الفلك

هل تثبت بقايا مجموعة الرصاص أن المادة المظلمة تتكون من جزيئات؟

هل تثبت بقايا مجموعة الرصاص أن المادة المظلمة تتكون من جزيئات؟

منذ بعض الوقت ، تم اكتشاف بقايا تصادم بين مجموعتين من النجوم. هذه البقايا تسمى Bullet Cluster:

يمثل اللون الأزرق (غير المرئي في الواقع) وجود المادة المظلمة. يمثل اللون الوردي المادة الطبيعية (لست متأكدًا مما إذا كان اللون الوردي في هذه الصورة هو مرئية بالفعل ، على عكس اللون الأزرق).

هناك بعض النظريات حول شرح طبيعة المادة المظلمة. يمكن تقسيمها تقريبًا إلى مجموعتين:

1) النظريات التي تنص على أن المادة المظلمة تتكون من جسيمات
2) النظريات التي تعدل الجاذبية (بصرف النظر عن MOND) نفسها ، على سبيل المثال ، تم الإعلان عن النظرية التي روجها الفيزيائي الهولندي إريك فيرليند (الذي هو "غريب" هنا في هولندا على شاشة التلفزيون على أنها تقدم هائل وحصل على جائزة سبينوزا. على سبيل المثال ، الكثير من المال ، في عام 2011 ؛ الكثير جدًا ، في رأيي) التي ترى في الجاذبية انتروبيا.

تتنبأ نظريات الجاذبية المعدلة بأن المادة المظلمة مرتبطة بالمادة العادية. الآن في صور الكتلة النقطية ، يبدو أن المادة والمادة المظلمة مفصولة بوضوح.

هل يثبت هذا أن المادة المظلمة يجب أن تتكون من جزيئات؟


TLDR: ليس على هذا النحو ، لكنه يعطينا بعض القيود على خصائصه.

خلفية:

يتكون العنقود المجري من ثلاثة مكونات رئيسية ، من أصغر نسبة إلى أكبر كتلة: المجرات (المرئية بالتلسكوبات البصرية) ، والغاز داخل العنقود (المرئي بالأشعة السينية والتلسكوبات الراديوية) والمادة المظلمة (لا يمكن ملاحظتها بشكل مباشر). تشكل المادة المظلمة حوالي 80٪ من الكتلة الكلية ؛ من الكتلة المتبقية ، 90٪ هو الغاز الساخن بين المجرات (ليست الأرقام الدقيقة ، ولكن ترتيب الحجم كافٍ هنا).

صورة كتلة الرصاص:

في الصورة ، نرى مجموعتين من المجرات متمركزة تقريبًا حيث يوجد اللون الأزرق. يتراكب باللون الأحمر انبعاث الأشعة السينية من الغاز الساخن. لاحظ الصدمة الأمامية المخروطية على اليمين. يظهر اللون الأزرق ، أخيرًا ، توزيع الكتلة كما تم قياسه من خلال عدسة الجاذبية.

ماذا يعني ذلك؟

نرى أن الغازات والمجرات منفصلتان ، على عكس ما نراه في عناقيد المجرات العادية. المعنى الضمني هو أن مجموعتين قد اصطدمت. في حين أن النجوم والمجرات بالتالي غير تصادمات بشكل أساسي وتمريرها من خلال بعضها البعض (هناك الكثير من الفضاء بين النجوم داخل المجرة ، لذا نادرًا ما تحدث الاصطدامات على الإطلاق) ، لا يمكن قول الشيء نفسه بالنسبة للغاز العنقودي الساخن. لذلك بقي الغاز في مركز الاصطدام أثناء مرور المجرات.

نعلم الآن أن نسبة كتلة الغاز إلى المجرات تبلغ حوالي 10: 1. لكن عدسة الجاذبية (التي لا تهتم بنوع الكتلة الموجودة) توضح لنا أن غالبية الكتلة في هذا النظام هي مكان وجود المجرات.

وماذا عن المادة المظلمة؟

نرى أن العنصر المهيمن في الكتلة العنقودية غير اصطدام (حيث توجد المجرات). كما أنه لا يتفاعل مع المادة العادية إلا من خلال الجاذبية (وإلا سنراه).

إن الجسيم الأولي الغريب يناسب هذا الوصف جيدًا ، ولكن قد ينطبق ذلك أيضًا على الثقوب السوداء البدائية (الثقوب السوداء الافتراضية منخفضة الكتلة التي تشكلت بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم).

من خلال مراقبة مجموعة الرصاص وحدها ، قد يتكون المكون المظلم أيضًا من ثقوب سوداء ضخمة جدًا أو أشياء أخرى مضغوطة مظلمة ضخمة - يمكن استبعاد ذلك من خلال مراقبة أحداث العدسة الدقيقة حول مجرتنا.

ماذا عن الجاذبية المعدلة؟

سيتعين على موند والنظريات المماثلة أن تفسر سبب تأثير غاز من كتلة معينة على الزمكان بشكل مختلف عن نفس الكتلة التي تتجمع معًا في نجم.

لاحظ ، مع ذلك ، أن هناك مكونًا معروفًا للمادة المظلمة: بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، تحللت النيوترونات التي لم تكن مرتبطة بالهيليوم (أو الديوتيريوم وما إلى ذلك) في بروتون وإلكترون ونيوترينو إلكترون. لا تزال خلفية النيوترينو الكونية هذه موجودة ، لكن القياسات التي تقيد الحد الأعلى لكتلة النيوترينو السائبة تجعل من غير المرجح أن تستخدمها نظريات الجاذبية المعدلة لشرح تجمع الرصاصة. باستخدام نظرية الجاذبية القياسية لدينا ، فإن تأثيرها على فيزياء الكتلة لا يكاد يذكر.

استنتاج

توفر ملاحظة العنقود النقطي مشكلة كبيرة للنظريات التي تحاول تفسير كيفية عمل كوننا دون اللجوء إلى شكل من أشكال المادة غير المتضاربة والضعيفة التفاعل باعتبارها المكون الرئيسي للمادة في كوننا.

إنه يضع بعض القيود على طبيعة المادة المظلمة ولكنه لا يستبعد في حد ذاته شكلاً من أشكال المادة المظلمة أكبر بكثير من الجسيم الأولي.

قراءة متعمقة

تكوين كتلة المجرة

نيوترينو الخلفية

عدسة الجاذبية

رصد الغاز داخل العنقود بواسطة التلسكوبات الراديوية


هل تفسر الجاذبية الامتثالية تأثيرات عدسة عدسة عنقودية الرصاص؟

الجاذبية المطابقة هي نظرية "بديلة" للجاذبية ، حيث بدلاً من استخدام عمل أينشتاين-هلبرت المكون من مقياس ريتشي القياسي ، يتم استخدام مربع موتر ويل المطابق. تم تصميمه في الأصل للوصول إلى النماذج الكونية التضخمية دون استخدام الطاقة المظلمة.

ومع ذلك ، فقد لوحظ لاحقًا أن منحنيات دوران المجرة لتوزيع مادة معين شائع في المجرات يمكن أيضًا التنبؤ بها بدقة باستخدام الجاذبية المطابقة وبدون استخدام المادة المظلمة ، ولكن بالإضافة إلى اللمعان الكلي للمجرة وكتلتها المستخدمة في توزيع المادة ، يظهر ثابتين جديدتين. ومع ذلك ، فإن كلا الثوابتين اتضح أنهما عامان ووجد أنهما متساويان لجميع المجرات (ضمن الأخطاء التي يسمح بها الانحراف عن التوزيع المفترض للمادة الباريونية).

منذ فترة ، تم الإبلاغ على نطاق واسع أن تأثيرات عدسة Bullet Cluster تستبعد النظريات البديلة للجاذبية وتوفر دليلًا على المادة المظلمة. هل تفسر الجاذبية الامتثالية بشكل كافٍ تأثيرات العدسة التي لوحظت في Bullet Cluster أم أنها مستبعدة بالمثل؟


دليل مباشر على المادة المظلمة؟

يدعي العلماء أن الاصطدام الكوني العنيف يقدم دليلاً على "المادة المظلمة" ، المادة الافتراضية السائدة في الكون.

راماتشاندران في نيودلهي

صورة مركبة للعنقود المجري 1E 0657-56 تشكلت بعد اصطدام مجموعتين كبيرتين من المجرات. -

لقد ادعى الأسترونومرز أنهم ربما رأوا أخيرًا "المادة المظلمة" ، المادة الافتراضية والمراوغة ولكنها مسيطرة في الكون ، في عزلة. في 21 آب (أغسطس) ، قال علماء في تجربة فلكية متعددة المؤسسات إن تصادمًا كونيًا عنيفًا لمجرتين كبيرتين من المجرات قدم أول دليل مباشر على وجود "المادة المظلمة". تقع بقايا الاصطدام ، والتي تسمى مجتمعة "مجموعة الرصاصة" 1E 0657-56 ، على مسافة حوالي 3.4 مليار سنة ضوئية. تصادمت العناقيد بسرعة تقدر بـ 4700 كيلومتر في الثانية وحدث الحدث نفسه منذ حوالي 100 مليون إلى 200 مليون سنة.

أدى الاصطدام ، وفقًا لتفسير العلماء ، إلى فصل "المادة المظلمة" عن المادة العادية ، مما يسمح بمراقبة المادة المظلمة بمعزل عن غيرها وتقديم دليل لا لبس فيه على وجودها. بيانات من حوالي 140 ساعة من مراقبة "مجموعة الرصاص" بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع للإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء (ناسا) واستكمال الملاحظات البصرية بواسطة عدة تلسكوبات أخرى ، بما في ذلك التلسكوب الكبير جدًا (VLT) التابع للاتحاد الأوروبي تم استخدام المرصد الجنوبي (ESO) ، وتلسكوب هابل الفضائي (HST) وتلسكوب ماجلان ، للوصول إلى الاستنتاجات. كان فريق العلماء بقيادة دوغلاس كلو من جامعة أريزونا ، توكسون ، ومن المقرر نشر النتائج قريبًا في مجلة الفيزياء الفلكية وذا أستروفيزيكال جورنال ليترز.

& quot هذا هو الحدث الكوني الأكثر نشاطًا الذي نعرفه ، & quot يقول مكسيم ماركيفيتش من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، وهو عضو في الفريق ، أثناء إعلان النتائج في مؤتمر صحفي لوكالة ناسا. يبدو أن الكون الذي تهيمن عليه المادة المظلمة أمر غير معقول. لذلك أردنا اختبار ما إذا كانت هناك أي عيوب أساسية في تفكيرنا ، "قال كلو. وأضاف أن النتائج دليل مباشر على وجود المادة المظلمة. & quot لقد توقعنا وجود المادة المظلمة لعقود من الزمن ولكننا رأيناها الآن قيد التنفيذ. قال عضو الفريق ماروسا براداك من معهد كافلي للفيزياء الفلكية وعلم الكونيات (KIPAC) في جامعة ستانفورد ، إن هذا يعد إنجازًا رائدًا.

إذن ما هي بالضبط "المادة المظلمة"؟

عاش علماء الفلك منذ ما يقرب من 70 عامًا مع ملاحظة مفادها أنه إذا كانت الديناميكيات النيوتونية المألوفة صالحة في النطاق الواسع للكون بأكمله ، فيجب أن تكون هناك كتلة في المجرات أكبر بكثير مما تراه التلسكوبات. بالعودة إلى عام 1937 ، لاحظ فريتز زويكي مجموعة من المجرات تسمى مجموعة Coma Cluster وقام بقياس سرعات بعض المجرات الخارجية. وجد أن هذه المجرات كانت تتحرك بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن ربطها جاذبيًا بالعنقود. في مثل هذه السرعات العالية ، يجب أن تتطاير المجرات بعيدًا مثل صاروخ بسرعة أكبر من "سرعة الهروب" اللازمة للتغلب على جاذبية الأرض.

