डार्क मैटर हेलो

"Dark halo" redirects here. Not to be confused with the hacker group Dark Halo, also known as Cozy Bear.

भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान एन-बॉडी सिमुलेशन से सिम्युलेटेड डार्क मैटर हेलो

भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान के आधुनिक मॉडलों में, एक डार्क मामला प्रभामंडल अवलोकन योग्य ब्रह्मांड#बड़े पैमाने की संरचना की एक बुनियादी इकाई है। यह एक काल्पनिक क्षेत्र है जो ब्रह्मांड के विस्तार से अलग हो गया है और इसमें गुरुत्वाकर्षण से बंधे पदार्थ शामिल हैं। एक एकल डार्क मैटर प्रभामंडल में गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ बंधे डार्क मैटर के कई वायरल द्रव्यमान समूह हो सकते हैं, जिन्हें सुभालोस के रूप में जाना जाता है।

आधुनिक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल, जैसे कि लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल|Λसीडीएम, प्रस्ताव करते हैं कि डार्क मैटर हैलोज़ और सुभालोज़ में आकाशगंगाएँ हो सकती हैं। आकाशगंगा का गहरे द्रव्य प्रभामंडल गैलेक्टिक डिस्क को ढकता है और दृश्य आकाशगंगा के किनारे से काफी आगे तक फैला होता है। ऐसा माना जाता है कि यह प्रभामंडल डार्क मैटर से बना है, लेकिन इसे सीधे तौर पर नहीं देखा गया है। उनके अस्तित्व का अनुमान आकाशगंगाओं और गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग में तारों और गैस की गति पर उनके प्रभावों के अवलोकन से लगाया जाता है। रेफरी>Khullar, Gourav (4 November 2016). "बुलेट क्लस्टर - डार्क मैटर के लिए एक धूम्रपान बंदूक!". Astrobites. Retrieved 30 May 2019.</ref> आकाशगंगा निर्माण और विकास के वर्तमान मॉडल में डार्क मैटर हैलोज़ एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। सफलता की अलग-अलग डिग्री के साथ डार्क मैटर हेलो की प्रकृति को समझाने का प्रयास करने वाले सिद्धांतों में ठंडा काला पदार्थ | कोल्ड डार्क मैटर (सीडीएम), गर्म अंधेरा पदार्थ और बड़े पैमाने विशाल सघन प्रभामंडल वस्तु (एमएसीएचओ) शामिल हैं। रेफरी नाम = एनएफडब्ल्यू >Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. (May 1996). "कोल्ड डार्क मैटर हेलोस की संरचना". The Astrophysical Journal. 462: 563–575. arXiv:astro-ph/9508025. Bibcode:1996ApJ...462..563N. doi:10.1086/177173. S2CID 119007675.</ref>

आकाशगंगा के लिए आकाशगंगा घूर्णन वक्र। ऊर्ध्वाधर अक्ष गांगेय केंद्र के चारों ओर घूमने की गति है। क्षैतिज अक्ष आकाशगंगा केंद्र से दूरी है। सूर्य को एक पीले रंग की गेंद से चिह्नित किया गया है। घूर्णन की गति का प्रेक्षित वक्र नीला है। आकाशगंगा में तारकीय द्रव्यमान और गैस पर आधारित अनुमानित वक्र लाल है। प्रेक्षणों में बिखराव मोटे तौर पर ग्रे पट्टियों द्वारा दर्शाया गया है। यह अंतर डार्क मैटर या शायद MOND के संशोधन के कारण है।

