Διάλεξη 13 Βαρυονική και Σκοτεινή Ύλη Βοηθητικό Υλικό: Liddle κεφ. 9.1.

Μετρώντας πυκνότητα άστρων Η κρίσιμη πυκνότητα του Σύμπαντος είναι: Αλλά πως σχετίζεται αυτή με την πυκνότητα λόγω μάζας των άστρων  αστρ ; Το μόνο παρατηρήσιμο μέγεθος που έχουμε είναι η ολική πυκνότητα φωτεινότητας u σε απόσταση μερικών εκατοντάδων Mpc απ’ τον γαλαξία μας: Αν κάθε άστρο ήταν ίδιο με τον Ήλιο παίρνουμε την πυκνότητα μάζας:

Χρησιμοποιώντας αυτό το λόγο παίρνουμε: Η πυκνότητα της ύλης που βρίσκεται σε αστέρια είναι λιγότερο απο 1 % της κρίσιμης πυκνότητας του Σύμπαντος. Αν υπήρχαν μόνο άστρα το Σύμπαν δεν θα ήταν καθόλου επίπεδο. Θα ήταν σχεδόν κενό. Μετρώντας πυκνότητα άστρων Αλλά δεν είναι όλα τα άστρα σαν τον Ήλιο. Μελάτη άστρων σε αποστάσεις μέχρι 1 Kpc απ’ τον Ήλιο (με χρήση παραλλακτικών μεθόδων μέτρησης απόστασης) δείχνει ότι για να πάρουμε ίδια φωτεινότητα με τον Ήλιοs χρειαζόμαστε 4-8 ηλιακές μάζες : Άρα ο λόγος μάζας προς φωτεινότητα είναι ~4-8 M /L. Μια επιπλέον συνιστώσα πυκνότητας είναι οι ‘καφέ νάνοι’ (brown dwarfs) αντικείμενα με μάζα μικρότερη από 0.08 M. Επειδή δεν έχουν αρκετή μάζα για να διεγείρουν πυρηνικές αντιδράσεις, η παρατήρησή τους είναι πολύ δύσκολη.

Η συνεισφορά αερίων Οι γαλαξίες περιέχουν και αέρια. Ο λόγος μάζας αερίων προς άστρα μπορεί να φθάσει και τη μονάδα. Σμήνη γαλαξιών περιέχουν μεγάλες ποσότητες αερίων (ο λόγος μάζας ξεπερνάει την μονάδα). Τα αέρια είναι βαρυτικά παγιδευμένα στα σμήνη, θερμαίνεται από τα βαρυτικά πεδία και εκπέμπει ακτίνες Χ. Το σμήνος γαλαξιών Coma στο οπτικό φάσμα (αριστερά) και στις ακτίνες X (δεξιά).

Πόση είναι η συνολική πυκνότητα βαρυονικής ύλης; Η Πυρηνοσύνθεση, η θεωρία δημιουργίας των ελαφρών στοιχείων (θα τη δούμε αργότερα) συμφωνεί με τις παρατηρουμενες σχετικές πυκνότητες ελαφρών στοιχείων (Ήλιο, Δευτέριο κλπ) αν η βαρυονική ύλη έχει πυκνότητα: Ακόμα και αν συμπεριλάβουμε όλη την παρατηρήσιμη βαρυονική ύλη, καταλήγουμε σε μια παράμετρο πυκνότητας  B << 0.024/h 2  0.04 Τα βαρυόνια δεν είναι αρκετά για να μας δώσουν ένα επίπεδο Σύμπαν.

Σκοτεινή Ύλη στους Γαλαξίες: καμπύλες περιστροφής σπειροειδών γαλαξιών Θεωρείστε ένα άστρο σε απόσταση R από το κέντρο σπειροειδούς γαλαξία. Αν η γλαξιακή μάζα στο εσωτερικό της R είναι M(R), τότε η εξισσορόπηση της φυγοκέντρου από την βαρυτική έλξη δίνει: Σε σπειροειδείς γαλαξίες, το περισσότερο φως (και επομένως η μάζα) βρίσκεται μερικά kpc από το κέντρο. Επομένως, θα περίμενε κανείς ότι μόλις απομακρυνθούμε από το κεντρικό μέρος του γαλαξία να ισχύει:

Αυτό όμως δεν παρατηρείται! Αντί να μειώνεται η ταχύτητα σαν u  R -1/2, η ταχύτητα μένει σταθερή. Σε μεγάλες ακτίνες η ταχύτητα είναι μέχρι 3 φορές μεγαλύτερη από την προβλεπόμενη με βάση την φωτεινή ύλη. Επομένως υπάρχει ~10 φορές περισσότερη ύλη από την ορατή. Επομένως υπάρχει ισχυρή ένδειξη για σκοτεινή ύλη γύρω από τους γαλαξίες Σκοτεινή Ύλη στους Γαλαξίες: καμπύλες περιστροφής σπειροειδών γαλαξιών Ταχύτητα περιστροφής (km/sec) Απόσταση (kpc) Ταχύτητα Ήλιου είναι 220 km/sec Ταχύτητα Ήλιου έπρεπε να είναι 160 km/sec Καμπύλη λόγω ορατής ύλης Παρατηρούμενη Καμπύλη Διαφορά αποδίδεται σε σκοτεινή ύλη

