Орбитали на тъмната материя: основата на галактиките
Linas JuozėnasСподели
Арка на знанието · Вселена · глава 03 / статия 01
Хала от тъмна материя Основи на галактиките
Ярката галактика е само част от системата. Движението ѝ, околната среда и пътищата на преминаващата светлина разкриват много по-голяма гравитационна структура.
Как изследваме онова, което не можем да видим?
Представете си, че измервате колко бързо се движи газът около външните части на спирална галактика. Сега изчислете гравитационното привличане на звездите и газа ѝ. В много галактики тези обичайни компоненти не могат да обяснят наблюдаваното движение.
В стандартния модел на гравитацията и космологията обяснението е разширено струпване, съставено от тъмна материя. Халото свързва галактиката, която можем да заснемем, с по-голяма система, чиято маса трябва да бъде оценена косвено.
За да разберем тази връзка, трябва да разгледаме заедно два въпроса: как халото помага за образуването на галактика и какви доказателства показват, че халото съществува?
Какво е хало от тъмна материя?
Така нареченото хало от тъмна материя е гравитационно свързано струпване на тъмна материя. В симулациите галактичните хала често са приблизително сферични или издължени по три различни оси. Плътността им обикновено намалява с отдалечаването от центъра, без твърда повърхност.
Тъмната материя също се движи през областта, заета от звезди и газ. Халото не е празна обвивка около галактиката. Разширената система на голямата галактика се простира далеч отвъд яркия диск, в областта, заета от спътници и звездни потоци.
Природата на материята остава неизвестна. Тя не излъчва и не поглъща светлина по обичайните за нормалната материя начини, затова астрономите я откриват главно чрез гравитацията. Тези доказателства и търсенето на конкретна частица са различни части от проблема.[17]
Всяка галактика ли има еднакво хало?
Не. В някои изследвани области на галактики изглежда, че тъмната материя е необичайно малко; NGC1052-DF2 е изследван пример. Такива измервания трябва да се тълкуват с оглед на предположенията за разстоянието и динамиката. Малкото количество установена тъмна материя в една област не доказва, че тя липсва навсякъде около системата.[16]
Така наречените звезден ореол и газов ореол са отделни компоненти, изградени от обикновена материя. Те могат да заемат част от същото пространство като хало от тъмна материя.
Как се образува едно хало?
Ранната Вселена е била почти еднородна, но малко по-плътните области са привличали по-силно. С нарастването на тези разлики тъмната материя се е струпвала в гравитационно свързани структури. В стандартния модел ΛCDM Λ обозначава космологичната константа, свързана с тъмната енергия, а CDM означава студена тъмна материя.
Тук думата студена означава, че ранното случайно движение на частиците не е заличило неравномерностите в плътността на малък мащаб, необходими за образуването на галактики. Тя описва динамичното поведение на частиците в младата Вселена, а не сегашното показание на термометър.[3]
Гравитацията съсредоточава материята
Областите с по-висока плътност могат да станат гравитационно свързани. Материята се движи по орбити в променливо гравитационно поле.
Малките структури се присъединяват към по-големите
Халата натрупват дифузна материя и включват други хала. Някои от вливащите се структури се запазват като по-малки свързани остатъци.
Орбитите преразпределят енергията
Вътрешната система може да се доближи до приблизително равновесие между орбиталното движение и гравитацията, която я свързва, докато периферията ѝ продължава да нараства.
Този краен процес се нарича вириализация. Установеното хало остава популация от движещи се частици; равновесието описва средното ѝ поведение, а не неподвижно разположение.
Къде свършва халото и какво включва посочената му маса?
Едно от разпространените определения е R200c: радиусът, вътре в който средната плътност е 200 пъти по-голяма от критичната плътност на Вселената през съответната епоха. Съответното означение M200c обхваща цялата гравитираща маса вътре в този радиус, която обикновено е доминирана от тъмна материя.
С еволюцията на Вселената прагът се променя. Затова посочените радиус или маса могат да нарастват дори без в системата физически да се добавя нова материя; този счетоводен ефект се нарича псевдоеволюция. Масите на халата трябва да се сравняват с последователно прилагане на едни и същи определения.[4]
Как се образува галактика във вътрешността на хало?
Газът може да пада в гравитационното поле на халото, да се ускорява и понякога да се нагрява при ударни вълни. За да се свие в плътни области, където се формират звезди, той трябва да отдаде топлина чрез излъчване. В зависимост от температурата и състава атомите, молекулите и взаимодействията, включващи свободни електрони, осигуряват различни механизми за охлаждане.
Не е необходимо газът да губи момента на импулса си, преди да попадне в халото. Запазеният момент на импулса – движението, свързано с въртенето – помага на газа да се установи в диск. За да достигне до много малка централна област, това движение трябва допълнително да се преразпредели.
