Кратко о проблеме и критериях: ΛCDM отлично описывает крупномасштабную структуру, но на малых масштабах отмечают: избыток предсказанных субгалактик (‘‘missing/too many satellites’’), расхождение профиль–ядро (cuspy NFW vs cored) и наблюдаемая планарность спутников. Рассмотрим альтернативы, их сильные/слабые стороны и конкретные наблюдения, которые за \(\(10\!-\!20\ \mathrm{yr}\)\) помогут дискриминировать модели.
1) Что решать нужно (коротко)
- Избыток/дефицит сателлитов: наблюдаемых карликовых меньше, чем предсказывает чистый CDM, особенно при учёте малой массы и светимости.
- Cusp–core: NFW даёт центральный профиль $\rho \propto r^{-1}$, а многие вращающиеся и карликовые галактики показывают плоские ядра.
- Планарность спутников: упорядоченные дисковые/плоские конфигурации спутников в MW/Andromeda могут быть несчастными выборками или указывать на неучтённую физику.
2) Альтернативы и как они решают проблемы
- Тёплая тёмная материя (WDM).
- Эффект: свободное стекание размывает малые флуктуации, давая подавление числа субгалактик ниже некоторой массы отсечки $M_{\mathrm{cut}}$. Для теплового реклиналя $m_{\mathrm{WDM}}$ типичные пределы из современных данных $\gtrsim 2-5\mathrm{keV}$.
- Плюсы: естественно уменьшает число низкомассивных субгалактик (помогает проблеме спутников).
- Минусы: трудно одновременно получить крупные коры; сильная отсечка также влияет на раннюю структуру и Lyman‑α/21‑cm сигнал (строгие ограничения). Для того чтобы давать крупные коры, требуется очень лёгкая WDM, что противоречит Lyman‑α.
- Прогноз: резкое падение числа субгалактик ниже массы порядка \(\(M_{\rm cut}\sim 10^{8}\!-\!10^{10}\ M_\odot\)\) (зависит от $m_{\mathrm{WDM}}$).
- Самовзаимодействующая тёмная материя (SIDM).
- Эффект: рассеяние DM–DM теплообменивает центр гало, сглаживая профиль и формируя коры; при подходящей зависимсоти по скорости можно иметь большие коры в малых галактиках и сохранять кластеры. Ключевой параметр — сечение на массу $\sigma /m$.
- Типичные диапазоны, интересующие феноменологию: $\sigma /m\sim 0.1-10\mathrm{c}{\mathrm{m}}^2/g$, причём совместимые модели часто требуют скорость‑зависимого $\sigma (v)$ с $\sigma /m\sim 1\mathrm{c}{\mathrm{m}}^2/g$ на масштабах карликов и $\lesssim 0.1\mathrm{c}{\mathrm{m}}^2/g$ в кластерах.
- Плюсы: сохраняет успехи ΛCDM на больших масштабах, естественно даёт коры и влияет на формы гало (делает центры более сферическими).
- Минусы: необходимость согласованной скорости‑зависимости; некоторые модельные реализации требуют сложной микрофизики (медиаторные взаимодействия).
- Прогноз: калибруемые изменения профилей плотности, форма гало и смещения между звёздной и DM компонентами в столкновениях.
- Модифицированная гравитация (MOND и релятивистские расширения).
- Эффект: меняет законы динамики при малых ускорениях $a\lesssim a_0$ (где $a_0\sim 10^{-10}m/{\mathrm{s}}^2$), объясняет ротационные кривые и baryonic Tully–Fisher.
- Плюсы: успешна в описании вращения галактик без DM и предсказывает тесные связи «масса—скорость».
- Минусы: трудности с CMB, формированием структуры и скальными явлениями в скоплениях (нужны дополнительные компоненты), слабые/проблемные предсказания для линзирования на кластерных масштабах.
- Прогноз: специфические эффект внешнего поля (EFE) для карликов, отсутствие «тёмных» субгалактик, и предсказуемые масштабные связи между массой и скоростью.
3) Ключевые наблюдения в ближайшие \(\(10\!-\!20\ \mathrm{yr}\)\), которые дискриминируют модели
- Глубокая полная перепись карликовых галактик в окрестностях MW и других близких галактик: Rubin/LSST, Roman, Euclid, JWST.
- Что проверяет: число и функция масс/светимости сателлитов; подавление низкомассивных объектов — тест WDM (ожидает резкую отсечку при $M\lesssim M_{\mathrm{cut}}$). Rubin ожидается найти $\sim 10^2$ новых карликов в системе Млечного Пути.
- Кинематика и внутренние плотностные профили ультра‑тусклых карликов (спектроскопия 30‑м классов: ELT/TMT/GMT, JWST для отдалённых).
- Что проверяет: наличие ядер/коров при очень малой доле барионов; если коры есть в системах с крайне малой звёздной массой, это сильно говорит в пользу SIDM (или экзотической WDM+альтернатив), т.к. барионное «feedback» там слабое.
- Proper motions и орбитальная реконструкция спутников (Gaia + Rubin).
- Что проверяет: устойчивость и долговечность планарных конфигураций; если плоские структуры устойчивы и динамически холодны, это труднее объяснить как случайную флуктуацию в ΛCDM.
- Stellar streams и gaps (LSST, Gaia, высокое качество картографии).
- Что проверяет: популяцию мелких плотностных возмущений (подгало $M\sim 10^6-10^9{M}_{\odot }$). WDM предсказывает меньшую частоту возмущений; SIDM/ΛCDM — ожидается больше. Потенциально можно различить отсутствие «тёмных» субгалактик (MOND) от их наличия (DM-модели) через частоту и спектр щелей.
