Astronomie

Anatomie kupy galaxií: porozumění vztahu mezi halo temné hmoty a subhalos a galaxiemi uvnitř kup?

Anatomie kupy galaxií: porozumění vztahu mezi halo temné hmoty a subhalos a galaxiemi uvnitř kup?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Podle mého chápání shluky galaxií obsahují halo temné hmoty, které zase obsahují subhalos a subhalos jsou tím, co obklopuje jednotlivé galaxie. Vím, že jde o zjednodušený obrázek, ale jen se snažím zjistit, zda je obecně správný. Navíc, když lidé mluví o „spodní konstrukci“, vztahuje se to na halo nebo na subhalos (nebo někdy obojí)? Moje otázka vychází ze čtení různých článků, kde se zdá, že se tyto termíny používají poněkud odlišným způsobem. Například zde hovoří o substrukturách jako o samostatných subhalech, ale slyšel jsem tento termín ve vztahu k celé struktuře menší než samotný klastr.


Název: EVOLUCE SPOJENÍ GALAXY-DARK MATTER A MONTÁŽ GALAXIÍ V HALOSU TMAVÝCH MATTERŮ

Představujeme nový model, který popisuje spojení galaxie a temné hmoty napříč kosmickým časem, který je na rozdíl od populární techniky shody množství subhalo soběstačný v tom, že bere v úvahu fakta, že (1) subhalos jsou akumulovány v různých časech a ( 2) vlastnosti satelitních galaxií se mohou vyvíjet po narůstání. Pomocí pozorování hvězdných hmotných funkcí galaxie (SMF) až do z 4, podmíněný SMF na z 0,1 získaná z katalogů skupin galaxií Sloan Digital Sky Survey a funkce dvoubodové korelace (2PCF) galaxií v z 0,1 jako funkci hvězdné hmoty omezíme vztah mezi galaxiemi a halo temné hmoty v celé historii vesmíru od z 4 do současnosti. Tento vztah se poté použije k předpovědi střední historie shromáždění různých složek hvězdné hmoty v haloch temné hmoty (centrální galaxie, satelitní galaxie a halo hvězdy). Rovněž vytváříme předpovědi pro 2PCF galaxií s vysokým z jako funkci hvězdné hmoty. Naše hlavní zjištění jsou následující: (1) Náš model přiměřeně zapadá do všech dat v rámci nejistot pozorování, což naznačuje, že CDM konkordanční kosmologie je v souladu s širokou paletou údajů o populaci galaxií v kosmickém čase. (2) more & raquo Při nízkém z se hvězdná hmotnost centrálních galaxií zvyšuje s hmotou halo jako M a M.& gt4.0> na masivních a nízkohmotných koncích. Poměr M/ M odhaluje maximálně 0,03 při halo hmotě M 10 h M, mnohem nižší než podíl univerzálního baryonu (0,17). Při vyšších červených posunech maximum v M/ M zůstává blízko 0,03, ale přechází na vyšší halo hmotu. (3) Odvozená časová osa pro narušení satelitních galaxií je přibližně stejná jako časová osa dynamického tření jejich subhalos. (4) Historie hvězdné hromadné montáže centrálních galaxií je zcela oddělena od historie montáže jejího hostitelského halo poměru M/ M zpočátku rychle roste s časem, dokud nedosáhne halo hmota 10 h M, kdy M/ M 0,03. Jednou M & gt 10 h M, v M je malý růst, způsobující poměr M/ M klesat. V halu velikosti Mléčná dráha (MW) je více než polovina centrální hvězdné hmoty shromážděna v z & lt 0,5. (5) U halo s nízkou hmotností přispívá akrece satelitních galaxií k tvorbě jejich centrálních galaxií jen málo, což naznačuje, že většina jejich hvězd musela vzniknout in situ. V masivních haloch musí být více než polovina hvězdné hmoty centrální galaxie vytvořena in situ a narůstání satelitů může být významné až v z & lt 2. (6) Celková hmota ve hvězdách halo je více než dvakrát větší než v centrální galaxii v masivních haloch, ale méně než 10% M v haloch o velikosti MW. (7) 2PCF galaxií v malém měřítku obsahují důležité informace týkající se vývoje satelitních galaxií, u nichž se předpokládá, že při vysoké z budou mnohem strmější než při nízké z, zejména u hmotnějších galaxií. Diskutujeme o různých důsledcích našich zjištění týkajících se formování a vývoje galaxií v a CDM kosmologie. & laquo méně


Upravená newtonovská dynamika & # 8211 Je na tom něco?

