Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Гало темної матерії англ dark matter halo це гіпотетичний компонент галактики що огортає галактичний диск та поширюється

Гало темної матерії

Гало темної матерії

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.

image
Симуляція гало темної матерії з космологічноїl

Криві обертання як свідчення існування гало темної матерії

Докладніше: Крива обертання галактики
image
Крива обертання галактики для Чумацького Шляху. Вертикальна вісь — швидкість обертання довкола галактичного центру; горизонтальна — відстань від галактичного центру. Сонце позначено жовтим кругом. Швидкість обертання, яка спостерігається, показана синьою кривою. Червона крива — теоретична крива швидкості, розрахована на підставі маси зір та газу в Чумацькому Шляху. Дисперсія у спостереженнях грубо позначена сірими відрізками. Відмінність у двох кривих викликана темною матерією або можливо модифікацією закону гравітації.

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)[], 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:

image

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):

image

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:

image

Хоче застосування третього параметра дає дещо кращий опис результатів числових симуляцій, за спостереженнями його не відрізнити від NFW-гало на двох параметрах, 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 [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.

Див. також

Примітки

  1. Peter Schneider (2006). . Springer. с. 4, Figure 1.4. ISBN . Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
  2. Theo Koupelis, Karl F Kuhn (2007). . Jones & Bartlett Publishers. с. 492; Figure 16-13. ISBN . Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
  3. Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John Adams (2004). . Cambridge University Press. с. 21; Figure 1.13. ISBN . Архів оригіналу за 27 грудня 2016. Процитовано 17 квітня 2016.
  4. Navarro, J. et al. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering [ 4 червня 2016 у Wayback Machine.]
  5. Merritt, D. et al. (2006), Empirical Models for Dark Matter Halos. [ 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 [ 28 серпня 2017 у Wayback Machine.]
  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.

Подальше читання

  • Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Cambridge University Press. с. 762. ISBN .
  • Brainerd, Tereasa (July 2011). . 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? [ 30 вересня 2007 у Wayback Machine.] ESO (ScienceDaily) July 3, 2006
  • Dark Matter Search Experiment , PICASSO Experiment [ 25 січня 2021 у Wayback Machine.]