الصورة الضوئية للعنقود مأخوذة من تلسكوبات ماجلان وتلسكوبات هابل الفضائية. -

لقد قيل إن قوة الجاذبية لعنقود المجرات يجب أن تكون أكبر بكثير من الكتلة المجمعة للمجرات المرصودة والغبار النجمي والغاز لتماسك العنقود معًا. منذ ذلك الحين ، تم العثور على العديد من الأمثلة التي تحتاج إلى الكثير من المواد الإضافية فقط لتماسك المجرات معًا. يُطلق على & quot الكتلة المفقودة & quot اسم "المادة المظلمة" لأنها لا تصدر ضوءًا ، وبالتالي فهي غير مرئية. ويبدو أيضًا أنه يتفاعل مع المادة العادية من خلال الجاذبية فقط.

مثل هذه المادة المظلمة مطلوبة أيضًا لإحداث هياكل مثل المجرات وعناقيد المجرات بعد مليار سنة من الانفجار العظيم ، وهو ما لا تستطيع النسبية العامة التقليدية وعلم الكون لأينشتاين تقديمه. إذا كانت نظرية الجاذبية لأينشتاين (وديناميات نيوتن) هي نفسها في المقياس الكبير ، فإن هذه المادة المظلمة يجب أن تكون خمسة أضعاف المادة العادية (التي تتكون من الذرات والنيوترونات والبروتونات والإلكترونات) التي تشكل الكون المرئي.

(الملاحظة في السنوات الأخيرة ، أن توسع الكون قد يكون متسارعًا ، قادت العلماء إلى افتراض وجود شكل غير معروف من الطاقة أيضًا ، يُطلق عليه "الطاقة المظلمة" ، وهي فعليًا قوة دافعة تدفع الأجسام الكونية بعيدًا عن بعضها. يُعتقد أن ما يقرب من ثلاثة أرباع الكون عبارة عن "طاقة مظلمة". وهذا يعني أن حوالي 4 في المائة فقط من الكون يتكون من مادة مرئية.) ولكن في الوقت الحالي ما هي طبيعة المادة المظلمة (والطاقة المظلمة) كليا موضوع التكهنات النظرية.

صورة بالأشعة السينية للغاز الساخن في الكتلة المندمجة توضح شكل الرصاصة ومقدمة الصدمة القوسية. -

جادل بعض العلماء بأن السرعات الشاذة للمجرات يمكن تفسيرها من خلال تعديل نظريات الجاذبية بسبب نيوتن وآينشتاين ، والتي يطلق عليها عمومًا نظريات الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MOND). يُزعم أن المتغيرات منها قادرة على تفسير بيانات العنقود المجري والطاقة المظلمة أيضًا. ومع ذلك ، يعتقد كلو وزملاؤه أنه لن يكون من السهل شرح النتائج الجديدة باستخدام "كتلة الرصاص" عن طريق تعديل الجاذبية.

معظم المواد الطبيعية (المرئية للتلسكوبات) في العناقيد المجرية تكون على شكل غاز عالي الحرارة في حالة بلازما مؤينة (حوالي 85٪) ، والتي يمكن تحديدها من خلال انبعاثات الأشعة السينية. باستخدام تقنية تُعرف باسم `` عدسة الجاذبية '' - والتي تتسبب في انحناء الضوء من المجرات البعيدة عن طريق جاذبية الهياكل المجرية المتداخلة لتكوين صور متعددة تشبه إلى حد كبير العدسة البصرية - يستطيع علماء الفلك رسم خريطة لتوزيع الكتلة في مجموعات المجرات من المدى التمدد الثقالي للصور بعدسة.

لقد وجد أن & quot؛ المادة المظلمة & quot والمادة العادية يتعايشان دائمًا ، مع مراكز جاذبيتهما متشابهة تقريبًا ، ولكن مع & quot؛ المادة المظلمة & quot ، أو مع مجال الجاذبية ليكون دقيقًا ، يتم توزيعه بشكل أكثر سلاسة من المادة العادية. (في الواقع ، هذا هو أحد العوامل المحفزة للمقاربات التي تعدل الجاذبية لتقليد المادة المظلمة.) لذلك ، لا يمكن لملاحظة العدسة مع عنقود المجرات أن تخبرنا عن مقدارها بسبب المادة المظلمة وحدها.

ومع ذلك ، في تصادم العناقيد وجهاً لوجه ، يبدو أن شيئًا مثيرًا للاهتمام قد حدث. لا يُعرف الكثير من الأمثلة على مثل هذه الاصطدامات ، ولكن قد تكون "مجموعة الرصاصة" 1E 0657-56 ، التي تم اكتشافها في عام 1995 ، وقد أظهرت ملاحظات الأشعة السينية أنها من بين المجموعات الأكثر سخونة وإشراقًا ، قد تكون نموذجية أنظمة الاندماج العنقودي هذه.

المجرات نفسها - التي تتوزع بشكل ضئيل وتتفاعل فقط عن طريق الجاذبية - تمر عبر بعضها البعض دون أن يعيقها الاصطدام. لكن الغاز الساخن في كل مجموعة يتم سحبه للخلف في حركته بسبب السحب الناتج عن القوى الكهرومغناطيسية بين مكونات البلازما. وهذا يفرض على المادة المرئية أن تنفصل إلى مكونين ، المجرات التي تتحرك دون عوائق والغاز الساخن الذي يشكل تكتلاً مميزًا على شكل رصاصة - ومن هنا جاء اسم `` مجموعة الرصاص '' - بسبب التأثير المشترك للسحب وصدمة القوس الأمامية. تصادم. تم الحصول على انبعاثات الأشعة السينية التفصيلية التي تكشف عن شكل الرصاصة لأول مرة في عام 2000 باستخدام مرصد تشاندرا. بينما تُظهر الصورة البصرية (الصورة 1) المجموعات غير متأثرة ، تُظهر صورة الأشعة السينية كتل الغاز المنفصلة عن المجرات (الصورة 2).

وكشفت لقطة تشاندرا عن `` رصاصة '' غازية وواجهة صدمة مذهلة ، ومثال كتابي عن الصدمات وأول واحدة شوهدت على الإطلاق في مجموعة ، يقول ماركيفيتش ، وهو من معهد أبحاث الفضاء التابع لأكاديمية العلوم الروسية في موسكو . بعد ذلك قمنا بتركيب صورة الأشعة السينية على صورة بصرية ، ولاحظنا الإزاحة بين المجرات والغاز ، وأدركنا أن هذا التجمع يوفر إعدادًا تجريبيًا فريدًا لدراسات المادة المظلمة - نحتاج فقط إلى رسم خريطة لتوزيع المادة المظلمة. هذا هو المكان الذي انضم إليه زملاؤنا في مجال البصريات ، ويضيف ماركيفيتش.

أدخل "عدسة الجاذبية".

تظهر معظم الكتلة في العنقود "النقطي" ، مقاسة بعدسة الجاذبية ، باللون الأزرق. -

وفقًا لنظرية النسبية العامة لأينشتاين ، فإن الكتلة تلتوي الفضاء حولها ، وكلما زادت الكتلة ، زاد الالتواء. لذلك ، كما ذكرنا سابقًا ، فإن الجاذبية الناتجة عن الكتلة في مجموعة المجرات تشوه الضوء من المجرات الخلفية ويكون التشوه متناسبًا مع الكتلة. من خلال النظر إلى أشكال العديد من المجرات الخلفية المختلفة ، يمكن تعيين توزيع الكتلة في العنقود.

الكتلة المقدرة للعنقود من خريطة العدسة هي مليار مليون (10 15) ضعف كتلة الشمس. عندما تمت مقارنة ملاحظات الأشعة السينية والبصرية والعدسة على 1E 0657-56 ، بدا أن أكبر عدسة عدسية كانت بسبب ذلك الجزء من الكتلة الذي تمت إزالته مكانيًا من مكون الغاز الساخن. إذا لم تكن المادة المظلمة التي من المفترض أن تمثل معظم الكتلة العنقودية موجودة ، فيجب أن تتمركز الجاذبية في البلازما ، والتي من المفترض أن تشكل الجزء الأكبر من المادة المرئية. تُظهر الصورة المركبة (الصورة 4) آثار الاصطدام بوضوح ، حيث تمثل النقط الزرقاء المناطق التي يتركز فيها معظم الكتلة (كما تم قياسها بالعدسة) والنقط الوردية (التي تم الكشف عنها بواسطة قياسات الأشعة السينية) توضح المناطق التي يوجد بها معظم من المادة العادية موجودة.

المادة المظلمة (باللون الأزرق) ، والتي تتفاعل أيضًا مع الجاذبية فقط وبالتالي لا تعاني من السحب ، تمر عبر المجرات دون عوائق ويتم فصلها عن الغاز (باللون الوردي). يتم وصف المراحل أثناء التصادم بشكل تخطيطي في اللوحة المكونة من أربع صور. جادل العلماء بأن الملاحظة التي تشير إلى أن معظم الكتلة تبدو متمركزة في مناطق منفصلة بوضوح عن المناطق الغازية هي أقوى دليل حتى الآن على أن معظم جاذبية الكون ترجع إلى المادة المظلمة.

& quot مع الفيزياء التقليدية ، نحن على يقين من الاكتشاف ، & quot؛ أخبر كلو فرونت لاين بالبريد الإلكتروني. & quot ما نلاحظه هو بالضبط ما توقعناه باستخدام المادة المظلمة الباردة التقليدية والفيزياء القياسية. كما أن ملاحظات بلازما الأشعة السينية تخبرنا قليلاً عن بعض التفاصيل الدقيقة لتفاعلات [البلازما] التي لم تكن معروفة من قبل ، وأضاف كلو.

& quot مع أهمية كبيرة يمكننا أن نقول أن هناك شكلاً من أشكال المادة لا ينبعث منها أشعة سينية أو ضوء متورط ، وهو أكثر بخمسة أضعاف في النظام ، كما أخبر براداك فرونت لاين. ووفقًا لها ، فإن الفواصل التي شوهدت بين الكتل قد أعيد إنتاجها جيدًا في محاكاة الكمبيوتر للغاز بالإضافة إلى ديناميكيات "الجسم N". العلماء قادرون أيضًا على وضع حدود عليا للتفاعل الذاتي (غير الجاذبي) بين جسيمات المادة المظلمة ، ووفقًا لكلو ، فإن النتائج تتفق مع عدم حدوث تفاعلات.

هل تخبرنا النتائج شيئًا عن طبيعة المادة المظلمة من خلال استبعاد بعض المرشحين المقترحين؟ & quot للأسف ، & quot؛ أشار Clowe ، & quotour ملاحظات تستند فقط إلى الكشف عن جاذبية المادة المظلمة وعدم اكتشاف أي ضوء ، وهو إلى حد كبير الحد الأدنى لتعريف أي مادة لتكون مادة مظلمة مرشحة. نتيجة لذلك ، تتوافق نتائجنا مع مجموعة واسعة من المادة المظلمة المرشحة. سيكون من الصعب ، ولكن ليس من المستحيل ، شرح الملاحظات باستخدام النيوترينوات فقط ويمكننا وضع قيود على نوع المادة المظلمة الموجودة في الأبعاد الإضافية لسيناريوهات عالم الغشاء [في نظرية الأوتار] ، طالما أن الذات المرصودة يتم استيفاء حدود التفاعل. لكن بخلاف ذلك ، فإن هذه الملاحظات لا تستبعد أو تفضل أي نوع

رسم توضيحي من أربع لوحات لتصادم المجرة ، انطباع فنان. -

& quotOverall، & quot إلى D. Narasimha من معهد تاتا للبحوث الأساسية (TIFR) ، وعلم الكونيات لديه صورة تقريبية للمادة في الكون وكيف نمت الهياكل. لا يوجد اختبار واحد لإثبات أو دحض الصورة. ومع ذلك. تظهر العديد من المجسات ، بعضها خفيف وبعضها قوي ، معًا أن الصورة صحيحة بشكل عام. الاختبار الحالي هو أحد هذه الاختبارات. & quot

ولكن ماذا عن النظريات التي تحاول تعديل الجاذبية والتخلص من فكرة المادة المظلمة الغامضة؟ & quot في الشكل الذي هي عليه الآن ، لا يمكن لنظريات الجاذبية البديلة أن تفسر كلاً من الإزاحة المكانية وقوة الإشارة في العدسة ، وأشار براداك. من المشكوك فيه أن هذا يمكن أن يستبعد تمامًا مختلف نظريات الجاذبية البديلة. [لكن] ما نتوقعه هو أنه عند محاولة القيام بالنمذجة ، سيتعين عليهم استخدام المادة المظلمة حتى في مثل هذه النظريات ، وربما ما يكفي من المادة المظلمة بحيث يتعين عليهم تقليل الكمية [التي] يغيرون بها الجاذبية ، & quot كلو.

