Nový příspěvek představený na tomto týdnu na konferenci americké astronomické společnosti slibuje, že bude osvětleno pronásledování temné hmoty v jednotlivých galaxiích. Současný model studené temné hmoty ve vesmíru je mimořádně úspěšný, pokud jde o mapování záhadné látky ve velkých měřítcích, nikoli však na galaktických a sub-galaktických měřítcích. Dr. Sukanya Chakrabarti z Floridské atlantické univerzity dnes popsala nový způsob mapování temné hmoty pozorováním vln na vodíkových discích velkých galaxií. Její práce může konečně dovolit astronomům použít jejich pozorování obyčejné hmoty k průzkumu distribuce temné hmoty na menších měřítcích.
Spirální galaxie jsou obvykle složeny z disku, který je vyroben z normální (baryonické) hmoty a obsahuje centrální vydutí a spirálová ramena, a halo, které obklopuje disk a obsahuje temnou hmotu. V posledních letech byly provedeny průzkumy jako THINGS (prováděné NRAO Very Large Array) za účelem analýzy distribuce vodíku v blízkých galaktických discích. V loňském roce Dr. Chakrabarti využil těchto průzkumů k prozkoumání toho, jak malé satelitní galaxie ovlivňují disky větších galaxií, jako je M51, Whirlpool Galaxy. Skutečná cena však spočívá ve zkoumání toho, co astronomové nevidí. Chakrabarti poznamenal: „Od 70. let jsme z pozorování plochých křivek rotace víme, že galaxie mají obrovské halopy temné hmoty, ale existuje jen velmi málo sond, které nám umožňují zjistit, jak je distribuována.“ Nyní rozšířila svůj výzkum, aby tak učinila.
Astronomové věří, že distribuce hustoty tmavé hmoty závisí na parametru zvaném její poloměr stupnice. Jak se ukázalo, změna tohoto parametru viditelně ovlivňuje tvar vodíkového disku galaxie, když se započítává vliv projíždějících trpasličích galaxií.
"Zvlnění na vnějších plynových discích slouží jako zrcadlo distribuce temné hmoty v pozadí," řekl Chakrabarti. Změnou poloměru stupnice temné hmoty M51 v temné hmotě dokázal Chakrabarti vidět, jak to ovlivní tvar a distribuci atomového vodíku na jeho disku. Zjistila, že poloměry ve velkém měřítku způsobují vznik galaxií s halou temné hmoty, které se postupně rozšiřuje, když se rozprostírá po délce disku. Toto způsobí, že vodík v disku je velmi volně ovinutý kolem centrální boule galaxie. Naopak poloměry malého měřítka mají profily hustoty, které klesají mnohem strměji.
"Strmější profily hustoty účinněji drží své" věci "," vysvětlil Chakrabarti, "a proto mají mnohem pevněji zabalené spirálové planformy."
Chakrabartiho mapa distribuce temné hmoty v halou M51 je v souladu s existujícími teoretickými modely, což ji vede k přesvědčení, že tato metoda může být velmi užitečná pro astronomy, kteří se pokoušejí zkoumat nepolapitelnou, neviditelnou látku, která tvoří téměř čtvrtinu našeho vesmíru. . Předtisk jejího papíru je k dispozici na ArXiv.
