|
Естественно, мы получим формулу Кеплера для движения по круговой орбите Измерив зависимость v(r), мы можем восстановить зависимость M(r). При этом следует учесть, что, если бы галактика не содержала темной материи, ее масса была бы сосредоточена в ее диске, т. е. ее гравитационное поле не было бы сферически симметричным. Поэтому, строго говоря, формула для скорости не совсем верна и могла бы использоваться только для оценки. Однако, как оказалось, основная часть массы галактики связана с темной материей, распределение которой, как считают астрономы, достаточно симметрично, поэтому формула Кеплера вполне адекватна.
Осталась одна небольшая деталь: научиться измерять зависимость v(r). Не для всех галактик это возможно. Если плоскость галактики перпендикулярна направлению на Землю, то скорости вращения звезд имеют только тангенциальные компоненты и не могут быть измерены существующими методами. Если же плоскость галактики наклонена, то скорости вращения звезд имеют еще и радиальные компоненты. В этом случае их можно определить по эффекту Доплера. На рис. 4.2 показана галактика, вращающаяся против часовой стрелки так, что спиральный рукав в точке A движется на нас, а в точке C – от нас. Рисунок сделан в галактической плоскости, наблюдатель на Земле расположен внизу. Эти скорости вращения складываются со скоростью, с которой центр галактики, расположенный в точке B, удаляется от нас. В результате в точке A спектры излучения будут дополнительно сдвинуты в фиолетовую область по сравнению с точкой B, а в точке C – в красную область. Анализируя наблюдаемый спектр галактики, можно определить направление вращения галактики и скорость вращения ее частей. Далее, зная угол наклона плоскости галактики к направлению на Землю, мы можем определить форму кривой вращения. Угол наклона определяется из предположения, что диск галактики круглый, а наблюдаемая эллиптичность связана с ее наклоном. Чем больше угол наклона, тем точнее можно определить кривую вращения. В этом смысле идеальными являются галактики, видимые с ребра. Естественно, что для того, чтобы получить кривую вращения, мы должны рассмотреть с помощью телескопа разные части галактики. Это можно сделать только для не очень далеких галактик. Для галактик со слишком маленькими угловыми размерами мы не можем получить кривую вращения. Вместо этого мы можем определить ширину линий излучений галактики. В основном она связана с доплеровским сдвигом света, излученного разными частями галактики. В результате вместо кривой вращения мы можем получить только оценку характерной средней величины скорости вращения. Ширина линий излучения активно используется во внегалактической астрономии, но для иллюстрации существования темной материи кривые вращения куда нагляднее. На рис. 4.3 показано изображение галактики M33 (Треугольник), входящей в Местную группу, т. е. одной из самых близких к нам галактик. На него наложена кривая вращения этой галактики таким образом, что масштаб расстояний совпадает с масштабом изображения. Обратим внимание, что кривая вращения приведена для области, существенно превосходящей видимые размеры галактики. Как это было сделано? Для этого использовались наблюдения небольших водородных облаков, вращающихся вокруг галактики вне ее видимой области. Естественно, закон Кеплера для них выполняется точно так же, как и для звезд. На рисунке кроме реальной кривой вращения изображена теоретическая кривая вращения, которую имела бы эта галактика, если бы вся ее масса была сосредоточена в светящейся компоненте. Легко понять, что за пределами видимой части галактики M(r) доля светящейся материи становится постоянной и v(r) в отсутствие темной материи падала бы по закону v ~ r–1/2. В то же время реальная кривая вращения, напротив, продолжает возрастать далеко за пределами видимой области, показывая, что там должно существовать нечто, вносящее вклад в общую массу галактики. Это и есть темная материя. Согласно существующим представлениям, все галактики окружены гало из темной материи (см. |