لكن مؤيدي نظريات الجاذبية المعدلة يختلفون. & quot ؛ لا أعتقد أن المجموعة التي تراقب عنقود الرصاصة 1E0657-56 يمكنها الادعاء بأنها اكتشفت المادة المظلمة بما لا يدع مجالاً للشك ، كما قال جون دبليو موفات من جامعة تورنتو لـ Frontline.لقد أثبتت أن جاذبيتي المعدلة [MOG] يمكن أن تناسب بيانات العدسة بدون المادة المظلمة. تظهر النتائج بوضوح أن بيانات الرصد الجديدة لا يمكن أن تستبعد نظرية الجاذبية المعدلة ، "كما قال.

رسم بياني يوضح توزيع الطاقة في الكون. -

في الواقع ، حتى أهمية النتائج الجديدة يتجاهلها البعض. "أنا في الواقع مندهش من الأهمية الثورية التي تُنسب إلى الملاحظات الجديدة لمجموعة الرصاص" ، كما قال جاكوب دي. بيكينشتاين من الجامعة العبرية في القدس لموقع Frontline عبر البريد الإلكتروني. يُعرف Bekenstein بنظرية الجاذبية Tensor-Vector-Scalar (TeVeS) ، وهي نسخة نسبية من MOND صاغها في عام 2004. نظام فيزيائي فلكي عند قدومهم. هل هذه هي الحالة التي ستؤدي إلى انخفاض MOND؟ وتساءل.

& quot عدسات الجاذبية هي محور الادعاءات التي يتم تقديمها. MOND في شكله الأصلي لا يمكن أن يعالج العدسة. يمكن أن يعالج My TeVeS عدسة الجاذبية بنتائج متوافقة مع ما كان معروفًا في ذلك الوقت ، كما قال. أوضح بيكينشتاين أن مجال الجاذبية الناتج عن المادة في TeVes يتكون من جزأين: جزء خطي ، تمامًا كما هو الحال في النسبية العامة ، والآخر ، الذي يكون مهيمنًا في بعض الأحيان ، جزء غير خطي إلى حد كبير ناتج عن نفس المادة المرئية.

يعطي مجال الجاذبية المستنتج [في العدسة] مقياسًا لتوزيع الكتلة في الفضاء. إذا كان TeVeS صحيحًا ، فلن يتم توزيع هذا المقياس مكانيًا بنفس طريقة توزيع المادة المرئية بسبب عدم الخطية المذكورة أعلاه. من الناحية النوعية ، هذا ما وجده Clowe وشركته. ومع ذلك ، شرعوا على الفور في وضع المادة المظلمة مع المجرات. هذه طريقة مؤكدة للتشويش على القضية. في TeVeS ، على عكس النسبية العامة ، فإن علاقة التقارب بالتوزيع الشامل هي علاقة غير مباشرة تمامًا فهي غير خطية وغير محلية ، كما يشير.

ومع ذلك ، يوافق Bekenstein على أن المجموعات قد تسببت في حدوث مشكلة لـ MOND في الماضي ، مما يتطلب من المؤيدين استدعاء نوع من المادة غير المرئية (ولكن العادية) ، ولكن ليس أكبر بكثير من المادة المرئية كما هو الحال مع المادة المظلمة ، بالإضافة إلى تعديل الجاذبية. يعتقد Clowe أيضًا أن بعض النظريات المماثلة قد تكون قادرة على تفسير النتائج الجديدة. & quot؛ أنا شخصياً أفضل حل الجاذبية المعدل النقي على سؤال التناقض الشامل ، & quot؛ يقول. & quot في العلم ، فإن أفضل سيناريو للتقدم هو عندما تواجه النماذج المتعارضة بشدة بعضها البعض. ومع ذلك ، من الذي سيقول إذا لم يحدث مزيج غير أنيق من النوع السابق في الطبيعة؟ & quot يسأل Bekenstein.


4 إجابات 4

لأن النسبية العامة لديها قدر هائل من الأدلة التجريبية لدعمها. نتيجة لذلك ، يبحث الفيزيائيون عن المادة المظلمة ، التي تعمل داخل GR ، بدلاً من إلقاء الطفل بماء الاستحمام ، وبالتالي يفترضون أن GR خطأ.

عندما قدم ألبرت أينشتاين إلى العالم GR ، اقترح ثلاثة اختبارات من شأنها أن تدعم GR. يرجى أن تضع في اعتبارك أنه في ذلك الوقت ، لم تتم ملاحظة هذه التنبؤات سابقًا (باستثناء رقم 1 أدناه) ، ولا يمكن شرحها بأي نظريات فيزيائية موجودة مسبقًا.

  1. الحضيض الشمسي من عطارد- في الأساس ، لا يمكن تفسير مقدمة مدار عطارد من خلال الجاذبية النيوتونية أو قوانين كبلر للحركة. في الواقع ، تعرض الناس لضغوط شديدة لشرح هذه المبادرة لدرجة أن إحدى الفرضيات اقترحت وجود كوكب لم يُرصد سابقًا يدور بين عطارد والشمس. ومع ذلك ، بعد أن طور أينشتاين GR ، أظهر أن الجزء من حركة عطارد غير المبررة بواسطة عوامل أخرى يمكن أن يُعزى إلى انحناء الزمكان.
  2. انحراف الشمس للضوء- اقترح أينشتاين أن الضوء يمكن أن ينحرف عن طريق الجاذبية ، بسبب GR. لوحظ هذا في عام 1919 أثناء كسوف الشمس ، عندما تغير موقع النجوم "بالقرب من" الشمس (أستخدم "قريب" فيما يتعلق بموقعها الظاهر على قبة السماء ، وليس "قريبًا" في الفضاء) قليلاً ، بسبب جاذبية الشمس. على الرغم من أن التجربة الأصلية قد تم انتقادها ، فقد تم تكرار هذا التأثير عدة مرات منذ أن لوحظ في الأصل.
  3. الجاذبية الانزياح الأحمر للضوء- في عام 1959 ، لاحظت تجربة باوند-ريبكا تحولًا نسبيًا للضوء باللون الأحمر بين مصدرين مختلفين للضوء ، بسبب تأثيرات الجاذبية الأرضية.

يحتوي كل اختبار من هذه الاختبارات على صفحات ويكيبيديا فردية ، مرتبطة بالرابط الأول الذي أدرجته أعلاه. بالإضافة إلى ذلك ، هناك عدد من الاختبارات الأكثر حداثة لـ GR ، لا تقتصر فقط على الاختبارات الثلاثة التي وصفتها أعلاه.

يظهر الدليل على المادة المظلمة في أماكن مختلفة وعلى نطاقات مختلفة - من مقياس التقلبات في الخلفية الكونية الميكروية إلى تكوين بنية واسعة النطاق في الكون ، إلى ديناميكيات المجرات في العناقيد (وعدسات الجاذبية) وديناميكيات النجوم والغاز داخل المجرات. من الأهمية بمكان التقديرات النسبية لمقدار المادة "العادية" و "غير الباريونية" التي تأتي من القيود التكميلية التي يوفرها التركيب النووي البدائي للانفجار العظيم مقابل القيود المفروضة على كثافة المادة الكلية من الخلفية الميكروية الكونية. تشير هذه إلى أن معظم (5/6) مادة الجاذبية في الكون ليست "طبيعية" وسيكون من الصعب حلها فقط من خلال تعديل أفكارنا حول الجاذبية.

هناك اتفاق كبير بين هذه السطور المختلفة من الأدلة ، بمقاييس مختلفة تمامًا ، على وجود مادة مظلمة باردة غير باريونية ، وبكميات تتفق تقريبًا مع بعضها البعض أيضًا.

كتاب تمهيدي ممتاز يسهل الوصول إليه حول هذه الموضوعات هو Garrett & amp Duda (2011).

لقد تناولت سؤالك من وجهة نظر لماذا نقترح أن تكون المادة المظلمة خاطئة بدلاً من اقتراح GR؟ كما يشير شون ، اجتاز GR الكثير من اختبارات الملاحظة وهو حاليًا نظرية جيدة. ومع ذلك ، أعتقد أن مؤيدي ديناميكيات نيوتن المعدلة وأمثالهم ، لا يقبلون أنه قد تم اختبارها بشكل كافٍ لاستبعاد التغييرات في نظام مجالات الجاذبية الضعيفة والتسارع الصغير ، لكن MOND تكافح لشرح الديناميكيات على نطاق مجموعات المجرات .

لا يعتمد الدليل الأول للمادة المظلمة على النسبية العامة بل على ميكانيكا نيوتن:

على مسافات كبيرة من مركز المجرة ، يجب أن تكون إمكانية الجاذبية هي تلك التي تنتجها كتلة نقطة مركزية ، وفي حالة عدم وجود قوى أخرى غير الجاذبية ، يجب توقع أن GM / R2 = $ theta ^ <2> _ <> $ / R (G ، ثابت الجاذبية العام M ، كتلة المجرة R ، نصف قطر مركز المجرة $ theta $ ، سرعة الدوران) ، لذلك $ theta $ $ propto $ R-1/2 ، والذي يسمى ، لأسباب واضحة ، كبلريان منحنى الدوران. لم يتم ملاحظة هذا الانخفاض الكبليري ، ولكن تم الحصول على منحنيات الدوران المسطحة مع $ theta $ = cte. على ما يبدو ، هذا له دلالة مباشرة على أن M $ propto $ R ، وبالتالي يعتمد على جودة التلسكوب المستخدم. تفسر فرضية & quotDark Matter & quot (DM) هذه النتيجة بمعنى أن النظام الكبلري يحتفظ بمسافات أكبر بكثير من تلك التي نحصل عليها من الملاحظات. يجب أن تكون هناك كميات كبيرة من المادة المظلمة تمتد إلى ما هو أبعد من المادة المرئية في هالة DM متناظرة كرويًا إلى حد ما.

منحنى دوران مجرة ​​حلزونية نموذجية: متوقع (أ) وملاحظ (ب). يمكن للمادة المظلمة أن تفسر المظهر "المسطح" لمنحنى السرعة إلى نصف قطر كبير

في أواخر الستينيات وأوائل السبعينيات من القرن الماضي ، كانت فيرا روبن من قسم المغناطيسية الأرضية في معهد كارنيجي بواشنطن أول من أجرى قياسات قوية تشير إلى وجود المادة المظلمة ونسبها إلى المادة المظلمة. عمل روبن مع مطياف حساس جديد يمكنه قياس منحنى سرعة المجرات الحلزونية ذات الحافة العلوية بدرجة أكبر من الدقة مما تم تحقيقه من قبل. جنبا إلى جنب مع زميله كينت فورد ، أعلن روبن في اجتماع عام 1975 للجمعية الفلكية الأمريكية عن اكتشاف أن معظم النجوم في المجرات الحلزونية تدور بنفس السرعة تقريبًا ، مما يعني أن كثافات المجرات كانت موحدة خارج المناطق. تحتوي على معظم النجوم (الانتفاخ المجري) ، وهي نتيجة وجدت بشكل مستقل في عام 1978. قدمت ورقة مؤثرة نتائج روبن في عام 1980. [29] أظهرت ملاحظات وحسابات روبن أن معظم المجرات يجب أن تحتوي على حوالي ستة أضعاف الكتلة "المظلمة" التي يمكن أن تفسرها النجوم المرئية.

