<< 3. Барионное вещество | Оглавление | 5. Где искать темное >>
4. Носители скрытой массы в Галактике
и в галактических
окрестностях
Темное вещество в галактике и в ее окрестностях было предметом многих исследований. По их результатам опубликованы тысячи научных работ. В целом можно суммировать так.
Ни в тонком, ни в толстом дисках, ни в балдже (центральном
уплотнении) гравитационные проявления темного вещества не являются
заметными. Темное вещество находится в обширном гало с характерной
линейной шкалой 
Кпк [14]. Масса гало, как это
следует из анализа кривой вращения Галактики и анализа движения
шаровых скоплений, составляет
[14] и в любом случае не
превышает
.
Нижний предел массы гало оценивается как
. Аналогичную оценку нижнего
предела дает метод, предложенный Каном и Волчером еще в 1959 г.
[15]. Суть его состоит в анализе кинематики движений, а по
существу, гравитационных воздействий нашей Галактики и галактики
M31 (они являются наиболее крупными и массивными членами Местной
группы) друг на друга.
Скрытая масса в гало составляет подавляющую долю общей массы
Галактики. В целом масса гало в 
раз превосходит массу
Галактики. В соответствии с космологическими теориями обычно
считают, что барионного вещества в гало мало и большую часть массы
гало объясняют присутствием темного вещества небарионной природы.
Весьма важным вопросом остается выяснение параметров распределения
темного вещества. Согласно результатам моделирования образования и
эволюции (скоплений) галактик наиболее важным процессом,
предшествующим образованию протогалактик, является рост
изначальных флуктуаций распределения плотности, обусловленной
главным образом существованием темного вещества. Процесс роста
флуктуаций описывается как скучивание (кластеризация) темного
вещества. Кластеризация приводит к образованию ячеистой структуры
со сгущениями в узлах. Эти сгущения называются гало темной материи
(dark matter halo или просто dark halo). Они массивные (
) и гравитационно управляют
структуризацией барионного вещества (газа), скопившегося во
внутренних областях гало темного вещества (на дне потенциальной
ямы). Из этого газа и образуются впоследствии скопления галактик.
Парадигма CDM в целом хорошо согласуется с представленной картиной
и по линейной, и по временной шкале. Согласно результатам
численного моделирования в CDM-моделях темное вещество
концентрируется к центру с показателем 
в выражении
от 1 до 1.5 в центральных областях
и более круто (
) на периферии гало. Из анализа кривых
вращения галактик при плоской кривой вращения 
.
Согласно результатам моделирования гало не обязательно сферичны.
Их характерная сплюснутость (отношение малой и большой осей) 
. Из наблюдений сплюснутость определить трудно. Это делается
на основе анализа распределения горячего рентгеновского газа в
эллиптических галактиках, анализа орбит захваченных галактиками
маломассивных спутников и определения толщины газового диска
[4].
Моделирование образования и эволюции галактик в CDM-моделях выявило и ряд проблем. Прежде всего это слишком концентрированное к центру распределение темного вещества. В целом же данные наблюдений кинематики вещества во внутренних областях Галактики не требуют введения какой-то значительной дополнительной массы в центрах галактик. Еще более важным является то что, согласно численным эволюционным сценариям, темное гало образуется путем слияния множества субгало. При этом трудно получить простое и гладкое распределение плотности. Наблюдаемое же число карликовых галактик, которые должны «отслеживать» эти субгало, в окрестностях Галактики на несколько порядков ниже предсказываемого.
<< 3. Барионное вещество | Оглавление | 5. Где искать темное >>
