Halo aus dunkler Materie -Dark matter halo

Simulierter Halo aus dunkler Materie aus einer kosmologischen N-Körper-Simulation

Nach modernen Modellen der physikalischen Kosmologie ist ein Halo aus dunkler Materie eine Grundeinheit der kosmologischen Struktur . Es ist eine hypothetische Region, die sich von der kosmischen Expansion entkoppelt hat und gravitativ gebundene Materie enthält . Ein einzelner Halo aus dunkler Materie kann mehrere virialisierte Klumpen dunkler Materie enthalten, die durch die Schwerkraft zusammengehalten werden, die als Subhalos bekannt sind. Moderne kosmologische Modelle wie ΛCDM schlagen vor, dass Halos und Subhalos aus dunkler Materie Galaxien enthalten könnten. Der Halo aus dunkler Materie einer Galaxie umhüllt die galaktische Scheibe und erstreckt sich weit über den Rand der sichtbaren Galaxie hinaus. Bestehend aus gedachtDunkle Materie , Halos wurden nicht direkt beobachtet. Ihre Existenz wird durch Beobachtungen ihrer Auswirkungen auf die Bewegungen von Sternen und Gas in Galaxien und Gravitationslinsen gefolgert . Halos aus dunkler Materie spielen eine Schlüsselrolle in aktuellen Modellen der Galaxienentstehung und -entwicklung . Zu den Theorien, die mit unterschiedlichem Erfolg versuchen, die Natur von Halos aus dunkler Materie zu erklären, gehören kalte dunkle Materie (CDM) , warme dunkle Materie und Massive Compact Halo Objects (MACHOs).

Galaxienrotationskurve für die Milchstraße. Die vertikale Achse ist die Rotationsgeschwindigkeit um das galaktische Zentrum. Die horizontale Achse ist die Entfernung vom galaktischen Zentrum. Die Sonne ist mit einem gelben Ball markiert. Die beobachtete Rotationsgeschwindigkeitskurve ist blau. Die vorhergesagte Kurve basierend auf Sternmasse und Gas in der Milchstraße ist rot. Streuung in Beobachtungen grob durch graue Balken angezeigt. Der Unterschied ist auf dunkle Materie oder vielleicht eine Modifikation des Gravitationsgesetzes zurückzuführen .

Rotationskurven als Beweis für einen Halo aus dunkler Materie

Das Vorhandensein von Dunkler Materie (DM) im Halo wird aus ihrer Gravitationswirkung auf die Rotationskurve einer Spiralgalaxie abgeleitet . Ohne große Massemengen im gesamten (ungefähr kugelförmigen) Halo würde die Rotationsgeschwindigkeit der Galaxie in großen Entfernungen vom galaktischen Zentrum abnehmen, genauso wie die Umlaufgeschwindigkeiten der äußeren Planeten mit zunehmender Entfernung von der Sonne abnehmen. Allerdings zeigen Beobachtungen von Spiralgalaxien, insbesondere Radiobeobachtungen der Linienemission von neutralem atomarem Wasserstoff (im astronomischen Sprachgebrauch als 21-cm -Wasserstofflinie , H-Eins- und HI-Linie bekannt), dass die Rotationskurve der meisten Spiralgalaxien abflacht, was bedeutet, dass die Rotationsgeschwindigkeiten nicht mit der Entfernung vom galaktischen Zentrum abnehmen. Das Fehlen jeglicher sichtbarer Materie , die diese Beobachtungen erklären könnte, impliziert entweder, dass unbeobachtete (dunkle) Materie existiert, die erstmals 1970 von Ken Freeman vorgeschlagen wurde, oder dass die Theorie der Bewegung unter Gravitation ( allgemeine Relativitätstheorie ) unvollständig ist. Freeman bemerkte, dass der erwartete Geschwindigkeitsabfall weder bei NGC 300 noch bei M33 vorhanden war, und hielt eine unentdeckte Masse für eine Erklärung. Die DM-Hypothese wurde durch mehrere Studien untermauert.

Bildung und Struktur von Halos aus dunkler Materie

Es wird angenommen, dass die Bildung von Halos aus dunkler Materie eine wichtige Rolle bei der frühen Entstehung von Galaxien gespielt hat. Während der anfänglichen galaktischen Entstehung sollte die Temperatur der baryonischen Materie immer noch viel zu hoch gewesen sein, um gravitativ selbstgebundene Objekte zu bilden, was die vorherige Bildung einer Struktur aus dunkler Materie erfordert, um zusätzliche gravitative Wechselwirkungen hinzuzufügen. Die aktuelle Hypothese dafür basiert auf kalter dunkler Materie (CDM) und ihrer Strukturbildung im frühen Universum.

