Роль тёмной материи в скоплениях галактик
Скопления галактик — наиболее массивные гравитационно связанные структуры во Вселенной, состоящие из сотен и тысяч отдельных галактик, пронизанных горячим межгалактическим газом и погружённых в массивный гравитационный потенциал. Однако наблюдаемое излучение от галактик и рентгеновского газа даёт лишь часть картины. Расчёты общей массы скоплений, основанные на движении галактик (через закон Вириала) или на распределении рентгеновского газа (через гидростатическое равновесие), стабильно приводят к массе, в 5–10 раз превышающей массу, приходящуюся на обычное барионное вещество. Это несоответствие указывает на доминирующий вклад невидимого компонента — тёмной материи.
Вириальное соотношение, применяемое к гравитационно связанным системам, позволяет выразить массу скопления через наблюдаемую дисперсию скоростей галактик:
$$ M \approx \frac{3 \sigma_v^2 R}{G}, $$
где σv — дисперсия лучевых скоростей, R — характерный размер скопления, G — гравитационная постоянная.
Аналогично, гидростатическое равновесие рентгеновского газа позволяет оценить массу по распределению температуры T(r) и плотности ρg(r):
$$ \frac{dP}{dr} = -\frac{GM(r)\rho_g(r)}{r^2}. $$
Комбинируя это уравнение с наблюдаемыми профилями плотности и температуры, восстанавливают массу M(r). И в этом случае полученные значения оказываются на порядок выше, чем масса, обусловленная барионной компонентой.
Третье независимое подтверждение присутствия тёмной материи в скоплениях исходит из наблюдений гравитационного линзирования. Свет фоновых галактик искажается гравитационным полем скопления, что позволяет реконструировать карту поверхностной плотности массы.
В случае сильного линзирования наблюдаются кольца Эйнштейна, дуги и множественные изображения фоновых источников. Эти эффекты позволяют напрямую измерять массу в центре скопления.
При слабом линзировании фиксируются статистические искажения форм большого количества фоновых галактик. Это позволяет восстанавливать профиль массы на больших расстояниях от центра.
Полученные с помощью линзирования карты массы надёжно демонстрируют, что основной вклад в массу скопления приходится не на горячий газ и не на галактики, а на диффузную, невидимую субстанцию — тёмную материю.
На основе данных о гравитационном линзировании и гидростатическом равновесии были предложены различные функциональные формы описания распределения тёмной материи. Наиболее используемой является профиль Наварро–Френка–Уайта (NFW):
$$ \rho(r) = \frac{\rho_s}{(r/r_s)(1 + r/r_s)^2}, $$
где ρs — характерная плотность, rs — масштабный радиус.
Этот профиль возникает из численного моделирования гало тёмной материи в рамках ΛCDM-космологии и хорошо согласуется с массой, реконструированной по линзированию и рентгеновским данным.
Скопления пронизаны горячим межгалактическим газом, испускающим рентгеновское излучение. Температура газа (10⁷–10⁸ K) и его распределение в пространстве находятся в гравитационном равновесии с общей массой скопления. Этот газ служит своеобразным индикатором гравитационного потенциала, в основном определяемого тёмной материей.
Наблюдаемое излучение показывает, что доля газа в скоплениях составляет около 10–15% от общей массы, тогда как доля самих галактик не превышает 2–5%. Оставшиеся 80–85% приходятся на тёмную материю, что подчёркивает её доминирующую роль в строении скоплений.
Явление слияния скоплений предоставляет уникальные условия для изучения поведения различных компонент. Наиболее известным примером является Куля (Bullet Cluster, 1E 0657–558). Здесь два скопления прошли сквозь друг друга, и барионный газ (видимый в рентгене) испытал сопротивление и задержался в центре столкновения, тогда как гравитационная масса (по данным линзирования) осталась связанной с галактиками, ушедшими дальше.
Этот эффект интерпретируется как прямое доказательство существования слабо взаимодействующей тёмной материи, которая проходит сквозь другую тёмную материю и газ, почти не испытывая трения.
Исследования массы и количества скоплений на различных красных смещениях позволяют накладывать ограничения на космологические параметры, включая плотность материи Ωm и нормировку спектра возмущений σ8. Наблюдаемое количество массивных скоплений и их эволюция во времени чувствительны к содержанию тёмной материи во Вселенной.
По оценкам, доля тёмной материи в критической плотности составляет:
ΩDM ≈ 0, 25,
что составляет примерно пятикратное превышение над вкладом барионов:
Ωb ≈ 0, 05.
Таким образом, скопления играют ключевую роль в космологических измерениях и являются естественными лабораториями для изучения крупномасштабной природы тёмной материи.
Альтернативные теории, например модифицированная ньютоновская динамика (MOND) или обобщённые теории гравитации (f(R)-гравитация), пытались объяснить наблюдаемую массу без привлечения тёмной материи. Однако результаты по Куле и другим сливающимся скоплениям, а также поведение газа и гравитационного линзирования, оказались плохо объяснимыми в рамках этих теорий без явного введения тёмной массы.
Кроме того, профиль распределения массы в скоплениях согласуется с результатами ΛCDM-симуляций, в которых тёмная материя рассматривается как невзаимодействующая и холодная (CDM).
Тёмная материя в скоплениях не только определяет их гравитационную структуру, но и играет центральную роль в формировании филаментов и пузырей крупномасштабной структуры Вселенной. Согласно современным численным симуляциям, гало тёмной материи сливаются и образуют иерархически более крупные структуры, притягивая барионное вещество в гравитационные потенциальные ямы.
Скопления галактик формируются в пересечениях филаментов, являясь вершинами и концентратами массы. Их пространственное распределение и корреляции дают важную информацию о спектре начальных возмущений и динамике роста структуры в ранней Вселенной.
Современные наблюдения в сочетании с численными моделями позволяют проследить эволюцию распределения тёмной материи в скоплениях от начальных слияний гало до текущего квазистабильного состояния. На ранних этапах гало более асимметричны и вытянуты, со временем переходя к более сферическим конфигурациям. Слияния, аккреция газа и галактик, а также динамическое трение влияют на внутреннюю структуру.
Особое внимание уделяется вопросу плотности тёмной материи в центральных областях: профили плотности могут иметь центральный «костяк» (core) или же «острый пик» (cusp), что напрямую зависит от природы частиц тёмной материи — холодная она, тёплая или самовзаимодействующая.
Тёмная материя составляет основной массосодержащий компонент скоплений галактик. Её присутствие подтверждено независимо несколькими методами: от динамики галактик до линзирования и рентгеновского анализа. Именно благодаря её гравитации скопления сохраняют свою структуру, концентрируют горячий газ, образуют дуги линзирования и следуют закономерностям роста крупномасштабной структуры.
Скопления служат естественными лабораториями для эмпирического исследования природы тёмной материи, проверок космологических моделей и поисков возможных отклонений от стандартной модели ΛCDM.