Кратко сравнение предсказаний и набор конкретных наблюдательных тестов, которые различают модель холодной тёмной материи (DM) и модифицированную ньютоновскую динамику (MOND).
Основные предсказания (сравнение)
- Асимптотическая скорость вращения:
- MOND: для изолированной галактики с барионной массой $M_b$ при малых ускорениях даёт универсальную связь
$$V_{\infty }=(G{M}_b{a}_0{)}^{1/4},$$ что эквивалентно барионной Тулли-Фишер связи $M_b\propto V_f^4$. Здесь $a_0\approx 1.2\times 10^{-10}\mathrm{m}{\mathrm{s}}^{-2}$.
- DM: скорость определяется суммой вкладов диска и гало; асимптотика зависит от формы гало (например NFW: $\rho (r)\propto 1/(r(r+r_s{)}^2)$) и концентрации, потому универсальной $M_b$-$V$ связи нет, хотя на популяциях возникает статистический BTFR через корреляции масса–крутизна образования.
- Форма вращательных кривых (RC) по массе и поверхностной яркости:
- MOND: RC полностью задаются барионной поверхностью плотности; LSB-галактики (низкая поверхностная яркость) должны иметь «плоские» или возросшие RC при малых массах, предсказуемо по распределению звёзд+газа.
- DM: LSB часто требуют центральных «ядер» или устойчивых круговых скоростей за счёт гало; разнообразие форм RC объясняется вариациями концентрации гало и влияние baryonic feedback — проблема «diversity» частично решается моделями обратной связи.
- Окружение (внешнее поле):
- MOND: эффект внешнего поля (EFE) — внутренняя динамика зависит от внешнего гравитационного ускорения; одна и та же масса в кластере будет вести себя ближе к ньютону, чем в изоляции.
- DM: внутренние орбиты мало зависят на малых радиусах от внешнего поля (на уровне, где доминирует собственное гало).
- Сателлиты и субструктура:
- DM: предсказывает большое число субгало и специфическую статистику скоростей/радиальных распределений; подшум в динамике (динамическое трение, возмущения потоков).
- MOND: нет «природных» миллиарда субгало; сателлиты формируются иначе (например, tidal dwarfs), и распределение/численность отличаются; EFE влияет на удержание слабых сателлитов.
- Барная динамика и динамическое трение:
- DM: динамическое трение от массивного гало тормозит бара, приводит к медленному вращению бара (large slowdown).
- MOND: при отсутствии массивного гало трение значительно меньше → быстрые бары устойчивее.
Конкретные наблюдательные тесты (что измерить и ожидаемый отличительный результат)
1) Длинные HI-вращательные кривые на больших радиусах
- Что измерять: RC до $R\sim (5-10)R_{\mathrm{eff}}$ в HI или глубоких оптических линиях, точные массово-световые карты baryons.
- Ожидание:
- MOND: скорость в дальних районах определяется baryons по формуле $V(r)\to (G{M}_b{a}_0{)}^{1/4}$.
- DM: кривые часто остаются плоскими/падающими в соответствии с профилем гало (NFW или cored) и зависят от концентрации.
- Инструменты/метрики: MeerKAT/ASKAP/SKA, VLA; сравнение предсказанной MOND формы RC без дополнительного DM; статистика отклонений.
2) Сравнение одинаковых галактик в разном окружении (тест EFE)
- Что измерять: пары изолированных и кластерных/групповых галактик с похожей baryonic mass и поверхностной яркостью; RC и дисперсия газa/звёзд.
- Ожидание:
- MOND: внутренние скорости в окружении с сильным внешним ускорением станут ближе к ньютоновой — RC ослаблены по сравнению с изолированным аналогом.
- DM: слабая или предсказуемая средняя разница (зависит на уровне приливов), но не систематический эффект, эквивалентный EFE.
- Инструменты: IFU (MUSE, KCWI), HI карты.
3) Барная динамика: измерение скорости бара и радиуса коротации
- Что измерять: скорость паттерна бара ${\Omega }_p$, коротационный радиус $R_{\mathrm{cor}}$, параметр $\mathcal{R}=R_{\mathrm{cor}}/R_{\mathrm{bar}}$ (Tremaine–Weinberg или моделирование).
- Ожидание:
- MOND: быстрые бары с $\mathcal{R}\approx 1.0-1.4$.
- DM: демпфирование от гало → более медленные бары, частично $\mathcal{R}>1.4$.