Die Hypothese für die Bildung von CDM-Strukturen beginnt mit Dichtestörungen im Universum, die linear wachsen, bis sie eine kritische Dichte erreichen, wonach sie aufhören würden, sich auszudehnen und zusammenzubrechen, um gravitativ gebundene Halos aus dunkler Materie zu bilden. Diese Halos würden weiterhin an Masse (und Größe) zunehmen, entweder durch Akkretion von Material aus ihrer unmittelbaren Nachbarschaft oder durch Verschmelzung mit anderen Halos . Numerische Simulationen der CDM-Strukturbildung laufen wie folgt ab: Ein kleines Volumen mit kleinen Störungen dehnt sich zunächst mit der Expansion des Universums aus. Im Laufe der Zeit wachsen kleinräumige Störungen und kollabieren, um kleine Halos zu bilden. Zu einem späteren Zeitpunkt verschmelzen diese kleinen Halos zu einem einzigen virialisierten Halo aus dunkler Materie mit einer ellipsenförmigen Form, der eine gewisse Substruktur in Form von Subhalos aus dunkler Materie offenbart.

Die Verwendung von CDM überwindet Probleme, die mit der normalen baryonischen Materie verbunden sind, da es die meisten thermischen und Strahlungsdrücke beseitigt, die den Kollaps der baryonischen Materie verhindert haben. Die Tatsache, dass die dunkle Materie im Vergleich zur baryonischen Materie kalt ist, ermöglicht es dem DM, diese anfänglichen, gravitativ gebundenen Klumpen zu bilden. Sobald sich diese Subhalos gebildet haben, reicht ihre Gravitationswechselwirkung mit baryonischer Materie aus, um die thermische Energie zu überwinden und sie in die ersten Sterne und Galaxien kollabieren zu lassen. Simulationen dieser frühen Galaxienentstehung stimmen mit der Struktur überein, die bei galaktischen Untersuchungen sowie der Beobachtung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds beobachtet wurde.

Dichteprofile

Ein häufig verwendetes Modell für galaktische Halos aus dunkler Materie ist der pseudo-isotherme Halo:

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

wo bezeichnet die endliche zentrale Dichte und den Kernradius. Dies bietet eine gute Anpassung an die meisten Rotationskurvendaten. Es kann jedoch keine vollständige Beschreibung sein, da die eingeschlossene Masse nicht gegen einen endlichen Wert konvergiert, da der Radius gegen unendlich geht. Das Isothermenmodell ist bestenfalls eine Annäherung. Viele Effekte können Abweichungen von dem durch dieses einfache Modell vorhergesagten Profil verursachen. Beispielsweise kann (i) der Kollaps in der äußeren Region eines Halos aus dunkler Materie niemals einen Gleichgewichtszustand erreichen, (ii) nicht-radiale Bewegung kann wichtig sein und (iii) Verschmelzungen, die mit der (hierarchischen) Bildung eines Halo verbunden sind, können machen das sphärische Kollapsmodell ungültig. $\rho _{o}$ $r_{c}$

Numerische Simulationen der Strukturbildung in einem expandierenden Universum führen zum empirischen NFW (Navarro-Frenk-White) Profil :

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

wobei ein Skalenradius, eine charakteristische (dimensionslose) Dichte und = die kritische Dichte für die Schließung ist. Das NFW-Profil wird als „universal“ bezeichnet, weil es für eine Vielzahl von Halo-Massen funktioniert, die sich über vier Größenordnungen erstrecken, von einzelnen Galaxien bis zu den Halos von Galaxienhaufen. Dieses Profil hat ein endliches Gravitationspotential, obwohl die integrierte Masse immer noch logarithmisch divergiert. Es ist üblich geworden, sich auf die Masse eines Halo an einem Bezugspunkt zu beziehen, der eine Überdichte umschließt, die 200-mal größer ist als die kritische Dichte des Universums, obwohl sich das Profil mathematisch über diesen Notationspunkt hinaus erstreckt. Später wurde gefolgert, dass das Dichteprofil von der Umgebung abhängt, wobei die NFW nur für isolierte Halos geeignet ist. NFW-Halos liefern im Allgemeinen eine schlechtere Beschreibung von Galaxiendaten als das pseudo-isothermische Profil, was zu dem Problem der spitzen Halos führt . $r_{s}$ $\delta_{c}$ $\rho _{crit}$ $3H^{2}/8\pi G$

Computersimulationen mit höherer Auflösung werden besser durch das Einasto-Profil beschrieben :

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

wobei r der räumliche (dh nicht projizierte) Radius ist. Der Term ist eine Funktion von n, also der Dichte am Radius , der ein Volumen definiert, das die Hälfte der Gesamtmasse enthält. Während die Hinzufügung eines dritten Parameters eine leicht verbesserte Beschreibung der Ergebnisse aus numerischen Simulationen bereitstellt, ist er durch Beobachtung nicht von dem 2-Parameter-NFW-Halo unterscheidbar und trägt nicht dazu bei, das Problem des Höcker-Halo zu lindern . $d_{n}$ $\rho _{e}$ $r_{e}$

Form

Der Zusammenbruch von Überdichten im kosmischen Dichtefeld ist im Allgemeinen asphärisch. Es gibt also keinen Grund zu erwarten, dass die resultierenden Halos kugelförmig sind. Selbst die frühesten Simulationen der Strukturbildung in einem CDM-Universum betonten, dass die Halos wesentlich abgeflacht sind. Nachfolgende Arbeiten haben gezeigt, dass Halo-Äquidichteflächen durch Ellipsoide beschrieben werden können, die durch die Längen ihrer Achsen gekennzeichnet sind.

