ბნელი მატერიის ჰალოები: გალაქტიკების საფუძველი
Linas Juozėnasგაზიარება
ცოდნის თაღი · სამყარო · თავი 03 / სტატია 01
ბნელი მატერიის ჰალოები გალაქტიკების საფუძვლები
კაშკაშა გალაქტიკა სისტემის მხოლოდ ნაწილია. მისი მოძრაობა, გარემო და მასში გამავალი სინათლის გზები გაცილებით დიდ გრავიტაციულ სტრუქტურას ავლენს.
როგორ ვიკვლევთ იმას, რასაც ვერ ვხედავთ?
წარმოიდგინეთ, რომ ზომავთ, რა სიჩქარით მოძრაობს აირი სპირალური გალაქტიკის კიდეებთან. ახლა შეაფასეთ მისი ვარსკვლავებისა და აირის გრავიტაციული მიზიდულობა. ბევრ გალაქტიკაში ეს ჩვეულებრივი კომპონენტები დაკვირვებულ მოძრაობას ვერ ხსნის.
გრავიტაციისა და კოსმოლოგიის სტანდარტულ მოდელში ახსნა არის გაფანტული გროვა, რომელიც ბნელი მატერიისგან შედგება. ჰალო ჩვენს მიერ გადაღებულ გალაქტიკას უფრო დიდ სისტემასთან აკავშირებს, რომლის მასაც ირიბად უნდა განვსაზღვროთ.
ამ კავშირის გასაგებად, ორი საკითხი ერთად უნდა განვიხილოთ: როგორ უწყობს ხელს ჰალო გალაქტიკის წარმოქმნას და რა მტკიცებულებები მიუთითებს ჰალოს არსებობაზე?
რა არის ბნელი მატერიის ჰალო?
ე.წ. ბნელი მატერიის ჰალო ბნელი მატერიის გრავიტაციულად შეკრული გროვაა. სიმულაციებში გალაქტიკების ჰალოები ხშირად დაახლოებით მრგვალია ან სამი განსხვავებული ღერძის გასწვრივ არის წაგრძელებული. მათი სიმკვრივე, ჩვეულებრივ, გარეთკენ კლებულობს და მყარი ზედაპირი არ აქვს.
ბნელი მატერია ასევე ვარსკვლავებისა და აირის მიერ დაკავებულ არეში მოძრაობს. ჰალო გალაქტიკის გარშემო ცარიელი გარსი არ არის. დიდი გალაქტიკების გაფანტული სისტემა კაშკაშა დისკოს შორს სცდება და სატელიტებისა და ვარსკვლავური ნაკადების მიერ დაკავებულ არემდე ვრცელდება.
ნივთიერების ბუნება უცნობი რჩება. ის სინათლეს ჩვეულებრივი ნივთიერებისთვის დამახასიათებელი გზებით არც ასხივებს და არც შთანთქავს, ამიტომ ასტრონომები მას ძირითადად გრავიტაციის საშუალებით ადგენენ. ეს მტკიცებულებები და კონკრეტული ნაწილაკის ძიება სხვადასხვა პრობლემის ნაწილია.[17]
ყველა გალაქტიკას ერთნაირი ჰალო აქვს?
არა. ზოგიერთ გალაქტიკაში გაზომილ უბნებში ბნელი მატერია უჩვეულოდ მცირე რაოდენობით ჩანს; NGC1052-DF2 შესწავლილი მაგალითია. ასეთი გაზომვები მანძილისა და დინამიკის შესახებ დაშვებების გათვალისწინებით უნდა განიმარტოს. ერთ უბანში ბნელი მატერიის მცირე რაოდენობის დადგენა არ ამტკიცებს, რომ სისტემის გარშემო ის არსად არის.[16]
ე.წ. ვარსკვლავური ჰალო და გაზის ჰალო ჩვეულებრივი მატერიისგან შემდგარი განსხვავებული კომპონენტებია. მათ შეიძლება ბნელი მატერიის ჰალოსთან სივრცის ნაწილი გაიზიარონ.