Neustále akcelerujete. Gravitace Země a # 8217 vás táhne dolů rychlostí g = 9,8 metrů za sekundu za sekundu. Chce to zvýšit vaši rychlost až na přibližně 10 metrů za sekundu už po první vteřině volného pádu. Za normálních okolností nespadnete, protože podlaha je díky elektromagnetickým silám pevná a také elektromagnetické síly dodávají vašemu tělu strukturální integritu a dodávají energii vašim svalům, které odolávají působení gravitace.

Zrychlujete také díky rotaci Země a # 8217 a její revoluci o Slunci.

International Space Station, obrázek: NASA

Naše chápání gravitace vychází primárně z těchto velkých zrychlení, jako je tah Země na nás a na satelity, revoluce Měsíce o Zemi a planetární oběžné dráhy kolem Slunce. Jsme také schopni měřit rychlost otáčení sluneční soustavy o galaktickém středu, ale s mnohem nižším rozlišením, protože časová osa je řádově 1/4 miliardy let pro jednu revoluci s orbitálním poloměrem asi 25 000 světelných let !

Stává se obtížnějším určit, zda newtonovská dynamika a obecná relativita stále platí pro velmi nízká zrychlení nebo pro měřítka velmi velkých vzdáleností, jako je oběžná dráha Slunce # 8217 kolem galaktického středu a dále.

Modifikovanou newtonovskou dynamiku (MOND) poprvé navrhl Mordehai Milgrom na začátku 80. let jako alternativní vysvětlení plochých křivek rotace plochých galaxií, které se obvykle připisují temné hmotě. V té době pocházely nejlepší důkazy o temné hmotě ze spirálních křivek galaxií, ačkoli potřebu temné hmoty (nebo nějakou odchylku od Newtonových zákonů) původně viděl Fritz Zwicky ve třicátých letech minulého století při studiu shluků galaxií.

NGC 3521. Uznání: ESA / Hubble & amp NASA a S. Smartt (Queen’s University Belfast) Poděkování: Robert Gendler

Pokud je obecná relativita vždy správná a Newtonovy a gravitační zákony jsou správné pro nerelativistické podmínky slabé gravitace, pak se očekává, že orbitální rychlosti hvězd ve vnějších oblastech galaxií budou klesat ve shodě s poklesem světla z hvězd a / nebo rádiové emise z mezihvězdného plynu, což odráží snižující se hustotu baryonové hmoty. (Baryonická hmota je obyčejná hmota, v níž dominují protony a neutrony). Jak je vidět na obrázku výše pro M33, orbitální rychlost neklesá, nadále stoupá daleko za viditelnou hranu galaxie.

Do prvního řádu, za předpokladu zhruba sférického rozložení hmoty, je čtverec rychlosti v dané vzdálenosti od středu úměrný hmotnému nitru k této vzdálenosti dělené vzdáleností (znamenající gravitační potenciál), tedy

kde G je gravitační konstanta a M je galaktická hmota v kulovém objemu o poloměru r. Tento potenciál odpovídá známé 1 / r² závislosti gravitační síly podle zákonů Newtona a # 8217. Jinými slovy, na vnějším okraji galaxie by měla rychlost hvězd klesat jako druhá odmocnina rostoucí vzdálenosti, pro Newtonovu dynamiku.

Místo toho se u velké většiny studovaných galaxií nevyrovnává, nebo s pomalým klesáním s rostoucí vzdáleností nebo dokonce i nadále stoupá, jako u výše zmíněné M33. Chování je zhruba stejné, jako kdyby gravitace sledovala zákon o inverzní vzdálenosti pro sílu (1 / r) ve vnějších oblastech, spíše než zákon o inverzním čtverci se vzdáleností (1 / r²).

Takže buď je na velké vzdálenosti od galaktických center více hmoty, než se očekávalo od distribuce světla, nebo je gravitační zákon nějak upraven tak, aby gravitace byla silnější, než se očekávalo. Pokud je hmoty více, vydává málo nebo vůbec žádné světlo a nazývá se hmota neviditelná nebo temná.

Je třeba zdůraznit, že MOND je zcela empirický a fenomenologický. Je to křivka přizpůsobená stávajícím rotačním křivkám, poměrně úspěšně, ale není založena na teoretickém konstruktu pro gravitaci. Má volný parametr pro slabé zrychlení a pro velmi malá zrychlení je gravitace silnější, než se očekávalo. Ukazuje se, že tento bezplatný parametr, je ve stejném pořadí jako & # 8216Hubble zrychlení & # 8217. (Hubbleova vzdálenost je c / H a je 14 miliard světelných let, H má jednotky inverzního času a stáří vesmíru je 1 / H s přesností na několik procent).

Hubblova akcelerace je přibližně 0,7 nanometrů / s / s nebo 2 centimetry / s / rok (nanometr je miliardtina metru, s = sekunda).

Milgrom & # 8217s přizpůsobené rotačním křivkám se nejlépe hodí pro 0,12 nanometrů / s / s, nebo asi 1/6 z. To je ve srovnání s gravitací Země a # 8217 například velmi malé. Je to poměr mezi 80 lety a jednou sekundou, nebo asi 2,5 miliardy. Takže si dokážete představit, jak taková variace mohla uniknout detekci po dlouhou dobu a vyžadovala by měření v extragalaktickém měřítku.

Tenzorová, vektorová, skalární teorie TeVeS & # 8211 je teoretický konstrukt, který modifikuje gravitaci od obecné relativity. Obecná teorie relativity je tenzorová teorie, která se při nízké gravitaci redukuje na newtonovskou dynamiku. TeVeS má více volných parametrů než obecná relativita, ale může být konstruován způsobem, který bude reprodukovat křivky rotace galaxií a chování podobné MOND.

MOND a implicitně TeVeS však mají problém. Fungují dobře, překvapivě dobře, v galaktickém měřítku, ale shluky galaxií a nejrozsáhlejší extragalaktické stupnice se odráží v poruchách prostorové hustoty kosmického mikrovlnného záření na pozadí. Takže MOND, jak je formulován, ve skutečnosti plně neodstraňuje požadavek na temnou hmotu.

Einsteinův prsten ve tvaru podkovy

Obrazový kredit: ESA / Hubble a NASA

Jakákoli alternativa k obecné relativitě musí také vysvětlovat gravitační čočky, pro které existuje velké množství příkladů. Obraz galaxie na pozadí je obvykle zkreslený a zvětšený, když jeho světlo prochází kupou galaxií, kvůli velké gravitaci kupy. Navrhovatelé MOND tvrdí, že reprodukují gravitační čočky vhodným způsobem.

Náš závěr o MOND je, že vyvolává zajímavé otázky o gravitaci ve velkých měřítcích a velmi nízkých zrychleních, ale nevylučuje požadavek na temnou hmotu. Je také velmi ad hoc. Gravitace TeVeS je méně ad hoc, ale stále nedokáže reprodukovat pozorování v měřítku kup galaxií a výše.

Nicméně rotační křivky spirál a nepravidelností korelují pouze s viditelnou hmotou, což je poněkud zvláštní, pokud v dynamice skutečně dominuje temná hmota. Modely temné hmoty pro galaxie závisí na tom, že temná hmota je distribuována širší než běžná, baryonická hmota.

Ve třetím článku této série se podíváme na nově vznikající gravitační koncept Erika Verlinde a # 8217, který dokáže reprodukovat vztah Tully-Fisher a křivky rotace galaxií. To se také liší od MOND, pokud jde o to, že jde o teorii, i když neúplnou, spíše než o empirismus, a zjevně v tom, že je schopen úspěšněji řešit problémy temné hmoty v měřítku kup galaxií.

M. Milgrom 2013, & # 8220 Testování MOND Paradigma Modified Dynamics s Galaxy-Galaxy Gravitational Lensing & # 8221 https://arxiv.org/abs/1305.3516

R. Reyes a kol. 2010, & # 8220 Potvrzení obecné relativity ve velkém měřítku od slabých čoček a rychlostí galaxií & # 8221 https://arxiv.org/abs/1003.2185

& # 8220V rotujících galaxiích distribuce normální hmoty přesně určuje gravitační zrychlení & # 8221 https://www.sciencedaily.com/releases/2016/09/160921085052.htm