- Сильное гравитационное линзирование и flux‑ratio anomalies (ALMA, JWST, ELT, ngVLA).
- Что проверяет: наличие субструктуры в массе на масштабах $\sim 10^7-10^9{M}_{\odot }$. Сильное подавление на этих массах поддержит WDM; обнаружение большого числа субгалактик — в пользу CDM/SIDM.
- Lyman‑α лес и 21‑cm космология (DESI, ELT, SKA, HERA).
- Что проверяет: маломасштабный спектр плотности на высоких z — сильнейший ограничитель на свободное стекание WDM. Ожидается улучшение пределов на $m_{\mathrm{WDM}}$ (текущее ограничение порядка $\gtrsim 2-5\mathrm{keV}$); 21‑cm может сдвинуть предел существенно выше.
- Масс‑профили и формы гало в кластерах (гравитационное линзирование + X‑ray, eROSITA, Athena).
- Что проверяет: ограничения на $\sigma /m$ SIDM на кластерных скоростях; смещения между газом и DM в столкновениях (Bullet‑like) ставят верхние пределы на $\sigma /m$.
- Сравнение корреляции кор‑размеров и скорости/массы гало.
- Что проверяет: SIDM даёт масштаб‑зависимый эффект (кор больше в малых гало для определённой $\sigma (v)$), тогда как baryonic feedback даёт корреляцию с историей звездообразования; статистика большого числа галактик (Rubin, IFU‑опросы) поможет разделить сценарии.
- Тесты модифицированной гравитации: линзирование (особенно слабое линзирование), EFE в карликах, широкие двойные (wide binaries) и CMB.
- Что проверяет: MOND‑предсказания о внешнем поле и о независимости от тёмной субструктуры. Несовпадение линзирования и динамики будет проблемой для чисто модифицированных моделей; CMB/BAO сохраняют сильную дискриминацию.
4) Конкретные прогнозы/критерии дискриминации
- Если Rubin/LSST и последующие миссии найдут резкую отсечку в функции масс/числа субгалактик при $M\lesssim 10^8-10^9{M}_{\odot }$, это сильно поддержит WDM с $m_{\mathrm{WDM}}$ в несколько keV; отсутствие такой отсечки — против WDM.
- Если ультра‑малые карлики (звёздная масса $M_{\star }\ll 10^5{M}_{\odot }$) имеют устойчивые центральные коры, где baryonic feedback неэффективен, это — сильный аргумент в пользу SIDM (с подходящим $\sigma /m$).
- Если потоковые щели и линзинговые аномалии укажут на подструктуру уже на массах $\sim 10^6-10^8{M}_{\odot }$, это против WDM с крупной отсечкой и в пользу CDM/SIDM.
- Если планарность спутников окажется динамически древней и общераспространённой (не редкая флуктуация), это потребует новых каналов формирования спутников (инфлоу вдоль ветвей, диски разлома) — сложный тест для всех моделей; MOND даёт специфические динамические подписи (EFE), которые можно проверить по внутренней динамике спутников в разных внешних полях.
- Кластеры и столкновения (Bullet, El Gordo и др.): отсутствие смещений и округлые профили ограничивают $\sigma /m\lesssim 0.1\mathrm{c}{\mathrm{m}}^2/g$ на кластерных скоростях; если на масштабе карликов требуется $\sigma /m\sim 1\mathrm{c}{\mathrm{m}}^2/g$, модель должна иметь резко падающее сечение с увеличением скорости.
5) Итог/оценка перспектив
- Наиболее перспективная и гибкая альтернатива: SIDM с скорость‑зависимым сечением — сохраняет успехи ΛCDM на больших масштабах и естественно решает cusp–core; тестируема предсказуемыми изменениями профилей, форм и смещений.
- WDM может решить проблему избытка сателлитов, но ограничивается данными Lyman‑α/21‑cm и слабо даёт крупные коры; наблюдательный канал — подсчёт малых субгалактик и 21‑cm/Lyman‑α — решающий.
- Модифицированная гравитация красиво объясняет отдельные галактические закономерности, но имеет серьёзные проблемы с CMB/кластерами и линзированием; проверяется через EFE, линзирование и CMB/BAO сопоставления.
- Baryonic feedback остаётся серьёзной альтернативой: многие «проблемы» могут быть сведены на счёт звёздного/AGN‑фидбэка в гидродинамических симуляциях. Ключевой путь — найти коры в системах, где фидбэк мал (т.е. ультра‑малые карлики); это четко разделит baryons vs new DM physics.
Краткий практический план наблюдений для дискриминации (приоритеты):
- Rubin/LSST + Roman/Euclid: полная статистика сателлитов и потоков.
- Gaia + Rubin proper motions: орбиты спутников и динамическая устойчивость планов.
- ELT/TMT/GMT: спектроскопия внутренних скоростей ультра‑тусклых карликов.
- ALMA/JWST/ELT/ngVLA: сильное линзирование и поиск субструктуры $\sim 10^6-10^9{M}_{\odot }$.
- DESI/ELT + SKA/HERA 21‑cm: маломасштабная мощность на высоких z (ограничения на WDM).
- Кластерные наблюдения (линзирование+X‑ray): пределы на $\sigma /m$ для SIDM.
Вывод: в ближайшие \(\(10\!-\!20\ \mathrm{yr}\)\) сочетание глубокой фотометрии (Rubin), прецизионной астрометрии (Gaia), высокоразрешающей спектроскопии (30‑м телескопы) и линзирования/21‑cm даст решающую информацию: сильное подавление малых субгалактик — в пользу WDM; коры в ультра‑тусклых при слабом фидбэке и изменения форм гало — в пользу SIDM; систематические несоответствия линзирования/CMB — против чистого MOND.