ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 5, с. 323-331
удк 524.7
О СВЯЗИ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА С ТЕМНОЙ МАССОЙ В ГАЛАКТИКАХ
© 2013 г. А. В. Засов, Н. А. Терехова
Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Поступила в редакцию 17.12.2012 г.
В работах ряда авторов, начиная с Босма (1981), было продемонстрировано, что наблюдаемую форму кривой вращения многих спиральных галактик можно объяснить, предположив, что радиальное распределение плотности темной материи связано с распределением нейтрального водорода, а именно: колонковые плотности темной материи и Ш пропорциональны. Мы показываем, что эта связь, по-видимому, является артефактом и объясняется тем, что поверхностная плотность газа примерно равна или, в общем случае, пропорциональна критической плотности для локальной гравитационной устойчивости газового слоя.
Ключевые слова: галактики, темная масса, нейтральный водород.
DOI: 10.7868/80320010813050069
1. ВВЕДЕНИЕ
Кривую вращения любой галактики можно интерпретировать в рамках различных предположений об относительной массе темной материи (ОМ) в галактике и ее пространственном распределении. При этом, если вращение внутренних областей дисков, как правило, может быть объяснено массой видимого вещества (см. например Палунас, Вильямс (2002)), то за пределами 2—3 радиальных шкал диска Я0 приходится учитывать присутствие темной материи. Масса ОМ, необходимая для объяснения кинематических свойств галактик, оказывается сопоставимой с массой наблюдаемых компонент уже в пределах оптического радиуса. Геометрия распределения ОМ априори неизвестна. Теоретически ОМ может быть заключена как в диске, так и в квазисферическом гало, хотя требования гравитационной устойчивости диска и ситуация с эллиптическими галактиками, обладающими ОМ в отсутствие диска, делают вариант с темным гало более обоснованным. При этом существование массивного темного гало согласуется как с фотометрически найденными отношениями масса-светимость (М/Ь) звездных дисков (см., например, де Блок и др. (2008); Засов и др. (2011)), так и с численными космологическими моделями формирования галактик в поле темного гало. Однако вопрос о присутствии значительной массы ОМ в диске остается предметом активных обсуждений. В рамках существующих моделей формирования
галактик определенный процент небарионной ОМ, все же, может концентрироваться в диске вместе с барионным веществом, например, как результат приливного разрушения спутников, содержащих ОМ, в поле диска (см., например, Рид и др. (2009)). Заметим, что оценки плотности ОМ в диске Галактики (в окрестности Солнца) дают для нее низкие значения по сравнению с плотностью видимых компонент (см., например, Гарбари и др. (2012)).
Удивительным является то, что во многих случаях форма протяженной кривой вращения воспроизводится без темного гало, если допустить, что вся, или, по крайней мере, существенная часть ОМ находится не в гало, а в диске, причем ее поверхностная плотность меняется вдоль радиуса пропорционально поверхностной плотности И!, хотя в несколько раз (иногда более чем вдесятеро) ее превышает. Впервые на это обстоятельство обратил внимание Босма (1981). Позднее его вывод был повторен рядом других авторов для галактик различных типов (Каригнан (1985); Ка-ригнан, Пуше (1990), Санциси (1999); Джобин и Каригнан (1990); Хоекстра и др. (2001); Хессман, Зиебарт (2011); Свотерс и др. (2012)). Однако при этом возникает серьезная проблема с гравитационной устойчивостью "тяжелого" газового диска, если в нем концентрируется основная масса ОМ (Эльмегрин (1995); Реваз и др. (2009); Терехова (2012)). Поэтому темная материя в диске, если
он не слишком толстый, полностью не устраняет необходимости введения темного гало.
Возможность интерпретации кривых вращения галактик различных морфологических типов в рамках модели диска с "тяжелым" газом (baryonic scaling model) была рассмотрена в работе Свотерс и др. (2012) для 43-х дисковых галактик различных морфологических типов. Было подтверждено, что для большинства галактик наблюдаемые кривые вращения могут быть удовлетворительно воспроизведены в модели диска с "тяжелым" газом в предположении постоянства масштабного фактора, определяемого как отношение полной плотности среды, связанной с HI, к наблюдаемой плотности нейтрального водорода £gas+dm/£hi = П. При этом масштабный коэффициент (scaling factor) п оказывается различным для разных галактик: полученные оценки п характеризуются значительным разбросом значений (от до 20 и выше). Примечательно, что для спиральных галактик поздних типов, содержание HI в которых в среднем выше, п оказывается систематически ниже, а согласие модельной кривой вращения с наблюдаемой — лучше, чем для ранних типов.
Существование связи между плотностями наблюдаемого газа и DM, если таковая действительно имеет место, трудно физически обосновать. Для ее объяснения Пфенигер и др. (1994) предположили существование некой среды, непосредственно не наблюдаемой, и, возможно, представляющей собой небольшие облачка молекулярного водорода, слишком холодного для того, чтобы можно было обнаружить его излучение. При этом, однако, остается неясным, по какой причине пространственное распределение такой среды должно быть сходно с наблюдаемым распределением HI. Возникает вопрос — действительно ли масса и пространственное распределение HI и DM физически связаны между собой.
