Привычные нам галактики состоят из звёзд, межзвёздного газа и невидимой тёмной материи, которая скрепляет всё это своей гравитацией. Природа тёмной материи неизвестна, несмотря на то что она непременно должна существовать.
Не будь её, не было бы ни галактик, ни их гигантских скоплений. Гравитации, создаваемой звёздами и газом, совершенно недостаточно, чтобы препятствовать их разлёту.
Впервые на это обратил внимание швейцарский астрофизик Фриц Цвикки в 1933 году – без малого сто лет назад. За этот период в астрофизике накоплено очень много подтверждений существования темной материи. Однако, что за этим кроется, какие частицы могут нести необходимую гравитацию и никак не проявлять себя в других взаимодействиях с обычной материей, остаётся загадкой.
Не все галактики одинаковы в процентном соотношении между звёздами и межзвёздным газом с одной стороны и тёмной материей с другой. В галактиках с полной массой – звёздами и межзвёздным газом, – поменьше, тёмной материи в процентном отношении побольше. Это иллюстрирует рисунок.
Красным ромбиком справа по оси X показано положение нашей Галактики – у неё звёздная вместе с газом масса около 300 млрд масс Солнца, как показано буквой M с символом Солнца.
Нашу Галактику, в отличие от всех других, принято писать с заглавной буквы.
Тёмной материи в Галактике в 3 раза больше, чем барионной, как указано на оси Y. Слева, ближе к началу координат таким же ромбиком показано положение спутника нашей Галактики – Большого Магелланова Облака (БМО).
Это тоже галактика, но карликовая. У неё масса барионов, то есть звёзд вместе с газом в 30 раз меньше, как показано на графике. Но зато отношение массы тёмной материи к массе барионов примерно в 5 раз больше. Серым эллипсом, который тянется от Галактики к БМО показана область, где “рассыпаны” галактики с массами меньшими, чем 300 млрд масс Солнца.
У галактик с ещё меньшими чем у БМО массами относительная масса тёмной материи ещё больше, как это схематически иллюстрирует серая полоса слева вверх от точки для Большого Магелланова Облака.
Последнее время даже видавшие виды астрономы стали с удивлением обращать внимание на галактики, в которых звёзд и газа меньше, чем в карликовых галактиках. Их назвали ультра-слабыми карликовыми галактиками.
Восемь лет назад среди спутников Галактики была обнаружена такая ультра-слабая галактика Треугольник II, у которой масса звёзд была близка к 1000 масс Солнца, но зато масса тёмной материи оказалась около миллиона солнечных. То есть, со своим отношением масс тёмной к барионной материи – примерно 1000, – она выскочила бы по вертикальной оси далеко за пределы приведенного графика.
Но вот совсем недавно в созвездии Большой Медведицы была обнаружена самая тусклая из всех известных ранее галактика (статья пока опубликована только в виде препринта – предварительная публикация: https://arxiv.org/abs/2311.10134, первый автор Raphael Errani).
Это система называется Ursa Major III/UNIONS 1 (UMa3/U1). Её звёздная масса равна всего 16 солнечных масс – в ней чуть больше десяти звёзд! На первый взгляд – это скорее уж мираж, чем реальная галактика. И, казалось бы, что в ней такого, раз она такая маленькая. Но не будем торопиться с выводами – посмотрим, что о ней говорят дотошные специалисты.
Вот что они говорят: одиннадцать звёзд этой галактики заключены в объёме радиусом 10 световых лет. Примерно в два раза больше, чем расстояние от нас до ближайшей к нам планетной системы Проксима Центавра.
Скорости движения звёзд друг относительно друга заключены в интервале от 1 до 3 км в секунду. Это говорит скорее всего в пользу того, что мы видим действительно галактику. Если бы перед нами было маленькое скопление звёзд, то скорости звёзд были бы всего около 50 метров в секунду, то есть, в двадцать – пятьдесят раз меньше – “две большие разницы”, как говорят в Одессе.
