Не темная ли это материя наследила?

Не темная ли это материя наследила?

На рисунке по горизонтальной оси отложена энергиия частиц в ГэВах. По вертикальной - отношение числа позитронов к сумме числа электронов и позитронов. Серо-голубым показан пока неопубликованный результат PAMELA. Сплошной линией показан ожидаемый фон. Различные пунктирные линии соответствуют разным параметрам аннигилирующих частиц темной материи. Также показаны довольно старые данные баллонного эксперимента HEAT (High-Energy Antimatter Telescope). Видно, что с одной стороны данные PAMELA можно объяснить некоторым набором параметров. С другой стороны, авtоры сами сетуют на то, что им пришлось использовать довольно экзотический выбор свойств темного вещества и его распределения в Галактике. Конечно, было бы хорошо иметь независимое подтверждение данных PAMELA, но для этого, видимо, нужно будет дожидаться запуска AMS, хотя авторы также надеятся на PEBS. Кроме этого, можно надеяться на данные с GLAST (недавно переименованного в Ферми), т.к. аннигиляция дает не только электрон-позитронные пары, но и гамма-кванты.

Разумеется, для объяснения данных PAMELA можно использовать и другие идеи. Например, близкий источник типа молодого остатка сверхновой. Так что ясности пока нет.

К лекции 8.

Около 70 лет назад первые работы по определению расстояний до ближайших галактик показали истинные масштабы доступной наблюдениям Вселенной, положив начало исследованию далеких звездных систем. Стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в этих гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсек до нескольких десятков килопарсек. Солнце вместе с окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, название которой всегда пишется с заглавной буквы – Галактика. Типичное количество звезд с такой же светимостью, как у Солнца, или более высокой, в галактиках от нескольких десятков миллионов (в карликовых системах) до нескольких десятков миллиардов (в гигантских галактиках типа нашей), причем слабых звезд может быть существенно больше.

Расположение Солнца в нашей Галактике довольно неудачное для изучения этой системы как целого: мы находимся вблизи плоскости звездного диска, и уже это создает проблему выявления его структуры и сопоставления отдельных частей друг с другом. К тому же в области, где расположено Солнце, довольно много межзвездного вещества, поглощающего свет и делающего звездный диск почти непрозрачным для видимого света в некоторых направлениях, особенно в направлении ее ядра. Поэтому исследования других галактик, представляющие самостоятельный интерес, играют также громадную роль и в понимании природы нашей Галактики.

Межгалактическое пространство, в отличие от межзвездного, хотя и содержит разреженный газ, совершенно прозрачно для всех видов излучения. Это дает принципиальную возможность наблюдать другие галактики, на каком бы расстоянии от нас они ни находились. Поэтому крупным телескопам оказались потенциально доступными для исследования сотни миллионов отдельных галактик. Однако для детального изучения требуется, чтобы галактика была сравнительно близко – в пределах нескольких сотен миллионов парсек.

Грубое разделение галактик на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir) оказалось очень удачным. Такая классификация галактик отражает не только особенности их видимой формы, но и свойства входящих в них звезд: Е-галактики состоят из очень старых звезд, в Ir-галактиках основной вклад в излучение дают звезды, существенно моложе Солнца, а в S-галактиках характер спектра показывает присутствие звезд всех возрастов.

Изучение звездных спектров галактик привело к открытию фундаментальной важности. За редчайшими исключениями (известны молодые карликовые галактики) возраст галактик оказался примерно одинаковым (более 10 млрд лет), и основная причина различия между галактиками не в возрасте, а в характере эволюции этих систем. Если в Е-галактиках звездообразование практически полностью прекратилось миллиарды лет назад, то в спиральных системах образование звезд продолжается, хотя и далеко не так интенсивно, как на начальном этапе их жизни, а в Ir-галактиках звездообразование может быть сейчас столь же активно, как и миллиарды лет назад.

Как "устроены" галактики? Упрощенно можно считать, что каждая из них содержит две основные подсистемы (два компонента), вложенные одна в другую и гравитационно-связанные друг с другом. Первая называется сферической, ее звезды концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Вторая подсистема – это массивный звездный диск.

Типичная Е-галактика выглядит как сферическая подсистема в "чистом" виде, диск в ней или полностью отсутствует или имеет такую низкую светимость по сравнению с остальной галактикой, что выявляется лишь специальными методами фотометрической обработки. Е-галактики, как и сферические компоненты у галактик других типов, почти лишены межзвездного газа (не считая разреженного и очень горячего газа, заполняющего всю галактику), а следовательно, и молодых звезд. В S-галактиках имеется как сферический компонент, так и массивный звездный диск, причем светимость последнего в большинстве случаев значительно преобладает. В неправильных (Ir) галактиках сферический звездный компонент практически отсутствует, почти все звезды заключены в толстом диске, существенная доля массы которого приходится на межзвездный газ. Сферическое гало этих галактик образовано преимущественно темным, несветящимся веществом (подробнее об этом см. ниже).

Структура спиральных галактик хорошо видна на фотографиях, приведенных на рис. 1 и 2. На рис. 1 изображена галактика, в диске которой прекрасно выделяются спиральные ветви, а на рис. 2 диск наблюдается "с ребра", так что ветвей не видно.

Рис. 1. Многорукавная спиральная галактика М 101 в созвездии Большой Медведицы. Светлые пятна в спиральных ветвях – области активного звездообразования

Основные наблюдаемые особенности галактик определяются их физическими характеристиками, наиболее важные из которых следующие: 1) скорости вращения и относительные массы дискового и сферического компонентов; 2) интенсивность происходящего звездообразования на единицу светимости галактики или на единицу массы газа в ее диске; 3) характер активности галактического ядра и выделяемая им энергия.

Рис. 2. Спиральная галактика М 104 (Сомбреро) в созвездии Девы, диск которой наблюдается "с ребра"