Астрофізика ★★☆ Помірно

🌌 Крива обертання галактики

Зірки на краях галактик обертаються швидше, ніж передбачає закон Кеплера. Відкриття Віри Рубін — пласка крива обертання V(r) = const — є найпрямішим доказом гало темної матерії. Змінюйте частку темної матерії і спостерігайте, як змінюється передбачена крива.

V_max: — км/с V_пласка: — км/с Темна матерія: 75% R_гало: — kpc

🌌 Загадка темної матерії

Якби існувала лише видима матерія, орбітальна швидкість зменшувалася б як V ∝ 1/√r (закон Кеплера) за межами диска. Натомість спостереження показують V ≈ const до радіусів 200+ кпк — пласка крива обертання. Це вказує на велику невидиму масову складову: гало темної матерії.

V_повна(r) = √[ V_диск²(r) + V_гало²(r) ]

Профіль NFW (Navarro-Frenk-White, 1996) описує густину ТМ як ρ(r) = ρ₀ / (r/rs)(1 + r/rs)², що дає вклад гало у швидкість, який залишається майже постійним при великих r. Темна матерія становить ~85% усієї матерії у Всесвіті.

Про цю симуляцію

Ця симуляція відтворює спостереження, що прославило Веру Рубін: зорі далеко від центру галактики обертаються набагато швидше, ніж може пояснити лише видима матерія. Вона обчислює V_total(r) = √[V_disk²(r) + V_halo²(r)], поєднуючи модель диска Freeman-1970 з профілем гало темної матерії NFW (Navarro-Frenk-White), і дозволяє порівняти отриману пласку криву обертання зі спадною кеплерівською кривою, яку передбачила б лише видима маса.

🔬 Що показано

Без темної матерії орбітальна швидкість мала б спадати як V ∝ 1/√r (кеплерівська) за межами видимого диска — так само, як планети сповільнюються далі від Сонця. Реальні галактики натомість показують пласкі або повільно зростаючі криві обертання на великих радіусах, що вимагає додаткової, невидимої маси, розподіленої в гало NFW з густиною ρ(r) = ρ₀/[(r/rs)(1+r/rs)²].

🎮 Як користуватись

Оберіть пресет галактики (Молочний Шлях, Андромеда, карликова галактика) зі списку, або налаштуйте Dark matter fraction, Galaxy mass і Halo scale напряму. Пунктирна кеплерівська крива показує, якими були б швидкості лише з видимою масою, крива DM halo (NFW) показує внесок темної матерії, а суцільна загальна крива — те, що насправді спостерігається; показники V_max і V_flat оновлюються наживо.

💡 Чи знали ви?

Вимірювання кривих обертання Верою Рубін у 1970-х стали одним із перших вагомих спостережних доказів темної матерії — за десятиліття до того, як фізики частинок отримали будь-якого кандидата на пряме виявлення. Розбіжність між видимою масою і орбітальною швидкістю досі не пояснена звичайною матерією, тому гало темної матерії лишається провідним поясненням.

Часті запитання

Чому швидкість обертання мала б спадати з радіусом, якби існувала лише видима матерія?

За межами видимого диска галактики практично вся маса охоплена в межах будь-якого заданого радіуса, тож орбітальна механіка поводиться як планети навколо Сонця: V ∝ 1/√r — той самий кеплерівський спад, що й для обертання навколо будь-якої точкової маси. Саме це показано пунктирною кривою, і це не те, що показують реальні галактики.

Що насправді означає "пласка" крива обертання?

Замість спадання орбітальна швидкість лишається приблизно сталою (або навіть трохи зростає) на великих радіусах у реальних галактиках. Це можливо лише якщо охоплена маса продовжує зростати пропорційно радіусу навіть далеко за межами видимого диска — що вказує на величезний, протяжний, невидимий розподіл маси.

Що таке профіль NFW і чому він має таку форму?

Профіль Navarro-Frenk-White ρ(r) = ρ₀/[(r/rs)(1+r/rs)²] — це форма густини, отримана з космологічних симуляцій формування гало темної матерії під дією гравітації. Він крутий поблизу центру і спадає поступовіше на великих радіусах, а його інтегрування дає внесок швидкості, що лишається близько до плаского на широкому діапазоні радіусів — відповідно до спостережень.

Як параметр масштабу гало (rs) змінює криву?

Радіус масштабу гало rs задає, де профіль густини NFW переходить від крутого внутрішнього нахилу до пологішого зовнішнього. Більший rs розподіляє масу темної матерії на більший об'єм, що змінює, де крива обертання виположується і як швидко досягається V_max.

Чи потребують карликові галактики більше чи менше темної матерії, ніж великі спіральні?

Карликові галактики зазвичай показують навіть вищу частку темної матерії, ніж великі спіральні на кшталт Молочного Шляху чи Андромеди, бо їхня видима (світна) маса мала, тоді як виміряні швидкості обертання все ще відносно швидкі для їхнього розміру — це видно, перемикаючись між пресетами галактик і порівнюючи частку темної матерії, яку кожен із них передбачає.