О поверхностной плотности темных гало А. Сабурова 1, A. Del Popolo 2,3 1 - ГАИШ МГУ 2 - Dipartimento di Fisica e Astronomia, University Of Catania 3 - International Institute of Physics, Universidade Federal do Rio Grande do Norte

Основа методов оценки параметров темного гало в дисковых галактиках: Декомпозиция кривой вращения на составляющие: масса звездного населения (M/L – свободный параметр или из дополнительных данных) масса газа (из радио наблюдений) темная масса

Способы декомпозиции кривой вращения: Разделение кривой вращения на компоненты (варианты: модель максимального диска или best fit) Спектрофотометрический метод Метод, основанный на условии гравитационной устойчивости дисков Подход с использованием условия существования спиральных волн плотности. Гидродинамическое моделирование полей скоростей газа в спиральных ветвях. Метод гравитационного линзирования и др.

Моделирование эллиптических и карликовых сфероидальных (dSph) галактик Профиль плотности видимого вещества определяется из фотометрии. Полная масса оценивается, исходя из дисперсии скоростей звезд ( для dSph) или планетарных туманностей, или свойств горячего газа, излучающего в рентгене (для эллиптических галактик). Профиль плотности темной материи – разница между суммарным профилем плотности и профилем плотности видимого вещества.

Моделирование карликовых сфероидальных галактик ν- распределение плотности звезд, σ r радиальная дисперсия скоростей звезд β- анизотропия скорости Профиль поверхностной яркости Уравнение Джинса связывает кинематику с распределением полной массы для бесстолкновительной равновесной системы. Gilmore et al 2007 DENSITY PROFILE PLUMMER PROFILE

Виды профилей плотности темных гало: Профиль Burkert (1995): ρ(r) =ρ 0 r 3 0 /((r + r 0 )(r 2 + r 2 0 )) Псевдо-изотермический профиль: ρ p.i. (r) = ρ 0 p.i. /(1 + (r/r 0 p.i. ) 2 ) Изотермический профиль: ρ iso. (r) = ρ 0 iso. /(1 + (r/r 0 iso ) 2 ) 3/2 Профиль Navarro, Frenk & White (1996): ρ nfw (r) = ρ s. /(r/r s (1 + (r/r s ) 2 ) 2 ) и др.

Поверхностная плотность темных гало μ 0D ρ 0 r 0 практически не зависит от светимости: Галактики с типами Sc-Im, псевдо-изотермическое и изотермическое гало (синие и красные значки). Kormendy & Freeman (2004)

Зеленые кружочки – карликовые неправильные галактики; Розовые треугольники – карликовые сфероидальные галактики; Черные квадраты – оценки, полученные с использованием данных слабого грав. линзирования; Красные треугольники – спиральные галактики ранних типов; Пустые красные кружочки – выборка спиралей Spano et al. (2008); Синие треугольники – оценки сделанные в рамках проекта THINGS, Синяя линия – оценки в рамках концепции URC. log µ 0D =2.15±0.2 Donato et al. (2009)

Критерии отбора Donato et al. (2009):

После дальнейшего отсева галактик с ненадежными наблюдательными данными и оценками параметров гало и видимого вещества: Gentile et al. (2009) Внутри r 0 постоянна поверхностная плотность не только темной материи, но и видимого вещества.

Milgrom (2009) : Постоянство поверхностной плотности темных гало предсказывается в рамках теории модифицированной ньютоновской динамики (MOND). Σ M a 0 /2πG = 138 M слон. /пк 2 Согласно MOND, постоянство поверхностной плотности «темных гало», однако, не должно соблюдаться для галактики низкой поверхностной яркости. MOND - попытка объяснения наблюдений с помощью модификации 2 закона Ньютона: mµ (a/a 0 )a=F µ(x >1)1; a 0 =2·10 -8 см/с 2

Результаты, противоречащие выводу о постоянстве поверхностной плотности гало. Boyarsky et al (2009)

Результаты, противоречащие выводу о постоянстве поверхностной плотности барионного вещества в пределах r 0. Cardone & Del Popolo (2012)

Что было сделано: Выборка из 211 галактик разных типов и светимостей (-22

Псевдоизотермический профиль NFW Burkert (Boyarsky et al (2009)) Изотермический профиль Burkert (Boyarsky et al (2009)) Burkert (Donato et al. (2009)) Соотношения параметров темного гало Burkert с параметрами других видов профилей.

Анализ неопределенности оценок параметров темного гало 1.2 dex

Анализ неопределенности оценок параметров темного гало

Сопоставление светимости и µ 0D Заполненные кружочки – средние оценки log µ 0D, серая наклонная линия – линейная зависимость, полученная МНК. Зеленая линия – диапазон возможных значений log µ 0D для UGC5175. Дихотомия R±σ R =0.32±0.07

Сопоставление светимости и g DM (r 0 )=GM DM (r 0 )/r 0 2 log(a 0 ) log(0.4a 0 ) log(0.3a 0 ) Заполненные кружочки – средние оценки log g DM (r 0 ), серая наклонная линия – линейная зависимость, полученная МНК. Зеленая линия – диапазон возможных значений log g DM (r 0 ) для UGC5175. Milgrom & Sanders (2005): согласно MOND, существует максимальное ускорение а 0 R±σ R =0.33±0.07

В согласии с предыдущими результатами: Cardone & Del Popolo (2012)

Сопоставление параметров темного гало с морфологическим типом R±σ R =0.37±0.07R±σ R =0.34±0.07 R 1 ±σ R =0.56±0.11

Сопоставление параметров темного гало с содержанием нейтрального водорода на единицу потока в фильтре В. R±σ R =0.38±0.07 R 1 ±σ R =0.68±0.11 R±σ R =0.36±0.07 R 1 ±σ R =0.67±0.10

Сопоставление параметров темного гало с показателем цвета B-V R±σ R =0.46±0.08 R 1 ±σ R =0.60±0.13 R±σ R =0.46±0.08 R 1 ±σ R =0.61±0.13

Масса темного гало в пределах оптических границ зависит от показателя цвета звездного населения. R±σ R =0.65±0.07 R 1 ±σ R =0.73±0.12

Распределение моделей Guo et al. (2011) по массам темного гало. Wang & White (2012)

Галактики из каталога AMIGA (Analysis of the interstellar Medium of Isolated Galaxies) - галактики, не испытавшие слияния с массивным компаньоном на протяжении предыдущих 3 млрд лет: log(µ 0D )=2.35±0.42 Полная выборка галактик: log(µ0D)=2.26±0.46 Критерий Колмогорова-Смирнова с α=0.05: нет различия между выборками. Есть ли связь с окружением?

Выводы: Не подтверждается вывод Donato et al о постоянстве поверхностной плотности темных гало log(μ 0D ) log(ρ 0 r 0 ). Найдены слабые корреляции µ 0D и g DM (r 0 ) со светимостью, морфологическим типом, содержанием нейтрального водорода и показателем цвета звездного населения (B-V). Корреляция log(μ 0D ) с показателем цвета (B-V) - проявление более сильной зависимости с массой гало в пределах оптических границ в согласии с результатами космологического моделирования Guo et al (2011). Изолированные галактики не выделяются по своим значениям log(μ 0D ).

Автор фото – О. Бартунов С наступающими праздниками!