الفلك

ملامح كثافة المادة المظلمة الدافئة والساخنة

ملامح كثافة المادة المظلمة الدافئة والساخنة

بالنسبة للمادة المظلمة الباردة ، فإن ملامح الكثافة معروفة ويسهل العثور على معلومات عنها - على سبيل المثال. NFW و Burkert و Einasto وغيرهم.

لكن لسبب ما لم أتمكن من العثور على تعبيرات صريحة لملفات تعريف الكثافة للمادة المظلمة الساخنة والدافئة.

أريد أن أعرف ما هي $ rho _ {_ {HDM}} (r) $، $ rho _ {_ {WDM}} (r) $.

أنا مهتم بالاختلافات بين المادة المظلمة الباردة / الساخنة / الدافئة ولماذا نستخدم المادة المظلمة الباردة (نموذج $ Lambda $ -CMD) وليس المادة المظلمة الساخنة أو الباردة. أحتاج إلى دعم ادعاءاتي بتحليل كمي رسمي وليس مجرد تفسير نوعي.

إذا كان بإمكانك أن توصي بالجوانب الأخرى التي تميز النماذج ، أو ورقة مراجعة جيدة حول هذا الموضوع ، فأنا أرحب بها.


أعتقد أنك ستواجه صعوبة في العثور على هذا. والسبب في ذلك هو أنه لم يزعج أحد حقًا دراسة ملفات تعريف الكثافة غير CDM لأنه كان واضحًا منذ البداية أن آلية التنمية النظيفة (CDM) كانت الإجابة (الواعدة). لماذا تضيع وقتًا في تحليل نموذج يبدو خاطئًا؟ سأقول على الرغم من ذلك ، أن هناك مشكلات في نماذج آلية التنمية النظيفة (على سبيل المثال ، أين توجد جميع هالات "الأقمار الصناعية" التي تتوقعها آلية التنمية النظيفة) ، وبسبب ذلك ، تحول بعض الأشخاص إلى نموذج WDM أو نموذج المادة المظلمة الباردة الدافئة.

ولكن كيف لنا أن نعرف أن هذه النماذج بخلاف آلية التنمية النظيفة خاطئة ، قد تسأل. الجواب على ذلك يأتي من محاكاة N- الجسم. كان هناك عدد من عمليات المحاكاة المثيرة للإعجاب باستمرار على مدى العقود التي تمثل نموذجًا لتشكيل بنية كبيرة في كوننا (انظر هذه الورقة على سبيل المثال). تضمنت هذه المحاكاة أشكالًا مختلفة من المادة المظلمة في محاولة لاكتشاف كيف تؤثر أنواع مختلفة من المادة المظلمة على تكوين البنية والمحتوى في كوننا. يبدو أن الإجابة الصاخبة دائمًا هي أن المادة المظلمة الحارة تنتج فقط كونًا غير متوافق مما نلاحظه بالفعل في كوننا. لا جدوى من وضع نموذج شامل لملف تعريف كثافة المادة المظلمة الساخنة عندما يكون من الواضح أن عالم HDM يختلف اختلافًا جذريًا عن عالمنا.

أود أن أقترح أنه إذا كنت تريد مقارنة نماذج المادة المظلمة المختلفة رياضيًا ، فعليك أن تنظر إلى أطياف الطاقة منها. قد تكون هذه الورقة مكانًا جيدًا للبدء.


توجد بالفعل نماذج لهالات مصنوعة من مادة مظلمة دافئة. ستعتمد الملامح على ماهية المادة المظلمة بالضبط ودرجة حرارتها. لست خبيرًا ، لكن نقطة البداية يمكن أن تكون ورقة بحثية كتبها فيناس وآخرون. (2012) ، الذين يزعمون أن الملفات الشخصية أكثر تملقًا في الوسط من تلك الموجودة في هالات آلية التنمية النظيفة.

http://arxiv.org/abs/1202.2860

يتم تعريف المادة المظلمة الساخنة على هذا النحو خلال بداية الكون وسيتم توزيعها بشكل موحد تقريبًا في عهود تكوين البنية المبكرة. ولكن في فترات لاحقة ، يمكن أن تبرد المادة المظلمة الساخنة مع كتلة الراحة. على سبيل المثال ، كانت خلفية النيوترينو الكونية متجانسة للغاية عندما تنفصل وعندما تكون معظم المجرات. ولكن بسبب كتلة سكون النيوترينو غير الصفرية وتوسع الكون ، فإن هذه النيوترينوات أصبحت الآن غير نسبية وستتأثر بالبنى الكونية وتصبح "متكتلة". وينطبق الشيء نفسه على أي جسيم من المادة المظلمة بكتلة سكون أكبر من حوالي 0.1 فولت.


المادة المظلمة كسائل مثالي في المجرات منخفضة السطوع السطحي (علم الكونيات / علم الفلك)

أجرى تانغ وزملاؤه دراسة حول معادلة الحالة (EoS) للون الداكن غير اللامعص.

المادة المظلمة هي لغز لم يتم حله في علم الكونيات وفيزياء الجسيمات ، وربما تتكون من جسيمات ضعيفة التفاعل. على الرغم من العديد من الملاحظات الفلكية ، مثل الخلفية الكونية الميكروية ، فإن المادة المظلمة تقريبًا تشكل 23٪ من الكون اليوم. النماذج الكونية القائمة على المادة المظلمة الباردة في إعادة إنتاج بنية الكون واسعة النطاق جيدة جدًا وتحقق نجاحًا كبيرًا. المرشح الأكثر شيوعًا للمادة المظلمة الباردة هو الجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل (WIMPs) ، وهي جسيمات ذات تفاعلات ذاتية لا تذكر ، فهي مستقرة وعديمة الاصطدام. تقدر كتل الجسيمات الخاصة بهم في النطاق 10 GeV ∼ 1 TeV.

