Эта статья входит в число добротных статей

Проблема каспов

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Распределение плотности гало тёмной материи, полученное в рамках теоретического моделирования в рамках модели ΛCDM (профиль Наварро — Френка — Уайта, красная кривая) и путём прямых наблюдений (псевдоизотермический профиль, зелёная кривая). Для центральных областей теоретическая зависимость, в отличие от экспериментальных данных, содержит сингулярность.

Проблема каспов[1][2] (проблема центрального каспа[3][4], проблема сингулярного гало, англ. cuspy halo problem) — одно из основных противоречий модели холодной тёмной материи, являющейся в настоящее время общепринятой, с наблюдательными данными. Численное моделирование эволюции структуры галактик на основании общепринятой космологической модели предсказывает сингулярность в распределении плотности гало тёмной материи в центральных областях — так называемый касп. Эффект приводил бы к такому поведению кривых вращения вблизи центра галактик, которого результаты наблюдений не подтверждают. Наблюдаемые кривые вращения свидетельствуют о существовании во внутренней зоне участка практически постоянной плотности, получившей обозначение ядра.

Суть проблемы[править | править код]

В ходе теоретического исследования свойств тёмной материи в 1980-х годах была предложена гипотеза холодной тёмной материи[5][6], в частности, многими группами учёных проводилось численное моделирование[en] эволюции структуры Вселенной на масштабах галактик в рамках модели ΛCDM[7]. Оно показывало, что распределение плотности гало тёмной материи содержит сингулярность (резкий пик в распределении) в центре галактики — так называемый касп[8][3][9][10][11][12]. Чаще всего используется аналитическая аппроксимация результатов численного моделирования — профиль Наварро — Френка — Уайта[13]:

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). Соответствующие кривые вращения предполагают рост скорости пропорционально [14][9].

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[15][16][17][18]. Эти данные по большей части дают обратную картину: кривые вращения демонстрируют линейный рост[19][18][3], так что на расстоянии нескольких килопарсек от центра галактик скорости оказываются практически вдвое ниже предсказанных теоретически[9]. Тёмная материя не показывает никаких сингулярностей в своём распределении, показатель α в центральных областях не превышает значения −0,2 по абсолютной величине, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля[20]:

где rC — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρC — его постоянная плотность[21][18][9][10][12]. В ряде публикаций утверждалось, что по меньшей мере часть наблюдаемых данных удовлетворительно описывается профилем Наварро — Френка — Уайта[22][23][24], однако этот вывод не является консенсусным среди всего научного сообщества, и более аргументированным представляется предположение, что распределение тёмной материи как минимум не универсально для всех гало[25][22][26].

В ряде работ отмечалось, что проблема теории холодной тёмной материи носит более общий характер в том смысле, что она предсказывает в принципе завышенное количество тёмной материи во внутренних районах гало; другим её проявлением является проблема дефицита карликовых галактик[9]. Эти проблемы связаны и в том смысле, что гало с «ядром» в центре скорее лишится (благодаря приливному воздействию) своих спутников — карликовых гало, существование большого числа которых предсказывается численным моделированием в рамках теории ΛCDM, как и профиль плотности с каспом[27].

Между тем неопределённость в описании распределения тёмной материи в центральных областях галактик вызывает неизбежные трудности прежде всего при решении задачи экспериментального обнаружения тёмной материи[28]. В целом противоречие между предсказаниями, основанными на общепринятой космологической модели (ΛCDM), и наблюдательными данными используется критиками этой модели как серьёзный аргумент против её корректности[29].

Возможные объяснения[править | править код]

