Астрофизика
Темная и видимая материя в дисковых галактиках
А.С. САБУРОВА,
кандидат физико-математических наук Е.С. САФОНОВА ГАИШ МГУ
Природа темной материи - одна из самых больших загадок, которую предстоит решить современной науке. Мы наблюдаем темную материю лишь косвенно, по ее гравитационному воздействию на видимые объекты. Свойства темной материи и их связь с наблюдаемыми характеристиками галактик сейчас активно изучают, и результаты, полученные разными исследователями, зачастую сильно отличаются. Они могут зависеть
от методов оценки массы темной материи в галактиках. В данной статье обсуждается, каким
образом связаны видимая и темная материя и возможные причины такой связи.
ЧТО ТАКОЕ ТЕМНАЯ МАТЕРИЯ?
Галактики представляют собой широкий класс гигантских систем, состоящих из звезд, эк-зопланет, газа, пыли и темной материи. Массы галактик распределены в диапазоне от 107 М0 для карликовых объек-
18
тов до 1012 М0 для гигантских галактик. Различают несколько типов галактик, их подавляющее большинство имеют диски (среди них встречаются объекты с перемычкой - баром), есть также неправильные и эллиптические. Основные компоненты спиральных дисковых галак-
тик - это балдж в форме сфероида, тонкий и толстый диски из скоплений звезд, пыли и газа, звездное и темное гало. Дисковые галактики могут различаться по внешнему виду: у одних - ярко выраженные спиральные ветви, у других - клочковатая структура. Размер и яркость балджа тоже
© Сабурова А.С., Сафонова Е.С.
Темное гало
Схема устройства дисковой (спиральной) галактики.
меняются в широких пределах. Галактики могут быть с массивным и протяженным сфероидальным компонентом, существуют объекты, совсем не обладающие балджем. Но ни одна галактика (кроме редких приливных карликов, сформированных в "хвостах" взаимодействующих галактик) не обходится без гало, состоящего из темной материи.
Вопрос о существовании в галактиках скрытого вещества впервые поставил еще в 1933 г. американский астроном Фриц Цвикки, который исследовал близкое скопление галактик Волосы Вероники, находящееся в 300 млн св. лет от нас. Ф. Цвикки оценил его полную массу при помощи теоремы вириала, согласно которой усредненная по времени кинетическая энергия системы, связанной силами тяготения, равна половине потенциальной гравитационной энергии, взятой с обратным знаком.
С другой стороны, исходя из светимости галактик, можно оценить суммарную массу видимого вещества скопления. Полная масса скопления Волосы Вероники, полученная Ф. Цвикки, оказалась в 50 раз больше массы видимого вещества. На основе этого ученый сделал вывод, что для поддержания динамического равновесия в скоплении необходимо большое количество невидимого вещества.
Предположение о наличии темной массы в галактиках было сделано позднее. Распределение
19
О 120
о. я
>4
В
О О.
3
60-
8
Радиус галактики, кпк
16
яркости вдоль диска галактики довольно хорошо отражает распределение звездной массы. А зная, как распределена масса, и используя законы Кеплера, предсказывается кривая вра-
20
щения, то есть зависимость скорости вращения от расстояния до центра галактики. В 1970 г. австралийский астроном Кеннэт Фриман обратил внимание на то, что кривые вращения галактик
Галактика Треугольник (МЗЗ, NGC 598), находящаяся в 3 млн св. лет от нас (вверху). Синтезированное изображение получено с помощью 0,9-м оптического телескопа Национальной обсерватории Китт-Пик (Аризона, США) и радиоинтерферометров VLA (Нью-Мексико, США) и WSRT (Голландия). Внизу - кривые вращения галактики МЗЗ (точки) и видимого вещества - звезды + газ (синяя линия). Расхождение между кривыми обусловлено наличием темного вещества.
NGC 300 и М33 не показывают кеплеровского падения скорости вращения, который ожидается, исходя из распределения видимого вещества. Следовательно, в них должно быть дополнительное вещество, по массе сопоставимое с видимым и с распределением плотности, отличным от экспоненциального распределения оптической галактики.
Что же представляет собой темная материя? Самым простым и естественным кажется предположение, что это объекты из обычного, барионного вещества. Коричневые карлики, черные дыры, нейтронные звезды или отдельные, не связанные со звездами планеты, которые нельзя обнаружить во всех диапазонах электромагнитного спектра, но которые могут проявлять себя гравитационным воздействием. Данные гравитационного
линзирования (явление, связанное с отклонением лучей света в поле тяготения) позволяют оценить количество таких объектов в нашей Галактике. Их число оказывается существенно меньше, чем требуется для объяснения скрытой массы. Сейчас наиболее вероятной считается такая гипотеза: темная материя состоит в основном из тяжелых нерелятивистских частиц, которые очень слабо взаимодействуют с обычным веществом.