Název: VÝVOJ SPOJENÍ GALAXY-DARK MATTER A MONTÁŽ GALAXIÍ V HALOSU TMAVÝCH MATTERŮ

Představujeme nový model, který popisuje spojení galaxie s temnou hmotou napříč vesmírným časem, který je na rozdíl od populární techniky shody množství subhalo soběstačný v tom, že bere v úvahu fakta, že (1) subhalos jsou akumulovány v různých časech a ( 2) vlastnosti satelitních galaxií se mohou vyvíjet po narůstání. Pomocí pozorování hvězdných hmotných funkcí galaxie (SMF) až do z 4, podmíněný SMF na z 0,1 získaná z katalogů skupin galaxií Sloan Digital Sky Survey a funkce dvoubodové korelace (2PCF) galaxií v z 0,1 jako funkci hvězdné hmoty omezíme vztah mezi galaxiemi a halo temné hmoty v celé historii vesmíru od z 4 do současnosti. Tento vztah se poté použije k předpovědi střední historie shromáždění různých složek hvězdné hmoty v haloch temné hmoty (centrální galaxie, satelitní galaxie a halo hvězdy). Rovněž vytváříme předpovědi pro 2PCF galaxií s vysokým z jako funkci hvězdné hmoty. Naše hlavní zjištění jsou následující: (1) Náš model přiměřeně zapadá do všech dat v rámci nejistot pozorování, což naznačuje, že CDM konkordanční kosmologie je v souladu s širokou paletou údajů o populaci galaxií v kosmickém čase. (2) more & raquo Při nízkém z se hvězdná hmotnost centrálních galaxií zvyšuje s hmotou halo jako M a M.& gt4.0> na masivních a nízkohmotných koncích. Poměr M/ M odhaluje maximálně 0,03 při halo hmotě M 10 h M, mnohem nižší než podíl univerzálního baryonu (0,17). Při vyšších červených posunech maximum v M/ M zůstává blízko 0,03, ale přechází na vyšší halo hmotu. (3) Odvozená časová osa pro narušení satelitních galaxií je přibližně stejná jako časová osa dynamického tření jejich subhalos. (4) Historie hvězdné hromadné montáže centrálních galaxií je zcela oddělena od historie montáže jejího hostitelského halo poměru M/ M zpočátku rychle roste s časem, dokud nedosáhne halo hmota 10 h M, kdy M/ M 0,03. Jednou M & gt 10 h M, v M je malý růst, způsobující poměr M/ M klesat. V halu velikosti Mléčná dráha (MW) je více než polovina centrální hvězdné hmoty shromážděna v z & lt 0,5. (5) U halo s nízkou hmotností přispívá akrece satelitních galaxií k tvorbě jejich centrálních galaxií jen málo, což naznačuje, že většina jejich hvězd musela vzniknout in situ. V masivních haloch musí být více než polovina hvězdné hmoty centrální galaxie vytvořena in situ a narůstání satelitů může být významné až v z & lt 2. (6) Celková hmota ve hvězdách halo je více než dvakrát větší než v centrální galaxii v masivních haloch, ale méně než 10% M v haloch o velikosti MW. (7) 2PCF galaxií v malém měřítku obsahují důležité informace týkající se vývoje satelitních galaxií, u nichž se předpokládá, že při vysoké z budou mnohem strmější než při nízké z, zejména u hmotnějších galaxií. Diskutujeme o různých důsledcích našich zjištění týkajících se formování a vývoje galaxií v a CDM kosmologie. & laquo méně


F

Vznik masivních, klidných galaxií v kosmickém poledni

Moderátor: Robert Feldmann, University of California, Berkeley
Další autoři:

PDF

Asi třetina hmotných galaxií v z # 1261,5-3 je v klidu, tj. Má barvy v souladu s nízkou specifickou rychlostí tvorby hvězd. I když jejich původ ještě není zcela objasněn, často je přičítán galaktickým odlivům poháněným tvorbou hvězd nebo zpětnou vazbou AGN, nebo tvorbě stabilních virových šoků v dostatečně masivních haloch. Na tuto otázku vrhnu nové světlo pomocí MassiveFIRE, sady kosmologických simulací s rozlišením PC # 12610 se zaměřením na masivní galaxie v z # 1262. Zejména ukážu, že halo temné hmoty s nízkou mírou specifické akumulace přednostně hostí galaxie se sníženou rychlostí tvorby hvězd a červenými širokopásmovými barvami. Zlomek takových halo ve velké temné hmotě pouze simulace odpovídá přibližně pozorovanému zlomku hmotných klidových galaxií. To naznačuje, že rychlost narůstání halo je klíčovým parametrem určujícím, které masivní galaxie v z & # 1261,5-3 se stanou v klidu. Empirické modely, které spojují vývoj galaxií a halo, jako je distribuce okupace halo nebo modely shody hojnosti, předpokládají těsné spojení mezi vlastnostmi galaxií a hmotami jejich mateřských halo. Těmto modelům prospěje přidání specifické míry narůstání halo jako druhého parametru modelu.

Mocking Halos for Reconstructing the Cosmic Initial Condition

Moderátor: Yu Feng, UC Berkeley
Další autoři: TBD

PDF

Implementujeme fastPM, aproximovaný řešič N-těla částicové sítě jako opakovaně použitelnou knihovnu. fastPM se extrémně dobře přizpůsobuje a snižuje počet hodin nástěnných hodin téměř lineárně s počtem procesorů. Prozkoumali jsme prostor aproximačního parametru pomocí fastPM, abychom optimalizovali shodu halo pomocí simulace N-těla, a našli jsme schéma, které produkuje relativně přesnou populaci halo až M & gt10 12 h -1 Mʘ, používající 8násobek výpočetního času 2LPT. Vzhledem k dobré paralelní účinnosti a nízkým nákladům na schéma může být fastPM užitečný pro výpočty řetězce Monte Carlo Markov Chain kosmického počátečního stavu. V závislosti na postupu mohu na základě této práce uvést některé předběžné výsledky rekonstrukce kosmického počátečního stavu z galaxií.

