Оглавление
Проблема количественного соотношения вкладов видимого и темного вещества в кривую вращения галактики.
В настоящее время предложено несколько способов оценки отношения масс дисковой составляющей и темного гало. Большинство методов базируются на изучении наблюдаемой кривой вращения, поскольку ее форма отражает распределение плотности основных составляющих галактики (диска, балджа и темного гало), а численное значение скорости вращения позволяет получить грубую оценку полной массы внутри заданного радиуса. Оценку массы каждого компонента можно получить, разделяя кривую вращения на составляющие. Однако эта задача может иметь много решений, поэтому необходимо задействовать дополнительную информацию, которую может дать поверхностная фотометрия. Но в связи с наличием скрытой массы с плохо известным законом распределения плотности, даже знания радиальных шкал диска и балджа обычно бывает недостаточно, чтобы сузить круг решений задачи о разделении кривой вращения до единственно возможного. Таким образом, при интерпретации кривых вращения помимо данных по поверхностной фотометрии нужно использовать дополнительную информацию (например, отношение массы к светимости, полученное из наблюдаемого показателя цвета путем моделирования спектра галактик, или используя условие существования волновой спиральной структуры; сравнение наблюдаемой кинематики газа с гидродинамическими моделями или же условие маржинальной устойчивости звездного диска). При отсутствии дополнительной информации, можно ограничиться оценкой <максимального диска>, определяя максимальную массу плоского компонента, совместимую с наблюдаемой кривой вращения, или использовать подход , при котором параметры компонентов подбираются таким образом, чтобы разница между рассчитанной и наблюдаемой кривыми вращения была минимальной. В обоих случаях радиальная шкала принимается близкой к фотометрической шкале диска, желательно в красном или ближнем ИК диапазоне спектра. В ряде работ используется также 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. Эта модель используется, когда вводится предположение о темном гало, доминирующем по массе на всех радиусах (как в спорном случае галактик низкой поверхностной яркости или карликовых галактик), или когда требуется рассмотреть, соответствует ли гало некоторым теоретическим требованиям, хотя бы в самом экстремальном случае, когда масса диска пренебрежимо мала по сравнению с массой темного гало. Выбор той или иной модели произволен, и зависит лишь от воли автора и задачи, которую он решает.
Различные подходы к определению массовых долей дисковых и сфероидальных составляющих могут приводить к противоречивым результатам. В настоящее время предметом горячих дебатов является вопрос о том, близка ли модель максимального диска к реальности. Доводы, свидетельствующие против варианта максимального диска, были получены в работе Bottema (1993), исходя из наблюдаемых дисперсий скоростей звезд для выборки из 12 галактик. В статье Хоперскова, Засова и Тюриной (2001) также делается вывод о том, что использование варианта <максимального диска> при моделировании галактик может дать сильно заниженные оценки масс сфероидальных компонент. Динамическое моделирование <максимального диска> приводит для рассматриваемых авторами галактик к плохому согласию между модельными и наблюдаемыми значениями дисперсии скоростей старых звезд, что говорит о переоценке массы диска. Против модели максимального диска свидетельствуют также результаты работы Cathryn M. Trott и Rachel L. Webster (2002), в которой данные о гравитационном линзировании играли роль дополнительной информации при разделении кривой вращения спиральной галактики на компоненты. А Stacy S. McGaugh (2005), 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) (см. рисунок 1).
Рис. 1: Сопоставление отношения массы диска к ее максимально возможному значению (для максимального вклада диска в кривую вращения Г*=1) и массы диска (слева), аналогичная диаграмма, но для центральной поверхностной плотности (справа). Более четкая корреляция прослеживается для центральной поверхностной плотности, а не для массы диска McGaugh (2005).
Результаты гидродинамического моделирования газа HSB галактик, полученные в статье Kranz et al (2003) свидетельствуют в пользу того, что модель максимального диска соответствует реальности лишь для галактик высокой поверхностной яркости со скоростью вращения vc>200 км/с (см. рисунок 2).
Рис. 2: Диаграмма: <массовая доля диска fd - максимальная скорость вращения>. fd определяется из уравнения: Фtot(R|fd) = fdФ*(R) + Фhalo(R|fd) , где Фtot - полный гравитационный потенциал галактики, Ф* - максимально возможный гравитационный потенциал звездного диска, Фhalo - потенциал темного гало. Большими и маленькими кружочками показаны соответственно данные, полученные в работе Kranz et al (2003) и Athanassoula, Bosma, & Papaioannou (1987).