როგორ ყალიბდება ჰალო?
ადრეული სამყარო თითქმის ერთგვაროვანი იყო, თუმცა ოდნავ უფრო მკვრივი უბნები უფრო ძლიერად იზიდავდა მატერიას. ამ განსხვავებების ზრდასთან ერთად, ბნელი მატერია შეკრულ სტრუქტურებად გროვდებოდა. სტანდარტულ ΛCDM მოდელში Λ აღნიშნავს ბნელ ენერგიასთან დაკავშირებულ კოსმოლოგიურ მუდმივას, ხოლო CDM ცივ ბნელ მატერიას ნიშნავს.
აქ სიტყვა ცივი ნიშნავს, რომ ადრეულმა შემთხვევითმა ნაწილაკურმა მოძრაობამ არ წაშალა მცირე მასშტაბის სიმკვრივის უთანაბრობები, რომლებიც გალაქტიკების წარმოსაქმნელად არის საჭირო. ეს აღწერს ახალგაზრდა სამყაროში ნაწილაკების დინამიკურ ქცევას და არა თერმომეტრის ამჟამინდელ ჩვენებას.[3]
გრავიტაცია მატერიას აჯგუფებს
უფრო მკვრივი უბნები შეიძლება შეკრული გახდეს. მატერია ცვალებად გრავიტაციულ ველში ორბიტებზე მოძრაობს.
მცირე სტრუქტურები უფრო დიდებს უერთდება
ჰალოები გაფანტულ მატერიას იკრებს და სხვა ჰალოებსაც იზიდავს. შემომავალი სტრუქტურების ნაწილი უფრო მცირე, შეკრულ ნარჩენებად რჩება.
ორბიტები ენერგიას გადაანაწილებს
შიდა სისტემა შეიძლება მიუახლოვდეს ორბიტული მოძრაობისა და შემკვრელი გრავიტაციის მიახლოებით წონასწორობას, მაშინ როცა მისი გარე საზღვრები კვლავ იზრდება.
ეს ბოლო პროცესი ვირიალიზაციასთან არის დაკავშირებული. ჩამოყალიბებული ჰალო მოძრავი ნაწილაკების პოპულაციად რჩება; წონასწორობა მის საშუალო ქცევას აღწერს და არა უძრავ განაწილებას.
სად მთავრდება ჰალო და რას მოიცავს მითითებული მასა?
ერთ-ერთი გავრცელებული შეთანხმებაა R200c: რადიუსი, რომლის შიგნით საშუალო სიმკვრივე იმ ეპოქის სამყაროს კრიტიკულ სიმკვრივეზე 200-ჯერ მეტია. შესაბამისი აღნიშვნა M200c ამ რადიუსის შიგნით არსებულ მთელ გრავიტაციულ მასას მოიცავს, რომელშიც, როგორც წესი, ბნელი მატერია ჭარბობს.
სამყაროს ევოლუციასთან ერთად ზღვარიც იცვლება. ამიტომ მითითებული რადიუსი ან მასა შეიძლება გაიზარდოს მაშინაც კი, როცა ფიზიკურ სისტემაში ახალი მატერია არ ემატება; აღრიცხვის ამ ეფექტს ფსევდოევოლუცია ეწოდება. ჰალოების მასები თანმიმდევრული განსაზღვრებების გამოყენებით უნდა შედარდეს.[4]
როგორ წარმოიქმნება გალაქტიკა ჰალოს შიგნით?
გაზი შეიძლება ჰალოს გრავიტაციულ ველში ჩავარდეს, აჩქარდეს და ზოგჯერ დარტყმით ტალღებში გაცხელდეს. ვარსკვლავების წარმომქმნელ მკვრივ რეგიონებად შესაკუმშად მან გამოსხივებით სითბო უნდა დაკარგოს. ტემპერატურისა და შემადგენლობის მიხედვით, ატომები, მოლეკულები და თავისუფალ ელექტრონებთან დაკავშირებული ურთიერთქმედებები გაგრილების სხვადასხვა გზას ქმნის.
