쿠시 후광 문제

Cuspy halo problem

큐시 후광 문제(핵심-정점 문제라고도 한다)는 저질량 은하의 추론된 암흑 물질 밀도 프로파일과 우주론 N-body 시뮬레이션에 의해 예측된 밀도 프로파일 사이의 차이를 말한다.거의 모든 시뮬레이션은 작은 반지름에서 밀도가 가파르게 증가하는 반면, 대부분의 관측된 왜소 은하의 회전 곡선은 그들이 평평한 중심 암흑 물질 밀도 프로파일("코어")[1][2]을 가지고 있음을 시사하는 "커피" 암흑 물질 분포를 갖는 암흑 물질 할로(cuspy)"를 형성한다.

핵심 중단 문제에 대한 몇 가지 가능한 해결책이 제안되었다.최근의 많은 연구들은 양변 피드백(특히 초신성 및 활성 은하핵으로부터의 피드백)을 포함하면, 피드백 주도 가스 유출은 에너지를 충돌 없는 암흑 물질의 궤도로 전달하는 시간 변성 중력 전위를 생성하기 때문에 은하 암흑 물질 프로필의 핵심을 "공평하게" 할 수 있다는 것을 보여주었다.cles.[3][4] 다른 작품들은 가장 널리 받아들여지는 Cold Dark Matter (CDM) 패러다임 밖에서 코어-정류 문제가 해결될 수 있다는 것을 보여주었다: 따뜻하거나 스스로 상호작용하는 암흑 물질을 사용한 시뮬레이션 또한 저질량 은하에서 암흑 물질 코어를 생성한다.[5][6]시스템 에너지를 최소화하는 암흑물질의 분포가 평평한 중심 암흑물질 밀도 프로파일을 가지고 있을 가능성도 있다.[7]

시뮬레이션 결과

W.J.G. de Blok에 따르면 "Cuspose의 존재는 N-body 우주론 시뮬레이션에서 도출된 가장 초기 및 가장 강력한 결과 중 하나이다."[8]CDM 구조 형성을 위한 수치 시뮬레이션은 천문 관측과 상충되는 일부 구조 특성을 예측한다.

관측치

불일치는 은하계에서 은하단까지 다양하다.큰 관심을 끈 것은 쿠시 후광 문제, 즉 CDM 모델이 고밀도 코어를 갖거나 관찰에 비해 너무 가파른 내측 프로파일을 가진 할로(Halo)를 예측한다는 점이다.[9]

잠재적 해결책

수치 시뮬레이션과 천문학적 관측 사이의 충돌은 핵심/정지 문제와 관련된 수치적 제약조건을 발생시킨다.후광 농도에 대한 관측적 제약조건은 우주론적 매개변수에 대한 이론적 제약조건의 존재를 암시한다.McGauga, Bakker, de Blok에 따르면,[10] 그들 또는 다른 사람이 명시한 후광 농도 한계를 해석할 수 있는 세 가지 기본 가능성이 있을 수 있다.

  1. "CDM 할로는 큐스가 있어야 하므로 명시된 한계는 유지되고 우주학적 매개변수에 대한 새로운 제약을 제공한다."[11]
  2. "어떤 것(예: 피드백, 암흑 물질의 본질에 대한 수정)은 cusps와 따라서 우주론의 제약조건을 제거한다."[12]
  3. CDM 시뮬레이션에서 제시한 후광형성 그림은 잘못됐다"고 말했다.

은하 할로스의 핵심 문제를 해결하기 위한 한 가지 접근법은 암흑 물질의 본질을 수정하는 모델을 고려하는 것이다; 이론가들은 다른 가능성들 중에서 따뜻하고, 흐릿하고, 자기 상호 작용하며, 메타 콜드 암흑 물질을 고려했다.[13]한 가지 간단한 해결책은 시스템 에너지를 최소화하는 암흑물질의 분포가 평평한 중심 암흑물질 밀도 프로파일을 갖는 것이다.[7]

