Крива обертання галактики

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Крива обертання типової спіральної галактики M 33 (жовті та блакитні крапки з барами похибки) та прогнозована крива на підставі розподілу видимої речовини (біла переривчаста лінія). Невідповідність між двома кривими зменшується додаванням до моделі гало темної матерії, яке оточує галактику.[1]
Зліва: симульована галактика без темної матерії. Справа: Галактика з пласкою кривою обертання, яка припускається за присутності темної матерії.

Крива обертання дискової галактики (також крива швидкості) — графік залежності орбітальної швидкості видимих зір чи галактичного газу від радіальної відстані до центру такої галактики. Як правило, вона зображується на двовимірному графіку.

Обертальні/орбітальні швидкості зір у галактиках не відповідають законам Кеплера, які виходять із того, що основна маса системи зосереджена в центрі. На відміну від планетних систем швидкість обертання зір довкола центра галактики є постійною ж або ж навіть зростає з віддаленням їх від центру. Оцінки маси галактик, засновані на випромінюваному світлі, замалі для пояснення спостережуваної швидкості обертання.

Криві обертання спіральних галактик є асиметричними, і дані спостережень з кожного боку галактики як правило усереднюються. Така асиметрія здається швидше нормою, ніж винятком[2]

Проблема обертання галактик — це невідповідність між спостережуваними кривими обертання галактик та теоретичними розрахунками таких кривих, які зроблено виходячи з припущення про центральну домінуючу масу, асоційовану зі спостережуваною речовиною, яка світиться. Коли профілі мас галактик розраховуються з розподілу зір у спіралях та співвідношень маси до світла у зоряних дисках, вони не відповідають масам, отриманим зі спостережуваних кривих обертання та закону всесвітнього тяжіння. Для рішення такої невідповідності запропонована гіпотеза про існування темної матерії та її розподіл від галактичного центру до гало.

Хоча у поясненні проблеми обертання галактик гіпотеза темної матерії є домінуючою, з різним ступенем успіху пропонували й інші гіпотези. Серед можливих альтернатив темній матерії, найбільш помітною є модифікована ньютонівська динаміка (MOND), яка модифікує закони всесвітнього тяжіння[3].

Історія питання[ред. | ред. код]

1932 року Ян Гендрик Оорт вперше повідомив, що зорі у сонячному оточенні рухаються швидше, ніж припускалось на підставі розподілу маси на основі видимої речовини, але його виміри пізніше були визнані майже повністю помилковими.[4] 1939 року Горес Бебкок у своїй докторській дисертації повідомив виміри кривої обертання галактики Андромеди, які припускали, що співвідношення маси до світності радіально зростає[5]. Він пояснював це або поглинанням світла у галактиці або модифікованою динамікою на зовнішніх кордонах спіралі, але не якоюсь іншою формою матерії. 1959 року Лоіс Волдерс продемонструвала, що спіральна галактика M33 обертається не так, як очікується з кеплерівської динаміки[6]. Наприкінці 1960-х — початку 1970-х, Вера Рубін, астроном Департаменту земного магнетизму у Інституті Карнегі працювала з новим чутливим спектрографом, який міг вимірювати криві швидкості спіральних галактик, видимих із ребра, з більшою точністю, ніж до того було можливо[7]. Разом з колегою Кентом Фордом, Рубін повідомила на зустрічі Американського астрономічного товариства 1975 року, що більшість зір у спіральних галактиках обертаються приблизно з однаковою швидкістю[8], а з цього випливало, що маса галактик зростає приблизно лінійно з радіусом далеко за межами розташування більшості її зір (балджа). Свої результати Рубін виклала у впливовій публікації 1980 року[9]. Це були перші докладні результати, які натякали, що або ньютонівська гравітація не застосовується універсально або, консервативно, що більше 50 % маси галактик міститься у відносно темному галактичному гало. Спочатку її результати сприйняли скептично, але вони були підтверджені дослідженнями наступних десятиріч[10].

Якщо припустити, що класична механіка є правильною, а більшість маси галактики зосереджена в балджі поблизу центру, то швидкість обертання зір і газу в дисковій частині має зменшуватися зі збільшенням відстані від галактичного центру (біла пунктирна лінія на малюнку).

Однак, спостереження кривих обертання спіральних галактик цього не підтверджують. Швидкість обертання змінюються не так, як очікується (обернено пропорційно квадрату відстані), натомість, криві є «пласкими», тобто, поза межами центрального балджа швидкість обертання майже постійна (суцільна лінія на малюнку). Більше того, галактики з рівномірним розподілом світної речовини мають криву обертання, яка зростає (від центру до краю); таку ж аномальну криву мають і більшість галактик із низькою поверхневою яскравістю (англ. LSB galaxies).

