Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
ось) Atot — 1, откуда следует, что ограничение О & < 0.14 влечет а собой необходимость существования небарионного скрытого вещества-
Обсуждение различных кандидатов - элементарных частиц, из котрих образовано барионное скрытое вещество приведено в обзорах Спиро (1995), Kpaycca (1993), Kappa (1994), а в обзоре Садуле (1993) рассматриваются возможности детектирования в лаборатории элементарных частиц, из которых может состоять небарионное скрытое вешество, таких как, аксионы, легкие нейтрино (с ненулевой массой), слабо взаимодействующие массивные частицы, в частности, такие, как нейтралино (возможность обнаружения при микролинзировании объектов, состоящих из нейтралино, будет обсуждена в дальнейшем). Крауссом (1993) обсуждена возможность решения проблемы небари-онной скрытой массы введением ненулевого Л-члена в уравнения Эйнштейна.
В обзоре Kappa (1994) рассмотрена возможность того, что существенный вклад в небарионное скрытое вещество вносят черные дыры, в том числе первичные.
Привлекательной особенностью небарионного скрытого вещества, по мнению Руле и Моллерах (1996), является то, что небарионное скрытое вещество может играть существенную роль в теории образования крупномасштабной структуры в тех сценариях, где неоднородности плотности растут вначале в небарионном скрытом веществе, и затем барионы падают в образованную потенциальную яму. При таких сценариях небарионное скрытое вещество остается где-либо в галактике, и, по-видимому, гало может быть достаточно "естественным" местом, где оно может остаться (Руле и Моллерах (1996)).
Как уже упоминалось, в качестве кандидатов частиц, составляющих небарионное скрытое вещество, могут рассматриваться нейтрино с ненулевой массой, нейтралино (Садуле (1993), Спиро (1995)).
Kapp (1994) приводит детальное обсуждение различных компонент барионного скрытого вещества, причем к барионному скрытому веществу относятся и черные дыры, образованные в результате коллапса барионного вещества.
Такими компонентами могут быть:
Снежные шары - это такие объекты, которые формируются вследствие конденсации холодного водорода. Существуют различные ограничения на массы таких объектов, в зависимости от того, какие физические процессы рассматриваются. Хегии и Олив (1983), Волманн (1992) рассмотрели разрушение таких объектов за космологическое вРемя и пришли к выводу, что для того, чтобы снежные шары не 238 Глава 9. Микролинзиров^щ
Jte
разрушались за космологическое время при соударениях, их Macc
а
Фо-
должна быть не менее 1 г. Финни (1985) рассмотрел влияние нового микроволнового излучения и показал, что подобные объемы должные испаряться за космологическое время, если их масса меньщ 1022г. Такие объекты имеют нижний предел массы IO-7 Mq ~ ю2бг поскольку объекты с меньшей массой испаряются за время, меньшее космологического, вследствие выделения собственной энергии (Де Рухула и др. (1992)). Кроме того, Kapp (1994) приводит аргу_ мент против того, что таких снежных шаров могло быть достаточно много и они вносили бы существенный вклад в скрытое вещество, д именно, если предположить, что подобных снежных шаров ДОВОЛЬНО много (и они вносят существенный вклад в скрытое вещество), то поскольку снежные шары образуются из водорода, то распространенность гелия (оцениваемая величиной Vmm ~ 0.2, получаемой из рассмотрения первичного нуклеосинтеза) должна достигать весьма больших значений. В то же время имеется ограничение на распространенность гелия в веществе, сформировавшим Солнце Vmax ~ 0.3.
Барионную скрытую массу могут составлять коричневые карлики, поскольку фрагментация может приводить к образованию объекта, состоящего главным образом из H и Не, масса которых слишком мала, чтобы в них происходили термоядерные реакции, то есть (т < тнв — 0.08 Mq, где m#g ~ минимальное значение массы звезды, в которой происходит горение водорода). Масса Джинса, т.е. минимальное значение массы, при котором гравитационные силы изолированного фрагмента газового облака могут превосходить силы давления и приводить к образованию звезд, оценивается величиной 4 - 7 X Ю-3 Mq (JIoy и Линден-Белл (1976) и Палла и др. (1983)). Объекты из водорода с массами порядка Ю-3 Mq называются обычно "Юпитерами". Коричневые карлики могут наблюдаться в инфракрасном диапазоне. Их масса может быть оценена на основе наблюдений микролинзирования квазаров. Де Рухула и др. (1991) рассмотрели возможность определения спектра масс коричневых карликов по наблюдениям звезд БМО.
Возможной составляющей барионного скрытого вещества могут быть тусклые красные звезды (М-карлики). Для нахождения ограничений на количество подобных звезд Бакалл и др. (1994) провели наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл (HST) и широкоугольной камеры (WFC2): Эти авторы получили изображение небесной сферы в направлении, характеризуемом галактическими координатами I = 241,6 = —51. Были получены изображения небесно11 сферы с площадью 4.4 угловых минуты, а экспозиция составляла 2-0" д 2 Проблема скрытой массы 239
qaca в Диапазоне У и 2-83 часа в диапазоне I'. Ими обнаружено 5 зВезд (4 из которых находились в диске или толстом диске) в диапазоне 2-0 < V — I < 3.0 и ни одной звезды в диапазоне V — I > 3.0 при значениях светимости I < 25.3. В случае, если звезды главной по-^дедовательности со светимостью Mi = 14 находятся в гало, то они должны были быть наблюдаемы с помощью используемой аппаратуры на телескопе Хаббл вплоть до расстояния d = 1.8 кпк. В случае, gcjjji такие М-карлики образовывали гало, то можно было бы обнаружить примерно 65 подобных звезд. На основе подобных наблюдений, Бакалл и др. (1994) пришли к выводу, что слабые красные звезды составляют < 6% массы Галактики, а М-карлики в диске составляют менее, чем 15% массы диска. Тем не менее, по-видимому, следует заметить, что 5 наблюдаемых М-карликов слишком маленькая выборка для того, чтобы делать строгие статистические выводы относительно распределения звезд. Иллюстрацией этого утверждения могут быть результаты работы Мао и Пачинского (1996), которые будут приведены в дальнейшем.