В каком виде будет проявляться разница между одним и другим, показано на следующем рисунке:
На этом графике штриховые линии показывают связь между звёздной массой по оси X и гравитирующей массой по оси Y.
Под гравитирующей массой понимается такая масса, которая своей гравитацией могла бы удержать все звёзды в пределах занимаемого ими объёма.
Нижняя линия показывает это соотношение таким, как если бы это было простое шаровое звёздное скопление. Кружочками вдоль этой линии показаны шаровые скопления нашей Галактики, а их цвета означают величину массы, как показано на цветовой линейке.
Шаровые скопления не имеют тёмной материи. Скорости звёзд в них не очень велики и они удерживаются собственной гравитацией.
Система UMa3/U1 в таком случае должна была бы занимать положение, показанное синим ромбиком U1. Если бы было так, то относительные скорости звёзд в UMa3/U1 были бы равны примерно 50 м/с. А это уже противоречит наблюдениям – измеренные скорости в UMa3/U1 существенно больше – в среднем около 2 км/с.
Кроме того, если бы эта маленькая галактика удерживалась собственной гравитацией, то она рассыпалась бы на отдельные звёзды всего за один оборот вокруг нашей Галактики.
Что-то здесь не так.
В противоположность этому, верхняя линия на графике показывает галактики, которые удерживаются гравитацией темной материи. И вот оказалось, что когда подсчитали гравитирующую массу для измеренных в UMa3/U1 значений скоростей звёзд, то синий ромбик переместился к верхней штриховой линии – на графике он указан как UMa3.
На верхней линии отношение гравитирующей массы к массе звёзд равно тысяче. Это прямое указание на то, что система UMa3/U1 является галактикой, хотя и очень-очень маленькой – микро-галактикой. Удерживается она силой гравитации, создаваемой массой примерно в 10 тысяч масс Солнца.
Никогда ранее таких маленьких галактик не видели. И здесь-то возникает проблема. Когда и откуда она такая маленькая взялась?
Ответить на этот вопрос можно, заглянув в историю. А “заглянуть” в историю, то есть в прошлое этой микро-галактики, можно только с помощью вычислительных экспериментов.
В последнее время вычислительный эксперимент широко используется в качестве дополнительного инструмента, который позволяет “путешествовать” в прошлое. Делаются такие эксперименты с помощью мощных компьютерных кластеров с использованием современных методов параллельных вычислений.
Вот их результаты. График на рисунке иллюстрирует историю галактики UMa3/U1. Начинала она свою жизнь 11 млрд лет назад и была у неё масса звёзд 136 масс Солнца.
На “траектории” эволюции видно, что в процессе обращения UMa3/U1 вокруг Галактики масса звёзд в ней уменьшается. Это происходит из-за “приливных” сил, действующих на неё со стороны Галактики.
Приливные силы, это то, что вызывает у нас на Земле приливы, наблюдаемые на побережьях океанов за счёт действия силы гравитации со стороны Луны – те части, которые обращены к Луне притягиваются к ней сильнее, а с противоположной стороны Земли – слабее. В результате, океан вытягивается в виде эллипсоида в направлении Луны. Если бы Луна была поближе к нам, то океанов у нас могло бы и не быть.
В итоге, примерно за 25 оборотов вокруг Галактики звёздная масса микро-галактики UMa3/U1 уменьшается от 136 до 16 масс Солнца, как это видно из рисунка. При каждом приближении к Галактике из UMa3/U1 “выдёргивается” несколько звёзд и отправляются в самостоятельное путешествие.
От полного распада её спасло только наличие большой массы тёмной материи. В пределах звёздного населения радиусом 9 св. лет масса тёмной материи в UMa3/U1 составляет около 10 тысяч масс Солнца.
Но это только небольшое ядро тёмной материи, которая в ней есть. За его пределами тёмная материя простирается заметно дальше и имеет массу многократно больше массы ядра. По оценкам авторов она может достигать вплоть до 1 млрд солнечных масс.
Оказывается, совсем нелегко приходится карликам за спиной гигантов – надежда только на “тёмные” силы, к каковым относится тёмная материя.