Проблема каспов ( проблема центрального каспа , проблема сингулярного гало , англ. cuspy halo problem ) — одно из основных противоречий модели холодной тёмной материи , являющейся в настоящее время общепринятой, с наблюдательными данными. Численное моделирование эволюции структуры галактик на основании общепринятой космологической модели предсказывает сингулярность в распределении плотности гало тёмной материи в центральных областях — так называемый касп . Эффект приводил бы к такому поведению кривых вращения вблизи центра галактик, которого результаты наблюдений не подтверждают. Наблюдаемые кривые вращения свидетельствуют о существовании во внутренней зоне участка практически постоянной плотности, получившей обозначение ядра.

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 эволюции структуры Вселенной на масштабах галактик 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 аналитическая аппроксимация результатов численного моделирования — профиль Наварро — Френка — Уайта :

${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{0}}{{\frac {r}{R_{s}}}\left(1~+~{\frac {r}{R_{s}}}\right)^{2}}},}$

где ρ ₀ — параметр, определяемый плотностью вещества Вселенной в момент формирования гало, R _s — характеристический радиус гало. Предлагались и другие варианты зависимости ${\displaystyle \rho (r)\propto r^{\alpha }}$ , но все они дают значения показателя ${\displaystyle \alpha \leqslant -1}$ для центральных областей (r < 1 кпк ). Соответствующие кривые вращения предполагают рост скорости пропорционально ${\displaystyle {\sqrt {r}}}$ .

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 по большей части 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 по абсолютной величине, наблюдается выраженное «ядро» с почти постоянной плотностью. Функция распределения плотности имеет скорее вид псевдоизотермического профиля :

${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{C}}{1+\left({\frac {r}{r_{C}}}\right)^{2}}},}$

где r _C — радиус «ядра» (порядка 1 кпк), ρ _C — его постоянная плотность . В ряде публикаций утверждалось, что по меньшей мере часть наблюдаемых данных удовлетворительно описывается профилем Наварро — Френка — Уайта , однако этот вывод не является консенсусным среди всего научного сообщества, и более аргументированным представляется предположение, что распределение тёмной материи как минимум не универсально для всех гало .

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 . Эти проблемы связаны и в том смысле, что гало с «ядром» в центре скорее лишится (благодаря приливному воздействию ) своих спутников — карликовых гало, существование большого числа которых предсказывается численным моделированием в рамках теории ΛCDM, как и профиль плотности с каспом .

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 ${\displaystyle \alpha \leqslant -0,8}$ в зависимости ${\displaystyle \rho (r)\propto r^{\alpha }}$ .
• Неточность наблюдательных данных из-за всевозможных погрешностей — систематических инструментальных или измерительных, таких как размытие изображения (в особенности из-за низкого разрешения), неточное расположение щели спектрографа, ошибки, связанные с её конечной шириной при регистрации кривых вращения . Эти погрешности наиболее велики именно при анализе скоростей на минимальных расстояниях от центра галактики и могли бы приводить к получению меньших значений скоростей, следовательно, недооценке плотности тёмной материи в соответствующих областях .
• 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 наблюдаемыми 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 . Истинные значения скоростей вращения также могут быть занижены при наблюдении галактик с ребра. Такое же искажение может давать неравномерность распределения излучения в наблюдаемом диапазоне (в частности, Hα ) .

Тем не менее, 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 могут, напротив, оказывать обратное действие, увеличивая плотность гало в центральных областях ; кроме того, они эффективны не всегда, а лишь при определённых параметрах интенсивности звездообразования , общей массы звёздной составляющей и степени её сосредоточения к центру .
• Расчётные и наблюдательные данные верны, и картина образования гало, предполагаемая в рамках модели холодной тёмной материи, неверна. Это означает необходимость изменения представлений о свойствах и природе тёмной материи . Чаще всего в качестве альтернативы рассматривается , хотя высказывались аргументы, что в соответствующей модели эволюции Вселенной возникновение сингулярностей также неизбежно . Предлагались и более экзотические модификации: столкновительная ( ) , , сильно аннигилирующая тёмная материя , ультралёгкая (обозначаемая также как сверхтекучая или ) и ряд других моделей , имеющих, однако, свои трудности . Некоторыми авторами высказывались предположения о необходимости модификации космологических параметров всей модели ΛCDM (в частности, амплитуды среднеквадратичных флуктуаций плотности материи на масштабе 8 Мпк, σ ₈ ), лежащей в основе теоретических расчётов, для соответствия их результатов данным наблюдений . Наконец, наиболее радикальная точка зрения заключается в отрицании модели ΛCDM, в частности, существования тёмной материи как её основного постулата. Сторонники этой позиции предлагают в качестве альтернативы различные теории модифицированной гравитации .

Примечания

Литература

• Засов А. В. , Сабурова А. С., Хоперсков А. В., Хоперсков С. А. (рус.) // УФН. — 2017. — Январь ( т. 187 , вып. 1 ). — С. 3–44 . — ISSN . — doi : .
• de Blok W. J. G. (англ.) // Advances in Astronomy. — 2010. — Vol. 2010 . — P. 789293 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
• Joel R Primack. (англ.) // New Journal of Physics . — 2009. — 16 October ( vol. 11 , iss. 10 ). — P. 105029 . — ISSN . — doi : .
• Antonino Del Popolo, Morgan Le Delliou. (англ.) // Galaxies. — 2017. — 20 February ( vol. 5 , iss. 1 ). — P. 17 . — ISSN . — doi : .