Oglavlenie
Problema kolichestvennogo sootnosheniya vkladov vidimogo i temnogo veshestva v krivuyu vrasheniya galaktiki.
V nastoyashee vremya predlozheno neskol'ko sposobov ocenki otnosheniya mass diskovoi sostavlyayushei i temnogo galo.
Bol'shinstvo metodov baziruyutsya na izuchenii nablyudaemoi krivoi vrasheniya, poskol'ku ee forma otrazhaet raspredelenie
plotnosti osnovnyh sostavlyayushih galaktiki (diska, baldzha i temnogo galo), a chislennoe znachenie skorosti vrasheniya
pozvolyaet poluchit' grubuyu ocenku polnoi massy vnutri zadannogo radiusa. Ocenku massy kazhdogo komponenta mozhno poluchit', razdelyaya krivuyu vrasheniya na sostavlyayushie. Odnako eta zadacha mozhet imet' mnogo reshenii, poetomu neobhodimo zadeistvovat' dopolnitel'nuyu informaciyu, kotoruyu mozhet dat' poverhnostnaya fotometriya. No v svyazi s nalichiem skrytoi massy s ploho izvestnym zakonom raspredeleniya plotnosti, dazhe znaniya radial'nyh shkal diska i baldzha obychno byvaet nedostatochno, chtoby suzit' krug reshenii zadachi o razdelenii krivoi vrasheniya do edinstvenno vozmozhnogo. Takim obrazom, pri interpretacii krivyh vrasheniya pomimo dannyh po poverhnostnoi fotometrii nuzhno ispol'zovat' dopolnitel'nuyu informaciyu (naprimer, otnoshenie massy k svetimosti, poluchennoe iz nablyudaemogo pokazatelya cveta putem modelirovaniya spektra galaktik, ili ispol'zuya uslovie sushestvovaniya volnovoi spiral'noi struktury; sravnenie nablyudaemoi kinematiki gaza s gidrodinamicheskimi modelyami ili zhe uslovie marzhinal'noi ustoichivosti zvezdnogo diska). Pri otsutstvii dopolnitel'noi informacii, mozhno ogranichit'sya ocenkoi
Razlichnye podhody k opredeleniyu massovyh dolei diskovyh i sferoidal'nyh sostavlyayushih mogut privodit' k protivorechivym rezul'tatam. V nastoyashee vremya predmetom goryachih debatov yavlyaetsya vopros o tom, blizka li model' maksimal'nogo diska k real'nosti. Dovody, svidetel'stvuyushie protiv varianta maksimal'nogo diska, byli polucheny v rabote Bottema (1993), ishodya iz nablyudaemyh dispersii skorostei zvezd dlya vyborki iz 12 galaktik. V stat'e Hoperskova, Zasova i Tyurinoi (2001) takzhe delaetsya vyvod o tom, chto ispol'zovanie varianta

Ris. 1: Sopostavlenie otnosheniya massy diska k ee maksimal'no vozmozhnomu znacheniyu (dlya maksimal'nogo vklada diska v krivuyu vrasheniya G*=1) i massy diska (sleva), analogichnaya diagramma, no dlya central'noi poverhnostnoi plotnosti (sprava). Bolee chetkaya korrelyaciya proslezhivaetsya dlya central'noi poverhnostnoi plotnosti, a ne dlya massy diska McGaugh (2005).
Rezul'taty gidrodinamicheskogo modelirovaniya gaza HSB galaktik, poluchennye v stat'e Kranz et al (2003) svidetel'stvuyut v pol'zu togo, chto model' maksimal'nogo diska sootvetstvuet real'nosti lish' dlya galaktik vysokoi poverhnostnoi yarkosti so skorost'yu vrasheniya vc>200 km/s (sm. risunok 2).

