Tamsiosios materijos halai: galaktikų pamatas

Tamsiosios materijos halai: galaktikų pamatas

Kaip galaktikos formuojasi didžiulėse tamsiosios materijos struktūrose, lemiančiose jų formas ir sukimosi kreives

Šiuolaikinė astrofizika atskleidė, kad įspūdingos spiralės vijų ir švytinčių žvaigždžių telkiniai, kuriuos matome galaktikose, tėra ledkalnio viršūnė. Aplink kiekvieną galaktiką egzistuoja milžiniška, nematoma tamsiosios materijos sankaupa — apie penkis kartus masyvesnė už įprastą, barioninę materiją. Šie tamsiosios materijos halai ne tik suteikia gravitacinę „sceną“ žvaigždėms, dujoms ir dulkėms, bet ir valdo galaktikų sukimosi kreives, stambiąją struktūrą bei ilgalaikę raidą.

Šiame straipsnyje aptarsime, kas yra tamsiosios materijos halai ir koks jų esminis vaidmuo formuojantis galaktikoms. Panagrinėsime, kaip ankstyvosiose Visatos stadijose nedidelės tankio bangos peraugo į masyvius halus, kaip jie pritraukia dujas žvaigždėdarai, ir kokie stebėjimo faktai — pavyzdžiui, galaktikų sukimosi greičiai — įrodo šių neregimų struktūrų gravitacinį dominavimą.

1. Nematoma galaktikų „stuburo“ dalis

1.1 Kas yra tamsiosios materijos halas?

Tamsiosios materijos halas – tai apytikriai sferinė ar trijų ašių (triaxial) sritis, sudaryta iš nematomos (nešviečiančios) materijos, gaubiančios matomus galaktikos komponentus. Nors tamsioji materija veikia gravitaciškai, ji labai silpnai (ar visai) nesąveikauja su elektromagnetine spinduliuote — todėl jos tiesiogiai nematome. Tačiau jos gravitacinę įtaką įrodo:

  • Galaktikų sukimosi kreivės: Žvaigždės tolimuosiuose spiralinių galaktikų pakraščiuose juda greičiau, nei būtų galima paaiškinti vien regimosios materijos mase.
  • Gravitacinis lęšiavimas: Galaktikų spiečiai ar pavienės galaktikos gali labiau išlenkti užnugaryje esančių šaltinių šviesą, nei leistų vien matoma masė.
  • Kosminės struktūros formavimasis: Simuliacijose, įtraukus tamsiąją materiją, realistiškai atkuriama galaktikų išsidėstymo stambaus masto „kosminis tinklas“, atitinkantis stebėjimų duomenis.

Halai gali gerokai pralenkti galaktikos šviesųjį kraštą – kartais nuo kelių dešimčių iki šimtų kiloparsekų nuo centro – ir turėti nuo ~1010 iki ~1013 Saulės masių (priklausomai nuo nykštukinių ar milžinių galaktikų). Ši masė stipriai veikia galaktikų raidą per milijardus metų.

1.2 Tamsiosios materijos mįslė

Tiksli tamsiosios materijos prigimtis lieka neaiški. Dominuojantys kandidatai — WIMP (silpnai sąveikaujančios masyvios dalelės) ar kiti egzotiniai modeliai, kaip aksionai. Kad ir kokia ji būtų, tamsioji materija nei sugeria, nei skleidžia šviesos, tačiau telkiasi gravitaciškai. Stebėjimai rodo, kad ji „šalta“ (lėtai judanti ankstyvuoju Visatos laikotarpiu), taip sudarydama prielaidas pirmiausia „subliūkšti“ smulkesnėms tankio struktūroms (hierarchinis formavimasis). Šie pirmieji „mini-halai“ jungiasi ir auga, galiausiai priimdami švytinčias galaktikas.

2. Kaip formuojasi ir kinta halai

2.1 Pirminės užuomazgos

Netrukus po Didžiojo sprogimo menkos tankio nevienalytiškumo sritys – galbūt kilusios iš sustiprintų kvantinių fluktuacijų infliacijos metu – tapo struktūrų sėklomis. Visatai plečiantis, tamsioji materija tankesnėse vietose ėmė anksčiau ir efektyviau griūti nei įprastoji materija (dar kurį laiką susieta su spinduliuote). Ilgainiui:

  1. Maži halai atsirado pirmieji, dydžio prilygstantys mini-halams.
  2. Susijungimai tarp halų palaipsniui sudarė didesnes struktūras (galaktikų masės, grupių ar spiečių halus).
  3. Hierarchinis augimas: Šis iš apačios į viršų modelis (ΛCDM) paaiškina, kaip galaktikos gali turėti sub-struktūrų bei palydovinių galaktikų, regimų ir dabar.