Междувременно звездната светлина, експлозиите на звезди и активните черни дупки могат да нагряват газа или да го изтласкват навън. Обратната връзка, новият приток и сливанията влияят върху това каква част от газа се превръща в звезди. Масата и историята на халото са важни, но не определят еднозначно формата на галактиката.[2]
Както по-малките, така и значително по-големите хала обикновено превръщат по-малка част от тази налична компонента в звезди в централната си галактика. Голяма част от обикновената материя може да остане под формата на газ, да бъде изхвърлена или да се акретира неефективно. В групите и куповете звездите в галактиките спътници също трябва да се отчитат отделно.[5]
Какво разкрива кривата на въртене?
Т.нар. крива на въртене показва зависимостта на орбиталната скорост от разстоянието до центъра на галактиката. Астрономите оценяват скоростите по доплеровите отмествания на светлината от газ или звезди, като отчитат ъгъла, под който се наблюдава галактиката.
Извън компактното струпване на маса орбиталната скорост би трябвало да намалява с увеличаване на разстоянието. В много спирални галактики обаче високите скорости се запазват далеч навътре в богатите на газ периферни области. Работата на Вера Рубин и други изследователи помогна да се установи колко широко разпространено е това поведение.[6]
Реалистичните модели на масата включват звезден диск, централно струпване, ако има такова, и измерения газ. Техните гравитационни приноси се добавят към приноса на хало. Кривата не е нужно да е идеално плоска, за да сочи наличие на допълнителна маса, а във вътрешните области на галактиката може да преобладава обикновената материя.[7]
Простото уравнение в основата на аргумента
vc2(r) = G M(<r) / r
Ако масата във вътрешната област престане да нараства, скоростта намалява приблизително като 1/√r. Ако скоростта остане постоянна в даден диапазон от радиуси, масата във вътрешната област нараства приблизително пропорционално на r. В реалните модели на дискове се използва геометрията на диска.
На графиката са събрани приносите на квадратите на орбиталните скорости: vtotal2 = vordinary2 + vhalo2. Самите скорости не могат просто да се съберат.
Тълкуването на кривата все пак изисква предпазливост. Резултата влияят разстоянието, наклонът, некръговото движение и преобразуването на звездната светлина в оценка за масата им. Данните в ограничен диапазон от радиуси поставят по-преки ограничения върху тази област, отколкото върху целия размер на хало.[7]
Как още можем да претеглим невидимата структура?
Въртенето е само един от начините за изследване на гравитацията. Други методи използват звезди, чието движение е по-хаотично, горещ газ или фоновата светлина. Всеки от тях реагира на общото гравитационно поле, затова са нужни допълнителни данни, за да се разграничат компонентите.
| Какво измерваме | Какво разкрива това | Какво трябва да се има предвид |
|---|---|---|
| Дисперсия на звездните скорости | Разсейването на скоростите на звездите ограничава масата във вътрешността на галактика джудже или елиптична галактика. | Принадлежността към система, структурата на орбитите и това дали системата е близка до равновесие.[8] |
| Гравитационно лещиране | Изкривяването на фоновите източници разкрива проектираната маса между нас и тези източници. | Принос имат също звездите, газът, тъмната материя и други структури по линията на зрение.[9] |
| Излъчващ рентгенови лъчи газ | Плътността и температурата на газа помагат да се оцени масата, която задържа групата или купа. | Хидростатичните модели приемат приблизително равновесие на налягането; общото движение и турбулентността могат да изкривят оценката.[10] |
| Спътници и звездни потоци | Положенията и движението им ограничават гравитационното поле на разпръснатото хало. | Масивните спътници могат да нарушават потоците, затова халото, в което се намират, не винаги може да се моделира изолирано.[11] |
Движението на звездите в много бледи галактики джуджета показва, че гравитиращата маса е много по-голяма от масата на звездите им. Най-надеждната оценка често се отнася до масата в областта, в която се намират наблюдаваните звезди, а не до подробно измерване на далечното хало.[8]
Купът „Куршум“
В тази система от сблъскващи се купове горещият газ – основният компонент на обикновената материя – е бил забавен от взаимодействията. Основните масивни сгъстявания, установени чрез лещиране, са изместени спрямо този газ и са по-близо до галактиките.
Това разделяне дава убедителни доказателства за допълнителен компонент на масата, който до голяма степен не взаимодейства чрез сблъсъци. Картата на лещирането дава данни за гравитацията и разпределението на масата; тя не представлява пряко откриване на частица тъмна материя.[9]
Какво има във вътрешността на халото?