- Инструменты/методы: Tremaine–Weinberg метод на IFU-данных; крупные статистики баров (SDSS, MaNGA).
4) Статистика сателлитов и их скоростей вокруг MW-подобных галактик
- Что измерять: число сателлитов с заданной массой/скоростью, радиальное распределение, фазовые пространства.
- Ожидание:
- DM: определённая функция массового распределения субгало, многие мелкие сателлиты; скорость дисперсий соответствует массам гало.
- MOND: уменьшенное число субструктур; различия в функции распределения; влияние EFE на выживание малых сателлитов.
- Инструменты: глубокие оптические обзоры (LSST), спектроскопия, GAIA для Млечного Пути.
5) Гравитационное линзирование (сильное и слабое)
- Что измерять: профили поверхностной массы $\Sigma (R)$, слабое линзирование $\Delta \Sigma (R)$ вокруг галактик и стек-аналитика.
- Ожидание:
- DM: линзинг соответствует сумме baryons+DM, NFW-подобный сигнал на сотнях кпк.
- MOND (без дополнительной невидимой массы): нехватка линзинговой массы в кластерах и на больших радиусах; релативистские версии MOND (TeVeS и т.д.) дают разные предсказания, но обычно требуют дополнительной массы в кластерах.
- Инструменты: HSC, KiDS, Euclid, LSST; сверка с динамическими массами.
6) Течения звёздных потоков и «щели» в них
- Что измерять: статистика возмущений в трубах и стримах (gaps), их частота и массу возмущающих объектов.
- Ожидание:
- DM: многочисленные мелкие субгало создают характерную частоту пропусков/возмущений.
- MOND: без субгало — существенно меньше мелких возмущений (альтернативные возмущения — б/в).
- Инструменты: GAIA, DESI, LSST; детектирование и статистика щелей.
7) Динамика горячего газа в кластерах и несоответствие массы
- Что измерять: профиль температуры и плотности газа (X-ray), совмещённый с линзингом.
- Ожидание:
- DM: масса кластера из гидростатического равновесия сопоставима с линзингом.
- MOND: динамика газа требует дополнительной невидимой массы (например, тёплые нейтрино) — систематическое отклонение.
- Инструменты: Chandra, XMM-Newton + линзинг.
8) Толщина диска, вертикальная кинематика и фляринг газа
- Что измерять: вертикальная дисперсия звёзд и флаеринг HI слоя на больших радиусах.
- Ожидание:
- DM: гало обеспечивает вертикальную жёсткость (меньший фляринг и определённая вертикальная дисперсия).
- MOND: без массивного гало вертикальные профили отличаются; предсказуемые отличия в масштабе высоты диска как функция радиуса.
- Инструменты: edge-on галактики в HI, IFU-кинетика.
Практическая стратегия наблюдений (конкретно)
- Выбрать контролируемые выборки: (a) изолированные LSB-дисковые галактики; (b) те же по массам/плотности в группах и кластерах; (c) MW‑подобные сателлитные системы; (d) сильные линзирующие галактики.
- Комбинация данных: глубокие HI-замеры до больших радиусов + IFU-килпика для звёздной кинематики + слабое/сильное линзирование + GAIA для потоков/сателлитов + X-ray в кластерах.
- Ключевые метрики: отклонение RC от MOND-прогноза (без доп. DM), параметр $\mathcal{R}$ для бара, частота и масса возмущений в стримах, профиль $\Delta \Sigma (R)$ на десятках—сотнях кпк, различие динамических масс в кластерах между X-ray и линзингом.
Короткая суммарная таблица ожидаемых выигрышных различий
- EFE (изоляция vs кластер): сильный индикатор MOND (наличие/отсутствие систематического эффекта).
- Барные скорости ($\mathcal{R}$): быстрые бары → MOND; систематический тормоз → DM.
- Потоки и субструктура: много мелких возмущений → DM; их отсутствие/недостаточность → MOND.
- Линзинг vs динамика в кластерах: несовпадение → проблема для MOND (без доп. массы).
- BTFR: точная безразмерная связь $M_b\propto V_f^4$ поддерживает MOND-предсказание; статистические расхождения и разброс — в пользу DM при учёте baryonic physics.
Заключение (одно предложение)
- Набор согласованных тестов — расширенные RC, сопоставление изолированных/окружённых аналогов (EFE), барная кинематика, статистика сателлитов и стримов, а также совмещённый линзинг+X-ray в кластерах — позволяет наиболее чётко различить DM и MOND на разных масштaбах и окружениях.