Nový príspevok predstavený na tohtoročnej konferencii Americkej astronomickej spoločnosti sľubuje, že budem svietiť trochu svetla o prenasledovaní temnej hmoty v jednotlivých galaxiách. Súčasný model studenej temnej hmoty vo vesmíre je mimoriadne úspešný, pokiaľ ide o mapovanie záhadnej látky vo veľkých mierkach, ale nie v galaktických a sub-galaktických mierkach. Sukanya Chakrabarti z Floridskej atlantickej univerzity už dnes opísala nový spôsob mapovania temnej hmoty pozorovaním vlniek na vodíkových diskoch veľkých galaxií. Jej práca môže nakoniec dovoliť astronómom použiť ich pozorovania obyčajnej hmoty na testovanie distribúcie temnej hmoty na menších mierkach.
Špirálové galaxie sa zvyčajne skladajú z disku, ktorý je tvorený normálnou (baryonickou) hmotou a obsahuje stredové hrče a špirálové ramená a halo, ktoré obklopuje disk a obsahuje temnú hmotu. V posledných rokoch sa uskutočnili prieskumy ako THINGS (uskutočňované NRAO Very Large Array) na analýzu distribúcie vodíka v blízkych galaktických diskoch. Minulý rok Dr. Chakrabarti využil tieto prieskumy na skúmanie toho, ako malé satelitné galaxie ovplyvňujú disky väčších galaxií, ako je M51, vírivá galaxia. Skutočná cena však spočíva vo vyšetrovaní toho, čo astronómovia nevidia. Čakrabarti poznamenal: „Od 70. rokov sme z pozorovaní kriviek plochej rotácie vedeli, že galaxie majú obrovské halopy temnej hmoty, ale existuje len veľmi málo sond, ktoré nám umožňujú zistiť, ako je distribuovaná.“ Teraz rozšírila svoj výskum, aby tak urobila.
Astronómovia sa domnievajú, že distribúcia hustoty temnej hmoty závisí od parametra nazývaného jej polomer mierky, Ako sa ukazuje, zmena tohto parametra viditeľne ovplyvňuje tvar vodíkového disku galaxie, keď sa berie do úvahy vplyv prechádzajúcich trpasličích galaxií.
"Zvlnenie na vonkajších plynových diskoch slúži ako zrkadlo distribúcie temnej hmoty v pozadí," uviedol Chakrabarti. Zmenou polomeru mierky tmavej hmoty M51 v hmle dokázal Chakrabarti vidieť, ako to ovplyvní tvar a distribúciu atómového vodíka na jeho disku. Zistila, že polomery vo veľkom meradle spôsobujú vznik galaxií s halo halo, ktoré sa postupne rozširuje po celej dĺžke disku. To spôsobuje, že vodík v disku je veľmi voľne ovinutý okolo centrálneho vydutia galaxie. Naopak polomery malého rozsahu majú profily hustoty, ktoré klesajú omnoho strmšie.
„Profily strmejšej hustoty účinnejšie držia svoje„ veci “,“ vysvetlil Chakrabarti, „a preto majú oveľa pevnejšie zabalenú špirálovitú formu.“
Čakrabartiho mapa distribúcie temnej hmoty v halo M51 je v súlade s existujúcimi teoretickými modelmi, čo ju vedie k presvedčeniu, že táto metóda môže byť veľmi užitočná pre astronómov, ktorí sa snažia snímať nepolapiteľnú, neviditeľnú látku, ktorá tvorí takmer štvrtinu nášho vesmíru. , Na tlačiarni ArXiv je predtlačený jej papier.