ჰალოში მოხვედრამდე გაზს აუცილებელი არ არის, რომ კუთხოვანი იმპულსი დაკარგოს. შენარჩუნებული კუთხოვანი იმპულსი — ბრუნვასთან დაკავშირებული მოძრაობა — მას დისკში დამკვიდრებაში ეხმარება. ძალიან მცირე ცენტრალურ რეგიონამდე მისაღწევად ამ მოძრაობის დამატებითი გადანაწილებაა საჭირო.
Tuo tarpu žvaigždžių šviesa, jų sprogimai ir aktyvios juodosios skylės gali kaitinti dujas arba judinti jas į išorę. Grįžtamasis ryšys, naujas atitekėjimas ir susiliejimai veikia, kiek dujų virsta žvaigždėmis. Halo masė ir istorija svarbios, tačiau jos vienareikšmiškai nenulemia galaktikos formos.[2]
პატარა და ბევრად უფრო დიდი ჰალოები, როგორც წესი, ამ ხელმისაწვდომი ნაწილის უფრო მცირე წილს გარდაქმნიან თავიანთი ცენტრალური გალაქტიკის ვარსკვლავებად. ჩვეულებრივი მატერიის დიდი ნაწილი შეიძლება აირად მდგომარეობაში დარჩეს, გამოიტყორცნოს ან არაეფექტიანად აკრეტირდეს. ჯგუფებსა და გროვებში თანამგზავრი გალაქტიკების ვარსკვლავებიც ცალკე უნდა აღირიცხოს.[5]
რას გვიჩვენებს ბრუნვის მრუდი?
ე.წ. ბრუნვის მრუდი გალაქტიკის ცენტრიდან დაშორების მიხედვით ორბიტული სიჩქარის ცვლილებას აჩვენებს. ასტრონომები სიჩქარეებს აირის ან ვარსკვლავების სინათლის დოპლერული წანაცვლებებიდან აფასებენ და გალაქტიკის ხედვის კუთხეს ითვალისწინებენ.
კომპაქტური მასური კონცენტრაციის მიღმა წრიული ორბიტული სიჩქარე მანძილის ზრდასთან ერთად უნდა იკლებდეს. თუმცა მრავალ სპირალურ გალაქტიკაში მაღალი სიჩქარეები შორს, გაზით მდიდარ კიდეებშიც ნარჩუნდება. ვერა რუბინისა და სხვა მკვლევრების ნაშრომებმა ამ ქცევის ფართოდ გავრცელება დაადგინა.[6]
რეალური მასის მოდელები მოიცავს ვარსკვლავურ დისკს, ცენტრალურ ამობურცულ ნაწილს, თუ ასეთი არსებობს, და გაზის გაზომილ რაოდენობას. მათი გრავიტაციული წვლილი ჰალოს წვლილს ემატება. დამატებითი მასის საჩვენებლად მრუდი იდეალურად ბრტყელი არ არის აუცილებელი, ხოლო გალაქტიკის შიდა რეგიონში ჩვეულებრივი მატერია შეიძლება დომინირებდეს.[7]
მარტივი განტოლება, რომელსაც ეს არგუმენტი ეყრდნობა
vc2(r) = G M(<r) / r
თუ შიგნით მოქცეული მასა ზრდას შეწყვეტს, სიჩქარე დაახლოებით 1/√r-ის პროპორციულად იკლებს. თუ სიჩქარე სხივების გარკვეულ დიაპაზონში უცვლელი რჩება, შიგნით მოქცეული მასა დაახლოებით r-ის პროპორციულად იზრდება. რეალურ დისკურ მოდელებში დისკის გეომეტრია გამოიყენება.
გრაფიკზე ჯამდება წრიული სიჩქარეების კვადრატების წვლილი: vtotal2 = vordinary2 + vhalo2. თავად სიჩქარეების პირდაპირ შეკრება არ შეიძლება.
