Эта статья выставлена на рецензию

Проблема каспов: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
→‎Суть проблемы: дополнение
Строка 7: Строка 7:
\rho (r)=\frac{\rho_0}{\frac{r}{R_s}\left(1~+~\frac{r}{R_s}\right)^2},
\rho (r)=\frac{\rho_0}{\frac{r}{R_s}\left(1~+~\frac{r}{R_s}\right)^2},
</math>
</math>
где ρ<sub>0</sub> — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, ''R''<sub>s</sub> — характеристический радиус гало. Предлагались и другие варианты <math>\rho(r)\propto r^{\alpha}</math>, но все они дают значения показателя <math>\alpha \leq -1</math> для центральных областей (r < 1 [[парсек|кпк]]). В этой модели [[Кривая вращения галактики|кривые вращения]] предполагают рост скорости пропорционально<math>\sqrt{r}</math><ref name="deBlok2010"/>.
где ρ<sub>0</sub> — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, ''R''<sub>s</sub> — характеристический радиус гало. Предлагались и другие варианты зависимости <math>\rho(r)\propto r^{\alpha}</math>, но все они дают значения показателя <math>\alpha \leq -1</math> для центральных областей (r < 1 [[парсек|кпк]]). В этой модели [[Кривая вращения галактики|кривые вращения]] предполагают рост скорости пропорционально<math>\sqrt{r}</math><ref name="deBlok2010"/>.


С другой стороны, имеются результаты прямых астрономических наблюдений — статистика кривых вращения, среди которых наиболее показательны прежде всего данные для [[Галактика низкой поверхностной яркости|галактик низкой поверхностной яркости]] и богатых газом [[Карликовая галактика|карликовых галактик]] поздних типов, поскольку именно такие объекты содержат большую долю тёмной материи<ref name="deBlok2010"/><ref name="Se-Heon2011"/><ref name="Moore1999"/><ref name="THINGS2008"/>. Эти данные дают обратную картину: кривые вращения демонстрируют линейный рост. Тёмная материя не показывает никаких сингулярностей в своём распределении, показатель α в центральных областях не превышает значения −0,2, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля<ref>{{публикация|статья|автор=Brainerd, Tereasa G.; Blandford, Roger D.; Smail, Ian|заглавие=Weak Gravitational Lensing by Galaxies|издание=Astrophysical Journal|год=1996|месяц=08|день=1|номер=2|том=466|страницы=623-637|язык=en|doi=10.1086/177537}}</ref>:
С другой стороны, имеются результаты прямых астрономических наблюдений — статистика кривых вращения, среди которых наиболее показательны прежде всего данные для [[Галактика низкой поверхностной яркости|галактик низкой поверхностной яркости]] и богатых газом [[Карликовая галактика|карликовых галактик]] поздних типов, поскольку именно такие объекты содержат большую долю тёмной материи<ref name="deBlok2010"/><ref name="Se-Heon2011"/><ref name="Moore1999"/><ref name="THINGS2008"/>. Эти данные дают обратную картину: кривые вращения демонстрируют линейный рост. Тёмная материя не показывает никаких сингулярностей в своём распределении, показатель α в центральных областях не превышает значения −0,2, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля<ref>{{публикация|статья|автор=Brainerd, Tereasa G.; Blandford, Roger D.; Smail, Ian|заглавие=Weak Gravitational Lensing by Galaxies|издание=Astrophysical Journal|год=1996|месяц=08|день=1|номер=2|том=466|страницы=623-637|язык=en|doi=10.1086/177537}}</ref>:
Строка 15: Строка 15:
где r<sub>C</sub> — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρ<sub>0</sub> — его постоянная плотность<ref name="deBlok2010"/><ref name="THINGS2008"/>.
где r<sub>C</sub> — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρ<sub>0</sub> — его постоянная плотность<ref name="deBlok2010"/><ref name="THINGS2008"/>.


Между тем, неопределённость в описании распределения тёмной материи в центральных областях галактик вызывает неизбежные трудности прежде всего при решении задачи экспериментального обнаружения тёмной материи<ref name="Chan2015"/>.
Между тем, неопределённость в описании распределения тёмной материи в центральных областях галактик вызывает неизбежные трудности прежде всего при решении задачи экспериментального обнаружения тёмной материи<ref name="Chan2015"/>. В целом, противоречие между предсказаниями, основанными на общепринятой космологической модели (ΛCDM), и наблюдательными данными, используется критиками этой модели как серьёзный аргумент против её корректности<ref>{{публикация|статья|автор=Ben Moore|заглавие=Evidence against dissipation-less dark matter from observations of galaxy haloes|издание=Nature|год=1994|месяц=08|день=25|том=370|страницы=629–631|язык=en|doi=10.1038/370629a0}}</ref>.


== Возможные объяснения ==
== Возможные объяснения ==

Версия от 13:36, 3 ноября 2020

Проблема сингулярного гало (англ. cuspy halo problem) — проблема, возникающая в модели холодной тёмной материи и заключающаяся в противоречии между результатами численного моделирования распределения её плотности в галактиках и экспериментальными данными.

