우주론-나선 은하 회전 곡선
이 장에서는 나선형 은하 회전 곡선과 암흑 물질에 대한 증거에 대해 논의 할 것입니다.
암흑 물질에 대한 암흑 물질 및 관찰 사실
암흑 물질의 초기 증거는 study of the Kinematics of Spiral Galaxy.
태양은 우리 은하의 중심에서 30,000 광년 떨어져 있습니다. 은하 중심 속도는 220km / s입니다.
속도가 220km / s가 100km / s 또는 500km / s가 아닌 이유는 무엇입니까? 물체의 원형 운동을 제어하는 것은 무엇입니까?
반경 내에 포함 된 질량은 우주의 속도를 감지하는 데 도움이됩니다.
은하수 또는 나선 은하의 회전-미분 회전
Angular Velocity 중심으로부터의 거리에 따라 다릅니다.
궤도 시간주기는 중심으로부터의 거리에 따라 다릅니다.
은하 중심에 가까운 물질은 더 짧은 시간주기를 가지며 은하 중심에서 멀리 떨어진 물질은 더 긴 시간주기를가집니다.
회전 곡선
다음으로 속도 변화를 예측하십시오. Galactic centric radius. 속도 변화를 제공하는 곡선은 궤도 반경에 따라 달라집니다.
사물이 움직이는 것을 보면 회전에 영향을 미치는 것이 중력이라고 생각합니다.
질량 분포는 반경에 따라 다릅니다. 물질 밀도는 회전 곡선을 예측합니다. 반지름에 따라 달라지는 물질 밀도에 기반한 회전 곡선입니다.
표면 밝기
우리는 패치를 선택하고 얼마나 많은 빛이 나오는지 봅니다.
패치에서 나오는 빛의 양을 표면 밝기라고합니다.
단위는 mag/arcsec2.
표면 밝기가 반지름에 따라 달라진다는 것을 알게되면 발광 물질이 반지름에 따라 달라짐을 알 수 있습니다.
$$ \ mu (r) \ propto exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ right) $$
$ h_R $은 스케일 길이입니다. $ \ mu (r) = \ mu_o \ ast exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ right) $
$ h_R $은 은하수에 대해 거의 3kpc입니다.
나선 은하
천문학 자들이 회전 곡선을 이해하기 위해 그들은 은하를 두 개의 구성 요소로 나누었습니다.
- Disk
- Bulge
다음 이미지는 중앙 구형 벌지 + 원형 디스크를 보여줍니다. 스텔라와 가스 분포는 벌지와 디스크에서 다릅니다.
나선 은하의 운동학
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모든 물체의 원형 속도 – 벌지의 경우 (r <Rb)입니다.
$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$
$$ M (r) = \ frac {4 \ pi r ^ 3} {3} \ ast \ rho_b $$
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디스크의 경우 – (Rb <r <Rd)
$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$
벌지는 별의 밀도가 거의 일정합니다.
벌지 내의 밀도는 일정합니다 (벌지 내의 거리에 따라 변경되지 않음).
디스크에서 항성 밀도는 반경에 따라 감소합니다. 반경이 증가하면 발광 물질이 감소합니다.
대량 – $ V (r) \ propto r $
디스크에서 – $ V (r) \ propto 1 / \ sqrt {r} $
나선 은하의 회전 곡선
통해 Spectroscopy (은하 근처 – 은하를 공간적으로 분해), 우리는 회전 곡선을 생성합니다.
위에서 언급했듯이 회전 곡선이 바깥 쪽 영역에서 평평하다는 것을 알 수 있습니다. 즉, 사물이 바깥 쪽 영역에서 빠르게 움직이며 일반적으로 이런 형태로 예상되지 않습니다.
궤도 속도는 내부 영역의 반경이 증가함에 따라 증가하지만 외부 영역에서는 평평 해집니다.
암흑 물질
암흑 물질은 우주의 비 발광 성분이라고합니다. 다음 포인터를 통해 암흑 물질에 대해 이해합시다.
편평한 회전 곡선은 나선 은하에서 별과 가스의 분포에 대해 우리가 보는 것과 반대입니다.
원반의 표면 광도는 반지름에 따라 기하 급수적으로 떨어지며, 이는 대부분 별인 발광 물질의 질량이 은하 중심 주위에 집중되어 있음을 의미합니다.
회전 곡선의 평탄화는 은하의 총 질량이 반경 내에서 r 항상 증가하고 있습니다. r.
이것은 전자기 복사를 방출하지 않는이 은하들에 많은 양의 보이지 않는 중력 질량이있는 경우에만 설명 될 수 있습니다.
나선 은하의 회전 곡선 측정은 암흑 물질에 대한 가장 강력한 증거 중 하나입니다.
암흑 물질의 증거
Missing Mass – 발광 질량의 10 배.
이 암흑 물질의 대부분은 은하의 후광에 있어야합니다. 디스크에있는 많은 양의 암흑 물질은 조력에 대한 디스크의 장기적인 안정성을 방해 할 수 있습니다.
원반에있는 암흑 물질의 일부 작은 부분은 희미한 별 (갈색 왜성, 검은 색 왜성) 및 조밀 한 항성 잔해 (중성자 별, 블랙홀) 등 중성자 일 수 있습니다. 그러나 그러한 중압 암흑 물질은 은하에서 잃어버린 질량의 전체 규모를 설명 할 수 없습니다.
암흑 물질의 밀도 프로파일 – $ M (r) \ propto r $ 및 $ \ rho (r) \ propto r ^ {− 2} $.
나선 은하의 회전 곡선 데이터는 후광에 분포 된 암흑 물질과 일치합니다.
이 어두운 후광은 은하 전체 질량의 대부분을 구성합니다.
모든 중력 물질 (별, 성단, ISM 등)은이 암흑 물질 후광의 중력 잠재력에 의해 결합됩니다.
결론
암흑 물질은 일반 물질과의 중력 상호 작용을 통해서만 감지되었습니다. 빛과의 상호 작용 (전자기력 없음)은 아직 관찰되지 않았습니다.
Neutrinos− 충전량이 적고 상호 작용이 약하지만 질량이 너무 적습니다 (<0.23 eV). DM 입자는 구조 형성을 설명하기 위해 E> 10 eV 정도 여야합니다.
약하게 상호 작용하는 질량 입자 (WIMPS)는 암흑 물질의 원인이 될 수 있습니다.
기억해야 할 사항
은하 중심에 가까운 물질은 더 짧은 시간주기를가집니다.
벌지는 별의 밀도가 거의 일정합니다.
디스크의 표면 광도는 반경에 따라 기하 급수적으로 떨어집니다.
디스크에있는 다량의 암흑 물질은 조력에 대한 디스크의 장기적인 안정성을 방해 할 수 있습니다.