डार्क मैटर हेलो के प्रमाण के रूप में घूर्णन वक्र

प्रभामंडल में डार्क मैटर (डीएम) की उपस्थिति का अनुमान सर्पिल आकाशगंगा के गैलेक्सी रोटेशन वक्र पर इसके गुरुत्वाकर्षण प्रभाव से लगाया जाता है। पूरे (लगभग गोलाकार) प्रभामंडल में बड़ी मात्रा में द्रव्यमान के बिना, आकाशगंगा का घूर्णन वेग आकाशगंगा केंद्र से बड़ी दूरी पर कम हो जाएगा, जैसे बाहरी ग्रहों की कक्षीय गति सूर्य से दूरी के साथ कम हो जाती है। हालाँकि, सर्पिल आकाशगंगाओं का अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान, विशेष रूप से तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन से वर्णक्रमीय रेखा का रेडियो खगोल विज्ञान (खगोलीय भाषा में, 21 सेमी हाइड्रोजन रेखा, एच वन और एच आई लाइन के रूप में जाना जाता है), यह दर्शाता है कि अधिकांश सर्पिल आकाशगंगाओं का घूर्णन वक्र समतल हो जाता है। , जिसका अर्थ है कि आकाशगंगा केंद्र से दूरी के साथ घूर्णी वेग कम नहीं होते हैं। इन अवलोकनों के लिए किसी भी दृश्यमान पदार्थ की अनुपस्थिति का अर्थ है कि या तो अप्राप्य (काला) पदार्थ, जिसे पहली बार 1970 में केन फ्रीमैन (खगोलशास्त्री) द्वारा प्रस्तावित किया गया था, मौजूद है, या गुरुत्वाकर्षण (सामान्य सापेक्षता) के तहत गति का सिद्धांत अधूरा है। फ़्रीमैन ने देखा कि वेग में अपेक्षित गिरावट एनजीसी 300 और न ही एम33 में मौजूद थी, और इसे समझाने के लिए एक अनिर्धारित द्रव्यमान पर विचार किया। डीएम परिकल्पना को कई अध्ययनों द्वारा पुष्ट किया गया है।

डार्क मैटर हैलोज़ का गठन और संरचना

ऐसा माना जाता है कि डार्क मैटर हेलो के निर्माण ने आकाशगंगाओं के प्रारंभिक निर्माण में प्रमुख भूमिका निभाई है। प्रारंभिक गैलेक्टिक गठन के दौरान, गुरुत्वाकर्षण से स्व-बंधी वस्तुओं को बनाने के लिए बैरोनिक पदार्थ का तापमान अभी भी बहुत अधिक होना चाहिए था, इस प्रकार अतिरिक्त गुरुत्वाकर्षण इंटरैक्शन को जोड़ने के लिए डार्क मैटर संरचना के पूर्व गठन की आवश्यकता होती है। इसके लिए वर्तमान परिकल्पना कोल्ड डार्क मैटर (सीडीएम) और ब्रह्मांड की शुरुआत में संरचना में इसके गठन पर आधारित है।

सीडीएम संरचना निर्माण की परिकल्पना ब्रह्मांड में घनत्व गड़बड़ी से शुरू होती है जो एक महत्वपूर्ण घनत्व तक पहुंचने तक रैखिक रूप से बढ़ती है, जिसके बाद वे विस्तार करना बंद कर देंगे और गुरुत्वाकर्षण से बंधे काले पदार्थ के प्रभामंडल का निर्माण करेंगे। गोलाकार पतन मॉडल ढांचा विश्लेषणात्मक रूप से ऐसे प्रभामंडल के गठन और विकास का मॉडल तैयार करता है। ये आभामंडल द्रव्यमान (और आकार) में बढ़ते रहेंगे, या तो उनके निकटतम पड़ोस से सामग्री के अभिवृद्धि के माध्यम से, या गैलेक्सी विलय#विलय इतिहास पेड़ों द्वारा। सीडीएम संरचना निर्माण के संख्यात्मक सिमुलेशन निम्नानुसार आगे बढ़ते हुए पाए गए हैं: शुरुआत में छोटी गड़बड़ी के साथ एक छोटी मात्रा ब्रह्मांड के विस्तार के साथ फैलती है। जैसे-जैसे समय आगे बढ़ता है, छोटे पैमाने की गड़बड़ी बढ़ती है और ढहकर छोटे-छोटे प्रभामंडल बन जाती है। बाद के चरण में, ये छोटे-छोटे प्रभामंडल विलीन होकर एक दीर्घवृत्ताकार आकृति के साथ एक एकल विरलीकृत डार्क मैटर प्रभामंडल का निर्माण करते हैं, जो डार्क मैटर उप-प्रभामंडल के रूप में कुछ उप-संरचना को प्रकट करता है।

सीडीएम का उपयोग सामान्य बैरोनिक पदार्थ से जुड़े मुद्दों पर काबू पाता है क्योंकि यह अधिकांश थर्मल और विकिरण संबंधी दबावों को हटा देता है जो बैरोनिक पदार्थ के पतन को रोक रहे थे। तथ्य यह है कि बैरोनिक पदार्थ की तुलना में डार्क मैटर ठंडा होता है, जो डीएम को इन प्रारंभिक, गुरुत्वाकर्षण से बंधे गुच्छों को बनाने की अनुमति देता है। एक बार जब ये सुभालो बन गए, तो बैरोनिक पदार्थ के साथ उनका गुरुत्वाकर्षण संपर्क तापीय ऊर्जा पर काबू पाने के लिए पर्याप्त है, और इसे पहले सितारों और आकाशगंगाओं में ढहने की अनुमति देता है। इस प्रारंभिक आकाशगंगा निर्माण का सिमुलेशन गैलेक्टिक सर्वेक्षणों के साथ-साथ कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड के अवलोकन द्वारा देखी गई संरचना से मेल खाता है।

घनत्व प्रोफ़ाइल

गैलेक्टिक डार्क मैटर हेलो के लिए आमतौर पर इस्तेमाल किया जाने वाला मॉडल छद्म-आइसोथर्मल हेलो है:

$\rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\right)^{2}\right]^{-1}$

कहाँ $\rho _{o}$ परिमित केंद्रीय घनत्व को दर्शाता है और $r_{c}$ कोर त्रिज्या. यह अधिकांश रोटेशन वक्र डेटा के लिए एक अच्छा फिट प्रदान करता है। हालाँकि, यह पूर्ण विवरण नहीं हो सकता है, क्योंकि संलग्न द्रव्यमान एक सीमित मान में परिवर्तित होने में विफल रहता है क्योंकि त्रिज्या अनंत की ओर बढ़ती है। इज़ोटेर्मल मॉडल, सर्वोत्तम रूप से, एक सन्निकटन है। कई प्रभाव इस सरल मॉडल द्वारा अनुमानित प्रोफ़ाइल से विचलन का कारण बन सकते हैं। उदाहरण के लिए, (i) किसी डार्क मैटर हेलो के बाहरी क्षेत्र में पतन कभी भी संतुलन की स्थिति तक नहीं पहुंच सकता है, (ii) गैर-रेडियल गति महत्वपूर्ण हो सकती है, और (iii) हेलो के (पदानुक्रमित) गठन से जुड़े विलय हो सकते हैं गोलाकार-पतन मॉडल को अमान्य करें।

विस्तारित ब्रह्मांड में संरचना निर्माण के संख्यात्मक सिमुलेशन अनुभवजन्य नवारो-फ्रेंक-व्हाइट प्रोफ़ाइल की ओर ले जाते हैं|एनएफडब्ल्यू (नवारो-फ्रेंक-व्हाइट) प्रोफ़ाइल: रेफरी>नवारो, जे. एट अल। (1997), पदानुक्रमित क्लस्टरिंग से एक सार्वभौमिक घनत्व प्रोफ़ाइल</ref>

$\rho (r)={\frac {\rho _{crit}\delta _{c}}{\left({\frac {r}{r_{s}}}\right)\left(1+{\frac {r}{r_{s}}}\right)^{2}}}$

कहाँ $r_{s}$ एक स्केल त्रिज्या है, $\delta _{c}$ एक विशेषता (आयाम रहित) घनत्व है, और $\rho _{crit}$ = $3H^{2}/8\pi G$ बंद करने के लिए महत्वपूर्ण घनत्व है। एनएफडब्ल्यू प्रोफ़ाइल को 'सार्वभौमिक' कहा जाता है क्योंकि यह अलग-अलग आकाशगंगाओं से लेकर आकाशगंगा समूहों के हेलो तक, परिमाण के चार आदेशों तक फैले हुए हेलो द्रव्यमान की एक विशाल विविधता के लिए काम करता है। इस प्रोफ़ाइल में एक सीमित गुरुत्वाकर्षण क्षमता है, भले ही एकीकृत द्रव्यमान अभी भी लघुगणकीय रूप से भिन्न होता है। एक फिडुशियल बिंदु पर प्रभामंडल के द्रव्यमान को संदर्भित करना पारंपरिक हो गया है जो ब्रह्मांड के महत्वपूर्ण घनत्व से 200 गुना अधिक घनत्व को घेरता है, हालांकि गणितीय रूप से प्रोफ़ाइल इस सांकेतिक बिंदु से आगे तक फैली हुई है। बाद में यह निष्कर्ष निकाला गया कि घनत्व प्रोफ़ाइल पर्यावरण पर निर्भर करती है, एनएफडब्ल्यू केवल पृथक हेलो के लिए उपयुक्त है। एनएफडब्ल्यू हेलो आम तौर पर छद्म-आइसोथर्मल प्रोफ़ाइल की तुलना में आकाशगंगा डेटा का खराब विवरण प्रदान करता है, जिससे कस्पी हेलो समस्या पैदा होती है।

उच्च रिज़ॉल्यूशन वाले कंप्यूटर सिमुलेशन का वर्णन आइनास्टो प्रोफाइल द्वारा बेहतर ढंग से किया गया है:

$\rho (r)=\rho _{e}\exp \left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\right)\right]$

जहां r स्थानिक (अर्थात, प्रक्षेपित नहीं) त्रिज्या है। शब्द $d_{n}$ n का एक फलन इस प्रकार है $\rho _{e}$ त्रिज्या पर घनत्व है $r_{e}$ यह कुल द्रव्यमान के आधे हिस्से वाले आयतन को परिभाषित करता है। जबकि तीसरे पैरामीटर को जोड़ने से संख्यात्मक सिमुलेशन से परिणामों का थोड़ा बेहतर विवरण मिलता है, यह 2 पैरामीटर एनएफडब्ल्यू हेलो से अवलोकन की दृष्टि से अलग नहीं है, और पुच्छल प्रभामंडल समस्या को कम करने के लिए कुछ नहीं करता है।

आकार

ब्रह्मांडीय घनत्व क्षेत्र में अतिघनत्व का पतन आम तौर पर गोलाकार होता है। इसलिए, परिणामी प्रभामंडल के गोलाकार होने की उम्मीद करने का कोई कारण नहीं है। यहां तक ​​कि सीडीएम ब्रह्मांड में संरचना निर्माण के शुरुआती सिमुलेशन ने भी इस बात पर जोर दिया कि प्रभामंडल काफी हद तक चपटा हुआ है। बाद के काम से पता चला है कि हेलो समतुल्यता सतहों को उनके अक्षों की लंबाई की विशेषता वाले दीर्घवृत्त द्वारा वर्णित किया जा सकता है। डेटा और मॉडल भविष्यवाणियों दोनों में अनिश्चितताओं के कारण, यह अभी भी स्पष्ट नहीं है कि अवलोकनों से अनुमानित प्रभामंडल आकार लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल|Λसीडीएम ब्रह्मांड विज्ञान की भविष्यवाणियों के अनुरूप हैं या नहीं।

हेलो उपसंरचना

1990 के दशक के अंत तक, प्रभामंडल निर्माण के संख्यात्मक सिमुलेशन से बहुत कम उपसंरचना का पता चला। बढ़ती कंप्यूटिंग शक्ति और बेहतर एल्गोरिदम के साथ, अधिक संख्या में कणों का उपयोग करना और बेहतर रिज़ॉल्यूशन प्राप्त करना संभव हो गया। अब पर्याप्त मात्रा में उपसंरचना अपेक्षित है। जब एक छोटा प्रभामंडल एक बड़े प्रभामंडल के साथ विलीन हो जाता है तो यह अपने मेजबान के संभावित कुएं के भीतर परिक्रमा करने वाला एक सुभालो बन जाता है। जैसे ही यह परिक्रमा करता है, यह मेजबान से मजबूत ज्वारीय बलों के अधीन होता है, जिससे इसका द्रव्यमान कम हो जाता है। इसके अलावा कक्षा स्वयं विकसित होती है क्योंकि सबहेलो को गतिशील घर्षण के अधीन किया जाता है जिसके कारण यह अपने मेजबान के काले पदार्थ के कणों के लिए ऊर्जा और कोणीय गति खो देता है। एक सुभालो एक स्व-बाध्य इकाई के रूप में जीवित रहता है या नहीं, यह उसके द्रव्यमान, घनत्व प्रोफ़ाइल और उसकी कक्षा पर निर्भर करता है।

