Новый обзор галактик выявил нехватку темной материи в центральных областях массивных систем

Международная команда астрофизиков из Китая, Австрии и Испании под руководством исследователей из Шанхайской астрономической обсерватории изучила распределение темной материи в 136 близлежащих галактиках и обнаружила, что в массивных галактиках темной материи в центральных областях заметно меньше, чем предсказывают самые популярные компьютерные модели. Работа опубликована в виде препринта и готовится к печати в Nature Astronomy. Это один из самых широких обзоров такого рода, охватывающий галактики с массами звезд от миллиарда до примерно трехсот миллиардов масс Солнца.

Темная материя — это загадочная субстанция, которая не светится и не поглощает свет, но выдает себя гравитацией. Именно она удерживает галактики от разлетания, задает их форму и определяет, как быстро звезды и газ вращаются вокруг центра. Согласно общепринятой космологической модели, темная материя образует вокруг галактик плотные «ореолы», причем в центре плотность должна быть максимальной, а к краям постепенно падать.

Однако реальные наблюдения уже много лет подкидывают сюрпризы: в карликовых галактиках центральные области часто оказываются менее плотными, чем предсказано, а вот что происходит в массивных галактиках, до сих пор оставалось предметом споров. Новая работа подходит к этому вопросу с необычной стороны: вместо того чтобы полагаться на один тип измерений, ученые объединили сразу два независимых источника данных — движение звезд во внутренних частях галактик и радиоизлучение нейтрального водорода на их окраинах.

Чтобы понять, сколько темной материи скрывается в галактике, недостаточно просто посмотреть на нее в телескоп. Нужно измерить, как быстро движутся различные объекты — звезды, газовые облака, под действием общей гравитации. Чем быстрее движение, тем больше массы внутри орбиты. Но у этого метода есть коварная ловушка: гравитация создается не только темной материей, но и обычным веществом, звездами и газом. Чтобы выделить вклад темной материи, нужно точно знать, сколько звездной массы находится в разных частях галактики. А это, в свою очередь, зависит от того, как именно свет звезд переводится в их массу — соотношение, которое может меняться от галактики к галактике и остается предметом дискуссий.

Авторы работы использовали остроумный подход. Они взяли данные о движении звезд из проектов MaNGA и CALIFA. Эти обзоры с помощью интегральных спектрографов получают карты скоростей звезд в центральных областях галактик. Но эти данные охватывают лишь внутренние несколько килопарсек, где темной материи обычно мало по сравнению с обычной (Здесь речь о доле темной материи в общей массе внутри данной области. То есть о том, какая часть гравитации в центре создается темной материей, а какая — звездами). Тогда ученые добавили к ним радиоизмерения нейтрального водорода, либо из обзора HI-MaNGA, либо с крупнейшего в мире радиотелескопа FAST. Водородные диски простираются на 20–50 килопарсек от центра, то есть туда, где темная материя начинает доминировать. Комбинируя эти два типа данных, можно построить модель гравитационного потенциала от центра до окраин.

Особое внимание уделили звездной массе. Вместо того чтобы фиксировать соотношение массы и света раз и навсегда, исследователи позволили ему меняться с радиусом, это соответствует современным представлениям о том, что в центре галактик звездное население старше и тяжелее, а на периферии моложе и легче. Дополнительно они ввели свободный множитель, который мог увеличивать или уменьшать общую звездную массу, чтобы учесть неопределенность в начальной функции масс звезд. Такой гибкий подход позволил не «подгонять» ответ под желаемый результат, а честно разделить вклад звезд и темной материи.

Когда все 136 галактик были обработаны единым методом, выявилась четкая закономерность. В галактиках с небольшой массой звезд (около миллиарда солнечных масс) распределение темной материи более или менее совпадает с предсказаниями стандартных космологических симуляций. Но чем массивнее галактика, тем сильнее расхождение. В системах с массой звезд примерно десять миллиардов солнечных масс центральная плотность темной материи оказывается ниже ожидаемой в пределах примерно десяти килопарсек.

В галактиках с массой около ста миллиардов солнечных масс эта «недостача» темной материи простирается уже на 20–30 килопарсек. А в самых массивных системах, где звездная масса превышает сто миллиардов солнечных масс, пониженная плотность темной материи наблюдается вплоть до 50 килопарсек, то есть практически на всем протяжении, которое удалось измерить.

Иными словами, вместо плотного сгустка темной материи в центре массивные галактики демонстрируют нечто вроде разреженного ядра — область, где темной материи меньше, чем должно быть по стандартной модели. При этом на больших расстояниях от центра плотность темной материи в этих галактиках становится такой же, как у менее массивных соседей. Это важный момент: речь не о том, что у массивных галактик вообще мало темной материи, а о том, что она перераспределена, центральные области обеднены, а внешние остаются нормальными.

Любопытно, что разброс свойств внутри одной массовой группы оказался довольно большим. Некоторые массивные галактики выглядят почти как предсказано, другие с огромными «дырами» в центре. Это говорит о том, что на распределение темной материи влияет не только общая масса, но и конкретная история формирования галактики: вспышки звездообразования, активность сверхмассивных черных дыр, слияния с другими галактиками.

Авторы не утверждают, что темная материя не существует или что стандартная модель полностью неверна. Речь идет о том, что в массивных галактиках гравитационное влияние обычного вещества на темную материю, по-видимому, работает не так, как описано в современных симуляциях.

Возможно, активность черных дыр действительно играет более важную роль, чем считалось, или же свойства темной материи сложнее, чем предполагает модель холодной темной материи. В любом случае, наблюдения дают четкий ориентир: любые будущие теории и компьютерные модели должны воспроизводить именно такую картину — пониженную плотность темной материи в центральных областях массивных галактик, причем тем сильнее, чем больше масса галактики.

Для дальнейшего прогресса нужны более обширные и точные данные. Радиообзоры нового поколения, такие как WALLABY, MeerKAT и в перспективе Square Kilometre Array, позволят измерить распределение нейтрального водорода в тысячах галактик. Спектрографы нового поколения, например WEAVE, дадут возможность одновременно получать карты движения звезд и газа для сотен объектов. Это позволит перейти от статистики «136 галактик» к статистике «тысячи галактик» и проверить, сохраняется ли обнаруженная закономерность на всем многообразии галактических форм и масс.

В результате, измерение распределения темной материи в 136 близлежащих галактиках показало, что в массивных системах центральные области содержат меньше темной материи, чем предсказывают стандартные космологические симуляции, причем размер этой «обедненной» зоны растет с массой галактики, от примерно десяти килопарсек при массе звезд в десять миллиардов солнечных до более чем пятидесяти килопарсек при массе в сто миллиардов и выше. Этот результат не удается объяснить ни ошибками измерений, ни особенностями выборки галактик, и он ставит перед теоретиками задачу: понять, какой физический процесс — активность черных дыр, необычные свойства темной материи или что-то иное, заставляет темную материю покидать центральные области массивных галактик.

Присоединяйтесь к нам в соцсетях