يمكن التنبؤ بإشارات المادة المظلمة وإيجادها في النموذج الكوني للانفجار العظيم الذي يعتمد على النسبية العامة ، ولكنه موجود أيضًا في ميكانيكا نيوتن البسيطة.

تبدو نظرية أخرى للجاذبية وكأنها النهج الأكثر بساطة.

سيكون نهجًا معقدًا بشكل رهيب لأن الفيزياء النيوتونية في الفضاء المسطح قد تم التحقق منها بشكل جيد للغاية.


ثلاثة احتمالات

تجلس هايدي سانداكر ، الأستاذة في جامعة بيرغن في النرويج والفيزيائية في تجربة ATLAS في مصادم الهادرونات الكبير ، وهي تجلس على طاولة في كافيتريا CERN ، على ورقة رسم بياني. لقد حددت الأنواع الثلاثة من التجارب التي يمكنك القيام بها والتي من شأنها إظهار علامات المادة المظلمة.

بالنسبة لأحدهم ، يضع الفيزيائيون كواشف في قاع منجم ، حيث تقوم الأرض بترشيح الكثير من الضوضاء ، للبحث عن علامات تفاعل نادر للغاية بين جسيم المادة المظلمة وجسيم المادة القياسي. قد تكون نتائج هذه الأنواع من التفاعلات دقيقة للغاية ، وربما مجرد عدد قليل من الإلكترونات في غير مكانها. يتضمن الخيار الثاني صدم الجسيمات معًا في معجل والتحقق بعد ذلك لمعرفة ما إذا كانت هناك طاقة أقل مما تتوقع ، مما قد يكون علامة على أن جسيم المادة المظلمة قد نشأ وانطلق في طريقه المرح. والثالث يتطلب إرسال كاشف إلى الفضاء ، بعيدًا عن تداخل الغلاف الجوي ، لمعرفة ما إذا كانت بعض الجسيمات التي ترتد في الخارج أكثر أو أقل من المتوقع ، والتي يمكن أن تكون نتيجة اصطدام جسيمات المادة المظلمة مع بعضها. آخر. الأخير ، بالطبع ، هو سبب وجود AMS في محطة الفضاء الدولية.

تُظهر الأشكال الزرقاء في هذه الصورة المركبة للمجموعة & quotbullet عنقود & quot مكان توزيع المادة المظلمة. تم إنشاء الصورة عن طريق انعكاس الجاذبية للمجرات في الخلفية.

تكمل هذه الأساليب المختلفة بعضها البعض لأن البحث عن المادة المظلمة له الكثير من القواسم المشتركة مع البحث عن المفاتيح المفقودة. يتعلق الأمر برمته باستبعاد الأماكن التي قد يتواجدون فيها - أو في هذه الحالة ، السمات التي قد تكون للمادة المظلمة. ولكن على عكس البحث عن المفاتيح الخاصة بك ، فإن الخروج خالي الوفاض في نهاية إحدى الجرارات للحصول على معلومات يمكن أن يكون في الواقع سببًا للاحتفال.

في العام الماضي ، لم تُظهر تجربة LUX أي علامة على وجود مادة مظلمة على الإطلاق ، وقد أبلغ عنها العلماء بشعور معين من البهجة ، وفقًا لدينيس أوفرباي ، الذي كتب عن "الفشل" بسخرية في نيويورك تايمز . وذلك لأن تجربة LUX ، وهي واحدة من الأنواع الموجودة تحت الأرض ، ستكتشف فقط علامات المادة المظلمة إذا كانت WIMPs خفيفة ومتعددة بشكل خاص. عدم العثور على أي شيء يعني أنه يجب أن يكونوا على الجانب الأثقل والأندر ، إذا كانوا موجودين. (ليس في الأريكة ، الجميع - فصاعدًا ، إلى الرف في الحمام!) نظرًا للتنوع الكبير في هوامش الخطأ وأنواع الكاشف ، فإن ترتيب النتائج من جميع التجارب المختلفة ليس بالمهمة السهلة. لكن هذه هي الفكرة.

في السنوات التي سبقت إيقاف الصيانة ، استبعدت التجارب في LHC بالفعل مجموعة من الحلول الأخف. ولكن عندما يبدأ المصادم في العمل مرة أخرى في عام 2015 ، فإنه سيعمل على تسريع الجسيمات عند مستويات طاقة أعلى من أي وقت مضى. هذا يعني أن الاصطدامات ستكون أكثر حدة ، وفي الآثار المتبقية ، سيكون الباحثون قادرين على البحث عن علامات المادة المظلمة المرشحة في النطاق الأثقل ، والذي لم يتم استبعاده بعد. ينوي الفيزيائيون أيضًا زيادة عدد الاصطدامات إلى عدة مرات أكثر مما كان عليه عندما كان المصادم LHC يعمل بمستويات طاقة أقل ، وهذا يعني أنه ستكون هناك فرص كثيرة لرؤية شيء ما ، كما يقول سانداكر.


53. المادة المظلمة في المجرات الإهليلجية؟

(ضيف آخر للدكتور يورغ دابرينغهاوزن ، جامعة تشارلز في براغ ، 18 ديسمبر 2020)

نشأت فرضية وجود المادة المظلمة في المجرات في الأصل من خلال الملاحظات. اكتشف زويكي (1933) لأول مرة أن المجرات عادة ما تتحرك بسرعة أكبر من أن تبقى في عناقيد المجرات المرصودة ، إذا كانت المادة المضيئة موجودة في المجرات. مع & # 8220 luminous matter & # 8221 ، كان المقصود أساسًا هو كل النجوم. تُفهم النجوم جيدًا من حيث مقدار الكتلة في النجم التي تؤدي إلى قوة ضوء أو لمعان معين. ولكن إذا تمت ترجمة الضوء المنبعث من المجرات في مجموعة مجرات إلى مجموعة نجمية مماثلة للتعداد النجمي لمجرة درب التبانة ، فلن يكون للمجموعة النجمية كتلة كافية بعامل مضاعف بضع مئات لإبقاء المجرات مرتبطة بالمجرية. تجمع. وهكذا ، فإن عناقيد المجرات قد تشتت منذ بلايين السنين ، واليوم سنكون محاطين بتوزيع منتظم للمجرات. لكن هذا ليس ما نراه: لا تزال المجرات في مجموعات المجرات اليوم.

لكن المشكلة لم تكن فقط مع العناقيد المجرية. اكتشف روبن وأمبير فورد (1970) ، أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تدور بسرعة كبيرة ، بحيث تتشتت نجومها إذا كانت الجاذبية القياسية فقط هي التي ستبقيهم معًا. واتضح أن مجرة ​​Anromeda هي القاعدة وليست الاستثناء ، حيث أظهرت جميع المجرات الحلزونية التي تمت دراستها لاحقًا اتجاهات مماثلة (على سبيل المثال Rubin et al. 1980). لذلك ، لن تتشتت مجموعات المجرات فحسب ، بل ستتشتت أيضًا المجرات (الحلزونية) نفسها. إنه مثل الدراجين (أي النجوم) في لعبة دوامة (هذه هي المجرة). تحافظ القوات على الدراجين في دوائر حول لعبة الدوامة ، وإذا أصبحت القوى لسبب ما أضعف أو توقفت عن الوجود (على سبيل المثال لأن الرابط بين الراكب وفواصل الدوامة) ، فإن الدراجين سيتحركون بعيدا عن ذلك. لكن مرة أخرى ، هذا ضد ملاحظاتنا: هناك مجرات حلزونية كبيرة في كل مكان حولنا (بما في ذلك مجرتنا درب التبانة) ، والنجوم فيها تتحرك في مدارات مستقرة.

بشكل عام ، مشكلة فقدان الكتلة في المجرات منتشرة في كل مكان في الوقت الحاضر. ينشأ بسبب وجود طرق مختلفة لتقدير الكتل في علم الفلك. تتمثل إحدى هذه الطرق في إجراء تخمينات مستنيرة حول العمر وتكوين التجمعات النجمية للمجرة ، ومن هناك حساب مقدار وحدات الكتلة التي يجب أن تمتلكها لكل وحدة لمعان. يسمي الفلكيون هذا تقدير الكتلة النجمية. طريقة أخرى هي قياس نصف قطر المجرة ومدى سرعة تحرك النجوم فيها في المتوسط ​​، ثم عمل بعض التخمينات المستنيرة حول ديناميكيات المجرة ، وحساب نسبة الكتلة إلى الضوء من هناك. يسمي الفلكيون هذا تقدير الكتلة الديناميكي. من الناحية المثالية ، تتفق الكتلة النجمية والديناميكية مع نفس المجرة ، لأن المجرة لها كتلة حقيقية واحدة فقط (ضمن عوامل عدم اليقين بالطبع). ومع ذلك ، من الناحية العملية ، تكون الكتلة الديناميكية عادة أكبر من الكتلة النجمية ، ويتراوح العامل من 1 إلى 10000 أو نحو ذلك بقليل. على ما يبدو ، يكمن الخطأ في مكان ما في التخمين المؤدي إلى تقديري الكتلة المختلفين. حاول علماء الفلك حل مشكلة المادة المرئية المفقودة بطريقتين عامتين: إما عن طريق إضافة المزيد من المادة ، بحيث ينتج إجمالي المادة قوة الجاذبية المرصودة ، أو عن طريق تغيير قوانين الجاذبية نفسها والقول أن المادة المرئية هي كل ما هو موجود في المجرات.

تعد إضافة المزيد من المادة حلًا أبسط رياضيًا ، وهذا أيضًا سبب تفضيله للعديد من الأشخاص في البداية. ثم تكون قوة الجاذبية خطية في النطاق الحرج للقيم ، أي الجاذبية الضعيفة إلى المعتدلة. هذا يعني أنه إذا كان هناك ضعف المادة ، فهناك أيضًا ضعف قوة الجاذبية ، بغض النظر عن الكمية الإجمالية للمادة الموجودة. لاحظ أنه من وجهة النظر هذه ، لا يهم نوع المادة ، طالما أنها غير مرئية ، أو تقريبًا كذلك. كما أن الأرض بالقرب من الشمس غير مرئية ، على الرغم من أن كلاهما يتكون أساسًا من نفس النوع من المادة (أي الذرات ، وليس شيئًا غريبًا). إنها فقط مسألة درجة حرارة تجعل الشمس أكثر إشراقًا من الأرض. في الواقع ، كانت هناك نظرية مفادها أن المادة المفقودة هي أجسام شبيهة بالأرض (أي الكواكب العائمة الحرة والأقزام البنية) ، حتى تم استبعاد الكمية المطلوبة من تلك الأجسام من خلال الملاحظة. تم أيضًا استبعاد المزيد والمزيد من البدائل للمادة الإضافية ، لذلك نحن اليوم في نموذج Lambda-Cold-Dark-Matter (نموذج LCDM) لهذه الفئة من الطرز. ومع ذلك ، يتطلب نموذج LCDM مادة مظلمة غريبة تتجاوز النموذج القياسي للجسيمات. لكن هذا النوع من المادة لم يتم اكتشافه بعد ، بما في ذلك في أكبر المسرعات مثل CERN. ومع ذلك ، لا تزال هذه المجموعة الأولى من الفيزيائيين تعتقد أن نموذج LCDM صحيح بشكل عام (على الرغم من وجود بعض التغييرات التي يجب إجراؤها) وبالتالي يواصلون البحث عن جسيم المادة المظلمة الذي لا يزال افتراضيًا حتى الآن.