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Galo temnoyi materiyi angl dark matter halo ce gipotetichnij komponent galaktiki sho ogortaye galaktichnij disk ta poshiryuyetsya daleko za mezhi vidimoyi galaktiki Masa galo stanovit osnovnu chastinu masi galaktiki Oskilki galo skladayetsya z temnoyi materiyi jogo ne mozhna bezposeredno sposterigati ale jogo isnuvannya viplivaye z vplivu na ruh zir ta gazu v galaktikah Galo temnoyi materiyi vidigraye klyuchovu rol u potochnih modelyah viniknennya ta evolyuciyi galaktik Simulyaciya galo temnoyi materiyi z kosmologichnoyilKrivi obertannya yak svidchennya isnuvannya galo temnoyi materiyiDokladnishe Kriva obertannya galaktiki Kriva obertannya galaktiki dlya Chumackogo Shlyahu Vertikalna vis shvidkist obertannya dovkola galaktichnogo centru gorizontalna vidstan vid galaktichnogo centru Sonce poznacheno zhovtim krugom Shvidkist obertannya yaka sposterigayetsya pokazana sinoyu krivoyu Chervona kriva teoretichna kriva shvidkosti rozrahovana na pidstavi masi zir ta gazu v Chumackomu Shlyahu Dispersiya u sposterezhennyah grubo poznachena sirimi vidrizkami Vidminnist u dvoh krivih viklikana temnoyu materiyeyu abo mozhlivo modifikaciyeyu zakonu gravitaciyi Nayavnist temnoyi materiyi u galo viplivaye z yiyi gravitacijnogo vplivu na krivi obertannya spiralnih galaktik Bez velikih mas v umovno kulyastomu galo obertalna shvidkist galaktiki zmenshuvalas bi na velikih vidstanyah vid galaktichnogo centru tak samo yak orbitalni shvidkosti zovnishnih planet ye menshimi chim dali voni vid Soncya Odnak sposterezhennya spiralnih galaktik zokrema sposterezhennya na radiohvilyah spektralnih linij nejtralnogo atomnogo vodnyu vidomogo sered astronomiv yak HI dzherelo pokazuyut sho kriva obertannya bilshosti spiralnih galaktik gorizontalno vipryamlyayetsya tobto obertalni shvidkosti z viddalennyam vid galaktichnogo centru ne padayut Vidsutnist bud yakoyi vidimoyi materiyi yaka mogla b poyasniti ci sposterezhennya vede do pripushen sho abo isnuye materiya yaku nemozhlivo sposterigati temna abo sho teoriya ruhu pid diyeyu gravitaciyi Zagalna teoriya vidnosnosti ye nepovnoyu Chasto dlya modeli galo temnoyi materiyi zastosovuyetsya model psevdoizotermalnogo galo r r c o n s t a n t 1 r a 2 displaystyle rho r frac rm constant 1 r a 2 Vona dobre pidhodit do bilshosti danih krivoyi obertannya Odnak vona ne mozhe dati povnij opis galo temnoyi materiyi oskilki vklyuchena masa ne dosyagaye kincevogo znachennya pri zbilshenni radiusu do neskinchennosti Hocha empirichno model uspishna vona ne zasnovana na glibshij teoriyi Chislovi simulyaciyi utvorennya struktur u Vsesviti sho rozshiryuyetsya vedut do teoretichnogo peredbachennya NFW profilyu Navarro Frenk Vajt r r c o n s t a n t r a 1 r a 2 displaystyle rho r frac rm constant r a 1 r a 2 Cej profil maye skinchenij gravitacijnij potencial hocha vklyuchena masa vse odno kolivayetsya logarifmichno Prijnyato viznachati zagalnu masu vsih galo u vidpravnij tochci vimiryuvannya yak velichinu yaka vklyuchaye nadshilnist u 200 vishu za kritichnu shilnist vsesvitu hocha matematichno profil prostyagayetsya i dali ciyeyi umovnoyi tochki NFW profili galo perevazhno dayut girshij opis danih galaktiki nizh psevdoizotermichnij profil sho viklikaye problemu tochnosti galo Komp yuterni simulyaciyi na bilsh detalnih danih krashe opisuyutsya profilem Ejnasto r r r 0 e a r n displaystyle rho r rho 0 e alpha r n Hoche zastosuvannya tretogo parametra daye desho krashij opis rezultativ chislovih simulyacij za sposterezhennyami jogo ne vidrizniti vid NFW galo na dvoh parametrah i vin ne virishuye problemu tochnosti galo Teoriyi pro prirodu temnoyi materiyiDiv takozh Temna materiya Na potochnij chas priroda temnoyi materiyi u galo spiralnih galaktik ne viznachena ale populyarnimi ye dvi teoriyi abo galo skladayetsya zi slabko vzayemodiyuchih masivnih chastinok abo v nomu roztashovana velika kilkist malenkih temnih til vidomih yak en angl Massive astrophysical compact halo object MACHO Malojmovirnim vvazhayetsya sho galo mistit veliku kilkist mizhzoryanogo gazu ta pilu oskilki voni buli b zafiksovani sposterezhennyami Poshuk vipadkiv gravitacijnogo mikrolinzuvannya v galo Chumackogo Shlyahu vkazuye ta te sho kilkist MACHO jmovirno ye nedostatnoyu dlya neobhidnoyi masi galo Galo temnoyi materiyi Chumackogo ShlyahuVvazhayetsya sho vidimij disk Chumackogo Shlyahu otochenij znachno bilshim kulyastim galo temnoyi materiyi Gustina temnoyi materiyi znizhuyetsya zi zbilshennyam vidstani vid galaktichnogo centru Za potochnimi pripushennyami blizko 95 nashoyi Galaktiki skladayetsya z temnoyi materiyi yaka nachebto ne vzayemodiye z inshoyu materiyeyu ta energiyeyu Galaktiki niyakim chinom krim gravitacijnoyi vzayemodiyi Zagalna masa materiyi sho svititsya skladaye priblizno 9 1010 mas Soncya a masa temnoyi materiyi jmovirno stanovit vid blizko 6 1011 do blizko 3 1012 mas Soncya Div takozhViniknennya ta evolyuciya galaktik Galaktichna sistema koordinat Baldzh Galaktichne galo Spiralna galaktika Ultratemni galaktikiPrimitkiPeter Schneider 2006 Springer s 4 Figure 1 4 ISBN 3 540 33174 3 Arhiv originalu za 27 grudnya 2016 Procitovano 17 kvitnya 2016 Theo Koupelis Karl F Kuhn 2007 Jones amp Bartlett Publishers s 492 Figure 16 13 ISBN 0 7637 4387 9 Arhiv originalu za 27 grudnya 2016 Procitovano 17 kvitnya 2016 Mark H Jones Robert J Lambourne David John Adams 2004 Cambridge University Press s 21 Figure 1 13 ISBN 0 521 54623 0 Arhiv originalu za 27 grudnya 2016 Procitovano 17 kvitnya 2016 Navarro J et al 1997 A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering 4 chervnya 2016 u Wayback Machine Merritt D et al 2006 Empirical Models for Dark Matter Halos 17 chervnya 2019 u 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 28 serpnya 2017 u 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 T 794 1 s 17 arXiv 1408 1787 Bibcode 2014ApJ 794 59K doi 10 1088 0004 637X 794 1 59 Podalshe chitannyaBertone Gianfranco 2010 Particle Dark Matter Observations Models and Searches Cambridge University Press s 762 ISBN 978 0 521 76368 4 Brainerd Tereasa July 2011 Astronomical Review T 6 7 Arhiv originalu za 18 chervnya 2012 Procitovano 11 zhovtnya 2012 PosilannyaRare Blob Unveiled Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump 30 veresnya 2007 u Wayback Machine ESO ScienceDaily July 3 2006 Dark Matter Search Experiment PICASSO Experiment 25 sichnya 2021 u Wayback Machine

Дата публікації:
Топ