Vývoj vztahu Tully a Fishera, svatozář nebo galaxie?

Moderátor: Santiago Ferrero, IATE - OAC
Další autoři: Mario G. Abadi, Julio F. Navarro

PDF

Vztah Tully-Fisher (TF) spojuje hvězdný obsah diskových galaxií s jejich rychlostí otáčení, což je jeden z nejzásadnějších relací škálování pro diskové galaxie. Používáme kosmologickou simulaci EAGLE ke studiu vztahu TF hvězdné hmoty a jejího vývoje červeného posunu pro populaci rotačně podporovaných galaxií s hvězdnou hmotou Mstr & gt 10 9 M. Zjistili jsme dobrou shodu s dostupnými pozorováními až do z = 1, která nenaznačují žádný vývoj ve svahu a slabý pokles nulového bodu TF s červeným posunem. Simulované galaxie mají ploché křivky rotace, ale důležitost baryonů závisí na jejich hmotnosti. Pro M.str & lt 2 & # 215 10 10 mil galaxie jsou temná hmota ovládaná všemi červenými posuny a odpovídá sub-maximálním diskům, kde baryony tvoří pouze 28% hmotnosti v poloměsíčním poloměru hvězd rpolovina. U hmotnějších objektů mohou mít hvězdy stejné nebo větší příspěvky než temná hmota, zejména při vysokých červených posunech, a vidíme korelaci mezi odchylkami v TF 3.3 a jasem povrchu disků. Sklon TF je docela strmý, Mstr & # 8733 Vpolovina, kde Vpolovina je kruhová rychlost měřená při rpolovina. Tento strmý sklon lze vysvětlit jednoduchým modelem založeným na škálování virových veličin modulovaných měnící se účinností halos sbírat baryony v jejich centrech. Stejný model může také vysvětlit slabý vývoj nulového bodu, zejména v důsledku slabě se vyvíjejícího vztahu mezi hvězdnou hmotou a halo hmotou, který je v souladu s argumenty z shody množství. Uvádíme předpovědi vztahu TF hvězdné hmoty až do z & # 126 2.2, které lze testovat, jakmile budou k dispozici nestranná pozorovací data.

Signál Pairwise Kinematic Sunyaev-Zeldovich z kup galaxií

Moderátor: Samuel Flender, Argonne National Lab
Další autoři:

PDF

Párový kinematický signál Sunyaev-Zel'dovich (kSZ) z kup galaxií je sondou jejich relativního momentu, a tedy potenciálně cenným zdrojem kosmologických informací. V této přednášce představím nedávné simulace párového signálu kSZ. Tyto simulace jsou generovány pomocí výstupu z kosmologie Nsimulace těla, kde je intra-klastrový plyn implementován prostřednictvím semianalytického modelu, který se může měnit v následném zpracování. Ukážu, že úpravy plynového profilu v důsledku tvorby hvězd a zpětné vazby snižují párovou kSZ amplitudu klastrů o & # 12650 & # 37, ve srovnání s naivním předpokladem & quot; hmotnosti stopy & quot ;. Dále ukážu, že posuny mezi skutečnými a pozorovatelem vybranými středy klastrů mohou snížit celkovou amplitudu párového signálu kSZ až o 10 & # 37, zatímco chyby v červených posunech mohou vést k téměř úplnému potlačení signálu při malém separace. Nakonec představím nedávné důkazy (se statistickou významností & # 1264 Sigma) pro párový signál kSZ pomocí galaktických shluků z průzkumu temné energie spolu s daty CMB z dalekohledu jižního pólu. S prognózami pro detekční významnost párového signálu kSZ skončím s budoucími experimenty.