تقوم المجموعة الثانية من علماء الفيزياء بتصحيح قانون الجاذبية بدلاً من إضافة جسيم افتراضي يتجاوز النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات. إنه مثل أي طريقة تذهب إليها ، عليك توسيع نظرية كانت ناجحة للغاية حتى الآن: عليك إما التخلي عن النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات من أجل حفظ نموذج LCDM ، أو عليك الاستسلام النسبية العامة ، مع الجاذبية النيوتونية كحالتها المحدودة للجاذبية الضعيفة والمعتدلة. هذه النظرية الجديدة للجاذبية ، على عكس الجاذبية النيوتونية ، ليست خطية في النطاق الحرج. هذا يعني أن ضعف الأمر لا يعني بالضرورة ضعف الجاذبية عندما تكون قوة الجاذبية ضعيفة بدرجة كافية. هذا له نتيجة مضحكة ، والتي تتناقض مع تجربتنا في الحياة اليومية ، وهي أن نفس الكمية من المادة تبدو فجأة وكأنها تصبح أكثر جاذبية عندما تنشرها بشكل رقيق بدرجة كافية. Lüghausen et al. لذلك أطلق عليها (2015) & # 8220phantom dark matter & # 8221 ، لأن هذه المادة المظلمة هي سراب يختفي عندما توضع المادة الحقيقية بالقرب من بعضها. (بالطبع ، داخل النظام الشمسي ، يجب أن تكون المادة في المتوسط ​​كثيفة بدرجة كافية حتى تكون قوة الجاذبية خطية & # 8211 وإلا فلن نتمكن من إرسال سفن فضائية بدقة عالية إلى كواكب أخرى باستخدام الجاذبية النيوتونية.) هذه المجموعة الثانية من النظريات تؤدي إلى ديناميكيات نيوتن المعدلة أو ديناميكيات Milgromian (MOND).

هنا ، سأركز على & # 8220 مفقود & # 8221 مسألة المجرات الإهليلجية & # 8211 & # 8220 مفقود & # 8221 بمعنى أنه عادة ما تكون هناك مادة أقل إذا شوهدت من منظور نجمي مما لو تم رؤيتها من منظور ديناميكي على نفس المجرة . هل هناك بدائل لإضافة المادة المظلمة الغريبة إلى المادة المرئية ، وبالتالي داعمة للمجموعة الثانية من علماء الفيزياء؟

بادئ ذي بدء ، لنبدأ بالسؤال عن ماهية المجرة الإهليلجية. الإجابة المختصرة جدًا هي أنها تشبه المجرات الحلزونية إلى حد ما ، ولكن بدون الأقراص التي تحتوي على الحلزونات. لذلك ، يوجد فقط الانتفاخ المركزي ، وبالتالي ، يطلق عليهم اسم إهليلجي بسبب شكلهم الإهليلجي. ومع ذلك ، يمكن أن يكون هذا الانتفاخ المركزي هائلاً للغاية ، كما أن المجرات الإهليلجية الأكثر ضخامة تكون أكبر كتلة من المجرات الحلزونية الأكثر ضخامة (الانتفاخ وقرص الحلزونات معًا)!

بالذهاب قليلاً إلى تفاصيل المجرات الإهليلجية ، فإنها تظهر بعض التنوع في كتلتها ونصف قطرها. سأقوم بتقسيمهم إلى ثلاثة أنواع مختلفة من الأجسام ، وهي المجرات القزمة فائقة الصغر (UCDs) ، والمجرات الإهليلجية التقليدية (Es) والمجرات الكروية القزمية (dSphs) ، ومناقشة المادة غير المرئية في كل منها. سنرى أن المادة غير المرئية هي مجرد سراب في بعضها ، في حين أن البعض الآخر يحتوي بالفعل على بعض المواد أكثر مما تم حسابه في الأصل ، ولكن ليس المادة المظلمة الغريبة التي تنبأ بها نموذج LCDM.

تقف UCDs (الشكلان 1 و 2) بعيدًا قليلاً عن المجرات الإهليلجية الأخرى ، ويشك البعض في أن بعضها مجرات حقًا ، وليست مجرد مجموعات نجمية ضخمة جدًا. يكمن السبب في انضغاطها ، مما يجعلها تشبه إلى حد كبير عناقيد كروية ضخمة جدًا. ومع ذلك ، فإن تماسكهم يضعهم أيضًا بعمق في النظام النيوتوني ، لذلك لا يوجد مكانًا فعليًا للمادة المظلمة الوهمية لـ MOND. ومع ذلك ، فقد زُعم أنها قد تحتوي على مادة مظلمة (انظر على سبيل المثال بواسطة Drinkwater et al 2004 and Hasegan et al.2005).

الشكل 1: A & # 8220 صورة عائلية & # 8221 لمجرات إهليلجية. الكائنان اللامعان بالقرب من المركز وفي الزاوية اليمنى العليا ، على التوالي ، هما المجرتان الإهليلجيتان اللامعتان & # 8220 التقليدية & # 8221 المجرات الإهليلجية NGC 1404 و NGC 1399. يوجد فوق NGC 1404 بقليل UCD ، وبالقرب من الحد السفلي للصورة يوجد مجرة إهليلجية صغيرة تقليدية. ليست كل البقع على الصورة مجرات. هناك نجوم أيضًا ، وحتى النجوم الساطعة. يمكن إعادة ربطها من خلال المسامير من حولهم. ومع ذلك ، فإن جميع المجرات الموصوفة هي أعضاء في Fornax Galaxy Cluster. وبالتالي فهي على نفس المسافة تقريبًا ، وبالتالي فهي تتناسب مع بعضها البعض. رصيد الصورة: مايكل هيلكر. الشكل 2: من المحتمل أن يكون هذا هو الشكل الذي سيبدو عليه UCD إذا كان عضوًا في درب التبانة. يظهر هنا في الواقع أوميغا قنطورس ، أقوى تجمع كروي في مجرة ​​درب التبانة. ومع ذلك ، فقد كان هناك شك في بعض الأحيان في أن أوميغا قنطورس هي حقًا كتلة كروية ، وليست UCD ، بسبب بعض خصائص أوميغا قنطورس. على سبيل المثال ، يُظهر أوميغا قنطورس دليلًا واضحًا على وجود مجموعات نجمية من مختلف الأعمار ، على عكس المجموعات الكروية الأخرى الأقل ضخامة. رصيد الصورة: ESO.

والسبب في ذلك هو أنه في مطلع الألفية ، كان من الشائع بين الفلكيين أن وظيفة الكتلة الأولية النجمية (IMF) عالمية (انظر على سبيل المثال Kroupa 2001). ما يعنيه هذا هو أن جميع الأنظمة النجمية تكونت بنسبة ثابتة من النجوم الضخمة إلى النجوم الخفيفة ، وفقط عمر النجوم وتكوينها الكيميائي قد يتغير من نظام نجمي إلى نظام نجمي. هذا لا يعني أن الناس في ذلك الوقت لم يكونوا على دراية بتأثير درجات الحرارة المختلفة والتركيب الكيميائي ، على سبيل المثال ، على عملية تشكل النجوم. بدلاً من ذلك ، كانوا يبحثون عن صناديق النقد الدولي المختلفة ، لكنهم لم يجدوا أدلة داعمة لها في المجموعات النجمية التي تم حلها. ومع ذلك ، عند نمذجة UCD (أو أي نوع آخر من النظام النجمي) مع IMF العالمي ، هناك نسبة قصوى بين الكتلة النجمية والضوء النجمي التي يمكن الوصول إليها لأي عمر نجمي معقول والتركيبات الكيميائية. ومع ذلك ، هناك العديد من UCDs فوق هذا الحد ، و Dabringhausen et al. (2008) أن هذا ليس مجرد عدم يقين إحصائي. لذلك ، يجب أن يكون هناك سبب لهذه الكتلة غير المرئية ، وكانت المادة المظلمة الغريبة التي تأتي مع نموذج LCDM اقتراحًا.

ومع ذلك ، أعرب موراي (2009) عن شكوك جدية في أن نموذج LCDM يمكن أن يستوعب ما يكفي من المادة المظلمة الغريبة داخل نصف قطر أجهزة UCDs الصغيرة. هذا على الرغم من أن هالات المادة المظلمة حول المجرات يمكن أن تكون ضخمة جدًا في نموذج LCDM. ومع ذلك ، يتنبأ نموذج LCDM أيضًا أن الهالات ستكون ممتدة جدًا ، وبالتالي فإن الكثافة (أي الكتلة لكل حجم) لهالة المادة المظلمة ستكون رقيقة جدًا. لذلك ، قد تكون الكتلة الكلية لهالة المادة المظلمة ضخمة ، لكن جزء كتلتها داخل UCD سيكون صغيرًا بسبب نصف قطر UCD الصغير ، وهذه الكمية الضئيلة من المادة المظلمة داخل UCD لن تؤثر على الديناميات الداخلية لل UCD كثيرا. وبالتالي ، باختصار ، ليست المادة المظلمة الغريبة في نموذج LCDM هي التي تزيد من كتلة أجهزة UCD. ومن ثم فمن المحتمل & # 8220 التقليدية & # 8221 أهمية ، على سبيل المثال من صندوق النقد الدولي مختلف. وبالتالي ، فإن كلمة & # 8220universal & # 8221 IMF تعد مضللة لأن صندوق النقد الدولي في الواقع ليس عالميًا ، ولكن & # 8220standard & # 8221 IMF أو & # 8220canonical & # 8221 IMF بدائل جيدة جدًا. بعد كل شيء ، يبدو أن صندوق النقد الدولي هذا هو المعيار في محيطنا المباشر (بالمعنى الفلكي) وهي المناطق التي يتشابه مزيجها من العناصر الكيميائية مع الشمس والتي لا تشكل الكثير من النجوم في الوقت الحاضر.

في UCDs ، ربما كانت الظروف التي حدث في ظلها تشكل النجوم بعيدة عن تلك التي نعرفها لإنتاج IMF القياسي. وهكذا ، Dabringhausen et al. (2009) اقترح أن UCDs ربما تكون قد تشكلت مع صندوق النقد الدولي الذي كان له شكل مختلف عن IMF القياسي ، أي أنه شكل نجومًا أكثر ضخامة. (تسمى IMFs التي تحتوي على نجوم أكثر ضخامة مما يجب أن تمتلكه وفقًا لمعيار IMF & # 8220top-heavy & # 8221.) من المعروف أن هذه النجوم الضخمة قصيرة العمر ، وبعد حرق كل وقودها النووي ، فإنها تغادر البقايا التي تنتج القليل من الضوء أو لا تنتج أي ضوء مقارنة بكتلتها. توجد هذه البقايا بالطبع في أي مجموعة من النجوم المسنة ، ولكن إذا كان لدى صندوق النقد الدولي عدد أكبر من النجوم الضخمة ذات مرة ، فإن لديها بقايا نجمية أكثر الآن. وبالتالي تزيد البقايا النجمية من النسبة بين الكتلة والضوء ، وتجعل UCD & # 8220darker & # 8221. Dabringhausen et al. (2012) أيضًا حاول طريقة بديلة لاكتشاف تلك البقايا النجمية الإضافية من خلال البحث عن أنظمة ، حيث تتراكم بقايا نجمية من نجم مصاحب. تصبح هذه الأنظمة النجمية مصادر مميزة للأشعة السينية ، وبالتالي يمكن عدها. قارنوا الأرقام التي عثروا عليها في UCDs بالأرقام التي عثروا عليها في العناقيد الكروية (وهي أنظمة نجمية تشبه إلى حد ما أجهزة UCD ، ولكنها أقل كثافة) ، ووجدوا مصادر أشعة سينية أكثر في UCDs مما توقعوا. يمكن أن يشير هذا أيضًا إلى وجود عدد أكبر من النجوم عالية الكتلة لكل النجوم ذات الكتلة المنخفضة في UCDs. بناءً على أعمالهم أيضًا ، ماركس وآخرون. (2012) اقترح صندوق النقد الدولي الذي يتغير مع كتلة النظام النجمي (أي من العناقيد الكروية إلى UCDs) ومع التركيب الكيميائي. وبالتالي ، فقد تخلوا عن فكرة صندوق النقد الدولي العالمي ، لكنهم أوضحوا التغييرات في النسبة بين الكتلة والضوء في UCDs مع التغييرات في IMFs الخاصة بهم.