  • Неточность результатов численного моделирования, в особенности недостаточное разрешение, — практически исключена ввиду существенного прогресса вычислительных возможностей. Даже максимально точные расчёты, позволяющие смоделировать центральную часть гало размером до 0,1 кпк[30][31], дают для этой области значение показателя в зависимости [32][33].
  • Неточность наблюдательных данных из-за всевозможных погрешностей — систематических инструментальных или измерительных, таких как размытие изображения (в особенности из-за низкого разрешения), неточное расположение щели спектрографа, ошибки, связанные с её конечной шириной при регистрации кривых вращения. Эти погрешности наиболее велики именно при анализе скоростей на минимальных расстояниях от центра галактики и могли бы приводить к получению меньших значений скоростей, следовательно, недооценке плотности тёмной материи в соответствующих областях[24][10][23].
  • Неадекватность интерпретации результатов наблюдения, начиная с метода построения модели распределения плотности из наблюдаемых кривых вращения[34][35]. Некруговые траектории при регистрации кривых вращения назывались одним из объяснений возможной некорректности выводов на их основании[34][36][10][22][23]. 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)[18]. Также высказывались предположения, что гало имеют на самом деле несферическую форму[34][22], но будучи наблюдаемыми 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[32][10]. Истинные значения скоростей вращения также могут быть занижены при наблюдении галактик с ребра. Такое же искажение может давать неравномерность распределения излучения в наблюдаемом диапазоне (в частности, Hα)[23].
Тем не менее, было показано, что все перечисленные эффекты не вносят существенного искажения в наблюдаемую картину и неспособны были бы явиться причиной того, что каспы проявлялись бы в экспериментах как ядро постоянной плотности[37]. Кроме того, применялся и альтернативный метод, вообще не задействующий построение кривых вращения и основанный на непосредственном анализе спектроскопических данных, и он также показал отсутствие каспов в распределении масс[35]. При этом если сингулярности гало холодной тёмной материи действительно существуют, это должно давать ограничения на космологические параметры[38].
  • Расчётные и наблюдательные данные верны, гало изначально действительно содержат каспы, но затем они размываются. Есть предположения, что это происходит благодаря взаимодействию с барионной материей посредством так называемой обратной связи[38][36][34][3][10]. В частности, это могли бы быть вспышки звездообразования, потоки газа, вызванные взрывами сверхновых, динамическое трение облаков газа[16][39][28][10]. Гидродинамическое моделирование, учитывающее такие процессы помимо гравитационного взаимодействия, демонстрирует, что это возможно[3][9]; предлагалось и аналитическое описание такого рода механизмов[40]. Между тем показано, что такие процессы могут, напротив, оказывать обратное действие, увеличивая плотность гало в центральных областях[9][10]; кроме того, они эффективны не всегда, а лишь при определённых параметрах интенсивности звездообразования[41], общей массы звёздной составляющей[42] и степени её сосредоточения к центру[3].
  • Расчётные и наблюдательные данные верны, и картина образования гало, предполагаемая в рамках модели холодной тёмной материи, неверна. Это означает необходимость изменения представлений о свойствах и природе тёмной материи[38][17][3][9]. Чаще всего в качестве альтернативы рассматривается тёплая тёмная материя[en][43], хотя высказывались аргументы, что в соответствующей модели эволюции Вселенной возникновение сингулярностей также неизбежно[17][44][45]. Предлагались и более экзотические модификации: столкновительная (самовзаимодействующая[en])[46], мета-холодная[en][47], сильно аннигилирующая тёмная материя[48], ультралёгкая тёмная материя скалярного поля[en][49][50] (обозначаемая также как сверхтекучая[51] или нечёткая[en][52]) и ряд других моделей[36], имеющих, однако, свои трудности[28][24][45]. Некоторыми авторами высказывались предположения о необходимости модификации космологических параметров всей модели ΛCDM (в частности, амплитуды среднеквадратичных флуктуаций плотности материи на масштабе 8 Мпк, σ8), лежащей в основе теоретических расчётов, для соответствия их результатов данным наблюдений[10]. Наконец, наиболее радикальная точка зрения заключается в отрицании модели ΛCDM, в частности, существования тёмной материи как её основного постулата. Сторонники этой позиции предлагают в качестве альтернативы различные теории модифицированной гравитации[53].