2.2 Virializacija ir halų profilis

Kol halas formuojasi, materija griūva ir „virializuojasi“, pasiekdama dinaminę pusiausvyrą, kai gravitacija subalansuojama tamsiosios materijos dalelių greičių (greičių dispersijos). Dažnai naudojamas teorinis tankio pasiskirstymas – NFW (Navarro-Frenk-White) profilis:

ρ(r) &propto 1 / [ (r / rs) (1 + r / rs)2 ],

kur rs – skalės spindulys. Halų centre tankis gali būti labai aukštas, o toliau tankis mažėja staigiau, bet tęsiasi iki didelių nuotolių. Realiuose haluose galimi nukrypimai (pvz., nuoskalifavę centrai ar sub-struktūros).

2.3 Subhalai ir palydovai

Dideliuose haluose egzistuoja subhalai – mažesni tamsiosios materijos telkiniai, susiformavę anksčiau ir nevisiškai „sulieję“ su centrine dalimi. Juose gali vystytis palydovinės galaktikos (kaip Magelano debesys apie Paukščių Taką). Norint susieti ΛCDM prognozes su stebėjimais (pvz., nykštukinių palydovų skaičiumi), svarbu nagrinėti subhalų vaidmenį. „Per dideli, kad žlugti“ ar „trūkstami palydovai“ – tai įtampos pavyzdžiai, pasirodantys, jei simuliacijos numato daugiau ar masyvesnių subhalų, nei tikrovėje randama. Nauji aukštos skyros duomenys ir patobulinti grįžtamojo ryšio modeliai padeda spręsti šiuos neatitikimus.

3. Tamsiosios materijos halai ir galaktikų formavimasis

3.1 Barioninė akrecija ir aušinimo svarba

Kai tamsiosios materijos halas subliūkšta, aplinkinė barioninė medžiaga (dujos) iš tarpgalaktinės terpės gali įkristi į gravitacinį potencialą, bet tik jei gali išspinduliuoti energiją ir kampinį momentą. Pagrindiniai procesai:

  • Spindulinis aušinimas: Karštos dujos praranda energiją (dažniausiai per atominius spinduliavimo procesus arba, aukštesnėje temperatūroje, laisvųjų krūvių spinduliavimą).
  • Smūkinis įkaitinimas ir vėsos tėkmės: Masyviuose haluose įkrentančios dujos įkaitinamos iki halui būdingos virialinės temperatūros; jei jos atvėsta, nusėda į sukimosi diską ir maitina žvaigždėdarą.
  • Grįžtamasis ryšys: Žvaigždžių vėjai, supernovos ir aktyvūs galaktikų branduoliai (AGN) gali išpūsti ar pašildyti dujas, reguliuodami, ar barionai sėkmingai kaupiasi diske.

Taigi tamsiosios materijos halas yra „rėmas“, į kurį subliūkšta regimoji medžiaga, formuodama matomą galaktiką. Halų masė ir struktūra lemia, ar galaktika liks nykštukinė, taps gigantišku disku, ar patirs susijungimų, virsiančių elipsine sistema.

3.2 Galaktikos formos nulemimas

Halas nustato bendrą gravitacinį potencialą ir veikia galaktiką:

  1. Sukimosi kreivę: Spiralinių galaktikų išoriniuose regionuose žvaigždžių ir dujų greičiai išlieka dideli, nors šviesi medžiaga jau reti. Ši „plokščia“ ar menkai besileidžianti kreivė rodo masyvų tamsiosios materijos halą, besitęsiantį už optinio disko ribų.
  2. Diskas vs. sferoidinė forma: Halų masė ir sukimosi momentas iš dalies nulemia, ar įkrentančios dujos formuos platų diską (jei kampinis momentas išlieka), ar patirs stambius susiliejimus (kurie gali sukurti elipsines struktūras).
  3. Stabilumą: Tamsioji materija gali stabilizuoti ar priešingai, riboti tam tikrus baro ar spiralinio banguotumo atsiradimus. Tuo tarpu barai perkelia barioninę medžiagą į centrą, keisdami žvaigždėdarą.

