Коротко и по делу — план наблюдательного теста, который различит тёмную материю (ТМ) и модифицированную ньютоновскую динамику (MOND).
Объекты и масштабы
- Индивидуальные дисковые галактики (до радиусов, где $a\ll a_0$): измерять вращ. кривые до больших радиусов (точки HI, до $\sim 5-10R_d$).
- Карлики и карликовые сфероидальные спутники (dSph) в разн. окружениях — чувствительны к MOND и внешнему полю (EFE).
- Тягие скопления галактик и отдельные сколлы (Bullet-like) — где ТМ и барионная материя могут быть разделены.
- Галактические пары/широкие двойные (широкие бина́рные звёзды) для проверки низкоускоренного режима на малых масштабах.
- Галактические ансамбли (галактическая слабая линзация, galaxy–galaxy lensing) и крупномасштабная структура / CMB (для космологической проверки).
Методы (и инструменты)
- Оптическая/инфракрасная спектроскопия (высокая точность луч. скоростей для звезд и газа в галактиках; инструменты: VLT, Keck, JWST).
- HI-карты (радио, VLA, MeerKAT, SKA) для внешних частей вращ. кривых.
- Гравитационное линзирование: сильная (HST/JWST) и слабая (Euclid, Rubin/LSST) для картирования распределения полной массы.
- Рентген/СЗК (Chandra, XMM) для распределения горячего газа в кластерах и коллизиях.
- Астрометрия (Gaia) для широких бинаров и внутренней кинематики dSph; многовременные слежения для уменьшения систематик.
Ключевые предсказания/проверки и что сравнивать
1) Внутренние вращательные кривые и закон Tully–Fisher
- MOND предсказывает в глубоком MOND-режиме ($a\ll a_0$):
$$a=\sqrt{a_N{a}_0},a_N=\frac{GM}{r^2}$$ и асимптотическая скорость
$$v_{\infty }=(GM{a}_0{)}^{1/4}.$$ Следствие: бесскатная бTFR $M_b\propto v^4$ с малым разбросом.
- ТМ: нет строгой универсальной зависимости без модели halo; разброс больше, возможны конические профили.
Тест: точное наблюдение $M_b$ vs $v$ для широкого набора галактик; проверять наклон и разброс. Малые отклонения и систематическая зависимость от окружения укажут в пользу одной из теорий.
2) Зависимость от окружения — External Field Effect (EFE) в MOND
- MOND: внутренняя динамика тела зависит от внешнего ускорения $a_{ext}$. Если $a_{ext}\gtrsim a$ модификация подавляется. Тест: сравнить похожие dSph/TDG в разных окружениях (вблизи/далеко от центра большой галактики).
- ТМ: динамика спутников определяется их собственным halo и tidal stripping; нет EFE-предсказания.
Наблюдения: dSph с одинаковой baryonic mass, но разный внешний поле — различия в дисперсии предвещают MOND.
3) Тягие кластеры и необходимость дополнительной массы
- В кластерах MOND обычно недодаёт массы: требуется дополнительная невидимая масса (нейтроноподобная, тёплая DM и т.п.). Тест: при картировании полной массы (слабая/сильная линзеция + рентген) сравнить несоответствие между барионами и необходимой массой. Большие систематические дефициты массы в MOND-рамке в пользу ТМ.
- В DM: массa кластеров объясняется halo; распределение предсказуемо в N-body.
4) Коллизии типа «Пуля» (Bullet cluster) и смещение масс
- ТМ: при столкновениях газ замедляется, а DM (без взаимодействий кроме гравитации) проходит дальше — центры массового распределения (линзинг) смещены относительно рентгеновского газа.
- MOND: в отсутствие дополнительной невидимой массы линзинг должен совпадать с baryons (газ/звёзды) или требовать иной объясняющей компонент.
Тест: точные карты линзинга + рентген для нескольких столкновений; наличие устойчивых смещений линзингбарионная материя — сильный аргумент в пользу ТМ.
5) Профили линзинговой массы вокруг галактик (галактическая слабая линзация)
- DM: ожидаются широкие, продолжающиеся halo mass profiles (NFW-like) до сотен кпк.
- MOND: без дополнительного DM профиль отражает baryonic распределение; в релятивных MOND-версиях линзинг может имитировать DM, но с отличной радиальной зависимостью.
Тест: измерение поверхностной плотности $\Sigma (R)$ и профиля с высокой точностью до $\sim 100-500$ кпк; сравнение с предсказаниями.
6) Широкие двойные звезды и малые масштабы
- MOND предсказывает аномалии при ускорении $a\lesssim a_0$ даже на AU-пасадных масштабах у очень широких бинаров.
- ТМ не влияет на связки на таких масштабах.
Тест: статистика орбит широких бинаров из Gaia.
7) Космологические наблюдения (CMB, LSS)
- ТМ (CDM): хорошее согласие с формой акустических пиков CMB и ростом структуры.
- MOND требуется сложных релятивных доп. компонент и обычно плохо согласуется с CMB без DM-подобных компонент.
Тест: сравнение предсказанных спектров CMB и корреляций крупномасштабной структуры.
Практическая программа наблюдений (адаптированная)
- Для отдельных галактик: глубокые HI- и оптич. наблюдения до $r$ где $a\sim 0.1a_0$; точность скоростей $\lesssim 5\%$.
- Для dSph: многократные измерения LOS скоростей и proper motions (Gaia) для сокращения систематик.
- Для коллизий: набор из $>5$ Bullet-подобных систем с картированием слабой и сильной линзой и рентгеном.
- Для линзинга: статистика galaxy–galaxy lensing на тысячах галактик, чувствительность к поверхностной плотности на уровнях, соответствующих mass $10^{11}-10^{12}{M}_{\odot }$ на 50–300 кпк.
- Для широких бинаров: выборка тысяч систем из Gaia до проверяемого диапазона ускорений.
Критерии дискриминации (что считать выигрышем)
- Последовательное совпадение вращ. кривых только с baryonic mass и малый разброс bTFR — сильный аргумент в пользу MOND, но не окончательный.
- Наличие устойчивых смещений между массой по линзингу и барионами в столкновениях — мощный аргумент в пользу ТМ.
- Систематический дефицит массы в MOND для кластеров и несоответствие CMB/LSS — в пользу ТМ.
- Обнаружение EFE в dSph/TDG или аномалий в широких бинарных орбитах — в пользу MOND.
Коротко: комбинированный подход (высококачественные вращ. кривые + HI, слабое/сильное линзирование, рентген для газa, kinematics карликов, Gaia для бинаров, и изучение столкновений) даёт набор независимых критериев. Набор наблюдений, особенно смещения линзинговой массы от барионной в столкновениях и статистика bTFR + EFE в спутниках, позволит однозначно отличить простую MOND от сценария с тёмной материей.