Efektivní teorie pole struktur ve velkém měřítku

Moderátor: Simon Foreman, Stanford
Další autoři:

PDF

Efektivní teorie pole struktur ve velkém měřítku (EFTofLSS) je perturbativní rámec, který popisuje shlukování hmoty ve slabě nelineárních kosmologických měřítcích. EFTofLSS poskytuje systematický způsob výpočtu nelineárních korekcí na pozorovatelné hodnoty (jako jsou výkonová spektra) relevantní pro proud rozšířením standardního popisu tekutiny temné hmoty o efektivní tenzor napětí, který parametrizuje účinky fyziky malého rozsahu na shlukování ve velkém měřítku. a budoucí průzkumy, bez problémů konvergence, které sužovaly předchozí rušivé přístupy. V této přednášce přezkoumám motivaci EFTofLSS a základní rysy EFTofLSS a představím soubor výsledků, které demonstrují schopnost teorie s vysokou přesností odpovídat výstupu simulací N-těla. Tyto výsledky naznačují, že perturbativní techniky mohou být schopny získat přístup k mnohem většímu množství informací ve velkoplošné struktuře, než se dříve věřilo.


SOUVISEJÍCÍ ČLÁNKY

Poté umístili místa, kde byla temná hmota nalezena na mapě - ukazující ji v popředí pozorovaných galaxií.

Pokud by byla tato hmota viditelná pouhým okem, pokryla by plochu rovnající se čtvrtině oblohy jižní polokoule Země.

Je popsán v novém příspěvku zveřejněném na webových stránkách DES a má být zveřejněn v Měsíčních oznámeních Královské astronomické společnosti.

Jeffrey řekl, že většina hmoty ve vesmíru je temná.

"Je skutečným zázrakem zahlédnout tyto obrovské, skryté stavby přes velkou část noční oblohy," řekl.

Zjistili, že pokud by to bylo viditelné pouhým okem, pokrylo by to plochu ekvivalentní čtvrtině oblohy jižní polokoule

TMAVÉ ZÁLEŽITOSTI: Gravitační lepidlo

Temná hmota je hypotetická látka, o níž se říká, že tvoří zhruba 31 procent hmoty ve vesmíru.

Záhadný materiál je neviditelný, protože neodráží světlo a vědci jej nikdy přímo nepozorovali.

Astronomové vědí, že je venku kvůli jeho gravitačním účinkům na známou hmotu.

Materiál je považován za gravitační „lepidlo“, které drží galaxie pohromadě.

"Tyto struktury jsou odhaleny pomocí zkreslených tvarů stovek milionů vzdálených galaxií s fotografiemi z Kamery temné energie v Chile."

Zjistili, že v temné hmotě existují podobné vzory, jaké vidíte ve viditelné hmotě - struktura podobná webu s hustými shluky oddělenými obrovskými prázdnými dutinami.

"Pozorování těchto struktur v kosmickém měřítku nám může pomoci odpovědět na základní otázky o vesmíru," řekl.

„Vypráví nám o původu vesmíru, kam směřuje, odkud pochází,“ řekl Jeffrey pro MailOnline a dodal, že se můžete také podívat na kombinaci interakcí mezi skutečnou hmotou a temnou hmotou v celém vesmíru.

Myšlenka, že ve vesmíru bude „více, než můžeme vidět“, byla poprvé navržena ve 30. letech 20. století a od té doby se astronomové pokoušeli vysvětlit to neviditelné.

Temná hmota, stejně jako temná energie, zůstává záhadná, ale její existence je odvozena z galaxií chujících se způsobem, který se nepředvídal.

Například skutečnost, že galaxie zůstávají shlukovány dohromady a že galaxie ve shlucích se pohybují rychleji, než se očekávalo, je jedním ze způsobů, jak detekovat tuto záhadnou hmotu.

Spoluautor profesor Ofer Lahav z UCL, který je také předsedou konsorcia DES UK, uvedl, že viditelné galaxie se tvoří v nejhustších oblastech temné hmoty.

"Když se díváme na noční oblohu, vidíme světlo galaxie, ale ne okolní temnou hmotu - jako když se díváme na světla města v noci," vysvětlil.

„Výpočtem toho, jak gravitace narušuje světlo, což je technika známá jako gravitační čočka, získáme celý obraz - viditelnou i neviditelnou hmotu.

„Tím se dostáváme blíže k pochopení toho, z čeho je vesmír vyroben a jak se vyvíjel. Ukazuje také sílu metod umělé inteligence analyzovat jeden z největších souborů dat v astronomii. “

Tmavá hmota tvoří asi 80 procent veškeré hmoty ve vesmíru, ale není přímo viditelná, místo toho je spatřena prostřednictvím interakce s jinými objekty

Jejich nová mapa promítá 3D prostor o délce sedmi miliard světelných let do 2D reprezentace, ale budoucí verze vytvoří 3D vizi vesmíru.

Jeffrey řekl MailOnline, že temná hmota je jakési lešení neboli lepidlo, které váže galaxie dohromady.

"Je to největší gravitační síla v kosmické síti, která obklopuje galaxie a váže je dohromady."