© شاترستوك

ومع ذلك ، فقد ظهر الكثير من التحديات الخطيرة لنموذج المادة المظلمة الباردة على نطاق صغير ، مثل مقياس المجرات الفردية ولبها المركزي. على سبيل المثال ، في نموذج المادة المظلمة الباردة ، يمكن تمييز الهالات بتوزيع كثافة كتلة قانون الطاقة مع مؤشر قوة حاد في اللب المركزي ، وهو ما يتعارض مع الملاحظة على نطاق صغير ، مثل منحنيات الدوران الملحوظة للسطح المنخفض مجرات السطوع (LSB) ، والتي تتكون من نسبة صغيرة جدًا من المادة الباريونية العادية بحيث لا تقدم مجموعاتها النجمية سوى مساهمة صغيرة نسبيًا في منحنيات الدوران المرصودة ، بحيث يخرج لب المادة المظلمة المركزية ذات الكثافة الثابتة. باستخدام نموذج المادة المظلمة الباردة ، لا يمكن لمحاكاة الجسم N العددية إعادة إنتاج جوهر المادة المظلمة ذي الكثافة الثابتة. هذه الظاهرة تسمى مشكلة النواة الأساسية.

هناك العديد من النماذج الشهيرة الأخرى التي تشرح هذه المشكلة ، مثل المادة المظلمة ذاتية التفاعل ونموذج المادة المظلمة الدافئة. اثنان من أكثر المرشحين قانونيًا لإدارة الطلب على المياه هما النيوترينو المعقم والجرافيتينو. تُصنف جسيمات المادة المظلمة عادةً من خلال سرعة تشتتها وفقًا لثلاث فئات عريضة: المادة المظلمة الساخنة (HDM) والدافئة (WDM) والباردة (CDM). من حيث المبدأ ، يعتبر HDM نسبيًا في جميع المقاييس الكونية ذات الصلة. عندما يكون زخم الجسيم مساويًا لكتلته أو أقل منها (سرعة الضوء تساوي 1) ، فإنه يصبح غير نسبي. المادة المظلمة الدافئة لها سرعة أكبر من المادة المظلمة الباردة بسبب كتلتها. تبلغ الكتلة النموذجية لجسيم WDM حوالي 1 كيلو فولت. على المقاييس تحت المجرية والمجرة ، فإن سرعاتها الحرارية غير الصفرية لها تأثير قمع قوي على طيف قدرة المادة المظلمة شديدة الانحدار.

الآن ، درس تانغ وزملاؤه معادلة الحالة (EoS) للمادة المظلمة التي تعامل كسائل مثالي. نظرًا لأن العديد من ملفات تعريف كثافة الهالة ، مثل ملف تعريف Navarro-Frenk-White (NFW) أو ملف تعريف شبه متساوي الحرارة ، يمكن استخدامها لتلائم ملف تعريف كثافة المجرات من الأحجام الصغيرة إلى الأحجام الكبيرة بشكل فعال ، يمكن أن يفترضوا أن معادلة الحالة هي بغض النظر عن تحول القياس.

ولكن عندما تكون EoS مستقلة عن تحول القياس ، فمن الواضح أنها لا تحتوي على x. نظرًا لأن سرعة الدوران أقل بكثير من سرعة الضوء (أي أن F صغيرة جدًا) ، فقد استخدموا تمدد تايلور لتمثيل EOS تقريبًا. حصلت شروطه من الدرجة الأولى على الضغط المتناسب مع الكثافة. بينما ينتج عن مصطلحات الدرجة الثانية بشكل طبيعي حركات عشوائية للمادة المظلمة ، والتي ترتبط بحركات دوران الجسيمات. أخيرًا ، حصلوا على أبسط EOS ، أي p = ζρ + 2∊Vrot²ρ.

يمكن أن يؤدي المصطلح إلى نواة ذات كثافة ثابتة. يمكن أن يخرج اللب المركزي ذو الكثافة الثابتة في المنطقة باستخدام | F | ≪ ζ. يمكن أن تؤدي شروط الترتيب الثاني في توسعة تايلور إلى وجود منطقة انتقالية بين مركز الكثافة والمنطقة الخارجية لمؤشر الطاقة α عندما تتميز الكثافة بعلاقة قانون القدرة. لذلك يمكن الحصول على ملف تعريف كثافة مشابه لنموذج الهالة الزائفة المتساوية عندما تكون ∊ حوالي 0.15. من خلال المنهجية الكلاسيكية لمربع كاي الأصغر ، أظهر الباحثون أن هذا المظهر الجانبي يمكن أن يتناسب تمامًا مع منحنيات الدوران المرصودة لمجرات LSB.

عندما تكون ζ = 0 ، يمكن أن يحصل المصطلح ∊Vrot²ρ على كثافة قانون قدرة تتجاوز المنطقة التي تتضمن ثقبًا أسود وكتلته √2 ضعف كتلة الثقب الأسود. مؤشر القوة α هو - 1 + 4∊ / 4∊. عندما تكون ζ & gt 0 و كبيرة ، فإن كثافة قانون القدرة هذه مع α = - 4∊ + 1 / 4∊ تخرج أيضًا في المنطقة الخارجية جدًا. إذا كانت متناسبة مع مربع تشتت السرعة في مركز المجرة ، فإن مجرات LSB ذات سرعة التشتت الأكبر في مركز المجرة يجب أن يكون لها سرعة دوران أعلى.

لمعادلة الحالة التي تشمل نموذج متعدد الاتجاهات ، أي

لقد حصلوا على ملفات تعريف الكثافة ذات النواة ذات الكثافة الثابتة والمؤشر α أقل من -2 في نصف قطر كبير جدًا ، مثل المظهر الجانبي الذي يتشابه تقريبًا مع ملف تعريف Burkert.

& # 8220 استنادًا إلى طبيعة المادة المظلمة الدافئة ، نعتقد أن المادة المظلمة لها حركات عشوائية غير صفرية في لب الكثافة. ولكن عندما تكون المادة المظلمة سائلًا مثاليًا ، أظهرت ملاحظاتنا أن سرعة هذه الحركات العشوائية أقل بكثير من سرعة الضوء. إنه يشير إلى أن المادة المظلمة هي مادة CDM تشبه الغبار. من خلال مراعاة خصائص WIMPs ، يمكننا أن نفترض أن الحركات العشوائية للمادة المظلمة هي ارتباط إيجابي بحركات دوران الجسيمات. & # 8221 ، كما قال مؤلفو الدراسة.

