ та $\sigma _{ln\lambda }\approx 0.5$. Для гало всіх мас спостерігається чітка тенденція: об'єкти з більшим спіном частіше перебувають у густіших середовищах і, відповідно, сильніше кластеризуються.

Теорії про природу темної матерії

Природа темних гало спіральних галактик досі не з'ясована, але існують дві популярні теорії: гало складається або зі слабкозв'язаних елементарних частинок, вімпів, або з великої кількості дрібних темних тіл MACHO, які складаються зі звичайної речовини, але не випромінюють світло, доступне для спостереження. Серед запропонованих об'єктів-MACHO — чорні діри та дуже тьмяні білі карлики. Хоча об'єкти-MACHO дуже тьмяні, вони створюють гравітаційний вплив, як передбачає загальна теорія відносності.

Найбільш ефективним методом пошуку MACHO у гало Чумацького Шляху є спостереження явищ гравітаційного мікролінзування. Мікролінзування виникає, коли дві зорі потрапляють на один промінь зору, і віддалена зоря частково заслоняється ближньою. Світло віддаленої зорі, проходячи поблизу ближньої, викривляється під певним кутом, створюючи ефект «гало Ейнштейна». У більшості випадків гало настільки мале, що оптично його неможливо відрізнити від зірки. В цілому ефект призводить до тимчасового збільшення яскравості зірки.

Проєкти EROS і MACHO були спрямовані на пошук об'єктів-MACHO у гало шляхом спостереження Великої та Малої Магелланових Хмар. Якщо на промені зору від зірок Магелланових Хмар до нас перебуває MACHO, відбувається мікролінзування. Величина та частота таких явищ дозволяють визначити межі мас об'єктів-MACHO у гало. Спочатку в рамках проєктів встановлювалися суворі межі: $3.5\cdot 10^{-7}M_{\odot }<m<4.5\cdot 10^{-5}M_{\odot }$, і об'єкти такої малої маси могли складати не більше 10 % від загальноприйнятої маси гало. Через два роки проєкт EROS2 змінив цей діапазон меж, дійшовши висновку, що об'єкти з масою менше сонячної не можуть становити значну частину гало. Разом два проєкти виключили об'єкти з масами в інтервалі $3.5^{-7}M_{\odot }<m<30M_{\odot }$. Надважкі об'єкти з масами понад $43M_{\odot }$ були виключені шляхом порівняння результатів моделювання методом Монте-Карло з спостережуваним розподілом. Дуже легкі об'єкти не змогли б залишатися стабільними на часових масштабах, необхідних для формування галактики.

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 M_☉, а маса темної матерії ймовірно становить від близько 6× 10¹¹ до близько 3× 10¹² M_☉. У 2014 році за допомогою аналізу руху зір було оцінено густину темної матерії на відстані Сонця від центру Галактики як 0,0088+0,0024
−0,0018 M_☉ пк⁻³.

Див. також

• Виникнення та еволюція галактик
• Галактична система координат
• Балдж
• Галактичне гало
• Спіральна галактика
• Ультратемні галактики

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 (Липень 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