fian-inform

Switch to desktop Register Login

Какова внутренняя структура тёмной материи?

    Существование темной материи необходимо, чтобы объяснить наблюдаемую крупномасштабную структуру Вселенной. О самой темной материи пока мало что известно, однако работы по все более тонкому космологическому моделированию позволяют все глубже понять существующие в физике проблемы. Судя по докладу на одном из семинаров ФИАНа,  корни проблемы могут также скрываться в несоответствии начальных условий в моделировании реальному состоянию Вселенной в соответствующий момент времени.

 

    В рамках стандартной космологической модели ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter) доля барионного вещества (с которым мы привычно имеем дело), по разным оценкам, составляет всего 3...5 %. Примерно 25 % приходится на тёмную материю. Остальные 75 % составляет темная энергия.

    В процессе эволюции  вклады разных компонент в полную энергию Вселенной меняются, и на более ранних стадиях её жизни расклад был иным. Тогда доминирующая роль принадлежала тёмной материи, которая и определяла процесс формирования структуры Вселенной, проистекающий из первичных возмущений.

    Признание существования темной материи хорошо объясняет такие факты как, например, специфический вид кривых вращения галактик, дисперсии скоростей галактик в скоплениях, спектр микроволнового реликтового фона, ряд свойств наблюдаемой крупномасштабной структуры в целом и некоторые другие наблюдательные факты. Однако до сих пор не ясно, из чего темная материя состоит. Кроме того её нельзя наблюдать напрямую, так как она проявляет себя в гравитационном взаимодействии, а не в электромагнитном. Тем не менее, тёмную материю можно наблюдать косвенно – по ее динамическому воздействию на звезды и межзвёздный газ (плоские кривые вращения) и даже воздействию на фотоны, летящие от далеких галактик и квазаров (гравитационное линзирование).

    Благодаря относительно простому поведению тёмной материи, моделировать эволюцию ее распределения легче, чем сделать это для барионного вещества, поскольку для моделирования последнего нужно учитывать множество физических факторов.

    Компьютерное космологическое моделирование стремительно развивалось, начиная с 70-х годов, вместе с развитием вычислительных техник. Появление суперкомпьютеров и новых техник параллельного счета позволило совершить прорыв в этой области. Сейчас удаётся моделировать поведение одновременно десятков миллиардов пробных частиц тёмной материи и исследовать структуру Вселенной на разных масштабах: от отдельных галактик и их спутников до структур в областях размером до нескольких гигапарсек.

    Сегодня удаётся с удивительной точностью воспроизвести структуру Вселенной на больших масштабах, однако на малых масштабах возникают известные трудности. Одной из таких проблем является поведение радиального распределения плотности темной материи в гало. Согласно наблюдениям, у галактик с низкой поверхностной яркостью плотность в центре гало остаётся практически постоянной. При моделировании же плотность в центре меняется обратно пропорционально радиусу. Такое расхождение плотности темной материи в центре гало называется «каспом», а сама проблема – «проблемой каспов».

    Появление каспов связано с «холодными» частицами, обладающими слишком низкими скоростями и не способными покинуть центральную часть гало. Судя по этому, в реальной Вселенной что-то «подогревает» частицы, придает им дополнительные скорости, которые и позволяют им вылетать из центра гало и тем самым разрушать касп. Возникает вопрос, связана ли эта проблема с непониманием самого процесса эволюции Вселенной, или же просто компьютерное моделирование не достаточно совершенно. Эту проблему можно решить, сделав некоторые экзотические предположения относительно физических свойств частиц тёмной материи, что, однако, по сути, является отступлением от стандартной космологической модели. Об одном из таких предположений уже рассказывалось в материале ФИАН-Информ «Сколько «ароматов» у темной материи?». Однако, некоторые исследователи считают, что данную проблему всё-таки можно решить в рамках ΛCDM модели, т.к. сама проблема является всего лишь следствием ограниченности численного разрешения. А именно, в космологическом моделировании исследователи имеют дело с модельными возмущениями плотности, спектр которых со стороны больших масштабов ограничен размерами расчётного куба, а со стороны малых масштабов - начальным расстоянием между пробными частицами темной материи.

    В работе сотрудников АКЦ ФИАН А.Г. Дорошкевича, В.Н. Лукаша и Е.В. Михеевой, опубликованной в прошлом году в журнале «Успехи физических наук» (182, 3, 2012), обсуждается энтропийная теория формирования гало, в которой в качестве фактора, «разогревающего» частицы, рассматриваются мелкомасштабные флуктуации плотности, которые не могут быть учтены в моделировании.

 

    «Мелкомасштабные флуктуации вносят вклад в начальную энтропию частиц, которая в результате эволюции гало перераспределяется так, что увеличивающиеся скорости частиц темной материи «размывают» касп» – поясняет старший научный сотрудник АКЦ ФИАН, к.ф-м.н., С.В. Пилипенко, проверивший этот эффект на модельных задачах коллапса трех волн.

 

    Кроме начальной энтропии частиц, важным фактором в моделировании является момент вращения гало и отдельных пробных частиц. Если частицы в центральной области гало обладают достаточно большим моментом вращения, то они не могут проникнуть в центр гало и сформировать касп. Если угловой момент учитывать не полностью, то это может привести к формированию каспа при моделировании. Некоторую долю момента вращения частицы получают уже в начальных условиях, благодаря асимметрии их пространственного положения и начальных скоростей. Кроме того, угловой момент перераспределяется в процессе эволюции положения частиц и формирования крупномасштабной структуры. В ходе этого процесса происходят слияния небольших гало в большие, вследствие чего относительный орбитальный момент исходных гало переходит в моменты отдельных частиц в образовавшемся гало.

    Для исследования этой проблемы необходимо иметь не только финальное распределение пробных частиц темной материи, но и представлять его эволюцию во времени. В связи с этим возникает необходимость в моделировании крупномасштабной структуры Вселенной. «Двигая» некоторые параметры модели, можно лучше понять физику процессов, управляющих формированием структуры Вселенной и найти причину формирования каспов.

 

Текст подготовлен по докладу В.Семёнова «О связи начальных космологических условий с внутренней структурой гало тёмной материи».

 

В. Жебит, АНИ «ФИАН-Информ»

19.03.2013

ФИАН - Информ © 2012 | All rights reserved.

Top Desktop version