ПРОБЛЕМЫ ПРИРОДЫ ТЕМНОЙ МАТЕРИИ В.А. Захожай Харьковский национальный университет им. В.Н. Каразина

ПРОБЛЕМЫ ПРИРОДЫ
ТЕМНОЙ МАТЕРИИ
В.А. Захожай
Харьковский национальный университет им. В.Н. Каразина
В докладе рассматриваются:
1) обоснования наличия ТМ в звездных системах;
2) темная материя в Местной группе галактик;
3) претенденты на темную материю;
4) астрономический аспект проблемы ТМ.
Законы движения объектов в звездных системах
Если основная масса звездной системы сосредоточена в
ее центре, зависимость орбитальной скорости ее
компонентов вычисляется из равенства центробежной
силы инерции и силы всемирного тяготения:
Ситуация меняется в
звездных системах, где
нет явно выраженного
сосредоточения основн.
массы вещества в их
центре.
V
2
1 GM

2 R
mV 2
mM
G 2
R
R
M
V G
R
Законы движения объектов в звездных системах
Цвикки [Zwicky F. // Herv. Phys. Acta – 1933. – 6, 110.] и Смит [Smith S. // Ap. J.
– 1936. – 83, 23.] использовали выражение для первых оценок
масс скоплений галактик:
2
Re– «эффективный» радиус скопления
σν2 – дисперсия лучевых скоростей
M VT
3Re v