მრუდის განმარტებისას სიფრთხილე მაინც საჭიროა. შედეგზე გავლენას ახდენს მანძილი, დახრილობა, არაწრიული მოძრაობა და ვარსკვლავების სინათლის მასად გადათვლა. სხივების შეზღუდული დიაპაზონის მონაცემები ამ დიაპაზონს უფრო უშუალოდ ზღუდავს, ვიდრე ჰალოს მთლიან ზომას.[7]
კიდევ როგორ შეგვიძლია უხილავი სტრუქტურის მასის განსაზღვრა?
ბრუნვა გრავიტაციის შესწავლის მხოლოდ ერთი გზაა. სხვა მეთოდებით იკვლევენ უფრო ქაოსურად მოძრავ ვარსკვლავებს, ცხელ აირს ან ფონურ სინათლეს. თითოეული მათგანი საერთო გრავიტაციულ ველზე რეაგირებს, ამიტომ კომპონენტების გასარჩევად დამატებითი ინფორმაციაა საჭირო.
| რას ვზომავთ | რას გვიჩვენებს | რა უნდა გავითვალისწინოთ |
|---|---|---|
| ვარსკვლავების სიჩქარეთა დისპერსია | ვარსკვლავების სიჩქარეთა დისპერსია ჯუჯა ან ელიფსური გალაქტიკის შიგნით არსებულ მასას ზღუდავს. | სისტემისადმი კუთვნილება, ორბიტების სტრუქტურა და ის, რამდენად ახლოსაა სისტემა წონასწორობასთან.[8] |
| გრავიტაციული ლინზირება | ფონური წყაროების დამახინჯება ჩვენსა და ამ წყაროებს შორის არსებულ პროეცირებულ მასას ავლენს. | წვლილს ასევე შეაქვს ვარსკვლავებს, აირს, ბნელ მატერიასა და მხედველობის ხაზზე არსებულ სხვა სტრუქტურებს.[9] |
| რენტგენის გამოსხივების მქონე აირი | აირის სიმკვრივე და ტემპერატურა ჯგუფის ან გროვის შემაკავებელი მასის შეფასებაში გვეხმარება. | ჰიდროსტატიკური მოდელები წნევის მიახლოებით გაწონასწორებას ვარაუდობს; მასის მოძრაობამ და ტურბულენტობამ შეიძლება შეფასება შეცვალოს.[10] |
| თანამგზავრები და ვარსკვლავური ნაკადები | მათი მდებარეობები და მოძრაობა გაშლილი ჰალოს გრავიტაციულ ველს ზღუდავს. | მასიურმა თანამგზავრებმა შეიძლება ნაკადები დაარღვიონ, ამიტომ მათი მასპინძელი ჰალო ყოველთვის იზოლირებულად ვერ მოდელირდება.[11] |
ბევრი მკრთალი ჯუჯა გალაქტიკის ვარსკვლავების მოძრაობა იმაზე მიუთითებს, რომ გრავიტაციით შეკრული მასა გაცილებით მეტია, ვიდრე მათი ვარსკვლავების მასა. ყველაზე სანდო შეფასება ხშირად იმ არეში არსებულ მასას ეხება, სადაც დაკვირვებული ვარსკვლავებია, და არა შორეული ჰალოს სრულ გაზომვას.[8]
ტყვიის გროვა
შეჯახებული გროვების ამ სისტემაში ცხელი აირი — ჩვეულებრივი მატერიის ძირითადი კომპონენტი — ურთიერთქმედებების შედეგად შენელდა. ლინზირებით გამოვლენილი ძირითადი მასის კონცენტრაციები ამ აირისგან დაშორებულია და გალაქტიკებთან უფრო ახლოსაა.
ეს განცალკევება მყარ მტკიცებულებას გვაძლევს დამატებითი, უმეტესწილად არაშეჯახებული მასის კომპონენტის არსებობის შესახებ. ლინზირების რუკა გრავიტაციისა და მასის განაწილების მტკიცებულებას გვაწვდის; ის ბნელი მატერიის ნაწილაკის პირდაპირი აღმოჩენა არ არის.[9]
რა არის ჰალოს შიგნით?