Такі криві обертання можуть бути пояснені гіпотезою про існування значної маси речовини, яка розповсюджена по всій галактиці, але практично не випромінює (принаймні, у тому співвідношенні маса—світність, як центральний балдж). Матерію, відповідальну за таку додаткову масу, назвали «темною» (англ. dark matter). Існування її вперше було передбачено у 1930-ті роки Яном Оортом при його вимірі констант Оорта та Фріцом Цвіккі у його дослідженнях мас скупчень галактик. Існування темної холодної (небаріонної) матерії (англ. CDM — Cool dark matter) сьогодні є одним із постулатів Моделі лямбда-CDM, яка описує космологію Всесвіту.

Профілі щільності гало[ред. | ред. код]

Для забезпечення пласкої кривої обертання, профіль щільності галактики та її оточення має відрізнятись від сконцентрованого в центрі. Ньютонівська версія третього закону Кеплера стверджує, що профіль радіальної щільності ρ(r) становить:

де v(r) — профіль радіальної орбітальної швидкості, а G — гравітаційна стала. Цей профіль майже повністю відповідає очікуванням профілю сингулярної ізотермальної сфери, в якому якщо v(r) є приблизно константою, то щільність ρr−2 до деякого внутрішнього «ключового радіусу», на якому щільність приймається константою. Спостереження не відповідають такому простому профілю, про що повідомили Наварро, Френк та Вайт у важливій публікації 1996 року.[11]

Ці автори також зазначили, що «легка зміна логарифмічного нахилу» у функції профілю щільності також може відповідати на великих масштабах умовно пласким кривим обертання. Вони винайшли відомий профіль Наварро-Френка-Вайта, який узгоджується як з симуляціями N-тіл, так і зі спостереженнями при 

де центральна  щільність, ρ0, та радіус масштабу, Rs, є параметрами, які змінюються для кожного гало. Оскільки нахил профілю щільності розходиться в центрі, були запропоновані альтернативні профілі, наприклад профіль Ейнасто, який краще узгоджується з окремими симуляціями гало темної матерії.[12]

Спостереження орбітальних швидкостей у спіральних галактиках вказують на структуру маси відповідно до:

де Φ — галактичний гравітаційний потенціал. Оскільки спостереження обертання галактик не відповідають розподілу, очікуваному при застосуванні законів Кеплера, вони не відповідають і розподілу матерії, що світиться.[13] Це вказує на те, що спіральні галактики містять велику кількість темної матерії або, альтернативно, існування екзотичної фізики, яка діє в галактичних масштабах. Додатковий невидимий компонент є більш помітним на зовнішніх межах кожної галактики та у більш тьмяних галактиках.

Космологія вважає, що до 84 % маси Всесвіту становить темна матерія, масивний компонент, який нічого не випромінює, але домінує у гравітаційному потенціалі галактик та галактичних скупчень; галактики ж є баріонними конденсаціями зір та газу (гідрогену та гелію), розташованими в центрі значно більших гало темної матерії, на які впливає гравітаційна нестабільність, спричинена первинними (споконвічними) флуктуаціями щільності. Тому основною метою стало зрозуміти природу та історію цих загадкових темних гало, досліджуючи галактики, які в них містяться (їх світності, кінематику, розміри та морфологію). Виміри кінематики (їх позицій, швидкостей та прискорень) спостережуваних зір та газу стали інструментом дослідження природи темної матерії в частині її змісту та розподілу відносно того ж різних баріонних компонентів галактик.

Подальші дослідження[ред. | ред. код]

Обертальна динаміка галактик добре характеризується їх розташуванням у співвідношенні Таллі — Фішера, яке показує, що для спіральних галактик обертальна швидкість тісно повязана з їх загальною світністю. Надійним способом передбачити обертальну швидкість спіральної галактики є виміряти її болометричну світність та взяти її швидкість обертання з її розташування на діаграмі Таллі-Фашера. І навпаки, знання обертальної швидкості спіральної галактики дає її світність на діаграмі. Тому величина обертання галактики пов'язана з її видимою масою[14].

Хоча точне визначення профілів щільності балджа, диску та гало є складним процесом, досить просто змоделювати видимі елементи галактик, що обертаються, з використанням зазначеного співвідношення[15]. І хоча дуже складні космологічні моделі та моделі формування галактик із темної матерії з включенням звичайної баріонної матерії можна довести до певної відповідності даним спостережень галактик, досі на має задовільної відповіді, чому існує таке співвідношення величин (світності та швидкості)[16][17]. Крім того, детальні дослідження кривих обертання галактик з низькою поверхневою світністю (англ. LSB galaxies) у 1990-ті роки[18] та їх розташування у співвідношенні Таллі—Фішера[19] показали, що гало темної матерії таких галактик має простягатися далі та бути менш щільним, ніж у яскравих галактик, тобто, поверхнева світність пов'язана з характеристиками гало. Такі карликові галактики з домінуванням темної матерії можуть вирішити проблему карликових галактик у формуванні структур.