شكل 1. منحنيات دوران المجرة LSB المرصودة مع نموذج المادة المظلمة الأنسب. يمثل الخط الصلب والخط المتقطع والخط المنقط النموذج العددي بـ ∊ = 0.5 ، 0.25 ، 0.15 على التوالي. © تانغ وآخرون. الشكل 2.نتائج المقارنة بين الملف الشخصي العددي والملف الشخصي الزائف متساوي الحرارة. يمثل الخط الصلب والخط المتقطع والخط المنقط النموذج العددي مع ζ = 10 ^ -6 و ∊ = 0.5 و 0.25 و 0.15 على التوالي. الخطوط المنقطة بالشرطة مخصصة للنموذج شبه متساوي الحرارة بنصف قطر مركزي يبلغ 1.0 كيلو بايت. الدوائر المملوءة هي البيانات المرصودة للمنحدر α. © تانغ وآخرون.

& # 8220 في هذا النموذج الظاهري البسيط ، رأينا أن ملف هالة المادة المظلمة يتوافق مع الملاحظات. & # 8221 ، استنتج مؤلفو الدراسة.

يتم دعم عملهم من قبل المؤسسة الوطنية للعلوم الطبيعية (NSF) في الصين (رقم 11973081 ، 11573062 ، 11403092 ، 11390374 ، 11521303) ، مؤسسة YIPACAS (رقم 2012048) ، الأكاديمية الصينية للعلوم (CAS ، KJZD-EW- M06-01) و NSF لمقاطعة يوننان (رقم 2019FB006) ومشروع الشباب في Western Light of CAS. البرامج التي استخدموها هي: NumPY و SciPy و Matplotlib.

مراجع: Xiaobo Gong ، Zhaoyi Xu ، Meirong Tang ، & # 8220 ، المادة المظلمة مثل السوائل المثالية في المجرات ذات السطوع السطحي المنخفض & # 8221 ، ArXiv ، الصفحات 1-6 ، 2020. https://arxiv.org/abs/2007.02583v2

حقوق الطبع والنشر لهذا المقال مملوكة بالكامل لمؤلفنا S. Aman. لا يُسمح لأحد باستخدامه إلا من خلال منح الائتمان المناسب له أو لنا.


ملامح كثافة المادة المظلمة الدافئة والساخنة - علم الفلك

لقد سمعت عن شيء يسمى HDM وهي نظرية لشرح المادة المظلمة التي لم تعد شائعة كما كانت من قبل. ما هو HDM؟

نظريتان لشرح تكوين المادة المظلمة هما نظرية المادة المظلمة الساخنة (HDM) ونظرية المادة المظلمة الباردة (CDM). الفرق الرئيسي بين النظريتين هو سرعة الجسيمات المرشحة. كما قد تكون خمنت ، تتحرك جسيمات HDM بسرعة (وبالتالي فهي "ساخنة") بينما تتحرك جزيئات CDM ببطء. النيوترينوات هي المرشح الرئيسي لـ HDM للمادة المظلمة لأنها تتفاعل بشكل ضعيف للغاية وتتواجد بأعداد كبيرة في الكون.

تكمن المشكلة الرئيسية في نظرية HDM في أن السرعات العالية للجسيمات (أي النيوترينوات) في الكون المبكر لا يمكن أن تسمح لتقلبات الكثافة الصغيرة بالتجمع معًا من أجل إحداث التقلبات الكبيرة التي نراها الآن. نعتقد أن المادة (أو بعبارة أخرى المجرات) تتوزع في جميع أنحاء الكون كما هي الآن بسبب نمو التقلبات الأولية الصغيرة. نظرًا لأن النيوترينوات كانت تتحرك بسرعة كبيرة بحيث تم تخفيف هذه التقلبات الأولية الصغيرة ، فإن نظرية HDM لا يمكنها تفسير توزيع المجرات في الكون. إن الحجم الصغير لهذا التكتل الأولي الذي يستحيل على النيوترينوات الحفاظ عليه تدعمه ملاحظات COBE.

الآن عند مناقشة HDM ، فإنه عادةً ما يتم دمجه مع آلية التنمية النظيفة (تسمى المجموعة MDM أو "المادة المظلمة المختلطة"). يُعتقد أن HDM مقصور على نسبة قليلة على الأكثر من المادة المظلمة إذا كانت الكمية قابلة للقياس.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

سابرينا ستيروالت

كانت سابرينا طالبة دراسات عليا في جامعة كورنيل حتى عام 2009 عندما انتقلت إلى لوس أنجلوس لتصبح باحثة في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. وهي الآن تدرس اندماج المجرات في جامعة فيرجينيا والمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في شارلوتسفيل. يمكنك أيضًا العثور عليها وهي تجيب على الأسئلة العلمية في البودكاست الأسبوعي الخاص بها كل يوم أينشتاين.


في ملف تعريف NFW ، تُعطى كثافة المادة المظلمة كدالة لنصف القطر من خلال:

أين ρ0 و "نصف قطر المقياس" ، صس، هي المعلمات التي تختلف من هالة إلى هالة.

الكتلة المتكاملة داخل نصف قطر صالأعلى هو

الكتلة الكلية متباعدة ، لكن من المفيد غالبًا أن تأخذ حافة الهالة لتكون نصف القطر الفيروسي ، صفير، والتي تتعلق "بمعامل التركيز" ، ج، ونطاق نصف القطر عبر

الكتلة الكلية في الهالة داخل R v i r >> هو

القيمة المحددة لـ ج هي تقريبًا 10 أو 15 بالنسبة لمجرة درب التبانة ، وقد تتراوح من 4 إلى 40 بالنسبة للهالات ذات الأحجام المختلفة.