Профил на плътността
Профилът описва как плътността се изменя в зависимост от разстоянието до центъра. Широко използвано описание за сравнение е профилът Navarro–Frenk–White или NFW, получен от симулации на несблъскваща се тъмна материя.
Осреднената по сферични черупки плътност нараства към центъра и намалява по-бързо при големи радиуси. Два параметъра задават мащаба на плътността и радиуса, при който наклонът се променя. Това е полезно приближение, а не точно описание на всяко реално хало.[12]
По-малки структури във вътрешността му
Т.нар. субхало е по-малка свързана структура във вътрешността на по-голямо хало, често остатък от акретирано хало, което е било нарушено. Някои съдържат галактики спътници; в други може да има твърде малко звезди, за да ги открием, или да са останали без звезди.[3]
Броят на спътниците варира при галактики, които ги приютяват и иначе са сходни. Обзори като SAGA помагат да се измери тази вариация и да се оценят обектите, които даден подход за наблюдение не би открил.[18]
По-подробен поглед към уравнението на NFW
ρ(r) = ρsx(1 + x)2 x = r/rs
Близо до центъра този модел приблизително се държи като ρ ∝ 1/r; далеч отвъд радиуса на мащаба се държи като ρ ∝ 1/r3. Тези математически граници описват функцията за напасване, а не измерена безкрайна плътност в центъра на реална галактика.[12]
В предходната графика на въртенето е използван друг, опростен профил на хало, за да се илюстрира орбиталният аргумент. Това не е напасване по NFW.
Къде картината става неясна?
Централното разпределение на масата в някои галактики е по-плоско, отколкото предвижда обикновена симулация на безсблъсъчна материя. Изследователите сравняват и броя на наблюдаваните спътници и вътрешните плътности със симулираните субхалота. Тези проверки трябва да отчитат влиянието на обикновената материя и ограниченията на наблюденията.[3]
Обратна връзка от звездите
Бързите, повтарящи се изтичания на газ могат да променят гравитационното поле и да предадат енергия на орбитите на тъмната материя. При подходящи условия централният пик на плътността се превръща в по-плоско ядро. Взаимодействието е гравитационно.[13]
Самовзаимодействаща тъмна материя
Частици тъмна материя, които се разсейват една от друга, могат да преразпределят енергията в халото. Могат да се образуват ядра, но резултатът зависи от силата на взаимодействието, околната материя и историята; някои системи по-късно може да развият по-плътни центрове.[14]
Топла тъмна материя
По-високите начални скорости на частиците могат да изгладят част от флуктуациите в плътността в малък мащаб, преди те да колапсират. Това променя популацията от малки халота и трябва да остава съвместимо с наблюденията в широк диапазон от мащаби.[3]
Наименованието „липсващи спътници“ не означава, че във всеки предвиден субхало трябва да има ярка галактика. Сравнението трябва да отчита дали в малкия хало изобщо някога са се образували звезди и дали е възможно да бъдат открити. Съвпадението по един статистически показател също не решава всички въпроси за центровете на халото или популациите от спътници.
Трябва ли да променим самата гравитация?
Модифицираната нютонова динамика, или MOND, описва отчетливи закономерности в динамиката на галактиките при ниски ускорения. Тези зависимости са важни доказателства, които всяко успешно обяснение трябва да отчете.
За да се разшири този подход до куповете от галактики, гравитационното лещиране и разширяването и структурата на Вселената, е нужна по-широка релативистка теория, а в някои формулировки — и допълнителни невидими компоненти. ΛCDM остава стандартната рамка, защото обяснява широк набор от наблюдения; успехът ѝ все още не разкрива природата на тъмната материя.[15]
Какво би дало по-ясна представа?
По-добър модел на хало трябва да обяснява повече от една крива на въртене. Той трябва да обяснява също гравитационното лещиране, популациите от спътници, звездните потоци и разликите между галактиките по тези характеристики.
Откриване на бледи системи
По-задълбочените наблюдения и обзори на галактики с множество спътници подобряват преброяването на спътниците. Като установим кои обекти би пропуснал даден обзор, тези преброявания се превръщат в полезни тестове за формирането на халата.[18]
Търсене на самата материя
Лабораторните експерименти и експериментите във физиката на частиците търсят доказателства за нови частици или взаимодействия. Убедителният резултат трябва да свързва открит кандидат с изобилието и поведението на тъмната материя във Вселената.[17]
Симулациите помагат да се свържат тези усилия, като проследяват тъмната материя заедно с газа, звездите и обратната връзка. Сравняването на различни физични допускания с едни и същи наблюдения помага да се установи кои обяснения могат да бъдат разграничени и къде подобрените измервания биха били най-важни.
Светлината на галактиката разкрива само част от нейната структура.