Також важливо, що аналіз внутрішніх частин галактик із низькою та високою поверхневою світністю показав, що форма кривих обертання у центрі систем із домінуванням темної матерії вказує на профіль розподілу мас, відмінний від профілю Наварро-Френка-Вайта[20]. Ця так звана проблема точності гало[en] є невирішеною в стандартній теорії холодної темної матерії. У цьому контексті часто застосовують моделі з витоком зоряної енергії в міжзоряний простір для зміни передбачуваного розподілу темної матерії на центральних ділянках галактики[21].

Альтернативи темній матерії[ред. | ред. код]

Робився ряд спроб вирішити проблему обертання галактики шляхом модифікації теорії гравітації, без залучення темної матерії. Одна з найбільш обговорюваних таких спроб — модифікована ньютонівська динаміка (MOND), вперше запропонована Мордехаєм Мілгромом 1983 року, які змінює ньютоновський закон сили на низьких прискореннях для підвищення ефективного гравітаційного тяжіння. Ця теорія мала значний успіх у прогнозуванні кривих обертання галактик з низькою поверхневою світністю[22], відповідності співвідношенню Таллі-Фішера[23] та дисперсій швидкості малих галактик-супутників Місцевої групи[24].

Модифікована ньютонівська динаміка не є релятивістською теорією, хоча були запропоновані релятивістські теорії, які зводяться до неї, наприклад «тензор–вектор–скаляр гравітація»[3][25] «скаляр-тензор-вектор гравітація» (STVG) та f(R)-теорія Капоцціело та Де Лаурентіса[26].