G
M  V 2R
Масса скопления Волос Вероники, вычисленная Цвикки
[Zwicky F. // Herv. Phys. Acta – 1933. – 6, 110.] – ≈ 1012 М, по оптическим
наблюдениям – ≈ 1010.5 М.
Возникла проблема недостающей массы в галактиках.
Амбарцумян [Ambartsumian V.A. // Instit. Internat. Phys. Solvay. – 1958.]
искал объяснение недостающей массы в динамической
неустойчивости наблюдаемого скопления галактик.
Кривые вращения Галактики
До 60 кпк:
Mvir (М)
11012
Vcirc (км/с)
≈ 220
[Xue X.-X. et al. // arXiv: 0801.1232v5 [astro-ph] 28 May 2008]
Местная группа галактик
Vr , км/с
200
150
Vr _ MW  218  d  16
100
434
50
 54
d , Mпк
0
-50 0
-100
-150
-200
-250
0,2
0,4
0,6
0,8
1
Vr _ M 31  155  d  11
Vr _ LG  139  d  34
 74
 45
 61
 28
Совместная кривая вращения MW – M31
Пустые кружки и квадраты – это шаровые
скопления и спутники Галактики, а зачерненные
кружки – это члены МГ. Зачерненный кружок,
продублированный большим белым кружком – М31.
МНЗС  Мподгр-М31
Кандидаты
Частицы
– существующие
– гипотетические
= не открытые, но достаточно теор. мотивированные
= сопутствующие разрабатываемым физич. теориям
Астрономические объекты
– известные
– не открытые, но достаточно теор. мотивированные
– предполагаемые разрабатываемым физич. теориям
Частицы (основные)
– существующие
= нейтрино (νе, νμ, ντ, – некоторые могут иметь массу)
– гипотетические
= аксионы
= гравитино
= S-нейтрино (скалярный суперпартнер нейтрино)
= аксино
= газ Чаплыгина (с уравнением состояния р = -А/ρ)
= WIMPы (Weakly Interacting Massive Particle –
слабовзаимодействующая массивная частица)
= сопутствующие дополнительным размерностям
= браны (сопутствующие струнным теориям)
= зеркальная материя (не сохранение четности в слабых
взаимодействиях – обычная материя в «зеркальном мире»)
Астрономические объекты
– известные
= MACHO (MAssive Compact Halo Object)
≡ Н-Не планеты, коричневые и белые карлики, нейтр. зв.
= черные дыры
≡ от классических звезд Рор I-II
– не откр., но достаточно теор. мотивированные
= черные дыры
≡ первичные малых масс
≡ от звезд Рор II.5-III
– предполагаемые разрабат. физич. теориям
= кварковые звезды (Ø = 10 км, ρ ~ 1017 г/см3)
= лептонные звезды (переходное звено – кварковые зв. и ч.д.)
= Q-шары (Q-ball – тяжелые нейтронные звезды)
= преонные звезды (Ø = 10 см, ρ ~ 1027 г/см3)
Звездные остатки в диске Галактики
√
– белые карлики
– нейтронные звезды
– черные дыры
Белые карлики
Оценки: 3-10% от всех звезд Галактики [Блинников С.И. // В кн.: ФК. – М.: СЭ, 1986. 141.].
5% (без учета набл. селекции) – в околосолнечной области с R ≤ 10 пк
[Захожай В.А. // Астрон.-геодезич. иссл.: Бл. дв. и кр. звезды. – Свердловск,: УрГУ. 1990. 44.].
Это дает значения долевого содержание (по массе):
0.11
– для ближайшего окружения Солнца,
0.07-0.22 – для Галактики в целом.
Максимальные (более ранние) оценки в окрестностях Солнца,
долевого содержания (по массе) белых карликов – 0.32.
Белые карлики в гало Галактики
√–
в шаровых скоплениях
– в поле гало
Сложность обнаружения
белых карликов – их быстрое
охлаждение.
Белые карлики полностью
теряют
запасы тепловой
энергии за время около 10 Гг.
До 30% общей массы
шаровых скоплений может
быть в виде звездных
остатков.
Субзвезды
Стадии эволюции:
– протозвезды
– стадия сжатия
0.075 M 0.065 M 0.030 M 1 MJ
Спектральная классификация
Поздние M- карлики
L- карлики
T- карлики
Y- карлики
2200 K< Tef < 2800 K,
1500 K< Tef < 2200 K,
850 K< Tef < 1500 K
400 K< Tef < 850 K
Эволюция субзвезд
Звездно-субзвездная функция масс
по данным космических и наземных наблюдений
гистограмма: m < 1 m
[Udry S., Eggenberger A., Mayor M., et
al. // RevMexAA (Ser. de Conf.). 2004.
21, 207.];
○ – КТХ [Gould A., Bahcall J.N.,
Flynn C. // Astrophys. J. 1996. 465,
759.];
 – [Salpeter E.E. // Astrophys. J.
1955. 121, 161.];
 – [Захожай В.А. // КФНТ. 1994.
10, № 2, 68.].
пунктир – [Gould A., Bahcall J.N., Flynn C. // Astrophys. J. 1996. 465, № 2, 759.],
непрерывная линия – [Zakhozhay V.A. // Astrophys. Space Sci. 2008. 315, No. 1-4, 13.].
Субзвезды составляют ≈ 13% от зв. субзв. населения
Эволюция звезд
Эволюция звезд
Статистическая модель первичной фрагментации в МГГ
Число первичных фрагментов:
f ss
1.3·1012 = 1.3·106
106
g 1ss
g ss3
k ss1
k ss2
wss3
Это соответствует и теоретическим расчетам, полученными
на основе численного моделирования [J. Silk. The Big Bang / The creation and
evolution of the Universe/. – W. H. Freeman and company: San Francisco. – 1980.]
pss3
Предположение о равномерном распределении ρ и Т в
фрагментирующих объектах [Захожай В.А. и др. // Труды 10-й гамовской
конференции …». – Одесса, 2010, 115], дает спектр масс:
φ(М)  М –1/3
Долевые содержания в объектах с М ~ 106 М после вторичн. фрагментации
газа:
звезд населения ІІІ
260

M 1/3dM

M 1/3dM
g1  1006
0
с М = 260500 М:
 0.004
g 3  1  g1  0.996
Статистическая модель первичной фрагментации в МГГ
500
M
Средняя масса звезд населения III:
Число первых звезд во фрагменте
(первичных черных дыр):
III


M 2/3dM

M 1/3dM
260
500
 376 М
2600
106
= 2660
376
Общее ожидаемое число в МГГ первичных черных дыр: ≈ 3.5·109
(неожиданно большое количество !!!)
После диссипации из фрагмента через 3 Гг черные дыры должны были
заполнить МГГ. Ожидаемые средние плотности
пространственная (RМГГ = 760 кпк):
ρIII ≈ 1.9 кпк –3
поверхностная:
III ≈ 6.5·10–3 угл. сек–2
Долевое содержание газа, оставшееся после вторичной фрагментации:
g1 + g3w3 = 0.044
→
обогащенный газ (g3w3) ушедший на
формирование объектов населений ІІ и І
Выводы: мы ещё только в начале пути
понимания природы темной материи
Спасибо за внимание !