Τα σφαιρωτά σμήνη στην περιοχή του γαλαξία μας έχουν επίσης ταχύτητες μεγαλύτερες από τις αναμενόμενες με βάση την έλξη της φωτεινής ύλης του γαλαξία μας. Άλλη μια ένδειξη ότι ο γαλαξίας μας όπως και οι περισσότεροι γαλαξίες είναι εμβαπτισμένος σε ένα τοπικό υπόβαθρο σκοτεινής ύλης. Η παράμετρος πυκνότητας του υποβάθρου σκοτεινής ύλης είναι  γαλ ~0.1 Δεδομένου ότι ακόμα και για την μικρότερη τιμή του h  γαλ >  B : μέρος της γαλαξιακής σκοτεινής ύλης είναι μη βαρυονική Σκοτεινή Ύλη στους Γαλαξίες: καμπύλες περιστροφής σπειροειδών γαλαξιών

Συστατικά Σμηνών Γαλαξιών Όπως έχουμε δει η περισσότερη βαρυονική ύλη στα σμήνη γαλαξιών έχει την μορφή θερμών αερίων και όχι άστρων. Αλλά υπάρχει ανάγκη για σκοτεινή ύλη στα σμήνη γαλαξιών; Υπάρχουν δύο συμπληρωματικοί τρόποι που απαντούν στο ερώτημα: A. Μέτρηση της τυπικής ταχύτητας u των γαλαξιών στα σμήνη. Αυτή συσχετίζει την ολική μάζα και ακτίνα R του σμήνους μέσω του θεωρήματος virial που συσχετίζει κινιτική και δυναμική ενέργεια δέσμιων συστημάτων: Έτσι παίρνουμε  0 >0.2, που είναι σημαντικά μεγαλύτερο από την βαρυονική ύλη που επιτρέπεται από την πυρηνοσύνθεση. Άλλη μια ένδειξη για την ανάγκη ύπαρξης μη βαρυονικής σκοτεινής ύλης.

B Υπολογισμός της μάζας που απαιτείται για την διατήρηση του αερίου που εκπέμπει ακτίνες X στην θερμοκρασία που παρατηρείται στα σμήνη (T~10 8 ) K (εξισορρόπηση της έλξης της βαρύτητας από την πίεση του θερμού αερίου). Το αποτέλεσμα ευνοεί πυκνότητα σκοτεινής ύλης ~ 10 φορές μεγαλύτερο από την μέγιστη πυκνότητα βαρυονίων που προκύπτει από την πυρηνοσύνθεση. Πρόσφατα δεδομένα από τον δορυφόρο παρατήρησης ακτίνων Χ, Chandra δίνουν: Από τους περιορισμούς της πυρηνοσύνθεσης: αυτή είναι κυρίως μη βαρυονική ύλη Συστατικά Σμηνών Γαλαξιών Όπως έχουμε δει η περισσότερη βαρυονική ύλη στα σμήνη γαλαξιών έχει την μορφή θερμών αερίων και όχι άστρων. Αλλά υπάρχει ανάγκη για σκοτεινή ύλη στα σμήνη γαλαξιών; Υπάρχουν δύο συμπληρωματικοί τρόποι που απαντούν στο ερώτημα:

Μάζα Σμηνών από Βαρυτικούς Φακούς Το βαρυτικό πεδίο ενός σμήνους γαλαξιών παραμορφώνει τις τροχίες φωτεινών ακτίνων από μακρινούς γαλαξίες υποβάθρου και παρατηρούμε τις παραμορφωμένες μορφές τους. Αυτή η παραμόρφωση μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό της μάζας του σμήνους-βαρυτικού φακού. Έτσι οδηγούμαστε σε αποτελέσματα που συμφωνούν με τον υπολογισμό της πυκνότητας σκοτεινής ύλης σμηνών από τις άλλες δύο μεθόδους (ακτίνες X και virial). Πηγή Μάζα-Φακός Παρατηρητής

Ενδείξεις σκοτεινής ύλης στην δημιουργία δομών Οι γαλαξίες και τα σμήνη δημιουργούνται από μικρές αρχικές διαταραχές πυκνότητας που είναι ορατές στο Υπόβαθρο Ακτινοβολίας Μικροκυμάτων (CMB) (περισσότερα σε επόμενες διαλέξεις). Αυτές οι ανομοιογένειες μεγάλωσαν λόγω της βαρύτητας, έλκοντας περισσότερη ύλη σε πιο πυκνές περιοχές. Η ολοκλήρωση της δημιουργίας δομών απαιτεί σημαντική ποσότητα ύλης (  0 >0.2) χρόνος

Επιπλέον ενδείξεις από παρατηρήσεις του Υποβάθρου Ακτινοβολίας Μικροκυμάτων (CMB) Υπερκαινοφανείς, δομές σε μεγάλες κλίμακες, CMB Οι παρατηρήσεις του CMB από τον δορυφόρο WMAP παρέχουν τις πιο δραματικές πληροφορίες για το είδος του Σύμπαντος που ζούμε. (περισσότερα θα δούμε αργότερα).

Η συνολική εικόνα Φωτεινή βαρυονική ύλη παρέχει λιγότερο από 1% της ολικής πυκνότητας του Σύμπαντος Σκοτεινή βαρυονική ύλη σε μορφή θερμών και ψυχρών αερίων είναι η κυρίαρχη μορφή βαρυονικής ύλης παρέχοντας άλλο ένα ~3% της συνολικής πυκνότητας >Υπάρχει περίπου δέκα φορές περισσότερη μη βαρυονική σκοτεινή ύλη από ότι βαρυονική ύλη. > Στην κοσμολογική σταθερά αναλογούν περίπου τα 3/4 της ολικής πυκνότητας ενέργειας. Προσθέτοντας όλες τις συνεισφορές καταλήγουμε σε πυκνότητα που είναι πολύ κοντά στην κρίσιμη (k=0).