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. Дані з: E. Corbelli, P. Salucci (2000). The extended rotation curve and the dark matter halo of M33. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 311 (2): 441–447. Bibcode:2000MNRAS.311..441C. arXiv:astro-ph/9909252. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x. . Вперше пояснення невідповідності мас у спіральних галактиках за рахунок масивного та поширеного темного компонента було запропоновано: A. Bosma, "The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types", PhD Thesis, Rijksuniversiteit Groningen, 1978, доступне онлайн на Nasa Extragalactic Database та V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (1980). Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc). The Astrophysical Journal 238: 471. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. . Див.також: K.G. Begeman, A.H. Broeils, R.H.Sanders (1991). Extended rotation curves of spiral galaxies: dark haloes and modified dynamics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 249: 523–537. Bibcode:1991MNRAS.249..523B. doi:10.1093/mnras/249.3.523. .
  2. Jog, C. J. (2002). Large-scale asymmetry of rotation curves in lopsided spiral galaxies. Astronomy and Astrophysics 391 (2). с. 471–479. Bibcode:2002A&A...391..471J. arXiv:astro-ph/0207055. doi:10.1051/0004-6361:20020832. 
  3. а б Інтенсивне обговорення даних та їх відповідності MOND дивись Mordehai Milgrom (2007). «The MOND Paradigm». arXiv:0801.3133 [astro-ph]. 
  4. Kuijken K., Gilmore G., 1989a, MNRAS, 239, 651.
  5. Babcock, H, 1939, «The rotation of the Andromeda Nebula», Lick Observatory bulletin; no. 498
  6. L. Volders. Neutral hydrogen in M 33 and M 101. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 14 (492). с. 323. 
  7. V. Rubin, W. K. Ford, Jr (1970). Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions. Astrophysical Journal 159. с. 379. Bibcode:1970ApJ...159..379R. doi:10.1086/150317. 
  8. Rubin, V. C.; Thonnard, N.; Ford, W. K., Jr. (1978-11-01). Extended rotation curves of high-luminosity spiral galaxies. IV - Systematic dynamical properties, SA through SC. The Astrophysical Journal Letters 225. с. L107–L111. Bibcode:1978ApJ...225L.107R. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/182804. 
  9. V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (1980). Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc). Astrophysical Journal 238. с. 471. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. 
  10. M. Persic, P. Salucci, F. Stel (1996). The universal rotation curve of spiral galaxies - I. The dark matter connection. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 281 (1). с. 27–47. Bibcode:1996MNRAS.281...27P. arXiv:astro-ph/9506004. doi:10.1093/mnras/278.1.27. 
  11. Navarro, Julio F.; Frenk, Carlos S.; White, Simon D. M. (1996). The Structure of Cold Dark Matter Halos. The Astrophysical Journal 463. с. 563. Bibcode:1996ApJ...462..563N. arXiv:astro-ph/9508025. doi:10.1086/177173. 
  12. Merritt, David; Graham, Alister; Moore, Benjamin; Diemand, Jurg; Terzić, Balsa (20 December 2006). Empirical Models for Dark Matter Halos. The Astronomical Journal 132. с. 2685–2700. Bibcode:2006AJ....132.2685M. arXiv:astro-ph/0509417. doi:10.1086/508988. 
  13. Rubin, V. C., Ford, W. K. Jr., Thonnard, N. (1980). Rotational properties of 21 SC galaxies with a large range of luminosities and radii, from NGC 4605, R = 4kpc to UGC 2885 R = 122 kpc. Astrophysical Journal 238. с. 471–487. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. 
  14. I.A. Yegorova, P. Salucci. The radial Tully-Fisher relation for spiral galaxies - I. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 377 (2). с. 507–515. Bibcode:2007MNRAS.377..507Y. arXiv:astro-ph/0612434. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11637.x. 
  15. Reliance on Indirect Evidence Fuels Dark Matter Doubts: Scientific American
  16. Weinberg, David H.; et, al. (2008). Baryon Dynamics, Dark Matter Substructure, and Galaxies. The Astrophysical Journal 678 (1). с. 6–21. Bibcode:2008ApJ...678....6W. arXiv:astro-ph/0604393. doi:10.1086/524646. 
  17. Duffy, Alan R.; al., et (2010). Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 405 (4). с. 2161–2178. Bibcode:2010MNRAS.405.2161D. arXiv:1001.3447. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16613.x. 
  18. W. J. G. de Blok, S. McGaugh (1997). The dark and visible matter content of low surface brightness disc galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 290. с. 533–552. Bibcode:1997MNRAS.290..533D. arXiv:astro-ph/9704274. doi:10.1093/mnras/290.3.533. 
  19. M. A. Zwaan, J. M. van der Hulst, W. J. G. de Blok, S. McGaugh (1995). The Tully-Fisher relation for low surface brightness galaxies: implications for galaxy evolution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 273. с. L35–L38. Bibcode:1995MNRAS.273L..35Z. arXiv:astro-ph/9501102. doi:10.1093/mnras/273.1.l35. 
  20. G. Gentile, P. Salucci, U. Klein, D. Vergani, P. Kalberla. The cored distribution of dark matter in spiral galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3). с. 903–922. Bibcode:2004MNRAS.351..903G. arXiv:astro-ph/0403154. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x. 
  21. P. Salucci, M. De Laurentis (2013). Dark Matter in galaxies: leads to its Nature. Bibcode:2013arXiv1302.2268S. arXiv:1302.2268. 
  22. S. S. McGaugh, W. J. G. de Blok (1998). Testing the Hypothesis of Modified Dynamics with Low Surface Brightness Galaxies and Other Evidence. Astrophysical Journal 499 (1). с. 66–81. Bibcode:1998ApJ...499...66M. arXiv:astro-ph/9801102. doi:10.1086/305629. 
  23. S. S. McGaugh (2011). Novel Test of Modified Newtonian Dynamics with Gas Rich Galaxies. Physical Review Letters 106 (12). с. 121303. Bibcode:2011PhRvL.106l1303M. arXiv:1102.3913. doi:10.1103/PhysRevLett.106.121303. 
  24. S. S. McGaugh, M. Milgrom (2013). Andromeda Dwarfs in Light of Modified Newtonian Dynamics. The Astrophysical Journal 766 (1). с. 22. Bibcode:2013ApJ...766...22M. arXiv:1301.0822. doi:10.1088/0004-637X/766/1/22. 
  25. J. D. Bekenstein (2004). Relativistic gravitation theory for the modified Newtonian dynamics paradigm. Physical Review D 70 (8). с. 083509. Bibcode:2004PhRvD..70h3509B. arXiv:astro-ph/0403694. doi:10.1103/PhysRevD.70.083509. 
  26. J. W. Moffat (2006). Scalar tensor vector gravity theory. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 3 (03). с. 4. Bibcode:2006JCAP...03..004M. arXiv:gr-qc/0506021. doi:10.1088/1475-7516/2006/03/004. 

Посилання[ред. | ред. код]

Бібліографія[ред. | ред. код]

  • V. Rubin, W. K. Ford, Jr (1970). Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions. Astrophysical Journal 159: 379. Bibcode:1970ApJ...159..379R. doi:10.1086/150317. 
    Це було перше детальне дослідження орбітального обертання в галактиках.
  • V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (1980). Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R=4kpc) to UGC 2885 (R=122kpc). Astrophysical Journal 238: 471. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. 
    Спостереження за набором спіральних галактик надали переконливі докази, що орбітальні швидкості зір у галактиках були неочікувано високими на великих відстанях від ядра. Ця праця вплинула на переконання астрономів, що більшість речовини Всесвіту є темною і значна частина з неї зосереджена довкола галактик.
  • Galactic Astronomy, Dmitri Mihalas and Paul McRae. W. H. Freeman 1968.