ПРОБЛЕМА ТЕМНОЙ МАТЕРИИ ВНУТРИ ГАЛАКТИК Примерно так

ПРОБЛЕМА ТЕМНОЙ МАТЕРИИ ВНУТРИ ГАЛАКТИК

Примерно так… n n n n Немного истории Основные аргументы в пользу темной материи Проблема оценки кинематических параметров диска Темное гало или темный диск? Количественные оценки Mdm/Mlum Проблема каспа Темная материя и процессы в диске

First detection of dark matter Fritz Zwicky (1933): Темная материя должна сдерживать скопление галактик COMA от расширения

Длинные плоские кривые вращения-не главное!

Кривая вращения для тонкого диска: V(R) Σ ~ 1/R Σ~ exp(-R/R 0) Σ = const R

Диск Местеля Σ(R) ~ Σ 0 R 0 / R Σ, Vrot 2 = R dψ/d. R Vrot 2 = 2πG Σ 0 R 0 Vrot Пл от но ст ьΣ (R ) R

ПРОБЛЕМА СКРЫТОЙ ИЛИ ТЕМНОЙ МАССЫ ВОЗНИКЛА ИЗ-ЗА CИЛЬНОГО РАССОГЛАСОВАНИЯ ПРЯМЫХ (кинематических) И КОСВЕННЫХ (фотометрических) ОЦЕНОК МАССЫ ГАЛАКТИК (и их систем)

n n КОСМОЛОГИЧЕСКИЕ АРГУМЕНТЫ: Без темной массы непоняно, как вообще галактики возникли за миллиард лет в расширяющейся вселенной

Два (исторически) главных аргумента в пользу существования DM в дисковых галактиках: • Отношение массы к светимости M/L оказывается существенно выше, чем можно ожидать для нормального звездного населения, если М оценивать по динамике галактического диска (остается, однако, вопрос, что считать нормальным звездным населением). • Форма кривой вращения сильно отличается от ожидаемой в предположении о постоянстве M/L вдоль радиуса

~1500 галактик Sa-Irr ярче B=14 Model curve for stellar population (Bell, de Jong, 2001) Mdisc/Mtotal возрастает вдоль последовательности (B-V)

Зависимость Tully-Fisher: Связь между темной и светлой массой

Отношения Mdm/Mlum В пределах оптического радиуса: Среднее значение для галактик S-S 0 Williams+ a-ph 0909. 0680, Zasov et al, a-ph M 31 в пределах 38 кпс Chemin+, a-ph 0909. 3846 (~2 Ropt ) Mdm/Mlum ~1 Mdm/Mlum ~ 4 Пары галактик со средним расстоянием ~120 кпс Mdm/Mlum ~ 10 Карлик предельно низкой массы Segue-1 Mdm/Mlum >200 Karachentsev, Makarov, 2008 Meng+ a-ph 0909. 3496

Высокие M/LB в пределах Rопт. Рекордсмены UGC 3303, d. Irr, M/LB = 31, Караченцев и др. 2004 UGC 128, Irr, M/LB = 34, Zavala et al. 2003 UGC 7170, Scd (? ), M/LB = 43, Cox et al, 1996

ПРОБЛЕМА изучения распределения массы по измерениям скоростей звезд/газа n n n Неопределенность самого понятия «масса галактики» Не-круговые движения газа и звезд в диске Необходимость учета дисперсии скоростей (для звезд) Необходимость оценки параметров ориентации диска (для учета эффектов проекции) Зависимости результата от принятой моделиа распределения плотности в галактике

Методы оценки скоростей звезд и газа ОПТИКА n Спектрограф с длинной щелью n Эталон Фабри-Перо n Двумерный (мультизрачковый) спектрограф РАДИО n Интерферометрические наблюдения в линиях HI или СО n Измерение спектрального профиля интегрального излучения галактики в линии HI.

BTA, SAO RAN

MAXIMUM DISK

NGC 3741 (dwarf irregular, M=-13) Rotation curve (HI) was traced up to 38 disk radial scalelengths (8 optical radii)!!! A. Begum+ 2005 (M/L) total ≈100, Mtotal/Mgas =8

Проблема неоднозначности оценки масс компонент M 33, Minimum disc M 33, Maximum disc Halo lo Ha Disc

ДОПОЛНИТЕЛЬНОЕ УСЛОВИЕ n Диск, образуемый преимущественно старыми звездами, должен быть гравитационно устойчивым.

Гипотеза об устойчивости: Звездный (звездно-газовый) диск должен быть устойчив к гравитационным возмущениям в плоскости диска и к изгибным возмущениям в перпендикулярном направлении. Первое требует определенного порогового значения радиальной дисперсии скоростей звезд, второе – дисперсии по z – координате.