სიმკვრივის პროფილი
პროფილი აღწერს, როგორ იცვლება სიმკვრივე ცენტრიდან დაშორების მიხედვით. ფართოდ გამოყენებული საორიენტაციო აღწერაა Navarro–Frenk–White, ანუ NFW პროფილი, რომელიც არაშეჯახებული ბნელი მატერიის სიმულაციებიდან არის მიღებული.
მისი სფერულად გასაშუალოებული სიმკვრივე ცენტრისკენ იზრდება, დიდ რადიუსებზე კი უფრო მკვეთრად იკლებს. სიმკვრივის მასშტაბსა და რადიუსს, რომელზეც დახრილობა იცვლება, ორი პარამეტრი განსაზღვრავს. ეს სასარგებლო მიახლოებაა და არა ყველა რეალური ჰალოს ზუსტი აღწერა.[12]
მის შიგნით არსებული უფრო მცირე სტრუქტურები
ე.წ. სუბჰალო უფრო დიდი ჰალოს შიგნით არსებული უფრო პატარა შეკრული სტრუქტურაა, ხშირად აკრეტირებული ჰალოს ნაშთი. ზოგიერთ მათგანში სატელიტური გალაქტიკებია; ზოგიერთში კი შესაძლოა იმდენად ცოტა ვარსკვლავი იყოს, რომ ვერ აღმოვაჩინოთ, ან ისინი საერთოდ უვარსკვლავოდ დარჩენილიყვნენ.[3]
თანამგზავრთა რაოდენობა განსხვავდება ერთმანეთის მხრივ მსგავს მასპინძელ გალაქტიკებს შორის. SAGA-ს მსგავსი კვლევები ამ ცვალებადობის გაზომვასა და იმ ობიექტების შეფასებას უწყობს ხელს, რომლებსაც დაკვირვების გარკვეული სტრატეგია ვერ აღმოაჩენდა.[18]
NFW განტოლების უფრო ახლოდან განხილვა
ρ(r) = ρsx(1 + x)2 x = r/rs
ცენტრთან ახლოს ეს მოდელი დაახლოებით ρ ∝ 1/r-ს ემორჩილება; მასშტაბურ რადიუსს მიღმა კი — ρ ∝ 1/r3-ს. ეს მათემატიკური ზღვრული შემთხვევები აღწერს მორგებად ფუნქციას და არა რეალური გალაქტიკის ცენტრში გაზომილ უსასრულო სიმკვრივეს.[12]
წინა ბრუნვის გრაფიკში ორბიტული არგუმენტის საილუსტრაციოდ სხვა, გამარტივებული ჰალოს პროფილია გამოყენებული. ეს NFW-ს მორგება არ არის.
სად ხდება სურათი ბუნდოვანი?
ზოგიერთი გალაქტიკის მასის ცენტრალური განაწილება უფრო ბრტყელია, ვიდრე არაშეჯახებადი ნაწილაკების მარტივი სიმულაციით ნაწინასწარმეტყველები. მკვლევრები ასევე ერთმანეთს ადარებენ დაკვირვებულ თანამგზავრთა რაოდენობასა და შიდა სიმკვრივეებს სიმულირებულ სუბჰალოებში არსებულ მაჩვენებლებს. ამ შემოწმებებმა ჩვეულებრივი მატერიის გავლენა და დაკვირვებების შეზღუდვები უნდა გაითვალისწინოს.[3]
ვარსკვლავური უკუკავშირი
გაზის სწრაფმა, განმეორებითმა გადინებებმა შეიძლება შეცვალოს გრავიტაციული ველი და ენერგია ბნელი მატერიის ორბიტებს გადასცეს. სათანადო პირობებში ცენტრალური სიმკვრივის წვეტი უფრო ბრტყელ ბირთვად იქცევა. ურთიერთქმედება გრავიტაციის მეშვეობით ხდება.[13]
ურთიერთქმედი ბნელი მატერია
ბნელი მატერიის ნაწილაკებს, რომლებიც ერთმანეთს ეჯახებიან და იფანტებიან, შეუძლიათ ჰალოს შიგნით ენერგიის გადანაწილება. შეიძლება ბირთვები წარმოიქმნას, თუმცა შედეგი დამოკიდებულია ურთიერთქმედების სიძლიერეზე, გარშემო არსებულ მატერიასა და ისტორიაზე; ზოგიერთ სისტემაში მოგვიანებით შეიძლება უფრო მკვრივი ცენტრები ჩამოყალიბდეს.[14]