В пользу приемлемости варианта максимального диска вне зависимости от яркости и скорости вращения галактики говорят модели распределения массы, полученные Michael J. Williams, M. Bureau Michele Cappellari (2009). Модели 26 из 28 галактик ранних и поздних типов, основанные на решении уравнения Джинса для суммарного потенциала темного и видимого вещества с использованием результатов моделирования λCDM, оказались близки к моделям максимального диска (плотность темного гало считалась распределенной по закону Navarro, Frenk & White (NWF), а распределение плотности видимого вещества определялось в рамках предположения о постоянном отношении массы к светимости на основе распределения поверхностной яркости в фильтре К). Из изложенного выше следует, что на сегодняшний момент мы не можем сказать, насколько оправданно использование модели максимального диска в том или ином случае. Однако для ряда галактик этот вопрос не стоит так остро. Это карликовые галактики и галактики низкой поверхностной яркости (LSB). В этих объектах темное вещество, по-видимому, преобладает на всех радиусах, и модель максимального диска может быть отвергнута с несколько большей уверенностью, по сравнению с общим случаем. Заметим, что существует ряд работ, в которых преобладание темного гало в LSB галактиках ставится под вопрос.
Большинство выводов о преобладании массы темного гало по сравнению с массой диска в LSB галактиках построено на моделировании кривых вращения в предположении, что диски этих галактик имеют <нормальные> отношения M/L, которые соответствуют звездному населению со стандартной начальной функцией масс, и обладают, таким образом, низкой поверхностной плотностью. Fuchs (2002) поставил под сомнение вывод о малой массовой доле дисков в LSB галактиках. Он сделал попытку декомпозиции кривых вращения галактик низкой поверхностной яркости, используя теорию распространения волн плотности в применении к LSB галактикам с наблюдаемой спиральной структурой, что позволило ему независимо оценить массы дисков LSB галактик. Полученные отношения массы к светимости дисков оказались больше тех, которые ожидались в рамках моделей популяционного синтеза со стандартной начальной функцией масс. Это может свидетельствовать о начальной функции масс с большой долей маломассивных звезд или темной массы, которые дают большой вклад в массу галактики, но мало вкладывают в ее светимость. В работе Lee et al (2004) приводятся попытки объяснения высоких отношений массы к светимости дисков галактик низкой поверхностной яркости с использованием начальной функции масс с показателем экспоненты α=3,85 ( для сравнения показатель экспоненты стандартной функции масс Салпитера α=2,35, подробнее о начальной функции масс см. обзор Абрамовой О.В.). Таким образом, находятся свидетельства того, что диски низкой поверхностной яркости могут оказаться более массивными, чем это принято считать, так что гипотеза максимального диска не может быть полностью отвергнута даже в случае с галактиками низкой поверхностной яркости.
С карликовыми галактиками, которые согласно иерархическому сценарию должны обладать доминирующим внутри оптического радиуса темным гало, дело обстоит не проще. Карликовые галактики характеризуются широким диапазоном отношений массы темного гало к полной массе. Находят как карликовые галактики с аномально высоким содержанием темного вещества (темное вещество по массе превышает видимое в несколько сотен раз, см. например работы: Meng Xiang-Gruess et al (2009) и Ayesha Begum et al (2008)), так и объекты с <нормальным> содержанием темной материи, см. например Kenji Bekki, Snezana Stanimirovic (2009) или работу Swaters (1999) , где изучена выборка из 35 карликовых галактик, кривые вращения только пяти из которых не удалось описать в рамках модели максимального диска.
Поскольку в этом разделе речь идет о неопределенностях в оценке массовой доли темного гало, то нельзя не упомянуть о том, что в большинстве моделей рассматриваются гало со сферической формой, в то время как современные сценарии формирования галактик предсказывают более или менее сплюснутую форму. Моделирование в рамках λCDM дает триаксиальную форму гало (осевая симметрия отсутствует даже в плоскости барионных галактических дисков). В пользу триаксиальности и сплюснутости темных гало говорят наблюдения рентгеновского диффузного излучения вокруг эллиптических галактик (см. Buote et al (2002)). Наблюдения слабого гравитационного линзирования также свидетельствуют в пользу несферических темных гало (см. Parker et al (2007)). А данные по распределению и кинематике атомарного водорода соответствуют тому, что темные гало галактик обладают осевой симметрией в плоскости дисков (Merrifield (2002)). С другой стороны, в пользу сферического распределения плотности темного гало свидетельствует работа Brien et al (2010), в которой рассматриваются дисперсия скоростей и утолщение диска HI в галактике UGC7321, видимой с ребра. Таким образом, вопрос о том, имеют ли темные гало сферическое распределение плотности, остается открытым. В случае, если они все-таки имеют несферическую форму, пренебрежение этим фактом при моделировании может вносить дополнительную неопределенность в оценку массовой доли темных гало.
Из сказанного выше становится ясно, что величина массовой доли темного гало может быть модельно зависимой. Разные способы оценки дают порой кардинально разные результаты (как в случае с карликовыми и LSB галактиками). Поэтому при рассмотрении корреляций между наблюдаемыми свойствами галактик и отношением массы гало к общей массе следует иметь в виду неопределенность в оценке последнего.
|
Публикации с ключевыми словами:
темная материя - галактики
Публикации со словами: темная материя - галактики | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