Суть проблемы

Распределение плотности гало тёмной материи, полученное в рамках теоретического моделирования в рамках модели ΛCDM (профиль Наварро-Френка-Уайта, синяя кривая) и путём прямых наблюдений (псевдоизотермический профиль, красная кривая). Для центральных областей теоретическая зависимость, в отличие от экспериментальных данных, содержит сингулярность.

В ходе теоретического исследования свойств тёмной материи в 1980-х годах была предложена гипотеза холодной тёмной материи[1][2], в частности, многими группами учёных проводилось численное моделирование[англ.] эволюции структуры Вселенной в рамках модели ΛCDM. Оно показывало, что распределение плотности гало тёмной материи содержит сингулярность (резкий пик в распределении) в центре галактики — так называемый касп[3]. Чаще всего используется такая аналитическая аппроксимация результатов численного моделирования как профиль Наварро — Френка — Уайта[4]:

где ρ0 — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, Rs — характеристический радиус гало. Предлагались и другие варианты зависимости , но все они дают значения показателя для центральных областей (r < 1 кпк). В этой модели кривые вращения предполагают рост скорости пропорционально[3].

С другой стороны, имеются результаты прямых астрономических наблюдений — статистика кривых вращения, среди которых наиболее показательны прежде всего данные для галактик низкой поверхностной яркости и богатых газом карликовых галактик поздних типов, поскольку именно такие объекты содержат большую долю тёмной материи[3][5][6][7]. Эти данные дают обратную картину: кривые вращения демонстрируют линейный рост. Тёмная материя не показывает никаких сингулярностей в своём распределении, показатель α в центральных областях не превышает значения −0,2, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля[8]:

где rC — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρ0 — его постоянная плотность[3][7].

Между тем, неопределённость в описании распределения тёмной материи в центральных областях галактик вызывает неизбежные трудности прежде всего при решении задачи экспериментального обнаружения тёмной материи[9]. В целом, противоречие между предсказаниями, основанными на общепринятой космологической модели (ΛCDM), и наблюдательными данными, используется критиками этой модели как серьёзный аргумент против её корректности[10].

Возможные объяснения

  • Неточность результатов численного моделирования — практически исключена ввиду существенного прогресса вычислительных возможностей. Даже максимально точные расчёты дают значение показателя в зависимости [3].
  • Неточность наблюдательных данных. Некруговые траектории при регистрации кривых вращения назывались одним из объяснений возможной некорректности выводов на их основании[11][12]. Но экспериментальная картина сохранялась и при исключении таких галактик из числа анализируемых, к тому же, такие эффекты вообще минимальны для галактик низкой поверхностной яркости (данные для которых наиболее показательны, поскольку в них содержание тёмной материи максимально)[7].
  • Неадекватность интерпретации результатов наблюдения. Например, высказывались предположения, что гало имеют на самом деле несферическую форму[12], но будучи наблюдаемым под определённым углом, кажутся сферическими и имеющими ядро с постоянной плотностью. Однако экспериментальных данных так много, что наблюдение всех галактик под таким специфическим углом представляется маловероятным[3]. При этом если сингулярности гало холодной тёмной материи действительно существуют, это должно давать ограничения на космологические параметры[13].
  • Расчётные и наблюдательные данные верны, гало изначально действительно содержат каспы, но затем что-то устраняет их. Есть предположения, что барионная материя как-то вытесняет или заменяет холодную тёмную материю в центральных областях галактик посредством так называемой обратной связи[13][11][12]. В частности, это могли бы быть вспышки звездообразования, потоки газа, вызванные взрывами сверхновых, динамическое трение облаков газа[5][14][9].
  • Расчётные и наблюдательные данные верны, и картина образования гало, предполагаемая в рамках модели холодной тёмной материи, неверна. Это означает необходимость изменения свойств и природы тёмной материи[13][6]. Чаще всего в качестве альтернативы рассматривается тёплая тёмная материя[англ.], хотя высказывались аргументы, что в соответствующей модели эволюции Вселенной возникновение сингулярностей также неизбежно[6]. Предлагались и более экзотические модификации: столкновительная (самовзаимодействующая[англ.])[15], сверхтекучая[16] (нечёткая[англ.][17]), мета-холодная[англ.], сильно аннигилирующая тёмная материя[18] и ряд других моделей[11], имеющих, однако, свои трудности[9].