कोणीय संवेग

जैसा कि मूल रूप से हॉयल ने बताया था और पहली बार एफस्टैथिउ और जोन्स द्वारा संख्यात्मक सिमुलेशन का उपयोग करके प्रदर्शित किया गया, एक विस्तारित ब्रह्मांड में असममित पतन महत्वपूर्ण कोणीय गति वाली वस्तुओं का निर्माण करता है।

संख्यात्मक सिमुलेशन से पता चला है कि अपव्यय-कम पदानुक्रमित क्लस्टरिंग द्वारा गठित हेलो के लिए स्पिन पैरामीटर वितरण लॉग-सामान्य वितरण द्वारा अच्छी तरह से फिट होता है, जिसकी औसत और चौड़ाई केवल हेलो द्रव्यमान, रेडशिफ्ट और ब्रह्मांड विज्ञान पर कमजोर रूप से निर्भर करती है:

$\rho (\lambda )d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\right)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\right]{\frac {d\lambda }{\lambda }}$

साथ ${\bar {\lambda }}\approx 0.035$ और $\sigma _{ln\lambda }\approx 0.5$. सभी प्रभामंडल द्रव्यमानों में, उच्च स्पिन वाले प्रभामंडलों के सघन क्षेत्रों में होने और इस प्रकार अधिक दृढ़ता से क्लस्टर होने की एक उल्लेखनीय प्रवृत्ति होती है।

मिल्की वे डार्क मैटर हेलो

ऐसा माना जाता है कि आकाशगंगा की दृश्यमान डिस्क गहरे पदार्थ के बहुत बड़े, मोटे तौर पर गोलाकार प्रभामंडल में अंतर्निहित है। गांगेय केंद्र से दूरी के साथ डार्क मैटर का घनत्व कम हो जाता है। अब यह माना जाता है कि आकाशगंगा का लगभग 95% हिस्सा डार्क मैटर से बना है, एक प्रकार का पदार्थ जो गुरुत्वाकर्षण के अलावा किसी भी तरह से आकाशगंगा के बाकी पदार्थ और ऊर्जा के साथ बातचीत नहीं करता है। चमकदार पदार्थ लगभग बनता है 9×10¹⁰ सौर द्रव्यमान. डार्क मैटर हेलो के चारों ओर शामिल होने की संभावना है 6×10¹¹ को 3×10¹² डार्क मैटर का सौर द्रव्यमान। 2014 में तारकीय गतियों के जीन्स विश्लेषण ने डार्क मैटर घनत्व (गांगेय केंद्र से सूर्य की दूरी पर) = 0.0088 (+0.0024 −0.0018) सौर द्रव्यमान/पारसेक^3 की गणना की।

यह भी देखें

• Galaxy formation and evolution
• Galactic coordinate system
• Galactic disc
• Bulge (astronomy)
• Galactic halo
• Spiral arm
• Dark matter
• Dark galaxy
• प्रेस-शेचटर औपचारिकता - एक गणितीय मॉडल जिसका उपयोग एक निश्चित द्रव्यमान के डार्क मैटर हेलो की संख्या की भविष्यवाणी करने के लिए किया जाता है।

अग्रिम पठन

• Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Particle Dark Matter: Observations. Cambridge University Press. p. 762. Bibcode:2010pdmo.book.....B. ISBN 978-0-521-76368-4.
• Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14 September 2018). "The Connection Between Galaxies and Their Dark Matter Halos". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 56 (1): 435–487. arXiv:1804.03097. Bibcode:2018ARA&A..56..435W. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051756. S2CID 119072496.

बाहरी संबंध

• Rare Blob Unveiled: Evidence For Hydrogen Gas Falling Onto A Dark Matter Clump? European Southern Observatory (ScienceDaily) July 3, 2006
• Dark Matter Search Experiment , PICASSO Experiment
• Black Holes and Dark matter