Lidé si myslí, že temná hmota je částice, kterou jsme na Zemi dosud nepozorovali, která má hmotnost a interaguje s gravitací, ale neinteraguje žádným jiným způsobem, který můžeme detekovat na Zemi nebo držet v laboratoři.

Tmavá hmota byla mapována pomocí fotografií z kamery Dark Energy Camera v Chile

Jednou z věcí, které mapa naučila astronomy, je velikost „prázdnoty“ na mapě, což podle Jeffreyho znamená „absenci hmoty“.

„Lidé se zajímají o prázdnoty, jejich tvar a rozložení hmoty v nich, protože jedním ze způsobů, jak zjistit, zda se Einsteinova teorie relativity mýlí, je hledat mezery, oblasti vesmíru s méně látkami.

„Možná právě v takových oblastech bude gravitace jiná a fyzika bude fungovat jinak,“ řekl pro MailOnline.

Spoluautor Dr. Chihway Chang z University of Chicago uvedl: „Tyto mapy také posílí naše chápání souvislosti mezi temnou hmotou a galaxiemi.“

Spolupráce Průzkumu temné energie zahrnuje výzkumníky z celého světa, kteří měří složení a růst vesmíru, aby „lépe porozuměli temné hmotě a temné energii“, jež řídí expanzi vesmíru.

Tento snímek z HST ukazuje kupu galaxií - vědci použili informace ze sbírek galaxií jako tato k mapování temné hmoty

Za posledních šest let tým katalogizoval stovky milionů galaxií díky fotografiím oblohy z 570megapixelové kamery Dark Energy Camera namontované na dalekohledu na Meziamerické observatoři Cerro Tololo v Chile.

Dr. Marco Gatti z Pensylvánské univerzity, spoluautor článku o nově vytvořené mapě, uvedl, že snímky DES poskytují „nejpřesnější pohled na vývoj vesmíru za posledních sedm miliard let“.

Jeffrey řekl MailOnline, že berou to, jaký byl vesmír před 13 miliardami let, to, co dnes víme, a mapa naznačuje, že hmota je „méně neohrabaná“, než by naznačovaly předpovědi založené čistě na záření pozadí. “

"Tento náznak byl viděn v dřívějších experimentech, díky čemuž jsou výsledky průzkumu temné energie pro kosmology vzrušující."

Současné důkazy získané analýzou záření kosmického pozadí naznačují, že vesmír v současnosti tvoří přibližně pět procent obyčejné viditelné hmoty, 25 procent temné hmoty a 70 procent temné energie.

Ředitel DES a mluvčí profesor Rich Kron, který je vědeckým pracovníkem Fermilab a University of Chicago, uvedl, že cílem bylo osvětlit podstaty temné hmoty a energie studiem toho, jak konkurence mezi nimi formuje vesmír.

Zjištění byla zveřejněna v článku na webu Dark Energy Survey.

Temná hmota: Tajemná látka tvořící 85% vesmíru, kterou vědci nemohou potvrdit

Temná hmota je hypotetická látka, o níž se říká, že tvoří zhruba 85 procent vesmíru.

Záhadný materiál je neviditelný, protože neodráží světlo a vědci jej nikdy přímo nepozorovali.

Astronomové vědí, že je venku kvůli jeho gravitačním účinkům na známou hmotu.

Evropská kosmická agentura říká: „Osviťte pochodeň ve zcela tmavé místnosti a uvidíte pouze to, co pochodeň osvětluje.

Temná hmota je hypotetická látka, o níž se říká, že tvoří zhruba 27 procent vesmíru. Má se za to, že jde o gravitační „lepidlo“, které drží galaxie pohromadě (umělecký dojem)

"To neznamená, že místnost kolem vás neexistuje."

"Podobně víme, že temná hmota existuje, ale nikdy jsme ji přímo nepozorovali."

Materiál je považován za gravitační „lepidlo“, které drží galaxie pohromadě.

Výpočty ukazují, že mnoho galaxií by se roztrhalo místo otáčení, pokud by je nedrželo pohromadě velké množství temné hmoty.

Pouze pět procent pozorovatelného vesmíru sestává ze známé hmoty, jako jsou atomy a subatomární částice.