يمكن بعد ذلك استخدام هذا لتحديد هالة المادة المظلمة من حيث متوسط ​​كثافتها ، وحل المعادلة أعلاه لـ ρ 0 < displaystyle rho _ <0>> واستبدالها في المعادلة الأصلية. هذا يعطي

  • ρ h a l o ≡ M / (4 3 π R v i r 3) > equiv M < biggr /> left (< frac <4> <3>> pi R _ < rm > ^ <3> right)> هو متوسط ​​كثافة الهالة ،
  • A N F W = [ln ⁡ (1 + c) - c 1 + c] > = يسار [ ln (1 + c) - < frac <1 + c >> right]> من حساب الكتلة ، و
  • x = r / R v i r < displaystyle x = r / R _ < rm >> هي المسافة الكسرية لنصف القطر الفيروسي.

لحظات الترتيب الأعلى تحرير

تكامل كثافة مربعة هو

بحيث يكون متوسط ​​الكثافة التربيعية داخل صالأعلى هو

والذي يبسط بالنسبة إلى نصف القطر الفيروسي

ومتوسط ​​الكثافة التربيعية داخل نصف قطر المقياس هو ببساطة

تحرير إمكانات الجاذبية

يعطي حل معادلة بواسون جهد الجاذبية

التسارع بسبب إمكانات NFW هو:

تحرير نصف قطر أقصى سرعة دائرية

يمكن العثور على نصف قطر السرعة الدائرية القصوى (يُشار إليها أحيانًا بشكل مربك باسم R max >) من الحد الأقصى لـ M (r) / r كما

ترتبط السرعة الدائرية القصوى أيضًا بالكثافة المميزة ومقياس الطول لملف تعريف NFW:

على مدى واسع من كتلة الهالة والانزياح الأحمر ، يقترب ملف تعريف NFW من تكوين التوازن لهالات المادة المظلمة الناتجة عن محاكاة جسيمات المادة المظلمة غير المتصادمة بواسطة مجموعات عديدة من العلماء. [4] قبل أن تتحول المادة المظلمة إلى مادة مظلمة ، ينحرف توزيع المادة المظلمة عن ملف تعريف NFW ، ويلاحظ وجود بنية أساسية مهمة في عمليات المحاكاة أثناء وبعد انهيار الهالات.

تم إظهار النماذج البديلة ، ولا سيما ملف تعريف Einasto ، لتمثيل ملفات تعريف المادة المظلمة للهالات المحاكاة بالإضافة إلى أو أفضل من ملف تعريف NFW من خلال تضمين معلمة ثالثة إضافية. [5] [6] ملف تعريف إيناستو له منحدر مركزي محدود (صفر) ، على عكس ملف تعريف NFW الذي يحتوي على كثافة مركزية متباعدة (لانهائية). بسبب الدقة المحدودة لمحاكاة الجسم N ، لم يُعرف بعد النموذج الذي يوفر أفضل وصف للكثافات المركزية لمحاكاة هالات المادة المظلمة.

تنتج عمليات المحاكاة التي تفترض ظروفًا أولية كونية مختلفة مجموعات هالة تتبع فيها المعلمتان لملف تعريف NFW علاقات تركيز كتلة مختلفة ، اعتمادًا على الخصائص الكونية مثل كثافة الكون وطبيعة العملية المبكرة جدًا التي خلقت كل الهياكل. وبالتالي ، توفر قياسات المراقبة لهذه العلاقة طريقًا لتقييد هذه الخصائص. [7]

يمكن قياس ملامح كثافة المادة المظلمة لعناقيد المجرات الضخمة مباشرة عن طريق عدسة الجاذبية وتتفق جيدًا مع ملامح NFW المتوقعة لعلم الكون مع المعلمات المستنبطة من البيانات الأخرى. [8] بالنسبة إلى هالات الكتلة المنخفضة ، تعد عدسة الجاذبية صاخبة جدًا بحيث لا تعطي نتائج مفيدة للأجسام الفردية ، ولكن لا يزال من الممكن إجراء قياسات دقيقة عن طريق حساب متوسط ​​الملامح للعديد من الأنظمة المماثلة. بالنسبة للجسم الرئيسي للهالات ، يظل الاتفاق مع التوقعات جيدًا وصولًا إلى كتل هالة صغيرة مثل تلك الموجودة في الهالات المحيطة بالمجرات المعزولة مثل مجرتنا. [9] المناطق الداخلية من الهالات بعيدة عن متناول قياسات العدسة ، ومع ذلك ، فإن التقنيات الأخرى تعطي نتائج لا تتفق مع تنبؤات NFW لتوزيع المادة المظلمة داخل المجرات المرئية التي تقع في مراكز الهالة.

قد تكون ملاحظات المناطق الداخلية للمجرات اللامعة مثل مجرة ​​درب التبانة و M31 متوافقة مع ملف تعريف NFW ، [10] ولكن هذا مفتوح للنقاش. لا يتوافق ملف تعريف المادة المظلمة NFW مع ملاحظات المناطق الداخلية للمجرات ذات السطوع المنخفض للسطح ، [11] [12] والتي لها كتلة مركزية أقل من المتوقع. وهذا ما يُعرف بمشكلة الطليعة أو مشكلة الهالة. تتم حاليًا مناقشة ما إذا كان هذا التناقض نتيجة لطبيعة المادة المظلمة ، أو تأثير العمليات الديناميكية أثناء تكوين المجرات ، أو أوجه القصور في النمذجة الديناميكية لبيانات الرصد. [13]


ما مدى كثافة المادة المظلمة؟

مكونات العنقود المجري Abell 2744 ، المعروف أيضًا باسم Pandora Cluster: المجرات (البيضاء). [+] غاز ساخن (أحمر) ومادة مظلمة (زرقاء). يبلغ قياس الصورة نصف درجة تقريبًا. الصورة مبعثرة بالنجوم الأمامية التي تنتمي إلى مجرتنا ، درب التبانة ، والتي يمكن رؤيتها كأجسام مستديرة مع ارتفاعات الانعراج. رصيد الصورة: ESA / XMM-Newton (X-rays) ESO / WFI (بصري) NASA / ESA & amp CFHT (المادة المظلمة)

يعتمد كثيرا على مكان وجودك! المادة المظلمة كما نفهمها يجب أن تكون نوعًا من الجسيمات ، أو على الأقل تتصرف كنوع من الجسيمات. لسنا واضحين تمامًا بشأن الطبيعة الدقيقة لهذا الجسيم ، أو ما هي كتلته الفردية ، أو نوع التفاعلات التي يجب أن يكون لها إما مع نفسه أو مع المادة التي يتكون منها كوكبنا وجميع النجوم.