هناك طريقة أخرى لزيادة كتلة UCDs ، ولكن ليس انبعاثها للضوء ، وهي الثقوب السوداء الضخمة المركزية. في الثقب الأسود ، يتم الاحتفاظ بكتلة كبيرة ، بحيث لا يتمكن أي شيء يقترب منها كثيرًا من الهروب منها ، ولا حتى الضوء. الثقوب السوداء هي توقع للنسبية العامة ومعروفة بوجودها. على سبيل المثال ، تصبح النجوم الضخمة ثقوبًا سوداء عندما يتم حرق كل وقودها النووي ، ولم يعد الضغط الناتج عن الإشعاع النجمي يقاوم سحب الجاذبية. أو ، كمثال آخر ، هناك ثقب أسود هائل في مركز مجرة ​​درب التبانة ، والعديد من المجرات الأخرى أيضًا ، على الرغم من أنه أقل وضوحًا من النجوم الضخمة كيف ظهرت هذه المجرات. (هذا العام & # 8217s كانت جائزة نوبل للفيزياء تتعلق باكتشاف هذا الثقب الأسود المركزي.) ولكن إذا كانت الثقوب السوداء الضخمة شائعة في مراكز المجرات ، فلماذا يمكن أن تمتلكها أيضًا؟ ومع ذلك ، من السهل التغاضي عن ثقب أسود مركزي ضخم على مسافة UCDs المعروفة. هذا لأنه على مسافة UCDs ، تبدو النجوم وكأنها تقع تقريبًا في نقطة واحدة في الفضاء ، في حين أن كتلة الثقب الأسود المركزي الهائل تقع بدقة في هذه النقطة المفردة. وبالتالي ، إذا تم رؤيته من الأرض ، فلا يوجد فرق كبير في توزيع المادة ، في حين أن الثقب الأسود الهائل المركزي سيضيف كتلته إلى كتلة السكان النجميين. لذلك ، فقط من خلال الملاحظات الدقيقة باستخدام التلسكوبات ذات الدقة البصرية الأفضل ، يمكن للمرء أن يكتشفها. ومع ذلك ، تم بالفعل اقتراح الثقوب السوداء المركزية الضخمة كحل لمشكلة الكتلة المفقودة في UCDs على سبيل المثال من قبل Mieske et al. (2013) وجانز وآخرون. (2015). سيث وآخرون. (2014) أكد بعد ذلك من خلال الملاحظة وجود ثقب أسود مركزي هائل في UCD لأول مرة. في وقت لاحق ، تم اكتشاف ثقوب سوداء ضخمة أيضًا في UCDs الأخرى ، انظر على سبيل المثال Afanasiev et al. (2018).

وبطبيعة الحال ، من الممكن أيضًا مزيج من IMFs غير القياسية والثقوب السوداء الضخمة المركزية لتفسير سبب ضخامة UCDs لضوءها. ومع ذلك ، ما هو مهم هنا هو أن هناك بدائل بعيدة المنال للمادة المظلمة الغريبة في UCDs.

2.) المجرات الإهليلجية التقليدية

المجرات الإهليلجية التقليدية ليست فقط عادة أكثر كتلة من UCDs ، ولكنها أيضًا أكثر اتساعًا. ما أعنيه بـ & # 8220conventional & # 8221 هو أنها كانت من بين المجرات الأولى التي تم تحديدها على أنها مجرات & # 8211 كان هذا في عشرينيات القرن الماضي ، عندما اكتشف أشخاص مثل Hubble لأول مرة أن بعض & # 8220nebulae & # 8221 ليست مجرد غيوم غازية بداخلها درب التبانة ، ولكن جزر نجمية بعيدة تمامًا مثل درب التبانة. من غير الواضح ما هي الكتلة المطلوبة بالضبط لمجرة إهليلجية من أجل أن تكون طوعية ، ربما 10 8 كتلة شمسية أو نحو ذلك. يرجع سبب عدم الوضوح هذا إلى وجود امتداد للمجرات الإهليلجية حتى الكتل الأقل ، والتي ليست على الرغم من ذلك (متراصة ، تشبه العنقود النجمي) ، ولكنها مجرات كروية قزمية (ممتدة ، تشبه المجرة) (dSphs). ومع ذلك ، هناك بعض التخصصات في dSphs حول المادة المظلمة ووجودها الظاهري ، وبالتالي سأعالجها في قسم خاص بها. ما لن أفعله ، مع ذلك ، هو تمييز المجرات الإهليلجية إلى مجرات إهليلجية قزمة ومجرات إهليلجية مناسبة ، لأن هذا التمييز مجرد تاريخي في عيني (انظر أيضًا Ferguson & amp Binggeli 1994 حول هذا). أكبر المجرات كتلة (حوالي 10 12 كتلة شمسية) هي المجرات الإهليلجية التقليدية أيضًا.

إذن ، ما مقدار المادة المظلمة الغريبة التي تحتويها المجرات الإهليلجية ، إن وجدت؟ كابيلاري وآخرون (2006) ، على سبيل المثال ، اكتشفوا أن المجرات الإهليلجية التقليدية التي لاحظوها تمتلك في المتوسط ​​كتلة كبيرة جدًا بنسبة 30 في المائة بالنسبة لصندوق النقد الدولي الذي افترضوه. اقترحوا أن الكتلة المفقودة يمكن أن تكون المادة المظلمة التي تنبأ بها نموذج LCDM. ومع ذلك ، بالنسبة لهذه النتيجة ، افترضوا أيضًا أن معيار IMF عالمي لجميع مناطق تشكل النجوم. تورتورا وآخرون (2014) في وقت لاحق حاول إصلاح هذا بدون مادة مظلمة غريبة ، لكن MOND. لقد فشلوا أيضًا مع صندوق النقد الدولي العالمي ، ولكن ليس إذا كان صندوق النقد الدولي يتغير مع كتلة المجرة. لذا ، فإن السؤال الحقيقي هو: هل يمكن لصندوق النقد الدولي أن يتغير مع كتلة المجرة أم أن صندوق النقد الدولي القياسي هو أيضًا صندوق النقد الدولي العالمي؟

للإجابة على هذا السؤال ، دع & # 8217s نلقي نظرة على العناقيد النجمية ، وهي اللبنات الأساسية للمجرات. هل يمكن أن يكون للعنقود النجمي نجم كتلته أكبر من الكتلة نفسها؟ بالطبع لا. في الواقع ، Weidner et al. اكتشف (2010) أن كتلة أضخم نجم في العنقود النجمي أقل بكثير. وقد لاحظ Hsu et al (2012) مثالًا مثيرًا للإعجاب على ذلك: لقد قارنوا بين مجموعة كبيرة من بعض الكتلة مع عدة مجموعات نجمية صغيرة مجاورة لها نفس الكتلة إجمالاً. جميع المعلمات الأخرى مثل العمر والتركيب الكيميائي وما إلى ذلك هي نفسها ، فقط كيف تختلف الكتلة الكلية للنجوم. ومع ذلك ، فإن العنقود النجمي الضخم يحتوي على نجوم أثقل من عدة مجموعات نجمية صغيرة. لن تكون هذه مشكلة في حد ذاتها ، إذا كان التكوين الكلي للنجوم هو نفسه في جميع المجرات عندما تشكل جميع المجرات نفس العدد من عناقيد النجوم الضوئية لكل عنقود نجمي ضخم. ولكن هذا ليس هو الحال. Weidner وآخرون. وجد (2004) أن كتلة الكتلة الأكبر التي يمكن أن تتشكل في مجرة ​​تعتمد على معدل تشكل نجمها وهو عدد النجوم التي تتكون في مجرة ​​لكل وحدة زمنية. تتميز المجرات الإهليلجية منخفضة الكتلة بمعدلات تكوين نجوم منخفضة ، بينما تتمتع المجرات الإهليلجية الضخمة بمعدلات عالية لتكوين النجوم. وبالتالي ، فإن المجرات الإهليلجية التقليدية ذات الكتلة المنخفضة تفتقر إلى النجوم الضخمة. هذا بالفعل حجة ضد صندوق النقد الدولي العالمي في جميع العناقيد النجمية وفي جميع المجرات.

المجرات ذات أعلى معدلات تكوين النجوم (وهي أيضًا المجرات الأكثر ضخامة) تنتج أيضًا عناقيد نجمية في الحشود الكروية ذات المدى الكتلي و UCDs. الآن ، دعنا نفترض أن هذه العناقيد النجمية الضخمة هي في الواقع UCDs وأن UCDs لديها IMFs مع عدد أكبر من النجوم الضخمة لكل نجوم منخفضة الكتلة من & # 8220normal & # 8221 مجموعات النجوم (انظر القسم حول UCDs). ثم ينحرف صندوق النقد الدولي الحقيقي عن صندوق النقد الدولي العالمي الذي كان يُعتقد سابقًا ، ليس فقط في مجموعات النجوم منخفضة الكتلة (من خلال عدم وجود أي نجوم ضخمة) ، ولكن أيضًا في مجموعات النجوم عالية الكتلة (من خلال وجود عدد كبير جدًا من النجوم الضخمة). الآن ، تذكر ما قلناه عن IMFs ذات النجوم الضخمة أكثر من IMF القياسي: عندما تتقدم في العمر ، فإنها تنتج ضوءًا أقل لكل وحدة كتلة من IMF القياسي. أو عند ملاحظة مقدار معين من الضوء ، يجب أن يكون لمجموعة النجوم ذات النجوم الأكثر ضخامة وعمرًا كتلة أكبر لإنتاجها. عادة ما تكون التجمعات النجمية للمجرات الإهليلجية قديمة جدًا لدرجة أن النجوم الضخمة (قصيرة العمر) قد تطورت بالفعل إلى بقايا نجمية مظلمة ، ولا يستمر سطوع النجوم المضيئة سوى النجوم. لذلك ، إذا كان صندوق النقد الدولي يتصرف مع معدل تشكل النجوم للمجرات كما هو مفترض في الوقت الحاضر (انظر على سبيل المثال Kroupa & amp Weidner 2003 أو Fontanot et al 2017) ، فإن المجرات الإهليلجية منخفضة الكتلة لديها كتلة أقل قليلاً مما هو مفترض مع المجرات الإهليلجية. IMF القياسي لضوءهم ، و البيضاوي الهائل لديهم كتلة أكبر قليلاً مما يفترض مع IMF القياسي. يرتفع هذا إلى حوالي ضعف كتلة المجرات الإهليلجية التقليدية الأكثر ضخامة ، والنقطة التي يكون فيها تقدير الكتلة مساويًا لتقدير IMF القياسي هو حوالي 10 9 كتلة شمسية. وبالتالي ، بالنسبة لمعظم المجرات الإهليلجية التقليدية ، تكون تقديرات الكتلة أعلى من تقديرات الكتلة الخاصة بمعيار IMF ، والكتلة & # 8220missing & # 8221 تدور حول الكتلة التي اكتشفها كابيلاري بناءً على معيار IMF. (انظر أيضًا Dabringhausen et al. 2016 إذا كنت تريد متابعة سطوع المجرات الإهليلجية بكتلتها ، و Dabringhausen 2019 إذا كنت ترغب في التعمق أكثر في المجرات الإهليلجية وصناديق النقد الدولي غير القياسية). وهكذا ، كما هو الحال مع UCDs ، هناك تفسير بديل أكثر واقعية للكتلة الزائدة لتلك المجرات الإهليلجية.