3.3 Ryšys su galaktikos mase

Žvaigždžių masės ir halų masės santykis gali labai varijuoti: nykštukinėse galaktikose halas gali būti milžiniškas lyginant su kukliu žvaigždžių kiekiu, o didžiosiose elipsinėse – didesnė dalis dujų pavirsta į žvaigždes. Tačiau paprastai net ir masyvios galaktikos nebepanaudoja daugiau nei ~20–30 % barioninės medžiagos, nes grįžtamasis ryšys ir kosminė rejonizacija riboja efektyvumą. Šis halų masės, žvaigždėdaros efektyvumo ir grįžtamojo ryšio susipynimas yra pamatinis galaktikų evoliucijos modeliuose.

4. Sukimosi kreivės: ryškiausias požymis

4.1 Tamsiojo halo atradimas

Vienas pirmųjų tamsiosios materijos egzistavimo įrodymų kilo iš sukimosi greičių matavimų spiralinėse galaktikose. Pagal Niutono dinamiką, jei daugumą masės sudarytų tik matoma medžiaga, žvaigždžių orbitinis greitis v(r) turėtų kristi kaip 1/&sqrt;r toli už žvaigždžių disko dalies. Vera Rubin ir kt. nustatė, kad greitis išlieka beveik pastovus arba krinta menkai:

vobserved(r) ≈ const dideliems r,

o tai reiškia, kad masė M(r) vis didėja su spinduliu. Šitaip aptiktas didžiulis, nematomas materijos halas.

4.2 Kreivių modeliavimas

Astrofizikai sukimosi kreives modeliuoja sumuojant gravitacinį indėlį iš:

  • Žvaigždžių disko
  • Branduolio (iškilumos, bulge)
  • Dujų
  • Tamsiosios materijos halo

Dažniausiai, norint atkartoti stebėjimus, tenka daryti prielaidą apie išplėstą tamsiosios materijos halo, gerokai viršijantį žvaigždžių masę. Galaktikų formavimosi modeliai pasitelkia tokius pritaikymus, kad kalibruotų halo savybes — tankio centrus, skalės spindulius, bendrą masę.

4.3 Nykštukinės galaktikos

Net ir blankiose nykštukinėse galaktikose, greičių dispersijos stebėjimai rodo tamsiosios materijos dominavimą. Kai kurios tokios nykštukės gali turėti iki 99 % savo masės nematomą. Tai – ypač kraštutiniai pavyzdžiai, padedantys gilintis, kaip formuojasi maži halai ir kaip veikia grįžtamasis ryšys šiuose mažiausiuose mastuose.

5. Kiti stebėjimų įrodymai, be sukimosi kreivių

5.1 Gravitacinis lęšiavimas

Bendroji reliatyvumo teorija teigia, kad masė iškreipia erdvėlaikį, lenkdama pro šalį sklindančius šviesos spindulius. Galaktikos masto lęšiavimas gali padidinti bei iškraipyti užnugaryje esančių šaltinių vaizdą, o spiečių masto lęšiavimas gali sukurti lanko ar daugkartinius atvaizdus. Iš šių iškraipymų mokslininkai nustato masės pasiskirstymą — paprastai atrandama, kad dauguma masės yra tamsioji materija. Tokie lęšiavimo duomenys puikiai papildo sukimosi kreivių ir greičių dispersijų įvertinimus.

5.2 Rentgeno spindulių emisija iš karštų dujų

Didesniuose dariniuose (galaktikų grupėse ir spiečiuose) haluose esanti dujų temperatūra gali siekti dešimtis milijonų K, tad jie spinduliuoja rentgeno diapazone. Analizuodami šių dujų temperatūrą bei pasiskirstymą (Chandra, XMM-Newton teleskopai), galime nustatyti gilų tamsiosios materijos gravitacinį „šulinį“, kuriame laikomos šios dujos.

5.3 Palydovų dinamika ir žvaigždžių srautai

Mūsų Paukščių Take palydovinių galaktikų (pvz., Magelano debesų) orbitos ar potvyninių žvaigždžių srautų (iš suardytų nykštukinių) greičių matavimai taip pat suteikia papildomų apribojimų Bendrosios Halos masei. Tangentiniai greičiai, radialūs greičiai bei orbitinė istorija formuoja halų radialinio profilio vaizdą.

6. Halai laiko tėkmėje

6.1 Galaktikų formavimasis dideliame raudonajame poslinkyje

Anksčiau (ties z ∼ 2–6) galaktikų halai buvo mažesni, tačiau susijungimai vyko dažniau. Stebėjimai, pvz., iš Džeimso Webbo kosminio teleskopo (JWST) ar antžeminių spektrografų, rodo, kad jauni halai greitai akretavo dujas, skatindami žvaigždėdarą, gerokai intensyvesnę, nei dabar. Kosminis žvaigždėdaros spartos tankis pasiekė maksimumą apie z ∼ 2–3, iš dalies todėl, kad tuo laikotarpiu daugelis halų vienu metu pasiekė pakankamas mases stipriems barionų srautams.

6.2 Halo savybių kaita

Visatai plečiantis, halų virialiniai spinduliai auga, o susijungimai bei susidūrimai kuria vis didesnius darinius. Tuo tarpu žvaigždėdara gali mažėti, jei grįžtamasis ryšys ar aplinkos (pvz. spiečių) poveikis pašalina ar kaitina dujas. Per milijardus metų halas išlieka pagrindinis galaktikos struktūros „rėmas“, bet barioninė dalis gali iš aktyvaus, žvaigždžių kupino disko ilgainiui tapti dujų neturinčia, „raudona ir nebeaktyvia“ elipsine sistema.

6.3 Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Didžiausiu mastu halai susijungia į spiečių halus, talpinančius keletą galaktinių halų viename gravitaciniame šulinyje. Dar stambesni junginiai – superspiečiai (ne visada pilnai virializuoti). Tai – tamsiosios materijos hierarchinio augimo viršūnė, išryškinanti kosminio tinklo tankiausius mazgus.

7. Už ΛCDM halo modelio ribų

7.1 Alternatyvios teorijos

Kai kurios kitos gravitacijos teorijos, pvz. MOND ar kiti pataisymai, siūlo, kad tamsiąją materiją galima pakeisti ar papildyti modifikuotais gravitacijos dėsniais mažo pagreičio srityse. Tačiau ΛCDM didelė sėkmė (CMB anizotropijų paaiškinimas, stambių struktūrų formavimasis, lęšiavimas, halo sub-struktūros) vis dar stipriai remia tamsiosios materijos halų idėją. Vis dėlto, nedideli neatitikimai (centro aštrumo vs. išlygintas branduolys, trūkstami palydovai) skatina tyrinėti „šiltąją“ (warm) tamsiąją materiją ar sąveikaujančią (self-interacting) tamsiąją materiją.

7.2 Sąveikaujanti ar šilta tamsioji materija

  • Sąveikaujanti TM: Jeigu tamsiosios materijos dalelės nors kiek sąveikautų tarpusavyje, halo centrai galėtų būti mažiau aštrūs (cusp), galbūt išspręsdami kai kuriuos stebėjimų nesutapimus.
  • Šilta TM: Dalelės, ankstyvoje Visatoje turėjusios reikšmingą greitį, galėjo išlyginti smulkios struktūros formavimąsi, sumažindamos subhalų skaičių.

Tokie modeliai gali keisti halų vidinę sandarą ar palydovų kiekį, bet išlaiko bendrą idėją, jog masyvūs halai veikia kaip galaktikų formavimosi skeletas.

8. Išvados ir ateities kryptys

Tamsiosios materijos halai – nematomi, bet būtini rėmai, nustatantys, kaip galaktikos formuojasi, sukasi ir sąveikauja. Nuo nykštukinių galaktikų, besisukančių masyviuose haluose, beveik neturinčiuose žvaigždžių, iki milžiniškų spiečių halų, laikančių tūkstančius galaktikų, šios neregimos struktūros nulemia, kaip medžiaga pasiskirsto Visatoje. Rotacijos kreivių, lęšiavimo, palydovų judėjimo ir stambiųjų struktūrų tyrimai rodo, kad tamsioji materija – ne šalutinė detalė, o esminis gravitacinis veiksnys Visatos sandaroje.