참고 항목

참조

  1. ^ Moore, Ben; et al. (August 1994). "Evidence against dissipation-less dark matter from observations of galaxy haloes". Nature. 370 (6491): 629–631. Bibcode:1994Natur.370..629M. doi:10.1038/370629a0. S2CID 4325561.
  2. ^ Oh, Se-Heon; et al. (May 2015). "High-resolution Mass Models of Dwarf Galaxies from LITTLE THINGS". The Astronomical Journal. 149 (6): 180. arXiv:1502.01281. Bibcode:2015AJ....149..180O. doi:10.1088/0004-6256/149/6/180. S2CID 1389457.
  3. ^ Navarro, Julio; et al. (December 1996). "The cores of dwarf galaxy haloes". MNRAS. 283 (3): L72–L78. arXiv:astro-ph/9610187. Bibcode:1996MNRAS.283L..72N. doi:10.1093/mnras/283.3.l72.
  4. ^ Pontzen, Andrew; et al. (2012). "How supernova feedback turns dark matter cusps into cores". Nature. 421 (4): 3464–3471. arXiv:1106.0499. Bibcode:2012MNRAS.421.3464P. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20571.x. S2CID 26992856.
  5. ^ Lovell, Mark; et al. (March 2012). "The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe". MNRAS. 420 (3): 2318–2324. arXiv:1104.2929. Bibcode:2012MNRAS.420.2318L. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20200.x. S2CID 53698295.
  6. ^ Elbert, Oliver; et al. (October 2015). "Core formation in dwarf haloes with self-interacting dark matter: no fine-tuning necessary". MNRAS. 453 (1): 29–37. arXiv:1412.1477. Bibcode:2015MNRAS.453...29E. doi:10.1093/mnras/stv1470.
  7. ^ a b Runstedtler, Allan (November 2018). "A model for the mass and distribution of particles in dark matter halos". Canadian Journal of Physics. 96 (11): 1178–1182. Bibcode:2018CaJPh..96.1178R. doi:10.1139/cjp-2017-0804. ISSN 0008-4204.
  8. ^ de Blok; W. J. G. (2009). "The core-cusp problem". Advances in Astronomy. 2010: 1–14. arXiv:0910.3538. Bibcode:2010AdAst2010E...5D. doi:10.1155/2010/789293. S2CID 55026264.
  9. ^ Hui, L. (2001). "Unitarity Bounds and the Cuspy Halo Problem". Phys. Rev. Lett. 86 (16): 3467–3470. arXiv:astro-ph/0102349. Bibcode:2001PhRvL..86.3467H. doi:10.1103/PhysRevLett.86.3467. PMID 11328000. S2CID 22259958.
  10. ^ McGaugh, S.S.; Barker, M.K.; de Blok, W.J.G. (Feb 20, 2003). "A limit on the cosmological mass density and power spectrum from the rotation curves of low surface brightness galaxies". The Astrophysical Journal. 584 (2): 566–576. arXiv:astro-ph/0210641. Bibcode:2003ApJ...584..566M. doi:10.1086/345806. S2CID 14888119.
  11. ^ Valenzuela, O.; Rhee, G.; Klypin, A.; Governato, F.,Stinson, G.; Quinn, T.; Wadsley, J. (Feb 20, 2007). "Is There Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies? The Case of NGC 3109 and NGC 6822". The Astrophysical Journal. 657 (2): 773–789. arXiv:astro-ph/0509644. Bibcode:2007ApJ...657..773V. doi:10.1086/508674. S2CID 14206466.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  12. ^ Governato, F.; Brook, C.; Mayer, L.; Brooks, A.,Rhee, G.; Jonsson, P.; Willman, B.; Stinson, G.; Quinn, T.; Madau, P. (Jan 20, 2010). "Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows". Nature. 463 (7278): 203–206. arXiv:0911.2237. Bibcode:2010Natur.463..203G. doi:10.1038/nature08640. PMID 20075915. S2CID 4411280.{{cite journal}}: CS1 maint : 복수이름 : 작성자 목록(링크)
  13. ^ McGaugh, S.S.; de Blok, W.J.G.; Schombert, J.M.; Kuzio de Naray, R.; Kim, J.H. (April 10, 2007). "The rotation velocity attributable to dark matter at intermediate radii in disk galaxies". The Astrophysical Journal. 659 (1): 149–161. arXiv:astro-ph/0612410. Bibcode:2007ApJ...659..149M. doi:10.1086/511807. S2CID 15193438.