Дисперсия скоростей звезд диска + кривая вращения (исправленная за ненулевую дисперсию скоростей) дает возможность оценить : -- локальную плотность диска : σ(r) = 1/Q · Cr·κ/3. 36 G, где Сr – дисперсия скоростей, κ-эпициклическая частота -- полную массу экспоненциального диска Md = 2πσ(R)·exp(R/L)·L 2, L – радиальная шкала диска

Хоперсков, Засов, Тюрина, 2003

Засов, Хоперсков, Сабурова, 2010

Засов, Хоперсков, Сабурова 2010

ЧИСЛЕННЫЕ 3 D-MOДЕЛИ n n N-body: число точек N – от 4 до 10 миллионов! Диск: бесстолковительный, газ отсутствует гало и балдж - «жесткие» или «живые» (разные варианты) Поверхностная плотность диска считается пропорциональной его поверхностной яркости Рассчитывается модель маржинально устойчивого диска. В модели фиксируется: кривая вращения и радиальная шкала диска (из фотометрии). Дисперсия скоростей в модели проектируется на луч зрения и сравнивается с наблюдаемой.

Параметры моделей галакттик Масса диска, Md, 1010 Mc Mh/Md+b Md/(LB)d Md/LK)d NGC 1167 S 0 39 0. 51 7. 6 1. 5 NGC 2273 SBa 8. 7 0. 65 6: 1. 6: NGC 4150 S 0 0. 53 0. 56 2. 0 0. 7 NGC 6340 S 0 4. 54 0. 66 6. 1 2. 1 NGC 0338 S 0 15. 4 0. 32 4: 1. 5: NGC 3245 S 0 5. 1 0. 32 6. 0 1. 5 NGC 2787 SB 0/a 1. 3 0. 55 2. 1 0. 5 NGC 524 S 0 47. 8 0. 49 10. 5 2. 3 NGC 5440 Sa 19. 3 0. 56 11. 7 2. 4

Спиральные волны плотности как индикатор плотности диска Предложено два метода: n Athanassoula, Bosma, Papaioannou 1987 n T. Kranz, A. Slyz, H. -W. Rix 2002 Условие поддержания волн плотности в звездном диске с известной скоростью вращения (мех-м swing ampliification) 2 D hydrodynamic gas simulations. Моделируется возмущения поля скоростей газа в гравитационном поле волны плотности.

NGC 4254 f – disk mass/maximum disk mass F NGC 4254

Эллиптические галактики Nigishita et al 2009 Temperature Density M/L profile NO DM Гидростатическое равновесие

ПРОБЛЕМА КАСПА R Dark matter halo Density Central density cusp predicted by cold dark matter ρ ~ R-n, n~1 Observed R

Последние обзоры W. J. G. de Blok, astro-ph 0910. 3538 Van Eymeren+ astro-ph 0906. 4654 Oh, Se Heou, + astro-ph 0810. 2119 THINGS SURVEY astro-ph 0810. 2100 Для карликовых галактик (d. Irr) и галактик низкой яркости (LSB) - лучше подходит core, Для S- галактик – ответ неопределенен Для NGC 247 и NGC 5963 -- cusp

Dark Matter Profiles from N-body simulations In ΛCDM scenario the density profile for virialized DM halos of all masses is empirically described at all times by the universal NFW profile (Navarro+96, 97). More massive and halos formed earlier have larger overdensities d. Concentration c=R 200/ rs is a density measure.

Оптические наблюдения (SAURON)

NO DISK? NO DISC?

NGC 3621 DDO 47 General results from several samples including THINGS, HI survey of uniform and high quality data

ПОИСКИ НОСИТЕЛЕЙ DM n n n Маломассивные звезды или вырожденные холодные тела Газ при Т~ 3 – 5 K. Бесстолкновительная среда из WIMPS

ВЫВОДЫ n n Вывод о присутствии темной массы, сопоставимой или превышающей суммарную массу газа и звезд, неизбежен – по крайней мере для большинства галактик. При этом основная масса темного вещества должна быть вне диска.

Высокие M/LB в пределах оптического диска Рекордсмены UGC 3303, d. Irr, M/LB = 31, Караченцев и др. 2004 UGC 128, Irr, M/LB = 34, Zavala et al. 2003 UGC 7170, Scd (? ), M/LB = 43, Cox et al, 1996

Гипотеза об устойчивости: Звездный (звездно-газовый) диск должен быть устойчив к гравитационным возмущениям в плоскости диска и к изгибным возмущениям в перпендикулярном направлении. Первое требуетна дисперсию порогового Ограничение определенного скоростей значения радиальной дисперсии скоростей n С r ≥ Q ·C T звезд, второе – дисперсии по z – координате. n n CT = 3. 36 G / Cz/Cr ≥ 0. 4