Toliau kosmologai ir astronomai tikslina halų modelius, pasitelkdami naujus duomenis:

  1. Aukštos skyros simuliacijos: „Illustris“, „FIRE“, „EAGLE“ ir kiti projektai detaliai modeliuoja žvaigždėdarą, grįžtamąjį ryšį ir halų augimą, siekdami susieti visus procesus nuosekliai.
  2. Gilesni stebėjimai: Tokie teleskopai kaip JWST ar Vera C. Rubin observatorija fiksuos blankius nykštukinius palydovus, vertins halų formas per lęšiavimą ir stebės ankstyvas halo kolapsų stadijas dideliame raudonajame poslinkyje.
  3. Dalinės dalelių fizikos paieškos: Tiek tiesioginės aptikimo eksperimentai, tiek dalelių greitintuvai ar astrofiziniai bandymai siekia nustatyti, kokia iš tikrųjų yra tamsioji materija – taip patvirtinti arba paneigti ΛCDM halų idėjas.

Galiausiai, tamsiosios materijos halai yra pamatinis kosminių struktūrų formavimosi elementas, jungiantis ankstyvąsias mikrobangų fono anizotropijų sėklas su įspūdingomis galaktikomis, kurias matome dabartinėje Visatoje. Tyrinėdami šių halų prigimtį ir dinamiką, priartėjame prie fundamentalių klausimų apie gravitacijos veikimą, materijos pasiskirstymą ir didingą kosmoso architektūrą.

Šaltiniai ir literatūra

  • Navarro, J. F., Frenk, C. S., & White, S. D. M. (1996). “The Structure of Cold Dark Matter Halos.” The Astrophysical Journal, 462, 563–575.
    Klasiči̇nis straipsnis, pristatantis Navarro–Frenk–White (NFW) tankio profilį ir jo reikšmę tamsiosios materijos halams.
  • Navarro, J. F., Frenk, C. S., & White, S. D. M. (1997). “A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering.” The Astrophysical Journal, 490, 493–508.
    Tęstinis darbas, patobulinantis visuotinį halų profilį ir parodantis jo taikymą įvairioms masių skalėms.
  • Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). “Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions.” The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
    Vienas iš ankstyvųjų kertinių darbų, matavusių galaktikų sukimosi kreives ir patvirtinusių tamsiosios materijos poreikį išorinėse galaktikų srityse.
  • Moore, B., Quinn, T., Governato, F., Stadel, J., & Lake, G. (1999). “Cold collapse and the core catastrophe.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 310, 1147–1152.
    Nagrinėja „cusp-core“ problemą naudodamiesi aukštos skiriamosios gebos simuliacijomis, skatindamas alternatyvios tamsiosios materijos ar grįžtamojo ryšio scenarijus.
  • White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Core condensation in heavy halos – A two-stage theory for galaxy formation and the missing satellite problem.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
    Pamatinis straipsnis, kuriame išdėstyta teorija, kaip barionai telkiasi į tamsiosios materijos potencialus, ir aptariama hierarchinio galaktikų formavimosi prigimtis.
  • Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
    Pateikiami tikslūs kosmologiniai parametrai (pvz., materijos tankis, Ωm), kurie daro įtaką tamsiosios materijos halų formavimosi ir augimo greičiui.
  • Vogelsberger, M., Genel, S., Springel, V., et al. (2014). “Introducing the Illustris Project: Simulating the coevolution of dark and visible matter in the Universe.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 444, 1518–1547.
    Pristato didelio masto, aukštos raiškos simuliaciją, aprašančią tamsiosios materijos halų ir barioninių procesų tarpusavio sąveiką galaktikų evoliucijoje.
  • Bullock, J. S., & Boylan-Kolchin, M. (2017). “Small-Scale Challenges to the ΛCDM Paradigm.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 343–387.
    Apžvelgia neatitikimus (pvz., trūkstamus palydovus, „too big to fail“) tarp stebėjimų ir ΛCDM modelio prognozių, akcentuodamas halų sub-struktūrą.
  • Bertone, G., & Hooper, D. (2018). “History of dark matter.” Reviews of Modern Physics, 90, 045002.
    Pateikia išsamų tamsiosios materijos sampratos ir stebėjimų istorijos aptarimą, įskaitant halų vaidmenį galaktikose.

Šie darbai bendrai apima teoriją ir stebėjimus, susijusius su tamsiosios materijos halais – nuo jų esminio vaidmens galaktikų formavimosi teorijoje iki tiesioginių ir netiesioginių įrodymų (sukimosi kreivių, lęšiavimo, kosminės struktūros) apie neregimą, bet svarbią įtaką Visatos raidai.

Вернуться к блогу