Примечания[править | править код]

  1. ↑ А. Г. Дорошкевич, В. Н. Лукаш, Е. В. Михеева. К решению проблем каспов и кривых вращения в гало тёмной материи в космологической стандартной модели // УФН. — 2012. — Т. 182, вып. 1. — С. 3—18. — ISSN 1996-6652 0042-1294, 1996-6652. — doi:10.3367/UFNr.0182.201201a.0003. Архивировано 6 декабря 2020 года.
  2. ↑ С. А. Хоперсков, Б. М. Шустов, А. В. Хоперсков. Взаимодействие каспа темного вещества с барионной составляющей в дисковых галактиках // Астрономический журнал. — 2012. — Т. 89, № 9. — С. 736—744.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Засов, 2017, с. 30.
  4. ↑ Е.А. Крюкова. Зеркальное магнитное поле и его влияние на распределение тёмной материи в галактиках // ЖЭТФ. — 2019. — Т. 156, вып. 1 (7). — С. 25—34. — doi:10.1134/S0044451019070034.
  5. ↑ George R. Blumenthal[en], S. M. Faber, Joel R. Primack[en] & 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.
  6. ↑ Davis, M.[en]; Efstathiou, G.[en]; Frenk, C. S.[en]; 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.
  7. ↑ Dubinski, John; Carlberg, R. G. The Structure of Cold Dark Matter Halos : [англ.] // Astrophysical Journal. — 1991. — Т. 378 (10 September). — С. 496—503. — doi:10.1086/170451.
  8. ↑ deBlok, 2010, p. 2.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David H. Weinberg, James S. Bullock, Fabio Governato, Rachel Kuzio de Naray, Annika H. G. Peter. Cold dark matter: Controversies on small scales (англ.) // Proceedings of the National Academy of Sciences. — 2015. — 6 October (vol. 112, iss. 40). — P. 12249—12255. — ISSN 1091-6490 0027-8424, 1091-6490. — doi:10.1073/pnas.1308716112.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Primack, 2009, pp. 6—7.
  11. ↑ DelPopolo, 2017, p. 2.
  12. ↑ 1 2 DelPopolo, 2017, p. 5.
  13. ↑ Navarro J. F.[es], 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.
  14. ↑ deBlok, 2010, pp. 2—3.
  15. ↑ deBlok, 2010, pp. 3, 4.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ 1 2 3 4 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.
  19. ↑ deBlok, 2010, pp. 5—7.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ deBlok, 2010, pp. 6, 7.
  22. ↑ 1 2 3 4 Joshua D. Simon, Alberto D. Bolatto, Adam Leroy, Leo Blitz, Elinor L. Gates. High‐Resolution Measurements of the Halos of Four Dark Matter–Dominated Galaxies: Deviations from a Universal Density Profile (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2005. — 10 March (vol. 621, iss. 2). — P. 757—776. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/427684. Архивировано 8 августа 2021 года.
  23. ↑ 1 2 3 4 R. A. Swaters, B. F. Madore, Frank C. van den Bosch, M. Balcells. The Central Mass Distribution in Dwarf and Low Surface Brightness Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2003. — 1 February (vol. 583, iss. 2). — P. 732—751. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/345426.
  24. ↑ 1 2 3 Frank C. van den Bosch, Rob A. Swaters. Dwarf galaxy rotation curves and the core problem of dark matter haloes : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2001. — Т. 325, вып. 3 (11 August). — С. 1017—1038. — doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04456.x.
  25. ↑ DelPopolo, 2017, pp. 7—9.
  26. ↑ Kyle A. Oman, Julio F. Navarro, Azadeh Fattahi, Carlos S. Frenk, Till Sawala. The unexpected diversity of dwarf galaxy rotation curves (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2015. — 1 October (vol. 452, iss. 4). — P. 3650—3665. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/stv1504. Архивировано 7 октября 2021 года.
  27. ↑ DelPopolo, 2017, p. 3.
  28. ↑ 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.
  29. ↑ Ben Moore[en]. 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.
  30. ↑ Julio F. Navarro, Aaron Ludlow, Volker Springel, Jie Wang, Mark Vogelsberger, Simon D. M. White, Adrian Jenkins, Carlos S. Frenk, Amina Helmi[en]. The diversity and similarity of simulated cold dark matter haloes : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2009. — Т. 402, вып. 1 (1 February). — С. 21—34. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15878.x.
  31. ↑ J. Stadel, D. Potter, B. Moore, J. Diemand, P. Madau, M. Zemp, M. Kuhlen, V. Quilis. Quantifying the heart of darkness with GHALO — a multibillion particle simulation of a galactic halo : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. — 2009. — Т. 398, вып. 1 (September). — С. L21—L25. — doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00699.x.