თბილი ბნელი მატერია
ადრეულ ეტაპზე ნაწილაკების უფრო დიდმა სიჩქარეებმა შეიძლება მცირე მასშტაბის სიმკვრივის ზოგიერთი არაერთგვაროვნება გაასწოროს, სანამ ისინი კოლაფსირდება. ეს ცვლის მცირე ჰალოების პოპულაციას და მრავალ მასშტაბზე დაკვირვებებთან თავსებადი უნდა დარჩეს.[3]
სახელწოდება „დაკარგული თანამგზავრები“ არ ნიშნავს, რომ ყველა ნაწინასწარმეტყველებ სუბჰალოში კაშკაშა გალაქტიკა უნდა იყოს. შედარებისას გასათვალისწინებელია, საერთოდ წარმოიქმნა თუ არა ოდესმე ვარსკვლავები მცირე ჰალოში და შესაძლებელი იქნებოდა თუ არა მათი აღმოჩენა. ერთი სტატისტიკური მაჩვენებლის თანხვედრა ასევე ვერ წყვეტს ყველა საკითხს ჰალოების ცენტრებთან ან თანამგზავრების პოპულაციებთან დაკავშირებით.
თვით გრავიტაცია უნდა შეიცვალოს?
Modifikuota ნიუტონის დინამიკა, ან MOND, მცირე აჩქარებებისას გალაქტიკების დინამიკაში მკაფიო კანონზომიერებებს აღწერს. ეს კავშირები მნიშვნელოვანი მტკიცებულებებია, რომლებსაც ნებისმიერი წარმატებული ახსნა უნდა ითვალისწინებდეს.
ამ მიდგომის გალაქტიკათა გროვებზე, გრავიტაციულ ლინზირებასა და სამყაროს გაფართოებასა და სტრუქტურაზე გასავრცელებლად საჭიროა უფრო ფართო რელატივისტური თეორია, ზოგიერთ ფორმულირებაში კი — დამატებითი უხილავი კომპონენტებიც. ΛCDM სტანდარტულ ჩარჩოდ რჩება, რადგან დაკვირვებების ფართო ერთობლიობას ხსნის; მისი წარმატება ჯერ კიდევ არ გვიმხელს ბნელი მატერიის ბუნებას.[15]
რა მოგვცემდა უფრო მკაფიო სურათს?
ჰალოს უფრო ძლიერი მოდელი ერთზე მეტი ბრუნვის მრუდის ახსნას უნდა ახერხებდეს. მან ასევე უნდა ახსნას ლინზირება, თანამგზავრთა პოპულაციები, ვარსკვლავური ნაკადები და ამ თვისებების განსხვავებები გალაქტიკებს შორის.
მკრთალი სისტემების აღმოჩენა
უფრო ღრმა დაკვირვებები და მრავალი თანამგზავრი გალაქტიკის შემცველი გალაქტიკების მიმოხილვები თანამგზავრთა რაოდენობის შეფასებას აუმჯობესებს. იმის დადგენით, რომელ ობიექტებს გამოტოვებდა მიმოხილვა, ეს რაოდენობები ჰალოების ფორმირების შესამოწმებლად გამოსადეგი ხდება.[18]
თავად მატერიის ძიება
ლაბორატორიული ექსპერიმენტები და ნაწილაკების ფიზიკის ცდები ახალი ნაწილაკების ან ურთიერთქმედებების მტკიცებულებებს ეძებს. სარწმუნო შედეგმა აღმოჩენილი კანდიდატი სამყაროში ბნელი მატერიის რაოდენობასა და ქცევას უნდა დაუკავშიროს.[17]
სიმულაციები ამ ძალისხმევებს აერთიანებს და ბნელ მატერიას გაზთან, ვარსკვლავებთან და უკუკავშირთან ერთად აკვირდება. სხვადასხვა ფიზიკურ დაშვებაზე დაფუძნებული მოდელების იმავე დაკვირვებებთან შედარება გვეხმარება დავადგინოთ, რომელი ახსნების ერთმანეთისგან გარჩევაა შესაძლებელი და რომელ შემთხვევებში იქნება გაზომვების გაუმჯობესება განსაკუთრებით მნიშვნელოვანი.