Примечания

  1. ↑ George R. Blumenthal, S. M. Faber, Joel R. Primack & Martin J. Rees. Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter : [англ.] // Nature. — 1984. — Т. 311 (11 October). — С. 517–525. — doi:10.1038/311517a0.
  2. ↑ Davis, M.; Efstathiou, G.; Frenk, C. S.; White, S. D. M. The evolution of large-scale structure in a universe dominated by cold dark matter : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1985. — Т. 292 (15 May). — С. 371-394. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/163168.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 de Blok W. J. G. The core-cusp problem (англ.) // Advances in Astronomy. — 2010. — Vol. 2010. — P. 789293. — doi:10.1155/2010/789293. — Bibcode: 2010AdAst2010E...5D. — arXiv:0910.3538.
  4. ↑ Navarro J. F., Frenk C. S., White S. D. M. The Structure of Cold Dark Matter Halos (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1996. — 10 May (vol. 462). — P. 563. — doi:10.1086/177173. — Bibcode: 1996ApJ...462..563N. — arXiv:astro-ph/9508025.
  5. ↑ 1 2 Se-Heon Oh et al. The Central Slope of Dark Matter Cores in Dwarf Galaxies: Simulations versus THINGS : [англ.] // The Astronomical Journal. — 2011. — Т. 142, № 1. — С. 24. — doi:10.1088/0004-6256/142/1/24.
  6. ↑ 1 2 3 B. Moore, T. Quinn, F. Governato, J. Stadel, G. Lake. Cold collapse and the core catastrophe : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1999. — Т. 310, вып. 4 (21 December). — С. 1147–1152. — doi:10.1046/j.1365-8711.1999.03039.x.
  7. ↑ 1 2 3 W. J. G. de Blok, F. Walter, E. Brinks, C. Trachternach, S-H. Oh, and R. C. Kennicutt Jr. HIGH-RESOLUTION ROTATION CURVES AND GALAXY MASS MODELS FROM THINGS : [англ.] // The Astronomical Journal. — 2008. — Т. 136, № 6 (18 November). — С. 2648-2719. — doi:10.1088/0004-6256/136/6/2648.
  8. ↑ Brainerd, Tereasa G.; Blandford, Roger D.; Smail, Ian. Weak Gravitational Lensing by Galaxies : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1996. — Т. 466, № 2 (1 August). — С. 623-637. — doi:10.1086/177537.
  9. ↑ 1 2 3 T. K. Chan, D. Kereš, J. Oñorbe, P. F. Hopkins, A. L. Muratov, C.-A. Faucher-Giguère, E. Quataert. The impact of baryonic physics on the structure of dark matter haloes: the view from the FIRE cosmological simulations : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2015. — Т. 454, вып. 3 (11 December). — С. 2981-3001. — doi:10.1093/mnras/stv2165.
  10. ↑ Ben Moore. Evidence against dissipation-less dark matter from observations of galaxy haloes : [англ.] // Nature. — 1994. — Т. 370 (25 August). — С. 629–631. — doi:10.1038/370629a0.
  11. ↑ 1 2 3 McGaugh S. S. et al. The rotation velocity attributable to dark matter at intermediate radii in disk galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — 10 April (vol. 659). — P. 149—161. — doi:10.1086/511807. — Bibcode: 2007ApJ...659..149M. — arXiv:astro-ph/0612410.
  12. ↑ 1 2 3 Valenzuela O. et al. Is There Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies? The Case of NGC 3109 and NGC 6822 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — 20 February (vol. 657). — P. 773—789. — doi:10.1086/508674. — Bibcode: 2007ApJ...657..773V. — arXiv:astro-ph/0509644.
  13. ↑ 1 2 3 McGaugh S. S., Barker M. K., de Blok W. J. G. A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — 20 February (vol. 584). — P. 566—576. — doi:10.1086/345806. — Bibcode: 2003ApJ...584..566M. — arXiv:astro-ph/0210641.
  14. ↑ Governato F. et al. Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows (англ.) // Nature : journal. — 2010. — 20 January (vol. 463). — P. 203—206. — doi:10.1038/nature08640. — Bibcode: 2010Natur.463..203G. — arXiv:0911.2237.
  15. ↑ Sean Tulin, Hai-Bo Yu. Dark matter self-interactions and small scale structure : [англ.] // Physics Reports. — 2018. — Т. 730 (5 February). — С. 1-57. — doi:10.1016/j.physrep.2017.11.004.
  16. ↑ Jeremy Goodman. Repulsive dark matter : [англ.] // New Astronomy. — 2000. — Т. 5, вып. 2 (2 April). — С. 103-107. — doi:10.1016/S1384-1076(00)00015-4.
  17. ↑ Wayne Hu, Rennan Barkana, and Andrei Gruzinov. Fuzzy Cold Dark Matter: The Wave Properties of Ultralight Particles : [англ.] // Phys. Rev. Lett.. — 2000. — Т. 85, вып. 6 (7 August). — С. 1158. — doi:10.1103/PhysRevLett.85.1158.
  18. ↑ Hui L. Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem (англ.) // Phys. Rev. Lett. : journal. — 2001. — Vol. 86. — P. 3467—3470. — doi:10.1103/PhysRevLett.86.3467. — Bibcode: 2001PhRvL..86.3467H. — arXiv:astro-ph/0102349.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Проблема_каспов&oldid=110271866