لكن من المؤكد أن المادة المظلمة لا تنتشر بالتساوي في جميع أنحاء الكون. إنها متجمعة في كتل ، وتصبح تلك الكتل موطنًا للمجرات. يُفترض عمومًا أن تكون التجمعات الصغيرة من المادة المظلمة مستديرة ، نظرًا لأن هذا هو الشكل الأسهل لتكوين جسم ثلاثي الأبعاد تحت تأثير الجاذبية.

بالنسبة لعناقيد المجرات ، يمكننا في الواقع رسم خريطة لشكل المادة المظلمة المحيطة بآلاف المجرات من خلال النظر إلى الطريقة التي ينحني بها الضوء حول هذا الجزء من الكون. لا تحتوي كل العناقيد على محيط كروي خاص بالمادة المظلمة ، ويمكننا رؤية الشذوذ لأن الضوء الصادر من المجرات خلف العنقود لا ينحني بنفس الطريقة على طول كل حواف العنقود.

للوهلة الأولى ، يقدم هذا المشكال الكوني من اللون الأرجواني والأزرق والوردي مظهرًا رائعًا بشكل مذهل. [+] والهدوء - لقطة للكون. ومع ذلك ، فإن هذا الضباب متعدد الألوان يمثل في الواقع موقع مجموعتين من المجرات المتصادمتين ، مما يشكل جسمًا واحدًا يُعرف باسم MACS J0416.1-2403 (أو MACS J0416 للاختصار). رصيد الصورة: NASA و ESA و CXC و NRAO / AUI / NSF و STScI و G.Ogrean (جامعة ستانفورد)

ضمن أي من هذه المجموعات من المادة المظلمة (تسمى تقنيًا الهالات) المحيطة بمجرة أو مجموعة من المجرات ، تكون المادة المظلمة أكثر كثافة في المركز ، وتصبح أكثر انتشارًا تدريجيًا كلما ابتعدت. بالنسبة لمجرتنا درب التبانة ، هذا يعني أن كثافة المادة المظلمة هي الأعلى في اتجاه مركز المجرة ، وخارجها بالقرب من نظامنا الشمسي ، تكون كثافة المادة المظلمة أقل بكثير.

تحتوي معظم المجرات على كتلة أكبر بكثير في المادة المظلمة منها في المادة المضيئة ، ولكن هذا ليس لأنها أكثر كثافة - فهالة المادة المظلمة هي ببساطة أكبر بكثير. في حالة المادة المظلمة المحيطة بدرب التبانة ، فهي أيضًا كروية وليست مسطحة بشكل فعال ، مثل الجزء المشرق من المجرة. يمكنك أن تحزم الكثير من المواد في كرة أكثر مما تستطيع في دائرة ، لذا فإن تركيبة هالة المادة المظلمة أكبر جسديًا وكرة ما يعني أنك ستنتهي بكتلة أكبر بكثير.

هذه خريطة جماعية للعنقود المجري Cl0024 + 1654 مشتقة من تلسكوب هابل الفضائي الواسع. [+] حملة. تتكون الصورة الملونة من صورتين: خريطة المادة المظلمة (الجزء الأزرق من الصورة) وخريطة "المادة المضيئة" المحددة من المجرات في العنقود (الجزء الأحمر من الصورة). مصدر الصورة: وكالة الفضاء الأوروبية ، ناسا ، وجان بول كنيب (Observatoire Midi-Pyrénées ، France / Caltech ، الولايات المتحدة الأمريكية)

كثافة المادة المظلمة بالقرب من النظام الشمسي ، مما يمكن أن أجده ، تقع عند حوالي 0.006 كتلة شمسية لكل فرسخ مكعب ، وهي مجموعة من الوحدات التي لن يكون لها معنى كبير إلا إذا كنت عالم فيزياء فلكية محترف. هذا هو الى ابعد حد كثافة قليلة. ستة أجزاء من كتلة الشمس هي تقريبًا نفس ستة كواكب كوكب المشتري ، والفرسخ هو 75٪ من المسافة من الشمس إلى أقرب نجم. لذلك هذا يعني أنك إذا أردت إعادة إنتاج كثافة المادة المظلمة بالمادة المضيئة التي تتكون منها الكواكب ، فعليك إزالة مكعب من الفضاء يبلغ طوله ثلاث سنوات ضوئية إلى جانب من كل شيء على الإطلاق. لا غبار ولا غاز ولا نجوم ولا كواكب. تحصل على ستة كواكب في هذا الصندوق ، وسيتعين عليك نشر هؤلاء كواكب المشتري حولها ، نظرًا لأنه ليس لدينا أي مؤشر على أن المادة المظلمة تأتي في أجزاء.

يمكننا تصغير هذه الاستعارة قليلاً إذا أردت الحصول على نفس النوع من الكثافة ولكن في الكيلومتر المكعب ، يجب عليك إخلاء ذلك الكيلومتر المربع من كل ذرة من المواد. حبة واحدة من حبوب لقاح البتولا تطفو في ذلك الكيلومتر المكعب ستحتوي على كتلة تزيد بمقدار 20 مرة عن الكتلة الموجودة في المادة المظلمة في نفس الحجم.

في مركز المجرة ، يجب أن تكون المادة المظلمة أكثر تركيزًا بأكثر من 150 مرة ، لكن من الصعب جدًا قياس هذا داخل مجرتنا. حتى الآن ، يبدو أن ملاحظاتنا تتوافق مع النماذج التي طورناها ، ولكن هناك بالتأكيد مجال للتحسين. على أي حال ، 150 مرة كثافة حي الطاقة الشمسية لا تزال غير كثيفة للغاية! هذا يجعلنا جميعًا حوالي ثماني حبات من حبوب اللقاح.


