Galaktyki karłowate w kosmologii - koniec kryzysu w małych skalach?

Galaktyki karłowate w kosmologii - koniec kryzysu w małych skalach?

Symulacja
Ultra-słaba galaktyka karłowata powstała w wyniku symulacji ewolucji pływowej galaktyki dyskowej w polu grawitacyjnym Drogi Mlecznej. W obszarze 1 kpc3 obiekt ten zawiera
 tylko 356 gwiazd.
Źródło: How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles, E. Łokas et al.

Zgodnie z tak zwanym standardowym modelem kosmologicznym, wszelkie struktury we Wszechświecie powstały na drodze ewolucji grawitacyjnej z małych zaburzeń gęstości materii wytworzonych w erze inflacji. Wyjaśnia on powstanie obiektów w różnych skalach, od najmniejszych galaktyk karłowatych do gromad galaktyk, poprzez akrecję barionów na powstałe wcześniej halo ciemnej materii i łączenie się mniejszych obiektów w większe.

Model ten daleki jest jednak od doskonałości, a w ostatniej dekadzie szczególnie kłopotliwe okazywały się dla niego struktury o rozmiarach małych galaktyk, co określane bywa jako „kryzys w małych skalach”. Okazało się, że teoria przewiduje istnienie dużo większej liczby galaktyk karłowatych w otoczeniu Drogi Mlecznej, niż rzeczywiście obserwujemy, co zwykło się określać jako „problem brakujących satelitów”. Dodatkowo, z badań własności galaktyk karłowatych wynika, że w pobliżu ich środka gęstość ciemnej materii jest znacznie niższa niż przewiduje teoria i pozostaje raczej stała zamiast rosnąć w kierunku centrum. Warto jednak zaznaczyć, że te przewidywania teoretyczne opierają się w głównej mierze na symulacjach N-ciałowych ewolucji samej ciemnej materii, bez uwzględnienia wpływu fizyki barionów.

Pierwszy z tych problemów udało się częściowo rozwiązać dzięki odkryciom nowych satelitów Drogi Mlecznej w ramach przeglądu Sloan Digital Sky Survey (1). Są to galaktyki karłowate o bardzo małej jasności całkowitej (często odpowiadającej jasności zaledwie tysiąca Słońc) i przyjęło się je określać jako ultra-słabe karły. Drugim z problemów zajął się F. Governato, astrofizyk z University of Washington, który wraz ze współpracownikami przeprowadził symulacje powstawania dyskowej galaktyki karłowatej z uwzględnieniem procesów barionowych (2). Okazało się, że dopiero zastosowanie odpowiednio dużej rozdzielczości, pozwalającej opisać pojedyncze obszary formowania gwiazd o masie 105 mas Słońca, oraz poprawne modelowanie wymiatania gazu przez wybuchy supernowych pozwalają uzyskać modyfikację rozkładu ciemnej materii w środku galaktyki, która zgadza się z obserwacjami. Własności tak otrzymanej galaktyki pasują bardzo dobrze do własności galaktyk karłowatych z przeglądu THINGS (3).

Większość galaktyk karłowatych w Grupie Lokalnej stanowią jednak nie galaktyki dyskowe, lecz sferoidalne. Sądzimy, że powstały one w wyniku ewolucji pływowej galaktyk dyskowych w polu grawitacyjnym Drogi Mlecznej lub galaktyki w Andromedzie. Efekty pływowe, które również modelujemy przy pomocy symulacji N-ciałowych, prowadzą do silnej utraty masy, ewolucji morfologicznej (od dysku, poprzez poprzeczkę, do kształtu w przybliżeniu sferycznego) oraz zmiany rotacji w ruchy przypadkowe gwiazd. Ostatnio wraz ze współpracownikami pokazaliśmy (4), że początkowy rozkład gęstości ciemnej materii w takiej galaktyce ma duży wpływ na końcowy efekt ewolucji. Jeśli zamiast galaktyki dyskowej o dużej gęstości ciemnej materii w środku użyjemy jako stanu początkowego obiektu zbliżonego do galaktyki uzyskanej przez F. Governato, przekształcenie do obiektu sferoidalnego następuje dużo szybciej ze względu na słabsze związanie grawitacyjne gwiazd w centrum. Co więcej, obiekty znajdujące się na odpowiednio ciasnych orbitach wokół Galaktyki (gdzie siła pływowa jest odpowiednio większa) ulegają całkowitemu rozerwaniu, a część z nich, zanim zniknie, przekształca się w niezwykle małe galaktyki o własnościach zbliżonych do niedawno odkrytych ultra-słabych satelitów Drogi Mlecznej. Mniejsza gęstość ciemnej materii w jądrach galaktyk karłowatych, będąca skutkiem procesów gwiazdotwórczych, dobrze zgadza się z obserwacjami galaktyk dyskowych, a jednocześnie wiąże się z ich większą podatnością na rozrywanie w pobliżu dużych galaktyk, co powoduje, że obecnie obserwujemy ich znacznie mniej. Okazuje się zatem, że oba problemy, jakie napotkała teoria powstawania struktury oparta na ciemnej materii, są prawdopodobnie ze sobą powiązane i uda się je ostatecznie rozwiązać poprzez właściwe modelowanie ewolucji gwiazd.

1. np. "Cats and Dogs, Hair and A Hero: A Quintet of New Milky Way Companions"  Belokurov et al., Astrophys.J.654:897-906
2. "Bulgeless dwarf galaxies and dark matter cores from supernova-driven outflows" F. Governato et al.,  Nature 463, 203-206
3. "The central slope of dark matter cores in dwarf galaxies: Simulations vs. THINGS" Se-Heon Oh et al.
4. How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles, E. Łokas et al.


29 lutego 2012
Ewa Łokas

Liczba odsłon: 2455