Халата от тъмна материя осигуряват по-широката гравитационна среда, в която се развиват повечето галактики. Охлаждането на газа, въртенето, образуването на звезди и взаимодействията помагат да се определи какво става видимо.
Следващата статия е посветена на класификацията на галактиките: как описваме спиралните, елиптичните, лещовидните и неправилните галактики и доколко видът им може да ни разкаже за миналото.
Източници и допълнителна литература
Научни статии и обзори в подкрепа на измерванията и моделите, обсъждани тук. Илюстрациите са концептуални; кривите на въртене са изчислени по опростен модел и не представляват наблюдателни данни.
- Сътрудничество Planck (2020) — Резултати на Planck от 2018 г., VI: Космологични параметриКосмически средни плътности на обикновената материя и студената тъмна материя в стандартния космологичен модел.
- Somerville & Davé (2015) — Физически модели на формирането на галактики в космологична рамкаАкреция на газ, охлаждане, звездообразуване, обратна връзка и връзката между галактиките и ореолите.
- Bullock & Boylan-Kolchin (2017) — Предизвикателства пред парадигмата ΛCDM на малки мащабиСтудената тъмна материя, групирането на ореолите, вътрешните структури и проверките на малки мащаби.
- Diemer, More & Kravtsov (2013) — Псевдоеволюцията на масата на ореолитеКак променящият се праг на плътност влияе върху посочваните радиуси и маси на ореолите.
- Moster, Naab & White (2013) — Истории на звездообразуването и акрецията в галактиките чрез съпоставяне на галактики с ореоли от тъмна материяЗависещата от масата ефективност, с която достъпната барионна материя се превръща в звезди.
- Sofue & Rubin (2001) — Криви на въртене на спирални галактикиКак орбиталните скорости разкриват разпределението на гравитиращата маса.
- Lelli, McGaugh & Schombert (2016) — SPARC: модели на масата за 175 дискови галактики със фотометрия от Spitzer и точни криви на въртенеНаблюдаваните криви на въртене и очакваните приноси от звездите и газа.
- Wolf et al. (2010) — Точни маси на галактики, поддържани от дисперсията на скороститеИзползване на движението на звездите за определяне на масата във вътрешността на слабо светещи галактики.
- Clowe et al. (2006) — Пряко емпирично доказателство за съществуването на тъмна материяРазделянето на горещия газ и масата, определена чрез гравитационно лещиране, в купа „Куршум“.
- Pearce et al. (2020) — Хидростатични оценки на масата на масивни галактични куповеДопускания и възможни систематични отклонения при оценяването на масата по горещия газ в купа.
- Erkal et al. (2019) — Общата маса на Големия Магеланов облак, изчислена по въздействието му върху потока ОрионКак звездният поток реагира на Млечния път и масивния му спътник.
- Navarro, Frenk & White (1997) — Универсален профил на плътността от йерархичното струпванеПрофилът на плътността NFW като референтно описание, получено от симулации с безколизионни частици.
- Pontzen & Governato (2012) — Как обратната връзка от свръхнови превръща върховете в разпределението на тъмната материя в ядраМеханизмът, чрез който променящото се разпределение на газа изменя орбитите на тъмната материя.
- Tulin & Yu (2018) — Самовзаимодействия на тъмната материя и структура на малки мащабиКак разсейването на частиците на тъмната материя може да промени центровете на халата.
- Famaey & Durakovic (2025) — Модифицирана Нютонова динамика (MOND)Динамика на галактиките при ниски ускорения и по-широките предизвикателства пред обясненията с модифицирана гравитация.
- Shen et al. (2021) — Разстояние до галактиката NGC1052-DF2 с дефицит на тъмна материя, измерено по върха на клона на червените гигантиДоказателства за разстоянието, подкрепящи необичайно ниско количество тъмна материя в измерената област на DF2.
- CERN — Тъмна материяНеизвестната природа на тъмната материя и търсенето на негравитационни доказателства.
- Mao et al. (2024) — Проучването SAGA III: преброяване на 101 сателитни системи около галактики с маса на Млечния пътПопулации от сателитни галактики, пълнота на обзора и различия между галактичните системи.
Всички статии в този раздел
- Хало от тъмна материя: основата на галактиките — вие сте тук
- Класификация на галактиките на Хъбъл: спирални, елиптични, неправилни
- Сблъсъци и сливания: двигатели на растежа на галактиките
- Галактични купове и свръхкупове
- Спирални ръкави и галактики с прът
- Елиптични галактики: формиране и свойства
- Неправилни галактики: хаос и изблици на звездообразуване
- Пътища на еволюция: бавна вътрешна еволюция и въздействието на сливанията
- Активни галактични ядра и квазари
- Бъдещето на галактиките: Млечкомеда и след това