Galaktická hledá temnou hmotu

Po téměř století bylo v galaxiích změřeno více hmoty, než kolik je obsaženo ve světelných hvězdách a plynu. Díky neustálému pokroku v pozorování a teorii bylo jasné, že temná hmota v galaxiích není složena ze známých astronomických objektů nebo baryonické hmoty a že její identifikace jistě odhalí hluboké spojení mezi astrofyzikou, kosmologií a základní fyzikou. Nejlepším vysvětlením temné hmoty je, že je ve formě dosud neobjevené částice přírody, přičemž experimenty nyní získávají citlivost na nejvíce motivované kandidáty na temnou hmotu. V tomto článku zkoumám měření temné hmoty v Mléčné dráze a jejích satelitních galaxiích a stav galaktického hledání částicové temné hmoty pomocí kombinace pozemských a vesmírných detektorů astropartikul a rozsáhlých astronomických průzkumů. Přezkoumávám limity zničení temné hmoty a rozptylu průřezů, které lze získat jak z experimentů s astročásticemi, tak z astronomických pozorování, a zkoumám teoretické důsledky těchto limitů. Diskutuji o metodách měření vlastností tmavé hmoty částic pomocí budoucích experimentů a na závěr zdůrazním vzrušující potenciál pro hledání temné hmoty během příštího desetiletí a dále.


OMEZENÍ HISTORIE TVORBY HVĚZD V HALOSU TMAVÝCH MATTERŮ. I. CENTRÁLNÍ GALAXIE

13.5. Nejistoty počtu hustot u z> gt 12 se dramaticky rozšiřují, takže úsilí o detekci galaxií z> gt 12 poskytne nejcennější omezení na modelech formování galaxií. Navíc slabé konce svazků hvězdné hmoty / svítivosti při dané prahové hodnotě hmotnost / svítivost stoupají, jak se zvyšuje červený posun. Je tomu tak proto, že pozorovatelné galaxie jsou hostovány halomi v exponenciálně klesajícím režimu funkce halo masy při vysokých rudých posunech. Proto se u těchto slabých konců silně předpovídá, že budou mělčí pod aktuálními pozorovatelnými limity (M * & lt 10 7 M⊙ nebo M1500 & gt -17). For reionization models, extrapolating luminosity functions with a constant faint-end slope from M1500 = -17 down to M1500 = -12 gives the most reasonable upper limit for the total UV luminosity and cosmic star formation rate up to z

12. We compare to three other empirical models and one semi-analytic model, showing that the range of predicted observables from our approach encompasses predictions from other techniques. Public catalogues and light-cones for common fields are available online. « less


Numerical simulations of the dark universe: State of the art and the next decade

We present a review of the current state of the art of cosmological dark matter simulations, with particular emphasis on the implications for dark matter detection efforts and studies of dark energy. This review is intended both for particle physicists, who may find the cosmological simulation literature opaque or confusing, and for astro-physicists, who may not be familiar with the role of simulations for observational and experimental probes of dark matter and dark energy. Our work is complementary to the contribution by Baldi in this issue, which focuses on the treatment of dark energy and cosmic acceleration in dedicated N-body simulations.

Truly massive dark matter-only simulations are being conducted on national supercomputing centers, employing from several billion to over half a trillion particles to simulate the formation and evolution of cosmologically representative volumes (cosmic scale) or to zoom in on individual halos (cluster and galactic scale). These simulations cost millions of core-hours, require tens to hundreds of terabytes of memory, and use up to petabytes of disk storage. Predictions from such simulations touch on almost every aspect of dark matter and dark energy studies, and we give a comprehensive overview of this connection. We also discuss the limitations of the cold and collisionless DM-only approach, and describe in some detail efforts to include different particle physics as well as baryonic physics in cosmological galaxy formation simulations, including a discussion of recent results highlighting how the distribution of dark matter in halos may be altered. We end with an outlook for the next decade, presenting our view of how the field can be expected to progress.


EVOLUTION OF THE GALAXY-DARK MATTER CONNECTION AND THE ASSEMBLY OF GALAXIES IN DARK MATTER HALOS

13.5. Number density uncertainties at z > 12 expand dramatically, so efforts to detect z > 12 galaxies will provide the most valuable constraints on galaxy formation models. Additionally, the faint-end slopes of the stellar mass/luminosity functions at a given mass/luminosity threshold steepen as redshift increases. This is because observable galaxies are hosted by haloes in the exponentially falling regime of the halo mass function at high redshifts. Hence, these faint-end slopes are robustly predicted to become shallower below current observable limits (M* < 10 7 M⊙ or M 1500 > -17). For reionization models, extrapolating luminosity functions with a constant faint-end slope from M 1500 = -17 down to M 1500 = -12 gives the most reasonable upper limit for the total UV luminosity and cosmic star formation rate up to z

12. We compare to three other empirical models and one semi-analytic model, showing that the range of predicted observables from our approach encompasses predictions from other techniques. Public catalogues and light-cones for common fields are available online. « less


Watch the video: Doktor otkrio rešenje - Staračke mrlje i pege možete ukloniti lukom i sirćetom na ovaj način! (Listopad 2022).