Проблема каспов
Проблема каспов (проблема центрального каспа, проблема сингулярного гало, англ. cuspy halo problem) — проблема, возникающая в модели холодной тёмной материи и заключающаяся в противоречии между результатами численного моделирования распределения её плотности в галактиках и экспериментальными данными.
Суть проблемы
В ходе теоретического исследования свойств тёмной материи в 1980-х годах была предложена гипотеза холодной тёмной материи, в частности, многими группами учёных проводилось численное моделирование эволюции структуры Вселенной в рамках модели ΛCDM. Оно показывало, что распределение плотности гало тёмной материи содержит сингулярность (резкий пик в распределении) в центре галактики — так называемый касп. Чаще всего используется такая аналитическая аппроксимация результатов численного моделирования как профиль Наварро — Френка — Уайта:
ρ ( r ) = ρ 0 r R s ( 1 + r R s ) 2 , {displaystyle ho (r)={frac { ho _{0}}{{frac {r}{R_{s}}}left(1~+~{frac {r}{R_{s}}} ight)^{2}}},}где ρ0 — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, Rs — характеристический радиус гало. Предлагались и другие варианты зависимости ρ ( r ) ∝ r α {displaystyle ho (r)propto r^{alpha }} , но все они дают значения показателя α ≤ − 1 {displaystyle alpha leq -1} для центральных областей (r < 1 кпк). В этой модели кривые вращения предполагают рост скорости пропорционально r {displaystyle {sqrt {r}}} .
С другой стороны, имеются результаты прямых астрономических наблюдений — статистика кривых вращения, среди которых наиболее показательны прежде всего данные для галактик низкой поверхностной яркости и богатых газом карликовых галактик поздних типов, поскольку именно такие объекты содержат большую долю тёмной материи. Эти данные дают обратную картину: кривые вращения демонстрируют линейный рост, так, что на расстоянии нескольких килопарсек от центра галактик скорости оказываются практически вдвое ниже предсказанных теоретически. Тёмная материя не показывает никаких сингулярностей в своём распределении, показатель α в центральных областях не превышает значения −0,2, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля:
ρ ( r ) = ρ C 1 + ( r r C ) 2 , {displaystyle ho (r)={frac { ho _{C}}{1+left({frac {r}{r_{C}}} ight)^{2}}},}где rC — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρ0 — его постоянная плотность.
В ряде работ отмечалось, что проблема теории холодной тёмной материи носит более общий характер в том смысле, что она предсказывает в принципе завышенное количество тёмной материи во внутренних районах гало; другим её проявлением является проблема дефицита карликовых галактик.
Между тем, неопределённость в описании распределения тёмной материи в центральных областях галактик вызывает неизбежные трудности прежде всего при решении задачи экспериментального обнаружения тёмной материи. В целом, противоречие между предсказаниями, основанными на общепринятой космологической модели (ΛCDM), и наблюдательными данными, используется критиками этой модели как серьёзный аргумент против её корректности.
Возможные объяснения
- Неточность результатов численного моделирования, в особенности недостаточное разрешение, — практически исключена ввиду существенного прогресса вычислительных возможностей. Даже максимально точные расчёты, позволяющие смоделировать центральную часть гало размером до 0,1 кпк, дают для этой области значение показателя α ≤ − 0 , 8 {displaystyle alpha leq -0,8} в зависимости ρ ( r ) ∝ r α {displaystyle ho (r)propto r^{alpha }} .
- Неточность наблюдательных данных из-за всевозможных погрешностей — систематических инструментальных или измерительных, таких как, например, размытие пучка при регистрации кривых вращения.
- Неадекватность интерпретации результатов наблюдения, начиная с метода построения модели распределения плотности из наблюдаемых кривых вращения. Некруговые траектории при регистрации кривых вращения назывались одним из объяснений возможной некорректности выводов на их основании. Но экспериментальная картина сохранялась и при исключении таких галактик из числа анализируемых, к тому же, такие эффекты вообще минимальны для галактик низкой поверхностной яркости (данные для которых наиболее показательны, поскольку в них содержание тёмной материи максимально). Также высказывались предположения, что гало имеют на самом деле несферическую форму, но будучи наблюдаемым под определённым углом, кажутся сферическими и имеющими ядро с постоянной плотностью. Однако экспериментальных данных так много, что наблюдение всех галактик под таким специфическим углом представляется маловероятным. Было показано, что все перечисленные эффекты не вносят существенного искажения в наблюдаемую картину и неспособны были бы явиться причиной того, что каспы проявлялись бы в экспериментах как ядро постоянной плотности. Кроме того, применялся и альтернативный метод, вообще не задействующий построение кривых вращения и основанный на непосредственном анализе спектроскопических данных, и он также показал отсутствие каспов в распределении масс. При этом если сингулярности гало холодной тёмной материи действительно существуют, это должно давать ограничения на космологические параметры.
- Расчётные и наблюдательные данные верны, гало изначально действительно содержат каспы, но затем они размываются. Есть предположения, что это происходит благодаря взаимодействию с барионной материей посредством так называемой обратной связи. В частности, это могли бы быть вспышки звездообразования, потоки газа, вызванные взрывами сверхновых, динамическое трение облаков газа. Гидродинамическое моделирование, учитывающее такие процессы помимо гравитационного взаимодействия, демонстрирует, что это возможно ; предлагалось и аналитическое описание такого рода механизмов. Между тем, показано, что такие процессы эффективны не всегда, а лишь при определённых параметрах интенсивности звездообразования, общей массы звёздной составляющей и степени её сосредототочения к центру.
- Расчётные и наблюдательные данные верны, и картина образования гало, предполагаемая в рамках модели холодной тёмной материи, неверна. Это означает необходимость изменения свойств и природы тёмной материи. Чаще всего в качестве альтернативы рассматривается тёплая тёмная материя, хотя высказывались аргументы, что в соответствующей модели эволюции Вселенной возникновение сингулярностей также неизбежно. Предлагались и более экзотические модификации: столкновительная (самовзаимодействующая), сверхтекучая (нечёткая), мета-холодная, сильно аннигилирующая тёмная материя и ряд других моделей, имеющих, однако, свои трудности.