2. РАДИАЛЬНЫЙ ПРОФИЛЬ ПЛОТНОСТИ ГАЗА И УСТОЙЧИВОСТЬ ГАЗОВОГО СЛОЯ
В настоящей работе аргументируется вывод о том, что пропорциональность плотностей темной материи в диске и Ш является артефактом и отражает то обстоятельство, что поверхностная плотность водорода £ш(К), ограниченная условием гравитационной устойчивости газового слоя, уменьшается с расстоянием К от центра галактики значительно медленнее, чем поверхностная плотность звездного диска, имитируя тем самым вклад реально существующего темного гало, плотность которого спадает с ростом К также медленнее, чем
у диска. К примеру, объемная плотность псевдоизотермического гало, используемого для объяснения плато на кривой вращения, на больших расстояниях от центра убывает как К-2, чему соответствует убывание колонковой плотности примерно как К-1, в то время как поверхностная яркость (плотность) звездного диска падает с ростом К значительно быстрее (по экспоненциальному закону). Следовательно, введение в модель галактики дополнительного дискового компонента с пологим радиальным профилем плотности формально также может объяснить высокую скорость вращения на больших К.
Эта идея в самом общем виде была упомянута в статье Тереховой (2012). В настоящей работе она развивается более детально.
Рассмотрим, как меняется азимутально усредненная плотность газового слоя вдоль К. За исключением центральных областей дисков, которые для нашей задачи не столь важны, в межзвездном газе обычно преобладает атомарный водород Ш, и можно принять, что его поверхностная плотность пропорциональна полной плотности газа, то есть £н1 ~ £даз. При наблюдаемой дисперсии скоростей турбулентных движений газа сдаз ~ 8—12 км/с поверхностная плотность газа не может быть очень высокой, поскольку она ограничена сверху условием гравитационной устойчивости газового слоя. В противном случае, развитие неустойчивости приведет к возрастанию некруговых скоростей газа и, как следствие, к изменению темпа звездообразования и энерговыделения, пока слой межзвездного газа не проэволюционирует к квазиравновесному гравитационно устойчивому состоянию.
Наблюдаемое распределение поверхностной плотности газа £даз(К) в галактиках можно сравнить с распределением критической плотности
£етИ ~ (1/Ят)(лСдав£дав/&),
соответствующей маржинальной устойчивости к гравитационным возмущениям в плоскости диска (см., например, Мартин, Кенникатт (2001); Вонг, Блитц(2002); Бозье и др. (2003); Лерой и др. (2008) и ссылки на более ранние работы). Здесь — параметр устойчивости по Тоомре, равный единице для чисто радиальных возмущений тонкого диска, а ж — эпициклическая частота, равная л/2У/К для "плоской" кривой вращения. Cравнение £сгц(К) и £даз(К) показывает, что, как правило, £даз в широком интервале К остается близкой (с точностью до фактора 1.5—2) к £сги, либо меняется примерно параллельно £сгц, хотя из этого правила
О СВЯЗИ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ НЕЙТРАЛЬНОГО ВОДОРОДА 325
NGC 2976
R, кпк
Рис. 1. Тонкая линия — пример растущей кривой вращения (сглаженная кривая для NGC 2976 по де Блок и др., 2008); толстая линия — кривая вращения, соответствующая условию Еdisk ~ ж (масштаб произволен).
1000
NGC 4736
^ 100
10
123456789 10 R, кпк
0
Рис. 2. Кривые, аналогичные приведенным на рис. 1, для галактики с убывающей скоростью вращения (NGC 4736).
есть и исключения. На периферии дисков отношение Sgas/Scrit, как правило, уменьшается, однако следует принять во внимание, что при оценке Ticrit дисперсия скоростей газа обычно считается постоянной, в то время, как на больших R она медленно падает с удалением от центра (де Блок и др. (2008)), что приближает внешние области диска к границе устойчивости. Таким образом, отношение Tigas/Tlcrit действительно во многих случаях оказывается медленно меняющимся на большом интервале R.
В карликовых неправильных галактиках отношение Yigas/Yicrit, как правило, меньше единицы, и остается либо почти постоянным с R, либо (чаще) проходит через максимум и падает к периферии диска (Хантер и др. (2011); ван Зи и др. (1997)). В меньшей степени, условие Tigas/Ticrit = const при-
менимо к галактикам ранних типов S0-Sab (Но-ордермеер и др. (2005)), где практически во всех случаях Т1да8/УЕсгц < 1 как в центральной области, так и на периферии диска. Не удивительно, что модель с "тяжелым" газом плохо объясняет кривые вращения галактик этих типов.
Более аккуратные оценки Т^сгц должны учитывать дестабилизирующее влияние звездного диска. Расчет устойчивости газового слоя с учетом гравитации звездного диска (по работе Рафикова (2001)), выполненный для ряда спиральных галактик в работе Лерой и д
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.