Некоторые ученые вовсе отрицают существование скрытой массы. В рамках этого направления наблюдательные данные объясняются с использованием модифицированного закона ^ всемирного тяготения
(теория MOND), который в 1983 г. впервые предложил израильский астрофизик Мордехай Мил-гром и поддерживается сейчас рядом авторов. Однако эта гипотеза сталкивается с проблемами и не снимает полностью вопроса о скрытой массе. В частности, в скоплениях галактик для согласования моделей MOND с наблюдательными данными требуется дополнительная невидимая материя. Без дополнительного темного вещества не обойтись и при объяснении в рамках MOND кинематики шаровых скоплений в эллиптической галактике NGC 1399, находящейся в центре скопления галактик Печь. Полу-
ченные данные слабого гравитационного линзирования противоречат MOND.
Исследования проблемы темного гало привели к появлению новых вопросов. Например, до сих пор неясно, каков вклад темного гало и видимого вещества в полную массу галактики, насколько это соотношение универсально и существует ли связь между ним и свойствами галактик. Суммируя выводы и предположения, сделанные разными авторами, приходится констатировать, что темная материя может находиться как в небари-онной форме, концентрируясь в сфероидальных темных гало и, вероятно, в дисках, так и в барион-ной форме в виде маломассивных звезд, компактных остатков звезд, планет или холодного газа, концентрируясь в дисках.
Ниже мы подробнее познакомимся с тем, как оценивается отношение массы видимого и темного вещества и какие неопределенности связаны с этой оценкой.
ВИДИМОЕ И ТЕМНОЕ ВЕЩЕСТВО В ГАЛАКТИКАХ
В настоящее время предложено несколько способов оценки отношения масс дисковой составляющей и темного гало в галактиках. Большинство методов базируется на изучении кривой вращения, поскольку ее форма отражает рас-
пределение плотности основных составляющих галактики (диска, бал-джа и темного гало), а численное значение скорости вращения позволяет получить грубую оценку полной массы внутри заданного радиуса.
Можно оценить массу каждого компонента галактики, разделяя кривую вращения на составляющие. Эта задача имеет много решений, поэтому необходимо использовать данные поверхностной фотометрии, а также некоторую дополнительную информацию. Если пока нельзя получить дополнительную информацию о галактиках, то ограничимся оценкой "максимального диска" или подходом "наилучшего ф
соответствия". В модели "максимального диска" параметры компонент подбираются так, чтобы вклад диска в кривую вращения был максимальным, а модельная и наблюдаемая кривые вращения находились в хорошем согласии друг с другом. В подходе "наилучшего соответствия" разница между рассчитанной и наблюдаемой кривыми вращения минимальна. В некоторых работах используется модель "минимального диска", в которой вклад диска в кривую вращения приравнивается к нулю, что в общем случае не имеет физического смысла, но позволяет получить верхнюю оценку массы гало. Такая мо-
21
дель используется, когда вводится предположение о темном гало, доминирующем по массе на всех радиусах (карликовые или галактики с низкой поверхностной яркостью). Она применяется, чтобы проверить, соответствует ли гало некоторым теоретическим требованиям хотя бы в самом экстремальном случае при пренебрежимо малой массе диска по сравнению с массой темного гало. Выбор той или иной модели произволен и зависит лишь от предпочтений автора и задачи, которую он решает.
Различные подходы к разделению компонент галактики могут приводить к противоречивым результатам. В настоя-
22
щее время предметом горячих дебатов стал вопрос о том, близка ли модель "максимального диска" к реальности. Доводы против нее были получены, исходя из наблюдаемых дисперсий скоростей звезд для выборки из 12 галактик и при их моделировании (имеются в виду численные модели Ы-тел, в которых строятся трехмерные диски в гравитационном поле темного гало и балджа, то есть получаются модельные галактики). Против модели "максимального диска" свидетельствуют результаты работы, в которой данные о гравитационном линзирова-нии играли роль дополнительной информации
Гигантская LSB-галактика Malin 2 (590 млн св. лет, созвездие Льва). В ее центре находится балдж нормальной поверхностной яркости, окруженный протяженным диском низкой яркости.
при разделении кривом вращения спиральной галактики на компоненты. В 2005 г. американский астрофизик Стэйси Мак-го, рассматривая выборку галактик с кривыми вращения, определенными в линии 21 см, высказывается в пользу модели "максимального диска", но лишь для галактик высокой поверхностной яркости (HSB - High Surface Brightness) - с центральной поверхностной яркостью в фильтре B < 21,5m с квадратной угловой секунды. Результаты гидродинамического моделирования газа HSB-галактик, полученные в 2003 г. немецким астрономом и астрофо-тографом Тило Кранцем, свидетельствуют в пользу того, что модель "максимального диска" соответствует реальности лишь для HSB-галактик со скоростью вращения более 200 км/с.
Сейчас мы не можем сказать, насколько оправданно использование модели "максимального диска" в том или ином случае. Но для некоторых галактик этот вопрос не стоит так остро. К ним относятся карликовые галактики и галактики низкой по
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.