3) المجرات اللولبية القزمة (dSphs)

المجرات الكروية القزمية (dSphs ، الشكل 3) هي بطريقة ما امتداد الكتلة المنخفضة إلى & # 8220 التقليدية & # 8221 المجرات الإهليلجية ، لأنها في مخطط نصف قطرها مقابل كتلتها ، فإنها تواصل الخط الذي أنشأته المجرات الإهليلجية التقليدية للكتل المنخفضة . ومع ذلك ، فإن ألمعها في الضوء والكتلة مثل UCDs ، ولكنها أكثر امتدادًا من UCDs. بعبارة أخرى ، هناك فجوة في نصف القطر بين dSphs و UCDs (انظر Gilmore وآخرون 2007) ، على عكس المجرات الإهليلجية التقليدية و dSphs.

الشكل 3: مجرة ​​قزم Fornax. يمكن القول إن هذه هي أكبر مجرة ​​شبيهة بالقزم حول مجرة ​​درب التبانة. رصيد الصورة: ESO / Digitized Sky Survey 2.

إذا كان صحيحًا أن dSphs هي في الواقع مجرات إهليلجية تقليدية منخفضة الكتلة جدًا ، فإننا نتوقع أن تكون أخف بحوالي 20 بالمائة أو أكثر من المتوقع بناءً على ضوءها باستخدام IMF القياسي. لكنها في الحقيقة أكثر ضخامة. فقط من أجل الحصول على شعور بالأرقام التي نتعامل معها: لنفترض أن صندوق النقد الدولي القياسي سيتنبأ بنسبة كتلة إلى ضوء تبلغ 2 لـ dSph ، فإن نسبة IMF المصححة ستعطي 1.5 ، لكن القيمة المقاسة هو 2000 (جميع الأرقام بوحدات الطاقة الشمسية). إذن ، كيف يمكن أن نخطئ في عامل يصل إلى 1000 تقريبًا (على الرغم من أنه في كثير من الحالات أقل)؟

هذا هو المكان الذي يبدأ فيه MOND أخيرًا ، لأن المادة المرئية في dSphs رقيقة بدرجة كافية ، على عكس UCDs و Es. يمكن أن ترفع MOND نسبة كتلة dSph فوق ضوءها من قيم قليلة (وهي مجموعة نجمية في الديناميات النيوتونية) إلى قيم تصل إلى حوالي 100. وهذا يناسب القيم الديناميكية للعديد من dSphs ، والتي قد تحتوي على الكثير من & # 8220dark & ​​# 8221 مسألة في الديناميات النيوتونية. وهكذا ، في MOND ، فإن مادتهم المظلمة هي في الواقع مادة مظلمة شبحية & # 8211 ستختفي إذا كانت المادة أكثر كثافة. أو بعبارة أخرى ، الاختلاف بين تقديرات الكتلة النجمية والديناميكية يختفي لتلك dSphs ، وكل شيء على ما يرام. تعتمد القيمة الدقيقة لـ dSph المعطى على القيمة التي ستكون لنسبة الكتلة إلى الضوء للمجموعة النجمية وفقًا لديناميات نيوتن وعلى عدد النجوم الموزعة على أي حجم ، أي كثافة المادة المرئية. تقديرات نسب الكتلة إلى الضوء في ديناميكيات نيوتن ومونديان لعدد من dSphs على سبيل المثال معطاة في Dabringhausen el al. (2016).

لكنه مرئي أيضًا في Dabringhausen el al. (2016) أنه حتى ديناميكيات MONDian لا يمكنها تفسير نسب الكتلة إلى الضوء لعدد قليل من dSphs ، والتي لها نسبة كتلة إلى ضوء تتجاوز 100. لذا ، هل وجدنا أخيرًا فشل MOND؟ ليس بالضرورة. حتى الآن ، افترضنا دائمًا ضمنيًا أن المجرات في حالة توازن فيريالي. ما يعنيه هذا على سبيل المثال هو غياب المد والجزر بسبب مصادر الجاذبية الأخرى المشتتة للانتباه. المد والجزر على الأرض هي أفضل مثال معروف ، على الرغم من أن الأرض كثيفة بما يكفي لتكون قريبة من توازن المد والجزر ، نظرًا لقوى الجاذبية من القمر والشمس. نحن نراهم فقط بشكل جيد لأنه في هذه الحالة ، المد والجزر يحدث تحت أنوفنا. في النهاية ، هناك مد والجزر على الأرض لأن الأرض جسم ممتد. وهكذا ، فإن قوة الجاذبية من القمر تسحب على الجانب القريب من الأرض أقوى قليلاً من الجانب البعيد ، والأرض تتمدد قليلاً بسبب المد والجزر. هناك مد وجذر للمحيطات على الأرض ، لأن الأرض تدور أيضًا ، في حين أن المد والجزر يتجه دائمًا نحو القمر. هناك بالطبع أيضًا مصادر أخرى للجاذبية على الأرض والتي تسبب المد والجزر (الشمس على سبيل المثال) ، لكن القمر هو الأقوى.

كما أن مجرات UCDs والمجرات الإهليلجية التقليدية كثيفة بدرجة كافية بحيث لا تتأثر تقريبًا بالمجرات المجاورة ، والتي تعد السبب المحتمل للمد والجزر فيها. لكن الجاذبية الداخلية ضعيفة نسبيًا على المادة الرقيقة لـ dSphs ، بحيث يسهل تمددها بواسطة القوى الخارجية للمجرات الأخرى. وهكذا ، فإن قوى المد والجزر تشكل مدًا عملاقًا & # 8220waves & # 8221 يتكون من النجوم. كل لقاء مع مجرة ​​أخرى يسحب المجرة ، لأن قوة الجاذبية تكون أقوى في الجانب القريب من المواجهة منها في الجانب البعيد. يؤدي هذا إلى ارتفاع درجة حرارة المجرة ، مما يعني أن المجرة يتم سحبها من التوازن الفيروسي من خلال المواجهة وأن متوسط ​​سرعات النجوم يزداد سرعة مع اللقاءات. أخيرًا ، فإن قوى المد والجزر من المواجهات مع المجرات الأخرى تجعل المجرة تتفكك.

الآن ، ما الذي يمكن أن يراه مراقب من الأرض؟ يمكن للمراقب على سبيل المثال أن يرى dSph الذي تم تسخينه من خلال مواجهة حديثة مع مجرة ​​أخرى ، وبالتالي فهو خارج التوازن الفيروسي. أو وجد dSph توازنه الفيروسي مرة أخرى ، ولكن على حساب النجوم التي تركت dSph ، وتتحرك الآن بشكل أسرع أو أبطأ من النجوم التي لا تزال مرتبطة بالمجرة. لكن الراصد قد يكون جاهلاً بهذه الحقيقة ، ويفترض أن جميع النجوم (النجوم) التي يراها مرتبطة بالمجرة.أو أن dSph قد تلاشى تمامًا بالفعل ، لكن النجوم لا تزال تتحرك طوال الوقت في مدارات متشابهة ، على الرغم من أنها لم تعد مرتبطة ببعضها البعض بعد الآن. يكون نصف القطر الذي تكون فيه النجوم أكبر بكثير مما سيكون عليه ، إذا كانت النجوم مرتبطة ببعضها البعض. إذا افترض المراقب خطأ أن dSph في حالة توازن فيريالي ، فإن كل هذه التأثيرات تزيد من تقدير الكتلة الديناميكي (وليس الكتلة الحقيقية!) (ق) الذي يصنعه لكتلة المجرة. ويمكن لهذه التأثيرات بالفعل أن ترفع تقدير الكتلة الديناميكية بالعامل المطلوب. لمناقشة تسخين المد والجزر لـ dSphs تحت الجاذبية النيوتونية ، انظر على سبيل المثال Kroupa (1997). أجرى McGaugh and Wolf (2010) دراسة مماثلة مع MOND. والجدير بالذكر أنهم وجدوا بالنسبة لـ dSphs المرصودة المحيطة بدرب التبانة أنه إذا كان dSph أكثر عرضة لقوى المد والجزر ، فمن المرجح أيضًا أن يكون خارج التوازن الفيروسي لـ MOND. للحصول على مناقشة نظرية مثيرة للاهتمام حول كيف يمكن الخلط بين مجموعة النجوم المتحللة في مجال المد والجزر من أجل dSph أكبر بكثير (ولكن من الواضح أنها ليست أكثر إشراقًا) ، انظر Dominguez et al. (2016).

ومع ذلك ، فإن dSphs التي تكون خارج التوازن الفيروسي كافية بدرجة كافية لزيادة نسبة الكتلة إلى الضوء المقدرة ديناميكيًا بنسبة قليلة أو أكثر مقارنة بالكتلة الحقيقية يمكن أن تكون مجرد بضع dSphs من عينة أكبر. بالنسبة للأغلبية ، سيكون التأثير ضعيفًا للغاية الآن ، على الرغم من أن وقت حلها سيأتي أيضًا. بعبارة أخرى ، هذا السيناريو غير محتمل بدرجة كبيرة إذا كانت الجاذبية نيوتونية ، لأن كل dSphs حول مجرة ​​درب التبانة يجب أن تكون في حالة انحلال. ومع ذلك ، إذا كانت الجاذبية MONDian ، فسيكون عدد قليل فقط بالقرب من انحلالها ، في حين أن معظمها سيكون في أو بالقرب من التوازن الفيروسي & # 8211 انظر Dabringhausen el al. (2016).

الشكل 4: مجرات الهوائيات (NGC 4038 و NGC 4039) ، & # 8220poster child & # 8221 لتفاعل المجرات مع المادة التي تم تحديدها على شكل ذيول مدية. رصيد الصورة: دانيال فيرسشاتسي. الشكل 5: مثال آخر لتفاعل المجرات وذيول المد والجزر ، مجرة ​​الشرغوف. على الرغم من أن اسمها فريد ، إلا أن هناك مجرتين بدلاً من مجرة ​​واحدة على مسافة مجرة ​​الشرغوف. لكن المجرة الأصغر تُسقط حاليًا على قرص المجرة الأكبر. يمكن رؤيتها على أنها نقطة زرقاء في أعلى يمين المجرة الأكبر. هناك أيضًا مناطق تشكل النجوم في ذيل المد والجزر ، والتي قد تصبح مجرات قزمة مدية ، إذا لم تتراجع إلى المجرات البدائية. رصيد الصورة: تلسكوب هابل الفضائي.