  32. ↑ 1 2 deBlok, 2010, p. 10.
  33. ↑ DelPopolo, 2017, p. 10.
  34. ↑ 1 2 3 4 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.
  35. ↑ 1 2 Matthew G. Walker and Jorge Peñarrubia. A method for measuring (slopes of) the mass profiles of dwarf spheroidal galaxies : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 2011. — Т. 742 (20 November). — С. 20. — doi:10.1088/0004-637X/742/1/20.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ Rachel Kuzio de Naray, Tobias Kaufmann. Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011. — Т. 414, вып. 4 (1 July). — С. 3617—3626. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18656.x.
  38. ↑ 1 2 3 McGaugh S. S.[en], 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.
  39. ↑ 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.
  40. ↑ Andrew Pontzen, Fabio Governato. How supernova feedback turns dark matter cusps into cores: Supernova feedback and dark matter cores (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2012. — 21 April (vol. 421, iss. 4). — P. 3464—3471. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20571.x. Архивировано 15 октября 2021 года.
  41. ↑ Jose Oñorbe, Michael Boylan-Kolchin, James S. Bullock, Philip F. Hopkins, Dušan Kereš. Forged in fire: cusps, cores and baryons in low-mass dwarf galaxies (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2015. — 1 December (vol. 454, iss. 2). — P. 2092—2106. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/stv2072. Архивировано 16 октября 2021 года.
  42. ↑ Arianna Di Cintio, Chris B. Brook, Andrea V. Macciò, Greg S. Stinson, Alexander Knebe. The dependence of dark matter profiles on the stellar-to-halo mass ratio: a prediction for cusps versus cores (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2014. — 1 January (vol. 437, iss. 1). — P. 415—423. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/stt1891. Архивировано 19 января 2022 года.
  43. ↑ Paul Bode, Jeremiah P. Ostriker, Neil Turok[en]. Halo Formation in Warm Dark Matter Models (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2001. — 20 July (vol. 556, iss. 1). — P. 93—107. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/321541. Архивировано 5 мая 2021 года.
  44. ↑ Francisco Villaescusa-Navarro, Neal Dalal. Cores and cusps in warm dark matter halos (англ.) // Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. — 2011. — 14 March (vol. 2011, iss. 03). — P. 024. — ISSN 1475-7516. — doi:10.1088/1475-7516/2011/03/024.
  45. ↑ 1 2 Rachel Kuzio de Naray, Gregory D. Martinez, James S. Bullock, Manoj Kaplinghat. The case against warm or self-interacting dark matter as explanations for cores in low surface brightness galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2010. — 20 February (vol. 710, iss. 2). — P. L161—L166. — ISSN 2041-8213 2041-8205, 2041-8213. — doi:10.1088/2041-8205/710/2/L161.
  46. ↑ 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.
  47. ↑ Louis E. Strigari, Manoj Kaplinghat, James S. Bullock. Dark matter halos with cores from hierarchical structure formation (англ.) // Physical Review D. — 2007. — 16 March (vol. 75, iss. 6). — P. 061303. — ISSN 1550-2368 1550-7998, 1550-2368. — doi:10.1103/PhysRevD.75.061303.
  48. ↑ 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.
  49. ↑ Victor H. Robles, T. Matos. Flat central density profile and constant dark matter surface density in galaxies from scalar field dark matter (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2012. — 1 May (vol. 422, iss. 1). — P. 282—289. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20603.x. Архивировано 20 июля 2020 года.
  50. ↑ Jae-Weon Lee. Brief History of Ultra-light Scalar Dark Matter Models (англ.) // EPJ Web of Conferences / B. Gwak, G. Kang, C. Kim, H.-C. Kim, C.-H. Lee, J. Lee, S. Lee, W. Lee. — 2018. — Vol. 168. — P. 06005. — ISSN 2100-014X. — doi:10.1051/epjconf/201816806005.
  51. ↑ 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.
  52. ↑ 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.
  53. ↑ DelPopolo, 2017, pp. 19—21.

Литература[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Проблема_каспов&oldid=124363636