Ciemna materia: skala klasteryzacji

Prezentacja na temat: "Ciemna materia: skala klasteryzacji"— Zapis prezentacji:

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

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? Mała skala klasteryzacji, wysoka lokalna gęstość DM Duża skala klasteryzacji, niska lokalna gęstość DM Chandra X-ray Optical thousands of galaxies enveloped in a gigantic cloud of hot gas and confined to the Abell 2029 cluster by the gravity of dark matter spherical halo of dark matter surrounding a spiral galaxy

3 Krzywe rotacji galaktyk spiralnych i problem ciemnej materii.
Doppler image of a spiral galaxy P redshift, blueshift rotational velocity [km/s] dddddh Y. Sofue, astro-ph/ curv distance from the rotation axis radius distance 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 A typical rotation curve velocity flat Keplerian distance

4 Standardowe modelowanie krzywych rotacji:
NGC (M94) 3 arcsec 3 arcsec luminosity 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 Kent, 1987, AJ, 93, 816 velocity [km/s] Velocity [km/sek] radius [kpc] cutoff radius

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

6 Konieczna znajomość rozkładu materii
Oda iteracyjna Metoda iteracyjna: Konieczna znajomość rozkładu materii poza ostatnim punktem krzywej rotacji. 1 2

7 Przykładowe wyniki: 1 3 2 Wcześniej: Masze podejście:
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 2

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

9 Kolejny przykład: M101 M/LK=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).
Jo-funkcja Bessela W płaszczyźnie z=0 mamy: D-gęstość

13 -zera funkcji Jo podzielone przez
promień galaktyki Udoskonalenie metody: