Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

<< Титульный лист | Оглавление | 2. Темное вещество >>

1. Наблюдательные свидетельства существования скрытой массы

Наиболее убедительными свидетельствами существования скрытой массы считаются:

  1. наблюдения скоплений галактик (кинематика и оценка массы светящегося компонента);
  2. кривые вращения (дисковых) галактик;
  3. наблюдения рентгеновского излучения (скоплений) галактик;
  4. эксперименты по микролинзированию.

К первой группе относятся знаменитые исследования Цвикки, опубликованные еще в 30-х гг. XX в. В работе [1] Цвикки применил вириальное соотношение к галактикам (рассматриваемым как пробные частицы), в скоплении Coma. Расчеты привели Цвикки к заключению, что средняя масса частицы (галактики) составляет , в то время как наблюдательные оценки средней светимости дали лишь (здесь и  - масса и светимость Солнца) Из этого был сделан вывод, что такие галактики чересчур массивны для систем, состоящих из звезд типа Солнца, и что, возможно, в них присутствует некий массивный компонент, который не светится, т. е. «темный». Так было введено понятие темного вещества («dark matter»). В это понятие Цвикки вкладывал не совсем тот же смысл, какой вкладывается в наши дни. Сейчас термином «темное вещество» обозначают только носитель скрытой массы небарионной природы, а ненаблюдаемое барионное вещество называют «темным барионным веществом». В этой же работе Цвикки также указал на перспективность метода наблюдения гравитационных линз и на то, что кривые вращения индивидуальных галактик можно использовать для анализа распределения массы в этих системах.

Рис. 1. Кривая вращения галактики NGC 3198, полученная по наблюдениям HI на 21 см (нижняя панель). Она разложена на три составляющие: диск - ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение поверхностной плотности по радиусу соответствует (пропорционально) распределению поверхностной яркости (верхняя панель); газ - вклад газового компонента; гало - вклад ненаблюдаемого компонента - темного гало

Построенные на основе доплеровских наблюдений звезд и зон HII кривые вращения галактик, точнее их центральных частей, в целом соответствовали распределению массы светящегося вещества. Однако открытие огромных, состоящих из нейтрального водорода дисков вокруг оптически наблюдаемых спиральных галактик, увеличивающих размеры этих галактик в несколько раз, сильно изменило наши представления о распределении массы в галактиках (см., например, [2]). Оказалось, что на большом протяжении линейная скорость вращения остается постоянной. На рис. 1 показана кривая вращения галактики NGC 3198 [2]. Кривая вращения, полученная по наблюдениям HI на 21 см (нижняя панель), разложена на три составляющие. Кривая, помеченная как диск, - ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение поверхностной плотности по радиусу соответствует (пропорционально) распределению поверхностной яркости. В этом анализе константа пропорциональности (т. е. отношение масса/светимость - ) выбрана максимальной. Единственное условие - скорости вращения должны быть не выше наблюдаемых. Газ в галактике также дает свой вклад в кривую вращения (компонент газ). Видно, что совместный вклад газа и звезд недостаточен для объяснения наблюдений кривой вращения. Приходится добавлять компонент (гало), состоящий из ненаблюдаемого темного вещества. На больших расстояниях от центра галактики вклад этого гало (иногда используют название «темное гало» - dark halo) является доминирующим. Из описания процедуры разложения следует, что масса определенного таким образом гало является минимальной. При уменьшении гало должно быть более массивным.

Для декомпозиции, как это сделано на рис. 1, темное гало часто рассматривают как сферическую систему с радиальным распределением плотности по радиусу галактики в виде ), где  - центральная плотность;  - шкала расстояний. Именно такое распределение дает плоскую кривую вращения на больших радиусах. Сферичность - это первое приближение, как мы увидим ниже, ряд авторов делают вывод о несферичности темного гало.

Такая ситуация, т. е. существование массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик и галактик с низкой поверхностной яркостью [3], хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть меньшей, чем отмечено в предыдущем абзаце.

Более затруднено изучение распределения скрытой массы в эллиптических галактиках. Как отмечает Меррифильд [4], это вызвано тем обстоятельством, что обширные газовые диски вокруг таких галактик не наблюдаются, поэтому непросто проследить кривую вращения на больших расстояниях от центра галактики. Меррифильд также сообщает о разработке и применении специального инструмента - Спектрографа Планетарных Туманностей (Planetary Nebula Spectrograph) , с помощью которого можно обнаруживать и изучать кинематику планетарных туманностей во внешних областях галактик. Первые результаты показывают, что случайные скорости планетарных туманностей ведут себя не так как ожидалось по аналогии с кинематикой вещества на периферии спиральных галактик. Они не выходят на постоянный уровень, а существенно уменьшаются, так что у эллиптических галактик темное гало если и есть, то очень разреженное и обширное.

Для наиболее крупных эллиптических галактик хорошим инструментом для изучения скрытой массы считаются наблюдения горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне [5]. Поскольку эти горячие газовые гало должны быть близки к гидростатическому равновесию, измерение распределений плотности и температуры по рентгеновским изображениям и спектрам дает возможность оценивать полное распределение массы. Как показывают результаты работ многих исследователей (см., например, обзор в [6]), во внутренних областях гигантских эллиптических галактик на расстояниях , где  - эффективный радиус, доминирует обычное вещество, а темная материя составляет не более 20 % , но при доминирует уже темная материя.

Еще одним способом обнаружения темной материи являются наблюдения событий микролинзирования. Например, Шильд [7] приводит ряд примеров регистрации событий микролинзирования квазаров и заключает, в частности, что наиболее вероятным объяснением является существование космологического населения объектов массами порядка планетных в галактиках-линзах.

Природа скрытого вещества неизвестна. Для ее объяснения выдвигались и выдвигаются весьма разнообразные гипотезы. Обсуждается очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей темного вещества - от элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величин! Более того, современные космологические модели приводят к представлению о том, что большая часть скрытой массы состоит из так называемого «темного вещества», природа которого необычна и резко отличается от привычного нам барионного вещества.



<< Титульный лист | Оглавление | 2. Темное вещество >>


Мнение читателя [1]
Оценка: 3.2 [голосов: 72]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования