Как меняется количество темной материи в измеренных галактиках?

Вкратце : В целом, в меньших галактиках относительно больше темной материи, чем в более крупных галактиках. Нетипичные галактики, на которые вы ссылаетесь, обсуждаются в последнем абзаце.

Массовые доли во Вселенной

В материи во Вселенной преобладают два компонента; барионы (т.е. атомы в различных формах) и темная материя (ТМ). Барионы преимущественно существуют в двух формах: газ (включая плазму) и звезды (некоторые газы конденсируются, образуя пыль, планеты и т. д., но это незначительная часть).

Доля полной энергии Вселенной в форме материи равна$\Omega_\mathrm{M}\simeq0.31$(большая часть остального - темная энергия). Барионы и DM имеют дроби$\Omega_\mathrm{b}=0.05$и$\Omega_\mathrm{DM}=0.26$соответственно (цифры из Planck Collaboration et al. 2016 ).

Следовательно, барионы и ДМ составляют фракции$f_\mathrm{b} = \Omega_\mathrm{b} / \Omega_\mathrm{M} = 16$% и$f_\mathrm{DM} = \Omega_\mathrm{DM} / \Omega_\mathrm{M} = 84$% от общей массы соответственно.

Галактики содержат больше темной материи, чем средняя Вселенная

Галактики образовались, когда избыточная плотность DM + газа отделилась от потока Хаббла и начала коллапсировать, и поэтому «родились» с «космическими» фракциями. Однако наблюдательно установлено, что доля барионов в галактиках намного меньше; например, «типичная» галактика размером с Млечный Путь примерно имеет$f_\mathrm{b}$только половина от среднего космического, а доля DM соответственно больше, >$90$% (например , Werk et al. 2014 ).

Динамика газа и темной материи

Причина в разных механизмах, влияющих на динамику частиц. В то время как DM не имеет столкновений, частицы газа сталкиваются и рассеивают свою энергию, что облегчает охлаждение и сжатие. Таким образом, часть галактик, которую мы можем наблюдать, намного меньше, чем «целая» галактика; типичный «полусветовой радиус» составляет всего несколько процентов объемлющего гало DM ( Кравцов, 2013 , Сомервилл и др., 2017 ). Радиус полусвета - это радиус, в пределах которого излучается половина света; когда вы видите изображение галактики, оно обычно кажется в 4-5 раз больше, чем это. Итак, что-то вроде этого:

Значительная часть барионов также находится в гало. Это горячий газ в миллионы кельвинов, а высокая температура и низкая плотность затрудняют его обнаружение, так как он светится только в слабом рентгеновском диапазоне.

Обратная связь выбрасывает газ, но темная материя остается

Но различные физические процессы действуют так, чтобы попытаться выбить из галактик барионы, но не DM. Эти процессы известны как обратная связь и связаны с «впрыскиванием» энергии в барионы. Для массивных галактик с гало массами$M_\mathrm{h}\gtrsim10^{12}\,M_\odot$в этой обратной связи преобладает аккрецирующий газ их центральной черной дыры, что приводит к экстремальной светимости, проявляющейся в виде квазара или активного галактического ядра ( Силк и Рис, 1998 ; Кротон и др., 2006 ). Для меньших галактик с$M_\mathrm{h}\lesssim10^{12}\,M_\odot$, обратная связь в основном возникает из-за звездных ветров и взрывающихся звезд, передающих тепловую и кинетическую энергию окружающему газу ( Декель и Силк, 1986 ; Хопкинс и др., 2012 ). При еще меньших массах галактики настолько малы, что значительная часть их газа может быть полностью выброшена в ранние эпохи звездообразования (например , Баллок и др., 2000 ), в результате чего образуются галактики, состоящие практически только из DM и нескольких звезд.

Чем меньше галактика, тем мельче ее гравитационный потенциал и тем легче газу покинуть галактику.

Следовательно, чем меньше галактика, тем больше в ней темной материи .

И наоборот, чем больше гало, тем больше его массовые доли сходятся к космическим долям. Они достигаются только для ореолов масс$M_\mathrm{h} \gtrsim 10^{15}\,M_\odot$, которые больше не являются отдельными галактиками, а скорее группами и скоплениями. Это видно на рисунке ниже (из статьи Хендена и др. 2018 , опубликованной на прошлой неделе ), на которой показаны массовая доля звезд ( слева ) и массовая доля газа ( справа ) в зависимости от массы гало:

Барионная фракция$f_\mathrm{b} = f_\mathrm{stars}+f_\mathrm{gas}$, а дробь DM — то, о чем вы просите — затем определяется как$f_\mathrm{DM} = 1 - f_\mathrm{stars} - f_\mathrm{gas}$. Видно, что звездная доля уменьшается с массой гало из-за обратной связи АЯГ, обсуждавшейся выше, но общая доля звезд + газа увеличивается.

Однако обратите внимание, что хотя DM — будучи бесстолкновительной — не совсем выдувается из галактики, как барионы, гравитационное притяжение между двумя компонентами все же влияет на DM и изменяет профиль плотности гало ( Даффи и др., 2010 ).

Галактики с большим количеством газа, чем темной материи (?)

Таким образом, галактика без барионов не является огромной загадкой, пока она маленькая. Даже более крупные галактики, по-видимому, способны избавиться от большей части барионов; ван Доккум и др. (2016) сообщили о гало размером с мегаватт с 98% DM.

Галактика с барионами, но без DM более эффектна, но недавно о ней сообщили ван Доккум и др. (2018) (да, тот самый парень). В другом ответе о DF2 я обсуждаю различные процессы, которые могут привести к такой галактике, включая неверную интерпретацию данных.

Основной метод, используемый для измерения темной материи в галактике, заключается в наблюдении за дополнительным гравитационным притяжением невидимой материи. Влияние на орбиты звезд в галактике (определяемое путем наблюдения за кривыми вращения галактики) и искривление света с помощью гравитационного линзирования - вот некоторые из методов, используемых для измерения гравитационного притяжения галактики.