Ris. 2: Diagramma:
V pol'zu priemlemosti varianta maksimal'nogo diska vne zavisimosti ot yarkosti i skorosti vrasheniya galaktiki govoryat modeli raspredeleniya massy, poluchennye Michael J. Williams, M. Bureau Michele Cappellari (2009). Modeli 26 iz 28 galaktik rannih i pozdnih tipov, osnovannye na reshenii uravneniya Dzhinsa dlya summarnogo potenciala temnogo i vidimogo veshestva s ispol'zovaniem rezul'tatov modelirovaniya λCDM, okazalis' blizki k modelyam maksimal'nogo diska (plotnost' temnogo galo schitalas' raspredelennoi po zakonu Navarro, Frenk & White (NWF), a raspredelenie plotnosti vidimogo veshestva opredelyalos' v ramkah predpolozheniya o postoyannom otnoshenii massy k svetimosti na osnove raspredeleniya poverhnostnoi yarkosti v fil'tre K). Iz izlozhennogo vyshe sleduet, chto na segodnyashnii moment my ne mozhem skazat', naskol'ko opravdanno ispol'zovanie modeli maksimal'nogo diska v tom ili inom sluchae. Odnako dlya ryada galaktik etot vopros ne stoit tak ostro. Eto karlikovye galaktiki i galaktiki nizkoi poverhnostnoi yarkosti (LSB). V etih ob'ektah temnoe veshestvo, po-vidimomu, preobladaet na vseh radiusah, i model' maksimal'nogo diska mozhet byt' otvergnuta s neskol'ko bol'shei uverennost'yu, po sravneniyu s obshim sluchaem. Zametim, chto sushestvuet ryad rabot, v kotoryh preobladanie temnogo galo v LSB galaktikah stavitsya pod vopros.
Bol'shinstvo vyvodov o preobladanii massy temnogo galo po sravneniyu s massoi diska v LSB galaktikah postroeno na modelirovanii krivyh vrasheniya v predpolozhenii, chto diski etih galaktik imeyut
S karlikovymi galaktikami, kotorye soglasno ierarhicheskomu scenariyu dolzhny obladat' dominiruyushim vnutri opticheskogo radiusa temnym galo, delo obstoit ne proshe. Karlikovye galaktiki harakterizuyutsya shirokim diapazonom otnoshenii massy temnogo galo k polnoi masse. Nahodyat kak karlikovye galaktiki s anomal'no vysokim soderzhaniem temnogo veshestva (temnoe veshestvo po masse prevyshaet vidimoe v neskol'ko soten raz, sm. naprimer raboty: Meng Xiang-Gruess et al (2009) i Ayesha Begum et al (2008)), tak i ob'ekty s
Poskol'ku v etom razdele rech' idet o neopredelennostyah v ocenke massovoi doli temnogo galo, to nel'zya ne upomyanut' o tom, chto v bol'shinstve modelei rassmatrivayutsya galo so sfericheskoi formoi, v to vremya kak sovremennye scenarii formirovaniya galaktik predskazyvayut bolee ili menee splyusnutuyu formu. Modelirovanie v ramkah λCDM daet triaksial'nuyu formu galo (osevaya simmetriya otsutstvuet dazhe v ploskosti barionnyh galakticheskih diskov). V pol'zu triaksial'nosti i splyusnutosti temnyh galo govoryat nablyudeniya rentgenovskogo diffuznogo izlucheniya vokrug ellipticheskih galaktik (sm. Buote et al (2002)). Nablyudeniya slabogo gravitacionnogo linzirovaniya takzhe svidetel'stvuyut v pol'zu nesfericheskih temnyh galo (sm. Parker et al (2007)). A dannye po raspredeleniyu i kinematike atomarnogo vodoroda sootvetstvuyut tomu, chto temnye galo galaktik obladayut osevoi simmetriei v ploskosti diskov (Merrifield (2002)). S drugoi storony, v pol'zu sfericheskogo raspredeleniya plotnosti temnogo galo svidetel'stvuet rabota Brien et al (2010), v kotoroi rassmatrivayutsya dispersiya skorostei i utolshenie diska HI v galaktike UGC7321, vidimoi s rebra. Takim obrazom, vopros o tom, imeyut li temnye galo sfericheskoe raspredelenie plotnosti, ostaetsya otkrytym. V sluchae, esli oni vse-taki imeyut nesfericheskuyu formu, prenebrezhenie etim faktom pri modelirovanii mozhet vnosit' dopolnitel'nuyu neopredelennost' v ocenku massovoi doli temnyh galo.
Iz skazannogo vyshe stanovitsya yasno, chto velichina massovoi doli temnogo galo mozhet byt' model'no zavisimoi. Raznye sposoby ocenki dayut poroi kardinal'no raznye rezul'taty (kak v sluchae s karlikovymi i LSB galaktikami). Poetomu pri rassmotrenii korrelyacii mezhdu nablyudaemymi svoistvami galaktik i otnosheniem massy galo k obshei masse sleduet imet' v vidu neopredelennost' v ocenke poslednego.
Publikacii s klyuchevymi slovami:
temnaya materiya - galaktiki
Publikacii so slovami: temnaya materiya - galaktiki | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |