Γαλαξιακή άλως: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Ετικέτα: επεξεργασία κώδικα 2017 |
Ετικέτα: επεξεργασία κώδικα 2017 |
||
Γραμμή 21:
Η άλως της σκοτεινής ύλης είναι μια θεωρητική κατανομή της [[Σκοτεινή ύλη|σκοτεινής ύλης]] που εκτείνεται σε όλο τον γαλαξία και εκτείνεται πολύ πέρα από τα ορατά συστατικά του. Η μάζα της άλω της σκοτεινής ύλης είναι πολύ μεγαλύτερη από τη μάζα των άλλων συστατικών του γαλαξία. Η ύπαρξή της υποτίθεται για να υπολογίσει το βαρυτικό δυναμικό που καθορίζει τη δυναμική των σωμάτων μέσα στους γαλαξίες. Η φύση των άλω της σκοτεινής ύλης είναι ένας σημαντικός τομέας της τρέχουσας έρευνας στην [[κοσμολογία]] , ιδιαίτερα της σχέσης της με τον γαλαξιακό σχηματισμό και την εξέλιξη . <ref>{{Cite journal|last=Taylor|first=James E.|date=2011|title=Dark Matter Halos from the Inside Out|arxiv=1008.4103|journal=Advances in Astronomy|volume=2011|pages=1–17|doi=10.1155/2011/604898|issn=1687-7969|bibcode=2011AdAst2011E...6T}}</ref>
Το προφίλ Navarro-Frenk-White είναι ένα ευρέως αποδεκτό προφίλ πυκνότητας της άλω της σκοτεινής ύλης που προσδιορίζεται μέσω αριθμητικών προσομοιώσεων. <ref>{{Cite journal|last=Navarro|first=Julio F.|last2=Frenk|first2=Carlos S.|last3=White|first3=Simon D. M.|date=May 1996|title=The Structure of Cold Dark Matter Halos|arxiv=astro-ph/9508025|journal=The Astrophysical Journal|volume=462|pages=563–575|doi=10.1086/177173|issn=0004-637X|bibcode=1996ApJ...462..563N}}</ref> Αντιπροσωπεύει την πυκνότητα μάζας της άλω της σκοτεινής ύλης ως συνάρτηση του <math>r</math> , η απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο: <math display="block">\rho (r) = \frac{\rho_{crit} \delta_{c}}{(r/r_{s})(1+r/r_{s})^{2}}</math>όπου το <math display="inline">r_{s}</math> είναι μια χαρακτηριστική ακτίνα για το μοντέλο <math>\rho_{crit} = 3H^2/8 \pi G</math> είναι η κρίσιμη πυκνότητα (με <math display="inline">H</math> που είναι η σταθερά του Hubble ), και <math display="inline">\delta_c</math> είναι μια αδιάστατη σταθερά. Η αόρατη συστατική άλως δεν μπορεί να επεκταθεί με αυτό το προφίλ πυκνότητας επ 'αόριστον. αυτό θα οδηγούσε σε αποκλίνοντα ολοκλήρωμα κατά τον υπολογισμό της μάζας. Παρέχει, ωστόσο, ένα πεπερασμένο δυναμικό βαρύτητας για όλα τα <math>r</math>.
Οι περισσότερες μετρήσεις που μπορούν να γίνουν είναι σχετικά μη ευαίσθητες στη μαζική κατανομή της άλω. Αυτό είναι συνέπεια των νόμων του Νεύτωνα , που δηλώνουν ότι εάν το σχήμα της άλω είναι σφαιροειδές ή ελλειπτικό, δεν θα υπάρξει καθαρή βαρυτική επίδραση από τη μάζα της άλω σε απόσταση <math>r</math> από το γαλαξιακό κέντρο σε ένα αντικείμενο που είναι πιο κοντά στο γαλαξιακό κέντρο απ 'ότι <math>r</math>. Η μόνη δυναμική μεταβλητή που σχετίζεται με την έκταση της άλω που μπορεί να περιοριστεί είναι η ταχύτητα διαφυγής : τα ταχύτερα κινούμενα αστρικά αντικείμενα που εξακολουθούν να είναι βαρυτικά συνδεδεμένα με τον Γαλαξία μπορούν να δώσουν ένα χαμηλότερο όριο στο μαζικό προφίλ των εξωτερικών άκρων της σκοτεινής άλω.