Aufgrund von Unsicherheiten sowohl in den Daten als auch in den Modellvorhersagen ist es immer noch unklar, ob die aus Beobachtungen abgeleiteten Halo-Formen mit den Vorhersagen der ΛCDM-Kosmologie übereinstimmen .

Halo-Unterbau

Bis Ende der 1990er Jahre zeigten numerische Simulationen der Halo-Bildung wenig Substruktur. Mit zunehmender Rechenleistung und besseren Algorithmen wurde es möglich, eine größere Anzahl von Partikeln zu verwenden und eine bessere Auflösung zu erzielen. Erhebliche Mengen an Unterkonstruktion werden nun erwartet. Wenn ein kleiner Halo mit einem wesentlich größeren Halo verschmilzt, wird er zu einem Subhalo, der innerhalb des Potentialtopfes seines Wirts kreist. Während es umkreist, ist es starken Gezeitenkräften des Wirts ausgesetzt, die dazu führen, dass es an Masse verliert. Darüber hinaus entwickelt sich die Umlaufbahn selbst, wenn der Subhalo dynamischer Reibung ausgesetzt ist, die dazu führt, dass er Energie und Drehimpuls an die Dunkle-Materie-Partikel seines Wirts verliert. Ob ein Subhalo als selbstgebundene Einheit überlebt, hängt von seiner Masse, seinem Dichteprofil und seiner Umlaufbahn ab.

Drehimpuls

Wie ursprünglich von Hoyle aufgezeigt und erstmals unter Verwendung numerischer Simulationen von Efstathiou & Jones demonstriert, erzeugt ein asymmetrischer Kollaps in einem expandierenden Universum Objekte mit einem signifikanten Drehimpuls.

Numerische Simulationen haben gezeigt, dass die Spinparameterverteilung für Halos, die durch dissipationslose hierarchische Clusterbildung gebildet werden, gut zu einer logarithmischen Normalverteilung passt , deren Median und Breite nur schwach von Halomasse, Rotverschiebung und Kosmologie abhängen:

\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 }}

mit und . Bei allen Halo-Massen gibt es eine deutliche Tendenz, dass Halos mit höherem Spin in dichteren Regionen liegen und somit stärker geclustert sind. ${\bar {\lambda}}\approx 0,035$ $\sigma _{ln\lambda}\approx 0,5$

Halo aus dunkler Materie in der Milchstraße

Es wird angenommen, dass die sichtbare Scheibe der Milchstraße in einen viel größeren, ungefähr kugelförmigen Halo aus dunkler Materie eingebettet ist. Die Dichte der Dunklen Materie nimmt mit der Entfernung vom galaktischen Zentrum ab. Es wird heute angenommen, dass etwa 95 % der Galaxie aus Dunkler Materie besteht, einer Art von Materie, die mit der restlichen Materie und Energie der Galaxie in keiner Weise außer durch die Schwerkraft zu interagieren scheint . Die Leuchtmasse macht ungefähr aus9 × 10 ¹⁰ Sonnenmassen . Der Halo aus dunkler Materie wird wahrscheinlich rundum eingeschlossen sein6 × 10 ¹¹ zu3 × 10 ¹² Sonnenmassen dunkler Materie.

Dichte der Dunklen Materie in Sonnenentfernung vom galaktischen Kern

Eine Jeans-Analyse von Sternbewegungen aus dem Jahr 2014 berechnete die Dichte der Dunklen Materie (in der Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) Sonnenmassen/Parsec^3.

Siehe auch

Galaxienentstehung und -entwicklung – Von einem homogenen Anfang, der Entstehung der ersten Galaxien, der Art und Weise, wie sich Galaxien im Laufe der Zeit verändern
Galaktische Koordinatensystem – Himmelskoordinatensystem in sphärischen Koordinaten, mit der Sonne als Zentrum
Galaktische Scheibe – Bestandteil von Scheibengalaxien, bestehend aus Gas und Sternen
Ausbuchtung (Astronomie)
Galaktischer Halo – Sphärische Komponente einer Galaxie, die sich über die sichtbare Hauptkomponente hinaus erstreckt
Spiralarm – Sternregionen, die sich vom Zentrum von Spiral- und Balkenspiralgalaxien aus erstrecken
Dunkle Materie – Hypothetische Form der Materie
Dunkle Galaxie – Eine hypothetische Galaxie ohne oder mit sehr wenigen Sternen
Press-Schechter-Formalismus – Ein mathematisches Modell zur Vorhersage der Anzahl von Halos aus dunkler Materie mit einer bestimmten Masse.

Verweise

Weiterlesen

Bertone, Gianfranco (2010). Teilchen Dunkle Materie: Beobachtungen, Modelle und Suchen . Teilchen Dunkle Materie: Beobachtungen . Cambridge University Press. p. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.....B . ISBN 978-0-521-76368-4.
Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14. September 2018). "Die Verbindung zwischen Galaxien und ihren Halos aus dunkler Materie". Jahresrückblick auf Astronomie und Astrophysik . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .

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