محتويات

يُستدل على وجود المادة المظلمة (DM) في الهالة من تأثير الجاذبية على منحنى دوران المجرة الحلزونية. بدون كميات كبيرة من الكتلة في جميع أنحاء الهالة (الكروية تقريبًا) ، ستنخفض سرعة دوران المجرة على مسافات كبيرة من مركز المجرة ، تمامًا كما تنخفض السرعة المدارية للكواكب الخارجية مع المسافة من الشمس. ومع ذلك ، فإن ملاحظات المجرات الحلزونية ، وخاصة الملاحظات الراديوية لانبعاثات الخطوط من الهيدروجين الذري المحايد (المعروف ، في اللغة الفلكية ، مثل خط الهيدروجين 21 سم ، وخط H واحد ، وخط HI) ، تُظهر أن منحنى الدوران لمعظم المجرات الحلزونية يتسطّح ، وهذا يعني أن سرعات الدوران لا تتناقص مع المسافة من مركز المجرة. [11] يعني عدم وجود أي مادة مرئية لتفسير هذه الملاحظات أن المادة (المظلمة) غير المرصودة ، التي اقترحها كين فريمان لأول مرة في عام 1970 ، موجودة ، أو أن نظرية الحركة تحت الجاذبية (النسبية العامة) غير مكتملة. لاحظ فريمان أن الانخفاض المتوقع في السرعة لم يكن موجودًا في NGC 300 أو M33 ، واعتبر كتلة غير مكتشفة لتفسير ذلك. تم تعزيز فرضية DM من خلال العديد من الدراسات. [12] [13] [14] [15]

يُعتقد أن تكون هالات المادة المظلمة قد لعبت دورًا رئيسيًا في التكوين المبكر للمجرات. أثناء تكوين المجرة الأولي ، كان من المفترض أن تكون درجة حرارة المادة الباريونية مرتفعة للغاية بحيث لا يمكنها تكوين أجسام مرتبطة بالجاذبية الذاتية ، مما يتطلب التكوين المسبق لهيكل المادة المظلمة لإضافة تفاعلات جاذبية إضافية. تعتمد الفرضية الحالية على المادة المظلمة الباردة (CDM) وتكوينها في بنية مبكرة في الكون.

تبدأ فرضية تكوين بنية CDM باضطرابات الكثافة في الكون التي تنمو خطيًا حتى تصل إلى كثافة حرجة ، وبعد ذلك تتوقف عن التمدد والانهيار لتشكيل هالات مادة مظلمة مرتبطة بالجاذبية. ستستمر هذه الهالات في النمو من حيث الكتلة (والحجم) ، إما من خلال تراكم المواد من جوارها المباشر ، أو عن طريق الاندماج مع الهالات الأخرى. تم العثور على المحاكاة العددية لتشكيل بنية آلية التنمية النظيفة على النحو التالي: يتوسع حجم صغير مع اضطرابات صغيرة في البداية مع توسع الكون. مع مرور الوقت ، تنمو الاضطرابات الصغيرة وتنهار لتشكل هالات صغيرة. في مرحلة لاحقة ، تندمج هذه الهالات الصغيرة لتشكل هالة واحدة من المادة المظلمة ذات الشكل الإهليلجي ، والتي تكشف عن بعض البنية التحتية في شكل هالات فرعية للمادة المظلمة. [2]

يتغلب استخدام آلية التنمية النظيفة على المشكلات المرتبطة بالمادة الباريونية العادية لأنها تزيل معظم الضغوط الحرارية والإشعاعية التي كانت تمنع انهيار المادة الباريونية. حقيقة أن المادة المظلمة باردة مقارنة بالمادة الباريونية تسمح للـ DM بتكوين هذه الكتل الأولية المرتبطة بالجاذبية. بمجرد تشكل هذه الأجزاء الفرعية ، يكون تفاعل جاذبيتها مع المادة الباريونية كافياً للتغلب على الطاقة الحرارية ، والسماح لها بالانهيار إلى النجوم والمجرات الأولى. تتطابق عمليات محاكاة هذا التكوين المبكر للمجرة مع البنية التي لوحظتها المسوحات المجرية بالإضافة إلى مراقبة الخلفية الكونية الميكروية. [16]

تحرير ملفات تعريف الكثافة

نموذج شائع الاستخدام لهالات المادة المظلمة المجرية هو الهالة الزائفة المتساوية الحرارة: [17]

تؤدي المحاكاة العددية لتشكيل البنية في الكون المتوسع إلى ملف تعريف NFW التجريبي (Navarro-Frenk-White): [19]

يتم وصف عمليات المحاكاة الحاسوبية عالية الدقة بشكل أفضل بواسطة ملف تعريف Einasto: [21]

تحرير الشكل

يكون انهيار الكثافات الزائدة في مجال الكثافة الكونية غير كروي بشكل عام. لذلك ، لا يوجد سبب لتوقع أن تكون الهالات الناتجة كروية. حتى المحاكاة الأولى لتشكيل البنية في الكون CDM أكدت أن الهالات مفلطحة إلى حد كبير. [23] أظهر العمل اللاحق أن أسطح الهالة متساوية الكثافة يمكن وصفها بواسطة أشكال إهليلجية تتميز بأطوال محاورها. [24]

بسبب عدم اليقين في كل من البيانات والتنبؤات النموذجية ، لا يزال من غير الواضح ما إذا كانت أشكال الهالة المستنبطة من الملاحظات متوافقة مع تنبؤات علم الكونيات ΛCDM.

