Kozmoloji - Sarmal Gökada Dönme Eğrileri

Bu bölümde, Spiral Gökada Dönme Eğrileri ve Karanlık Madde için kanıtlar hakkında tartışacağız.

Karanlık Maddenin Erken Kanıtı, study of the Kinematics of Spiral Galaxy.
Güneş, gökadamızın merkezinden 30.000 ışıkyılı uzaklıkta. Galaktik merkez hızı 220 km / s'dir.
Hız neden 220 km / s 100 km / s veya 500 km / s değil? Nesnenin dairesel hareketini ne yönetir?
Yarıçap içinde bulunan kütle, Evrendeki hızı tespit etmeye yardımcı olur.

Angular Velocity merkezden uzaklığa göre değişir.
Yörünge süresi merkezden uzaklığa bağlıdır.
Galaktik merkeze daha yakın olan materyalin süresi daha kısadır ve Galaktik Merkezden uzaktaki materyalin daha uzun bir periyodu vardır.

İle hız değişimini tahmin edin Galactic centric radius. Yörünge yarıçapı ile hız değişikliklerini veren eğri.
Bir şeylerin hareket ettiğini gördüğümüzde, dönüşü etkileyen şeyin yerçekimi olduğunu düşünürüz.
Kütle dağılımı yarıçapa göre değişir. Madde yoğunluğu, dönüş eğrisini tahmin edecektir. Yarıçapa göre değişen madde yoğunluğuna dayalı dönme eğrisi.

Yamayı seçiyoruz ve ne kadar ışık çıktığını görüyoruz.
Yamadan gelen ışık miktarı Yüzey Parlaklığı olarak adlandırılır.
Birimi mag/arcsec².
Yüzey parlaklığının yarıçapa göre değiştiğini tespit edersek, ışıklı maddenin yarıçapa göre değiştiğini görebiliriz.

$$ \ mu (r) \ propto exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ sağ) $$

$ h_R $, ölçek uzunluğudur. $ \ mu (r) = \ mu_o \ ast exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ sağ) $
$ h_R $, Samanyolu için yaklaşık 3 kpc'dir.

Sarmal Galaksiler

Gökbilimcilerin dönme eğrisini anlamaları için Galaksileri iki bileşene ayırdılar:

Aşağıdaki görüntü bir Merkezi küresel çıkıntı + Dairesel diski göstermektedir. Çıkıntı ve diskte yıldız ve gaz dağılımı farklıdır.

Herhangi bir nesnenin Dairesel hızı - Tümsek için (r <Rb).

$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$

$$ M (r) = \ frac {4 \ pi r ^ 3} {3} \ ast \ rho_b $$
Disk için - (Rb <r <Rd)

$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$
Bulge, kabaca sabit bir yıldız yoğunluğuna sahiptir.
Bulge içindeki yoğunluk sabittir (çıkıntı içindeki mesafe ile değişmez).
Bir diskte yıldız yoğunluğu yarıçapla birlikte azalır. Yarıçap artar, ardından ışıklı madde azalır.
Toplu Olarak - $ V (r) \ propto r $
Diskte - $ V (r) \ propto 1 / \ sqrt {r} $

İçinden Spectroscopy (yakındaki galaksiler - galaksiyi mekansal olarak çözdüler), dönüş eğrisini oluşturuyoruz.
Yukarıda da bahsettiğimiz gibi, dış bölgelerde dönme eğrisinin düz olduğunu, yani nesnelerin dış bölgelerde hızlı hareket ettiğini görüyoruz ki bu genellikle bu formda olması beklenmiyor.
İç bölgenin yarıçapının artmasıyla yörünge hızı artar, ancak dış bölgede düzleşir.

Karanlık Madde'nin Evrenin Aydınlık Olmayan Bileşeni olduğu söyleniyor. Aşağıdaki işaretlerle karanlık maddeyi anlayalım.

Düz dönme eğrileri, sarmal galaksilerdeki yıldızların ve gazın dağılımı için gördüklerimize ters düşüyor.
Diskin yüzey parlaklığı yarıçapla üssel olarak azalır ve bu da, çoğunlukla yıldızlardan oluşan parlak madde kütlesinin galaktik merkez çevresinde yoğunlaştığını gösterir.
Dönme eğrisinin düzleşmesi, gökadanın belirli bir yarıçap içindeki toplam kütlesinin r her zaman artıyor r.
Bu, ancak bu galaksilerde elektromanyetik radyasyon yaymayan büyük miktarda görünmez kütleçekim kütlesi varsa açıklanabilir.
Sarmal galaksilerin dönüş eğrisi ölçümleri, karanlık madde için en zorlayıcı kanıtlardan biridir.

Eksik Kütle - ışıklı kütlenin 10 katı.
Bu karanlık maddenin çoğu galaksinin halesinde olmalıdır: Diskteki büyük miktarlarda karanlık madde, diskin gelgit kuvvetlerine karşı uzun vadeli kararlılığını bozabilir.
Diskteki karanlık maddenin küçük bir kısmı baryonik - sönük yıldızlar (kahverengi cüceler, kara cüceler) ve kompakt yıldız kalıntıları (nötron yıldızları, kara delikler) olabilir. Ancak bu tür baryonik karanlık madde, galaksilerdeki kayıp kütlenin tamamını açıklayamaz.
Karanlık Maddenin Yoğunluk Profili - $ M (r) \ propto r $ ve $ \ rho (r) \ propto r ^ {- 2} $.
Sarmal galaksiler için dönüş eğrisi verileri, halolarında dağıtılan karanlık madde ile tutarlıdır.
Bu karanlık hale, galaksinin toplam kütlesinin çoğunu oluşturur.
Tüm baryonik maddeler (yıldızlar, yıldız kümeleri, ISM, vb.) Bu karanlık madde halesinin yerçekimi potansiyeli tarafından bir arada tutulur.

Karanlık madde, yalnızca sıradan bir maddeyle yerçekimi etkileşimi yoluyla tespit edildi. Işıkla hiçbir etkileşim (elektromanyetik kuvvet yok) henüz gözlenmedi.
Neutrinos- Daha az şarj edin, zayıf etkileşime sahip ancak kütle çok daha az (<0,23 eV). DM partikülleri, yapı oluşumunu açıklamak için E> 10 eV'ye sahip olmalıdır.
Zayıf Etkileşen Büyük Parçacıklar (WIMPS), Karanlık Madde kaynağı olabilir.

Galaktik merkeze daha yakın olan malzeme daha kısa bir süreye sahiptir.
Bulge, kabaca sabit bir yıldız yoğunluğuna sahiptir.
Diskin yüzey parlaklığı yarıçapla üstel olarak düşer.
Diskteki büyük miktarda karanlık madde, diskin gelgit kuvvetlerine karşı uzun vadeli stabilitesini bozabilir.