გალაქტიკის სინათლე მისი სტრუქტურის მხოლოდ ნაწილს გვიჩვენებს.
ბნელი მატერიის ჰალოები უფრო ფართო გრავიტაციულ გარემოს ქმნის, რომელშიც გალაქტიკათა უმეტესობა ვითარდება. შემდეგ გაზის გაცივება, ბრუნვა, ვარსკვლავების წარმოქმნა და ურთიერთქმედებები განსაზღვრავს, რა ხდება ხილული.
შემდეგი სტატია გალაქტიკების კლასიფიკაციას ეძღვნება: როგორ აღვწერთ სპირალურ, ელიფსურ, ლინზისებრ და არაწესიერ გალაქტიკებს და რამდენის გაგება შეიძლება მათი წარსულის შესახებ მათი გარეგნობიდან.
წყაროები და დამატებითი ლიტერატურა
სამეცნიერო სტატიები და მიმოხილვები, რომლებიც ამ განხილვაში მოყვანილ გაზომვებსა და მოდელებს ასაბუთებს. ილუსტრაციები კონცეპტუალურია; ბრუნვის მრუდები გამოთვლილია მარტივი მოდელის მიხედვით და დაკვირვების მონაცემებს არ წარმოადგენს.
- Planck Collaboration (2020) — Planck 2018 results VI: Cosmological parametersსტანდარტულ კოსმოლოგიურ მოდელში ჩვეულებრივი მატერიისა და ცივი ბნელი მატერიის საშუალო კოსმოსური სიმკვრივეები.
- Somerville & Davé (2015) — გალაქტიკების წარმოქმნის ფიზიკური მოდელები კოსმოლოგიურ ჩარჩოშიაირის აკრეცია, გაცივება, ვარსკვლავთწარმოქმნა, უკუკავშირი და გალაქტიკებისა და ჰალოების კავშირი.
- Bullock & Boylan-Kolchin (2017) — ΛCDM პარადიგმის მცირე მასშტაბების გამოწვევებიცივი ბნელი მატერია, ჰალოების დაგროვება, შიდა სტრუქტურები და მცირე მასშტაბებზე შემოწმებები.
- Diemer, More & Kravtsov (2013) — ჰალოს მასის ფსევდოევოლუციაროგორ მოქმედებს ცვალებადი სიმკვრივის ზღვარი ჰალოების მითითებულ რადიუსებსა და მასებზე.
- Moster, Naab & White (2013) — გალაქტიკების ბნელი მატერიის ჰალოებთან შეხამებით მიღებული გალაქტიკური ვარსკვლავთწარმოქმნისა და აკრეციის ისტორიებიმასაზე დამოკიდებული ეფექტიანობა, რომლითაც ხელმისაწვდომი ბარიონული წილი ვარსკვლავებად გარდაიქმნება.
- Sofue & Rubin (2001) — სპირალური გალაქტიკების ბრუნვის მრუდებიროგორ ავლენს ორბიტული სიჩქარეები გრავიტაციული მასის განაწილებას.
- Lelli, McGaugh & Schombert (2016) — SPARC: 175 დისკოსებრი გალაქტიკის მასის მოდელები Spitzer-ის ფოტომეტრიითა და ზუსტი ბრუნვის მრუდებითდაკვირვებული ბრუნვის მრუდები და ვარსკვლავებისა და აირის მოსალოდნელი წვლილები.
- Wolf et al. (2010) — დისპერსიით მხარდაჭერილი გალაქტიკების ზუსტი მასებივარსკვლავების მოძრაობის გამოყენება მკრთალი გალაქტიკების შიგნით მასის დასადგენად.
- Clowe et al. (2006) — ბნელი მატერიის არსებობის პირდაპირი ემპირიული მტკიცებულებაცხელი აირისა და გრავიტაციული ლინზირებით განსაზღვრული მასის განცალკევება ტყვიის გროვაში.
- Pearce et al. (2020) — მასიური გალაქტიკათა გროვების ჰიდროსტატიკური მასის შეფასებებივარაუდები და შესაძლო სისტემური გადახრები, როდესაც მასას გროვის ცხელი აირით აფასებენ.
- Erkal et al. (2019) — დიდი მაგელანის ღრუბლის სრული მასა ორფანის ნაკადზე მისი ზემოქმედების მიხედვითროგორ რეაგირებს ვარსკვლავური ნაკადი ირმის ნახტომსა და მასიურ თანამგზავრზე.
- Navarro, Frenk & White (1997) — იერარქიული გროვაწარმოქმნით მიღებული უნივერსალური სიმკვრივის პროფილიNFW სიმკვრივის პროფილი, როგორც არასაშეჯახო ნაწილაკების სიმულაციებიდან მიღებული ეტალონური აღწერა.
- Pontzen & Governato (2012) — როგორ აქცევს ზეახალი ვარსკვლავის უკუკავშირი ბნელი მატერიის კუსპიდებს ბირთვებადმექანიზმი, რომლის მეშვეობითაც აირის ცვალებადი განაწილება ბნელი მატერიის ორბიტებს ცვლის.
- Tulin & Yu (2018) — ბნელი მატერიის თვითურთიერთქმედებები და მცირე მასშტაბის სტრუქტურაროგორ შეიძლება ბნელი მატერიის ნაწილაკების გაფანტვამ შეცვალოს ჰალოების ცენტრები.
- Famaey & Durakovic (2025) — მოდიფიცირებული ნიუტონის დინამიკა (MOND)გალაქტიკების დინამიკა მცირე აჩქარებების პირობებში და მოდიფიცირებული გრავიტაციის ახსნათა უფრო ფართო გამოწვევები.
- Shen და სხვ. (2021) — წითელი გიგანტების შტოს წვეროს მეთოდით მიღებული მანძილი ბნელი მატერიის დეფიციტური გალაქტიკისთვის NGC1052-DF2მანძილის გაზომვის მტკიცებულებები, რომლებიც DF2-ის გაზომილ არეში ბნელი მატერიის უჩვეულოდ მცირე რაოდენობაზე მიუთითებს.
- CERN — ბნელი მატერიაბნელი მატერიის უცნობი ბუნება და არაგრავიტაციული მტკიცებულებების ძიება.
- Mao და სხვ. (2024) — The SAGA Survey III: A Census of 101 Satellite Systems around Milky Way-mass Galaxiesთანამგზავრთა პოპულაციები, მიმოხილვების სისრულე და გალაქტიკური სისტემების განსხვავებები.
ამ განყოფილების ყველა სტატია
- ბნელი მატერიის ჰალოები: გალაქტიკების საფუძვლები — თქვენ აქ ხართ
- ჰაბლის გალაქტიკათა კლასიფიკაცია: სპირალური, ელიფსური, არაწესიერი
- შეჯახებები და შერწყმები: გალაქტიკების ზრდის მამოძრავებელი ძალები
- გალაქტიკათა გროვები და ზეგროვები
- სპირალური მკლავები და ზოლიანი გალაქტიკები
- ელიფსური გალაქტიკები: ფორმირება და თვისებები
- არაწესიერი გალაქტიკები: ქაოსი და ვარსკვლავთწარმოქმნის აფეთქებები
- ევოლუციის გზები: ნელი შინაგანი განვითარება და შერწყმების გავლენა
- გალაქტიკების აქტიური ბირთვები და კვაზარები
- გალაქტიკების მომავალი: ირმედა და შემდეგ