تحرير البنية التحتية للهالة

حتى نهاية التسعينيات ، كشفت المحاكاة العددية لتشكيل الهالة عن بنية أساسية صغيرة. مع زيادة قوة الحوسبة وخوارزميات أفضل ، أصبح من الممكن استخدام أعداد أكبر من الجسيمات والحصول على دقة أفضل. من المتوقع الآن كميات كبيرة من البنية التحتية. [25] [26] [27] عندما تندمج هالة صغيرة مع هالة أكبر بكثير ، فإنها تصبح شبه مدارية تدور داخل البئر المحتمل لمضيفها. أثناء دورانه ، يتعرض لقوى مد قوية من المضيف ، مما يؤدي إلى فقد كتلته. بالإضافة إلى ذلك ، يتطور المدار نفسه حيث يتعرض subhalo للاحتكاك الديناميكي الذي يتسبب في فقد الطاقة والزخم الزاوي لجزيئات المادة المظلمة في مضيفه. يعتمد ما إذا كان subhalo على قيد الحياة ككيان مرتبط بذاته على كتلته وملف تعريف الكثافة ومداره. [18]

تحرير الزخم الزاوي

كما أشار هويل في الأصل [28] وتم توضيحه لأول مرة باستخدام المحاكاة العددية بواسطة Efstathiou & amp Jones ، [29] ينتج الانهيار غير المتماثل في الكون المتوسع أجسامًا ذات زخم زاوي كبير.

أظهرت المحاكاة العددية أن توزيع معلمة الدوران للهالات المتكونة من مجموعات هرمية أقل تبديدًا مناسبًا تمامًا للتوزيع اللوغاريتمي الطبيعي ، حيث يعتمد متوسط ​​وعرضه بشكل ضعيف على كتلة الهالة والانزياح الأحمر وعلم الكونيات: [30]

يُعتقد أن القرص المرئي لمجرة درب التبانة مضمن في هالة كروية أكبر بكثير من المادة المظلمة. تنخفض كثافة المادة المظلمة مع المسافة من مركز المجرة. يُعتقد الآن أن حوالي 95٪ من المجرة تتكون من مادة مظلمة ، وهي نوع من المادة لا يبدو أنها تتفاعل مع بقية مادة المجرة وطاقتها بأي شكل من الأشكال إلا من خلال الجاذبية. تشكل المادة المضيئة حوالي 9 × 10 10 كتلة شمسية. من المحتمل أن تشتمل هالة المادة المظلمة على حوالي 6 × 10 11 إلى 3 × 10 12 كتلة شمسية من المادة المظلمة. [32] [33]


أبحث عن المادة المظلمة الدافئة

عمليتا محاكاة لتشكيل المجرات في العصر الذي كان عمر الكون فيه حوالي مليار سنة فقط. يُظهر الجزء العلوي ("CDM") كتلًا وخيوطًا من المجرات الشابة باستخدام علاج تقليدي للمادة المظلمة غير المتفاعلة ، بينما يُظهر الجزء السفلي ("sDAO") الاختلافات المختلفة قليلاً - ولكن القابلة للقياس - التي تحدث إذا كانت المادة المظلمة يمكن أن تتفاعل بدلاً من ذلك مع بعض الجسيمات. أظهر علماء الفلك أن القياسات الدقيقة المستقبلية لهياكل المجرات واسعة النطاق يمكن أن تساعد في تقييد طبيعة المادة المظلمة الغامضة في الكون. الائتمان: Bose et al. 2019

في القرن الماضي ، أدرك علماء الفلك الذين يدرسون حركات المجرات وطبيعة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أن معظم المادة في الكون لم تكن مرئية. حوالي 84٪ من المادة في الكون مظلمة ، لا تصدر ضوءًا ولا أي نوع آخر معروف من الإشعاع. ومن ثم يطلق عليها اسم المادة المظلمة. إحدى صفاته الأساسية الأخرى هي أنه يتفاعل فقط مع مادة أخرى عن طريق الجاذبية: فهو لا يحمل أي شحنة كهرومغناطيسية ، على سبيل المثال. المادة المظلمة هي أيضًا "مظلمة" لأنها غامضة: فهي لا تتكون من ذرات أو مكوناتها المعتادة مثل الإلكترونات والبروتونات. تخيل علماء فيزياء الجسيمات أنواعًا جديدة من المادة ، بما يتوافق مع قوانين الكون المعروفة ، ولكن حتى الآن لم يتم اكتشاف أي منها أو تأكيد وجودها. أثار اكتشاف مصادم الهادرونات الكبير لبوزون هيغز في عام 2012 موجة من التفاؤل بأن جسيمات المادة المظلمة ستُكتشف قريبًا ، ولكن حتى الآن لم يُرَ أي شيء ، ويبدو أن فئات الجسيمات الواعدة سابقًا تبدو الآن طلقات طويلة.

يدرك علماء الفلك أن المادة المظلمة هي المكون المهيمن للمادة في الكون. مهما كانت طبيعتها ، فقد أثرت تأثيرا عميقا في تطور الهياكل المجرية وتوزيع إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (CMBR). الاتفاق الملحوظ بين قيم المعلمات الكونية الرئيسية (مثل معدل التوسع) المستمدة من رصد نوعين مختلفين تمامًا من الهياكل الكونية واسعة النطاق ، المجرات و CMBR. تضفي مصداقية على نماذج الانفجار الأعظم التضخمية التي تتضمن دور المادة المظلمة.

تفترض النماذج الحالية للمادة المظلمة أنها "باردة" ، أي أنها لا تتفاعل مع أي نوع آخر من المادة أو الإشعاع - أو حتى مع نفسها - بما يتجاوز تأثيرات الجاذبية. لذلك يسمى هذا الإصدار من علم الكونيات سيناريو المادة المظلمة الباردة. لكن علماء الكونيات يتساءلون عما إذا كانت الملاحظات الأكثر دقة قد تكون قادرة على استبعاد حتى المستويات الصغيرة من التفاعلات. قاد عالم الفلك CfA Sownak Bose فريقًا من الزملاء في دراسة لجسيم "مادة مظلمة" ذائع الصيت (وإن كان تخمينيًا) ، وهو جسيم لديه بعض القدرة على التفاعل مع جسيمات الضوء جدًا التي تتحرك بالقرب من سرعة الضوء. يشكل هذا الإصدار واحدًا من عدة سيناريوهات محتملة للمادة المظلمة الدافئة (ربما تسمى بشكل أكثر دقة تفاعل المادة المظلمة). على وجه الخصوص ، يُسمح للجسيمات الافتراضية بالتفاعل مع النيوترينوات (من المتوقع أن تكون النيوترينوات وفيرة للغاية في الكون الحار المبكر).