==Δημιουργία γαλαξιακών άλων==
Ο σχηματισμός των αστρικών άλων συμβαίνει φυσιολογικά σε μοντέλο ψυχρής σκοτεινής ύλης του σύμπαντος όπου η εξέλιξη συστημάτων όπως οι άλω εμφανίζονται από κάτω προς τα πάνω, δηλαδή η δομή μεγάλης κλίμακας των γαλαξιών σχηματίζεται ξεκινώντας από μικρά αντικείμενα. Οι άλω, που αποτελούνται τόσο από τη [[Βαρυόνιο|βαριονική]] όσο και από τη σκοτεινή ύλη, σχηματίζονται με συγχώνευση μεταξύ τους. Τα στοιχεία δείχνουν ότι ο σχηματισμός γαλαξιακών άλων μπορεί επίσης να οφείλεται στα αποτελέσματα της αυξημένης βαρύτητας και της παρουσίας αρχέγονων μαύρων οπών. <ref>{{Cite web|url=https://www.researchgate.net/publication/269689929|title=Advances in Black Hole Physics and Dark Matter Modelling of the Galactic Halo|last=Worsley|first=Andrew|ημερομηνία=October 2018|website=|archiveurl=https://www.researchgate.net|archivedate=|dead-url=|accessdate=}}</ref> Το αέριο από τις συγχωνεύσεις άλων κατεύθυνεται προς το σχηματισμό των κεντρικών γαλαξιακών στοιχείων, ενώ τα αστέρια και η σκοτεινή ύλη παραμένουν στη γαλαξιακή άλω. <ref>{{Cite journal|last=Zolotov|first=Adi|last2=Willman|first2=Beth|last3=Brooks|first3=Alyson M.|last4=Governato|first4=Fabio|last5=Brook|first5=Chris B.|last6=Hogg|first6=David W.|last7=Quinn|first7=Tom|last8=Stinson|first8=Greg|date=2009-09-10|title=The Dual Origin of Stellar Halos|arxiv=0904.3333|journal=The Astrophysical Journal|volume=702|issue=2|pages=1058–1067|doi=10.1088/0004-637X/702/2/1058|issn=0004-637X|bibcode=2009ApJ...702.1058Z}}</ref>
όπου είναι μια χαρακτηριστική ακτίνα για το μοντέλο, </img> είναι η κρίσιμη πυκνότητα (με </img> που είναι η σταθερά του Hubble ), και </img> είναι μια αδιάστατη σταθερά. Η αόρατη συστατική άλως δεν μπορεί να επεκταθεί με αυτό το προφίλ πυκνότητας επ 'αόριστον. αυτό θα οδηγούσε σε αποκλίνοντα ολοκλήρωμα κατά τον υπολογισμό της μάζας. Παρέχει, ωστόσο, ένα πεπερασμένο δυναμικό βαρύτητας για όλους </img> . Οι περισσότερες μετρήσεις που μπορούν να γίνουν είναι σχετικά μη ευαίσθητες στη μαζική κατανομή της άλω. Αυτό είναι συνέπεια των νόμων του Νεύτωνα , που δηλώνουν ότι εάν το σχήμα της άλω είναι σφαιροειδές ή ελλειπτικό, δεν θα υπάρξει καθαρή βαρυτική επίδραση από τη μάζα της άλω σε απόσταση </img> από το γαλαξιακό κέντρο σε ένα αντικείμενο που είναι πιο κοντά στο γαλαξιακό κέντρο απ 'ότι </img> . Η μόνη δυναμική μεταβλητή που σχετίζεται με την έκταση της άλω που μπορεί να περιοριστεί είναι η ταχύτητα διαφυγής : τα ταχύτερα κινούμενα αστρικά αντικείμενα που εξακολουθούν να είναι βαρυτικά συνδεδεμένα με τον Γαλαξία μπορούν να δώσουν ένα χαμηλότερο όριο στο μαζικό προφίλ των εξωτερικών άκρων της σκοτεινής άλω.
| |||