# Можно ли объяснить кривые вращения галактик без тёмной материи?

> Частично. MOND описывает многие отдельные кривые вращения одной константой ускорения, модели эмерджентной гравитации воспроизводят радиальное соотношение ускорений, но скопления галактик и реликтовое излучение тёмная материя пока объясняет лучше любой альтернативы.

Author: Mikhail Savchenko
Updated: 2026-09-26
Canonical: https://neuralcosmology.com/ru/answers/galaxy-rotation-curves-without-dark-matter
Locale: ru
Translations: en, ru, pt, es
License: CC-BY-4.0 (https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/)

---

## Проблема в одной картинке

Если измерить скорость звёзд на разных расстояниях от центра галактики, получится кривая вращения. Ньютоновская гравитация, применённая к видимой массе, предсказывает, что кривая сначала растёт, а потом падает — так внешние планеты движутся медленнее внутренних. Реальные спиральные галактики так себя не ведут: их кривые растут и потом остаются плоскими далеко за пределами видимого диска.

Вера Рубин и Кент Форд показали это для Андромеды в 1970 году (*Astrophysical Journal* 159, 379), а десятилетие измерений сделало это правилом. Что-то добавляет гравитацию там, где видимой массы мало.

## Ответ 1: гало тёмной материи

Стандартный ответ — невидимая материя, распределённая примерно сферическим гало вокруг каждой галактики. Космологические симуляции предсказывают форму гало; самый известный профиль — NFW Наварро, Френка и Уайта (1996). С подобранным для каждой галактики гало кривые вращения воспроизводятся хорошо.

Тёмная материя объясняет и то, что происходит далеко от галактик: картину пиков реликтового излучения, рост крупномасштабной структуры и скопление Пуля, где линзирующая масса отделена от столкнувшегося газа. Поэтому большинство космологов считают её вариантом по умолчанию.

Слабые места — на масштабе галактик. Симулированные гало слишком плотные в центре (проблема «ядро–касп»), каждой галактике нужны свои параметры гало. И за десятилетия поисков частица тёмной материи в лаборатории так и не обнаружена.

## Ответ 2: MOND

В 1983 году Мордехай Милгром предложил менять закон вместо того, чтобы добавлять вещество. При ускорениях ниже примерно 1,2 × 10⁻¹⁰ м/с² гравитация ослабевала бы медленнее, чем по Ньютону. С одной этой константой MOND предсказывает многие кривые вращения только по видимому веществу.

Макго, Лелли и Шомберт (2016) нашли в галактиках SPARC тесное **радиальное соотношение ускорений**: наблюдаемое ускорение — простая функция ускорения от видимой материи. MOND это предсказывала. Для тёмной материи это совпадение, которое ещё нужно объяснить.

Слабости MOND зеркальны слабостям тёмной материи: скоплениям галактик всё равно нужна дополнительная масса, а релятивистским версиям трудно даётся реликтовое излучение.

## Ответ 3: эмерджентная гравитация

Эрик Верлинде в 2010 году предположил, что гравитация не фундаментальна и возникает из того, как информация хранится на поверхностях. В 2017 году он вывел отсюда дополнительный гравитационный эффект на галактических масштабах, который имитирует тёмную материю и даёт шкалу ускорения, похожую на MOND. Модель молодая, проверки на реальных галактиках дают смешанные результаты.

## Где в этом вопросе эта программа

Своей модели кривых вращения у исследовательской программы этого сайта нет. Её препринт, *Pointer Architecture* v9.0, работает на уровне формального вычислительного субстрата. Единственное космологическое утверждение в нём — воспроизведение стандартной голографической оценки тёмной энергии на языке субстрата; оно касается расширения Вселенной и ничего конкретного не говорит о динамике отдельных галактик.

## Итог

На масштабе галактик кривые вращения можно описать без тёмной материи, а простой закон (MOND) предсказывает их удивительно хорошо. Но альтернативы, которая сравнялась бы с тёмной материей на скоплениях и в космологии, пока нет. Трезвая позиция такова: на масштабе галактик вопрос открыт, и двигаться вперёд стоит моделями, которые дают опровержимые предсказания на открытых данных.

## FAQ

### Что такое кривая вращения галактики?

График скорости, с которой звёзды и газ обращаются вокруг центра галактики, в зависимости от расстояния. Если бы вся масса была видимой, скорость вдали от центра падала бы, как у планет вокруг Солнца. Наблюдаемые кривые вместо этого остаются примерно плоскими.

### Кто открыл плоские кривые вращения?

Вера Рубин и Кент Форд измерили вращение галактики Андромеды в 1970 году, а за 1970-е группа Рубин показала, что плоские кривые — правило для спиральных галактик. Недостающую массу в скоплении Волосы Вероники Фриц Цвикки заметил ещё в 1933 году.

### Что такое MOND?

Модифицированная ньютоновская динамика, предложенная Мордехаем Милгромом в 1983 году. Она меняет закон Ньютона при ускорениях ниже примерно 1,2 × 10⁻¹⁰ м/с² и воспроизводит многие кривые вращения без тёмной материи. Со скоплениями галактик и космологией у неё проблемы.

### Что такое база SPARC?

Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves: 175 дисковых галактик с инфракрасной фотометрией и качественными кривыми вращения, опубликованы Лелли, Макго и Шомбертом в 2016 году. Это стандартная открытая выборка для проверки моделей вращения.

### Скопление Пуля опровергает альтернативы тёмной материи?

Это сильный аргумент в пользу какой-то невидимой массы: после столкновения скоплений гравитационное линзирование и горячий газ оказались смещены друг относительно друга. Альтернативы должны это воспроизвести, и большинству это даётся тяжело.