The scientists used state-of-the-art cosmological simulations of galaxy formation to a model universe with this kind of warm dark matter. They find that for many observations the effects are too small to be noticeable. However, the signature of this warm dark matter is present in some distinct ways, and in particular in the way distant galaxies are distributed in space, something that can be tested by mapping galaxies by looking at their hydrogen gas. The authors conclude that future, highly sensitive observations should be able to make these tests. Detailed new maps of the distribution of hydrogen gas absorption could be used to support—or exclude—this warm dark matter possibility (see the figure), and shed light on this mysterious cosmic component.


Warm and Hot dark matter density profiles - Astronomy

Context. Inferences about dark matter, dark energy, and the missing baryons all depend on the accuracy of our model of large-scale structure evolution. In particular, with cosmological simulations in our model of the Universe, we trace the growth of structure, and visualize the build-up of bigger structures from smaller ones and of gaseous filaments connecting galaxy clusters.
Aims: Here we aim to reveal the complexity of the large-scale structure assembly process in great detail and on scales from tens of kiloparsecs up to more than 10 Mpc with new sensitive large-scale observations from the latest generation of instruments. We also aim to compare our findings with expectations from our cosmological model.
Methods: We used dedicated SRG/eROSITA performance verification (PV) X-ray, ASKAP/EMU Early Science radio, and DECam optical observations of a

15 deg 2 region around the nearby interacting galaxy cluster system A3391/95 to study the warm-hot gas in cluster outskirts and filaments, the surrounding large-scale structure and its formation process, the morphological complexity in the inner parts of the clusters, and the (re-)acceleration of plasma. We also used complementary Sunyaev-Zeldovich (SZ) effect data from the Planck survey and custom-made Galactic total (neutral plus molecular) hydrogen column density maps based on the HI4PI and IRAS surveys. We relate the observations to expectations from cosmological hydrodynamic simulations from the Magneticum suite.
Results: We trace the irregular morphology of warm and hot gas of the main clusters from their centers out to well beyond their characteristic radii, r 200 . Between the two main cluster systems, we observe an emission bridge on large scale and with good spatial resolution. This bridge includes a known galaxy group but this can only partially explain the emission. Most gas in the bridge appears hot, but thanks to eROSITA's unique soft response and large field of view, we discover some tantalizing hints for warm, truly primordial filamentary gas connecting the clusters. Several matter clumps physically surrounding the system are detected. For the "Northern Clump," we provide evidence that it is falling towards A3391 from the X-ray hot gas morphology and radio lobe structure of its central AGN. Moreover, the shapes of these X-ray and radio structures appear to be formed by gas well beyond the virial radius, r 100 , of A3391, thereby providing an indirect way of probing the gas in this elusive environment. Many of the extended sources in the field detected by eROSITA are also known clusters or new clusters in the background, including a known SZ cluster at redshift z = 1. We find roughly an order of magnitude more cluster candidates than the SPT and ACT surveys together in the same area. We discover an emission filament north of the virial radius of A3391 connecting to the Northern Clump. Furthermore, the absorption-corrected eROSITA surface brightness map shows that this emission filament extends south of A3395 and beyond an extended X-ray-emitting object (the "Little Southern Clump") towards another galaxy cluster, all at the same redshift. The total projected length of this continuous warm-hot emission filament is 15 Mpc, running almost 4 degrees across the entire eROSITA PV observation field. The Northern and Southern Filament are each detected at >4σ. The Planck SZ map additionally appears to support the presence of both new filaments. Furthermore, the DECam galaxy density map shows galaxy overdensities in the same regions. Overall, the new datasets provide impressive confirmation of the theoretically expected structure formation processes on the individual system level, including the surrounding warm-hot intergalactic medium distribution the similarities of features found in a similar system in the Magneticum simulation are striking. Our spatially resolved findings show that baryons indeed reside in large-scale warm-hot gas filaments with a clumpy structure.


What is the difference between hot dark matter and cold dark matter? What difference does it make to cosmology?

Hot Dark Matter : Dark Matter moving at relativistic speeds.
Cold Dark Matter: Dark Matter moving at non-relativistic speeds.
They affect the way structures form in the Universe.

تفسير:

Depending on how a particle's kinetic energy compares with its rest mass energy, particles are classified into:

Non-relativistic: #E_k ltlt E_0# ,
Relativistic : #E_k approx E_0# ,
Super-relativistic: #E_k gtgt E_0#

HDM & أمبير CDM : If the dark-matter particles are relativistic or super-relativistic they are called Hot Dark Matter (HDM), otherwise they are called Cold Dark Matter (CDM).

Since Dark Matter has not been detected yet, Cosmologists can only speculate about the nature of Dark Matter - Is it hot or cold? The current consensus view is that it is cold for most part. Because if it were hot, then the structure formation theories predict that all structures smaller than massive galaxies would have been destroyed by a process called Free Streaming. Since we have structures smaller than galaxies we conclude that the Dark Matter لا تستطيع be predominantly hot. Though there could be little bit of hot dark matter mixed among predominantly cold matter.


Controversy over detection of dark matter

Several attempts has been made by proponents of Big Bang cosmology paradigm to establish the existence of dark matter as fact and demolish the criticisms of ‘dark matter sceptics’. [26] [27] The latest claim published in journal Nature (4 July 2012) is that "A ‘finger’ of the Universe’s dark-matter skeleton, which ultimately dictates where galaxies form, has been observed for the first time." Despite the bold statement that "Researchers have directly detected a slim bridge of dark matter joining two clusters of galaxies", the declaration seems self-contradictory as at the same time it has been admitted that the results were obtained by usage of computer simulations and astrophysicists are still faced with necessity to identify what the dark matter is made of. It has been proposed that this mysterious invisible substance that should dominate the space all around us in concentrations six or seven times more than normal matter could be either:


شاهد الفيديو: المادة المظلمة (ديسمبر 2021).