При помощи новой методологии анализа данных по скоростям движения объектов в нашей галактике астрофизики получили уточнённое значение её массы и оценки для распределения её барионного вещества и тёмной материи. Новая методика на основе вероятностного анализа доступной информации даёт значение массы Млечного Пути 890 миллиардов солнечных масс, а также позволяет ввести ограничения для возможных моделей распределения тёмной материи в галактике.
Исследовательская группа из нескольких научных центров Бразилии и Великобритании разработала новую методологию анализа доступной информации по распределению массы и кинематическим параметрам галактики. Использовались данные по кривой вращения галактики, накопленные за несколько десятилетий из множества источников и в частности новейшая астрометрическая информация с космического телескопа Европейского космического агентства Gaia (Gaia DR2, или «второй набор данных» от 2018 года). Методика, использующая байесовский вероятностный подход, позволила получить согласованные оценки для распределения тёмной материи по галактике и в конечном итоге сделать вывод о её совокупной массе и размерах. Результаты исследований опубликованы в двух связанных работах международного научного коллектива, первая из которых вышла в сентябре в Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, вторая пока что доступна как препринт на arXiv.org.
Почти единственный прямой способ измерения массы космического объекта, будь то планета, звезда или галактика — это измерение его силы притяжения. Для удалённых тел заключение о массе этим способом можно сделать, измеряя период обращения его спутников. У космических тел без спутников определение массы до эпохи космических полётов являлось нетривиальной задачей. Так, массу лишённых спутников Меркурия и Венеры уверенно определили сравнительно недавно, при подлёте к ним первых космических станций. Подобным образом дело обстоит и с объектами наподобие звёздных скоплений и галактик. В случае с нашей галактикой мы можем воспользоваться данными о скорости обращения звёзд вокруг её центра. Так, Солнечная система движется по галактике со скоростью около 220 км/с, при этом находясь на расстоянии около 8 кпс (килопарсек) от ядра галактики. Даже из этих данных при помощи школьной физики или третьего закона Кеплера можно получить грубую оценку массы внутренней (по отношению к нам) части галактики, создающей именно такую силу притяжения. У автора сейчас получилось значение порядка 100 миллиардов солнечных масс (M⊙) — грубо в 10 раз меньше разброса значений в Википедии: значительная доля массы галактики располагается за пределами орбиты Солнечной системы, до расстояний порядка 30 кпс; астрофизики же оперируют доступными кинематическими данными по объектам до расстояний 100—200 кпс от центра.
Подобные данные в виде расстояния до центра и скорости орбитального перемещения по галактике доступны для многих звёзд и других, движущихся по галактике объектов («трейсеров»), — так, кроме звёзд используют перемещение межзвёздного газа и космические мазеры в молекулярных облаках. Всего доступны данные по порядка 10 000 таких движущихся объектов, что позволяет отложить их на кумулятивном графике — кривой вращения галактики.
Такие кривые получены и для других галактик. Интересно, что для других не слишком удалённых галактик измерения часто оказываются более однозначными, чем по нашей галактике — Млечному Пути: большой разброс данных на некоторых участках кривой обусловлен тем, что мы пытаемся измерить скорости в галактике, находясь внутри. Здесь ситуация похожа на наши возможности изучения морфологии галактики: мы пытаемся наблюдать её, находясь внутри галактического диска и смотря на её объекты «с ребра», соответственно почти ничего не можем сказать о спиральных рукавах на противоположной стороне от её центра. В этом отношении гораздо больше информации можно получить, рассматривая другие спиральные галактики со стороны, особенно повёрнутые к нам плашмя — например, Туманность Андромеды, ближайшую к нам вторую крупную спиральную галактику Местной группы галактик.
Эти кривые являются основным инструментом исследования распределения массы в различных структурных частях галактик. В современных моделях отдельно учитывают разные по своим характеристикам компоненты: центральная часть галактики, или «балдж», где компактно располагается значительная часть звёздной массы; звёздный галактический диск и газовое гало. Наряду с анализом кинетической кривой для определения массы используется и непосредственный подсчёт — оценка видимой массы, заключённой в звёздах в разных частях галактики (подсчёт плотности вещества исходя из видимого распределения звёзд). Оказывается, видимое распределение массы существенно противоречит форме таких кривых как для нашей, так и для других галактик. Если бы масса галактики заключалась в звёздном веществе и газе (в барионной материи), объекты на периферии галактик двигались бы значительно медленнее — по мере удаления от центра скорость движения звёзд уменьшалась бы примерно обратно пропорционально корню расстояния до ядра. В первом приближении в этом можно легко убедиться исходя из ньютоновского закона для силы притяжения, действующей на звезду и приняв, что существенная масса звёзд располагается в ядре галактики на расстояниях около 2—3 килопарсек. Явное несоответствие такого поведения наблюдениям и привело к моделям ненаблюдаемой, но обладающей массой «тёмной материи», составляющей порядка 85—95 % истинной массы галактики и обладающей своим распределением в пространстве.
По галактике Млечного Пути доступно значительное количество астрометрических данных, полученных на разных инструментах и в разное время. Согласование этих данных и сведение их в один набор достаточно сложно — каждый набор характеризуется своим диапазоном случайных и систематических ошибок, которые необходимо учитывать для определения «правдоподобности» тех или иных количественных оценок массы. Авторы исследования применили вероятностный подход к обработке имеющейся информации на основе байесовской статистики. Этот подход рассматривает различающиеся между собой «априорные» и «апостериорные» распределения вероятностей каких-либо величин, в данном случае — параметров астрофизических моделей распределения видимого вещества и тёмной материи в галактике. Смысл байесовского подхода к данным заключается в возможности динамического «обновления» изначально предполагаемых вероятностей и параметров исходя из новых измерений, тем самым — самосогласованное уточнение модели по мере поступления новой информации.
Более ранние оценки массы Млечного Пути по разным методикам давали значения в диапазоне от 500 миллиардов до 3 триллионов солнечных масс. Очередная оценка, на этот раз в 890 миллиардов M⊙, не ставит точку в этом вопросе. Так, в публикации 2019 г. другой исследовательской группы в The Astrophysical Journal оценка массы по тем же данным Gaia DR2 даёт 1,5 триллиона M⊙ — почти в два раза больше. Однако попутно, в отличие от элементарной матстатистики с фиксированными параметрами, предлагается систематический учёт уже полученной и появляющейся информации для разработки моделей распределения вещества в галактике.
