Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ciemna materia: skala klasteryzacji d IFJ PAN, Kraków, Zakład Astrofizyki Teoretycznej Łukasz Bratek Joanna Jałocha Marek Marek Kutschera Marcin Kolonko.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ciemna materia: skala klasteryzacji d IFJ PAN, Kraków, Zakład Astrofizyki Teoretycznej Łukasz Bratek Joanna Jałocha Marek Marek Kutschera Marcin Kolonko."— Zapis prezentacji:

1 Ciemna materia: skala klasteryzacji d IFJ PAN, Kraków, Zakład Astrofizyki Teoretycznej Łukasz Bratek Joanna Jałocha Marek Marek Kutschera Marcin Kolonko

2 Gdzie jest ciemna materia ? Kosmologiczny model Lambda Cold Dark Matter przewiduje, że 22% całkowitej masy Wrzechświata to niebarionowa ciemna materia. Jeśli tak, to jaka jest skala klasteryzacji ciemnej materii? spherical halo of dark matter surrounding a spiral galaxy Mała skala klasteryzacji, wysoka lokalna gęstość DM Duża skala klasteryzacji, niska lokalna gęstość DM thousands of galaxies enveloped in a gigantic cloud of hot gas and confined to the Abell 2029 cluster by the gravity of dark matter Chandra X-rayOptical

3 radius Krzywe rotacji galaktyk spiralnych i problem ciemnej materii. Problemy: krzywe rotacji płaskie, niekeplerowskie masa dynamiczna większa niż masa oszacowana na podstawie jasności stasunek masa-jasność powinien wynosić ok. 1-2 dla filtra czerwonego Standarowe modelowanie krzywych rotacji: założenie istnienia masywnego halo ciemnej, niebarionowej materii P Doppler image of a spiral galaxy dddddhdddddh distance from the rotation axis redshift, blueshift distance Y. Sofue, astro-ph/ rotational velocity [km/s] curv distance velocity Keplerian flat A typical rotation curve

4 Velocity [km/sek] S 3 arcsec NGC 4736 (M94) luminosity velocity [km/s] radius [kpc] 3 arcsec Standardowe podejście: wejście: krzywa blasku 1. Rozkład krzywej blasku: centralne zgrubienie+dysk 2. Założenie małego stosunku masa-jasność 3. Dodanie sferycznego halo (ponieważ brakuje masy) wyjście: stały (i mały) stosunek mas-jasność & brakująca masa Nasze podejście: wejście: krzywa rotacji +rozkład masy na zewnątrz promienia obcięcia 1. Model globalnego dysku+metoda iteracyjna wyjście: globalny rozkład masy (doskonale odtwarzający krzywą rotacji) &relacja masa-jasność zależna od promienia cutoff radius Kent, 1987, AJ, 93, 816 Standardowe modelowanie krzywych rotacji:

5 Model dysku globalnego Grawitacja newtonowska, rotacja po orbitach kołowych, cała materia galaktyki w infinitezymalnie cienkim dysku J o -funkcja Bessela W płaszczyźnie z=0 mamy: Poza z=0 rozwiązujemy równanie próżniowe, cylindrycznie symetryczne Udoskonalenie: metoda spektralna D-gęstość -zera funkcji J o podzielone przez promień galaktyki

6 Oda iteracyjna Metoda iteracyjna: Konieczna znajomość rozkładu materii poza ostatnim punktem krzywej rotacji. 12

7 Masa całkowita: 34 milliardy mas Słońca globalny stosunek masa-jasność : 1.2 (filtr I) Wcześniej: problemy z dopasowaniem modelu do obserwacji 2/3 masy całkowitej w postaci sferycznego halo ciemnej materii Masze podejście: rozkład gęstości doskonale odtwarza krzywą rotacji Ciemna materia?, niekonieczna Przykładowe wyniki:

8 Wiele dyskowych rozkładów spełnia warunek sferyczności. Test sferyczności: w niektórych galaktykach dominacja sferycznego halo wykluczona. Model globalnego dysku powinien być stosowany w przypadku tych galaktyk!! Test sferyczności

9 Kolejny przykład: M101 M/L K =1.49

10 Użycie modelu dyskowego wraz z metodą iteracyną pozwala znaleźć rozsądne rozkłady gęstości powierzchniowej galaktyk doskonale odtwarzające krzywe rotacji. Uzyskiwane masy galaktyk są niskie, a stosunek masa-jasność często mieści się w oczekiwanych dla galaktyk spiralnych granicach. Krzywe rotacji wielu galaktyk spiralnych mogą być wyjaśnione bez wprowadzania halo ciemnej materii. W przypadku niektórych galaktyk spiralnych krzywa rotacji nie pozwala na wprowadzenie masywnego, sferycznego halo. Być może ciemna materia tworzy halo raczej wokół gromad galaktyk, a nie jak dotychczas uważano, wokół pojedynczych galaktyk.

11

12 Dyskowy newtonowski model galaktyki spiralnej (model Mestla). W płaszczyźnie z=0 mamy: J o -funkcja Bessela D-gęstość

13 -zera funkcji J o podzielone przez promień galaktyki Udoskonalenie metody:


Pobierz ppt "Ciemna materia: skala klasteryzacji d IFJ PAN, Kraków, Zakład Astrofizyki Teoretycznej Łukasz Bratek Joanna Jałocha Marek Marek Kutschera Marcin Kolonko."

Podobne prezentacje


Reklamy Google