هناك حجة أخرى ضد المادة المظلمة في dSphs. عادة لا تكون المجرات من تلقاء نفسها ، ولكنها محاطة بمجرات أخرى. معًا ، تشكل هذه المجرات عناقيد مجرية مرتبطة بالجاذبية. لكن كيف تتشكل هذه العناقيد المجرية؟ وفقًا لنموذج LCDM ، يحدث هذا من خلال انصهار المجرات من جميع الاتجاهات. يمكن أن تأتي ، مع dSphs المتضمنة ، مع أي كمية من المادة المظلمة الغريبة في كتلة مجرية. سوف نسمي هذه المجرات & # 8220 المجرات الأولية & # 8221 من الآن فصاعدًا ، لأن هناك أيضًا طريقة أخرى لتشكيل المجرات التي تبدو مثل dSphs للمراقب. هذه الطريقة الأخرى هي من خلال المواجهات القريبة مع المجرات الموجودة بالفعل. في مثل هذه المواجهات ، يتم سحب المادة بعيدًا عن المجرات الموجودة عن طريق الجاذبية على الرغم من المد والجزر (الشكلان 4 و 5) ، ويمكن أن تتشكل مجرات صغيرة جديدة من هذه المادة. نحن نعلم أن هذه العملية تحدث. خلافًا لذلك ، سيكون من الصعب تفسير الخطوط الطويلة للمادة ، على سبيل المثال ، مجرات الهوائيات ومجرة الشرغوف. تُظهر محاكاة المجرات المتفاعلة ، والتي تم إعدادها لإعادة إنتاج مواقف مثل مجرات Antennae ، أيضًا تلك الخطوط من المادة مثل تلك التي تمت ملاحظتها (انظر على سبيل المثال Bournaud & amp Duc 2006 أو Wetzstein et al.2007). يطلق عليهم ذيول المد والجزر لأسباب واضحة. حتى أن مجرة ​​الشرغوف لديها مناطق صغيرة جديدة لتشكيل النجوم في ذيل المد والجزر ، والتي قد تصبح dSphs. إذا كان عمرها كافياً ، فقد يكون من الصعب تمييز هذه المجرات القزمة عن المجرات البدائية من نفس الكتلة ، على الرغم من ذلك (انظر Dabringhausen & amp Kroupa 2013). ومع ذلك ، في ما يلي ، نسمي المجرات ذات الأصل المدّي & # 8220 المجرات القزمة المدّية & # 8221 ، من أجل تمييزها عن المجرات البدائية. لا يمكن لمجرات المد والجزر القزمة أن تحتوي على المادة المظلمة الغريبة لنموذج LCDM ، حتى لو احتوت المجرات السلفية عليها. والسبب هو أن كل المادة التي ينتهي بها المطاف في مجرة ​​مدية قزمة ، سواء كانت مرئية أم لا ، يجب أن تكون قد احتلت مناطق متشابهة من الفضاء بسرعات مماثلة أيضًا قبل مواجهة المجرات الموجودة. قد تكون الكمية الإجمالية للمادة المظلمة الغريبة ضخمة ، لكن معظم المادة المظلمة لها سرعات ومواقع أخرى ، وبالتالي فهي غير مؤهلة للارتباط بمجرة المد والجزر القزمة. بعد كل شيء ، تُظهر محاكاة لقاءات المجرات ، على سبيل المثال ، بارنز وأمبير هيرنكويست (1992) أن معظم المواد المرئية التي ستصبح مجرة ​​قزمة مدية تأتي من أقراص المجرات الحلزونية. لا تشكل هذه المادة المرئية قرصًا رقيقًا فقط ، على عكس هالة المادة المظلمة المفترضة ، ولكنها تتحرك أيضًا بنفس السرعة في نفس الاتجاه ، مرة أخرى على النقيض من هالة المادة المظلمة المفترضة. أيضا ، المجرات القزمة المدّية التي تتشكل في مواجهة المجرات يمكنها فقط التحرك في مستوى المواجهة (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). وبالتالي ، هناك طريقة سهلة للتمييز بين dSphs في نموذج LCDM: تلك التي تتحرك في مستوى وتلك التي لا يمكن تخصيصها للمستوى. من المحتمل جدًا أن تكون تلك الموجودة في الطائرة مجرات قزمة مدية ولا يمكن أن تحتوي على أي مادة مظلمة غريبة. ومع ذلك ، فإن تلك التي لا يمكن تخصيصها لمستوى قد تكون أيضًا بدائية ويمكن أن تحتوي بالتالي على مادة مظلمة (انظر على سبيل المثال Kroupa et al 2010). الآن ، ماذا تخبرنا الملاحظات عن نمط حركة dSphs؟ في مجرة ​​درب التبانة ، تم عرضه بواسطة ليندن بيل (1976) وكروبا وآخرون. (2005) أنه من المرجح أن يتم ترتيب dSphs المعروف آنذاك في طائرة. في وقت لاحق ، تمت إضافة أجسام وسرعات إضافية ، ولكن تم دائمًا تأكيد قرص الأقمار الصناعية طويل الأمد (انظر على سبيل المثال Pawlowski et al. 2012 و Pawlowski & amp Kroupa 2020). كان هذا وفقًا لبعض مؤيدي نموذج LCDM مجرد استثناء ، بينما قالوا آخرون إن المزيد من المجرات العادية سيكون لديها dSphs مع حركات عشوائية حولها. ومع ذلك ، فقد تبين بعد ذلك أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تحتوي أيضًا على قرص dSphs حولها (على سبيل المثال Ibata et al 2013) ، و Centaurus A أيضًا (Mueller et al 2018). باختصار ، تعتبر أقراص الأقمار الصناعية حول المجرات الرئيسية هي القاعدة أكثر من كونها استثناء ، انظر على سبيل المثال Ibata et al (2014) لمحاولة إجراء إحصاء. وبالتالي ، يجب على المجرات في هذه الطائرات إدارة نسب الكتلة إلى الضوء الديناميكية العالية الخاصة بها بدون مادة مظلمة غريبة ، على الرغم من الادعاءات العديدة التي تشير إلى عكس ذلك من مجتمع LCDM. إذا كان MOND هو الوصف الصحيح للجاذبية ، فإن كتل الجاذبية الكبيرة (الشبحية) للمجرات الساتلية ، على عكس كتلها الصغيرة في النجوم ، يتم حلها بشكل جميل.

لقد ناقشت أسباب & # 8220dark & ​​# 8221 المادة في المجرات الإهليلجية ، والتي تأتي في النهاية من مقارنة تقديرات الكتلة المختلفة. أيضًا ، تم إثبات خطأ بعض الافتراضات التي تم استخدامها لعدم وجود معرفة أفضل. يتعلق هذا بنظرية صندوق النقد الدولي العالمي في جميع مناطق تشكل النجوم ، مما أدى إلى عدم تطابق بين تقديرات الكتلة من المجموعات النجمية وبين الديناميكيات في UCDs والمجرات الإهليلجية التقليدية. إذا تم استبدال & # 8220one-size-fits-all & # 8221 IMF بصورة أكثر تفصيلاً لصندوق النقد الدولي ، فإن هذه الاختلافات تختفي بسهولة دون استخدام المادة المظلمة الغريبة أو MOND. بالنسبة إلى dSphs ، الوضع مختلف. لا يمكن أن يكون لديهم مادة مظلمة غريبة لأنها لا يمكن أن ترتبط بهم ، ولكن لا يمكن أيضًا تفسير نسب الكتلة إلى الضوء المتطرفة الخاصة بهم بمجموعات نجمية مختلفة. هنا ، تقدم MOND وحقول المد والجزر إجابة. وبالتالي ، فإن إضافة المزيد من المادة المظلمة الغريبة إلى جميع المجرات حتى يتم ضبط ديناميكياتها قد يبدو الحل الأبسط للوهلة الأولى ، لكنه ليس بالضرورة الحل الصحيح. الحل الذي يبدو أكثر تعقيدًا بدون المادة المظلمة الغريبة يقف هنا نتيجة اختبار أفضل.

في أزمة المادة المظلمة بواسطة يورج دابرينغهاوزن. قائمة محتويات جميع المساهمات متاحة هنا.


العلماء يرصدون المادة المظلمة في عزلة لأول مرة

لاحظ العلماء المادة المظلمة ، وهي المادة المراوغة التي تشكل ربع الكون ، في عزلة لأول مرة. من خلال دراسة مجموعة مجرات تبعد 3 مليارات سنة ضوئية ، قامت ماروسا براداك من معهد كافلي لفيزياء الجسيمات وعلم الكونيات (KIPAC) ، الموجود في مركز ستانفورد الخطي المعجل (SLAC) التابع لوزارة الطاقة ، بعمل ملاحظات تاريخية ، والتي كانت أعلن اليوم في مؤتمر عبر الهاتف لناسا.

قال براداك: "لقد توقعنا وجود المادة المظلمة لعقود من الزمن ، لكننا رأيناها الآن قيد التنفيذ". "هذا هو حجر الأساس".

قال مدير KIPAC روجر بلاندفورد: "هذه القياسات مقنعة. البرهان المباشر على أن المادة المظلمة لها الخصائص المستنبطة على أساس الحجج غير المباشرة يظهر أننا على المسار الصحيح في سعينا لفهم بنية الكون."

المادة المظلمة ، التي تشكل حوالي 26٪ من كتلة الكون ، تختلف اختلافًا جوهريًا عن المادة المضيئة ، والتي تشكل 4٪ فقط. 70٪ المتبقية من الكون هي طاقة مظلمة. المادة المظلمة غير مرئية للتلسكوبات الحديثة لأنها لا تصدر ضوءًا أو حرارة ، ويبدو أنها تتفاعل مع مادة أخرى فقط من خلال الجاذبية. في المقابل ، تشكل المادة المضيئة كل شيء مرتبط بشكل شائع بالكون - المجرات والنجوم والغازات والكواكب.

أظهرت الملاحظات السابقة أن المادة المضيئة لا تفسر سوى نسبة صغيرة جدًا من الكتلة في الكون. البحث الجديد هو الأول الذي يكتشف المادة المضيئة والمادة المظلمة بشكل مستقل عن بعضهما البعض ، حيث تتجمع المادة المضيئة في منطقة وتتجمع المادة المظلمة في منطقة أخرى. توضح هذه الملاحظات وجود نوعين من المادة: أحدهما مرئي والآخر غير مرئي.

تدعم النتائج أيضًا النظرية القائلة بأن الكون يحتوي على مادة مظلمة أكثر بخمس مرات من المادة المضيئة. قال دوجلاس كلو الباحث في الدراسة بجامعة أريزونا: "إن الكون الذي تهيمن عليه الأشياء المظلمة يبدو منافًا للعقل ، لذلك أردنا اختبار ما إذا كانت هناك أي عيوب أساسية في تفكيرنا". "نعتقد أن هذه النتائج تثبت وجود المادة المظلمة."

يعتمد البحث على ملاحظات بنية كونية رائعة تسمى مجموعة الرصاصة ، والتي تتكون من مجموعتين من المجرات تمر عبر بعضها البعض. عندما تتقاطع المجموعتان بسرعة 10 ملايين ميل في الساعة ، تتفاعل المادة المضيئة في كل مجموعة مع المادة المضيئة في المجموعة الأخرى وتبطئ سرعتها. لكن المادة المظلمة في كل مجموعة لا تتفاعل على الإطلاق ، حيث تمر من خلالها دون انقطاع. يتسبب هذا الاختلاف في التفاعل في إبحار المادة المظلمة أمام المادة المضيئة ، مما يؤدي إلى فصل كل عنقود إلى مكونين: المادة المظلمة في الرصاص والمادة المضيئة المتخلفة عن الركب.

للكشف عن هذا الفصل بين المادة المظلمة والمضيئة ، قارن الباحثون صور الأشعة السينية للمادة المضيئة بقياسات الكتلة الكلية للعنقود. لمعرفة الكتلة الكلية ، أخذوا قياسات لظاهرة تسمى عدسة الجاذبية ، والتي تحدث عندما تشوه جاذبية العنقود الضوء من مجرات الخلفية. كلما زاد التشويه ، زادت الكتلة.

من خلال قياس هذه التشوهات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي وتلسكوبات ماجلان الأرضية وتلسكوب كبير جدًا ، كلاهما في تشيلي ، حدد الفريق موقع كل الكتلة في مجموعة الرصاص. قارن العلماء بعد ذلك هذه القياسات بصور الأشعة السينية للمادة المضيئة التي تم التقاطها بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا واكتشفوا كتلًا من المادة المظلمة تتسارع بعيدًا عن الاصطدام وتكتلات من المادة المضيئة تتبعها. يثبت الفصل المكاني للكتل وجود نوعين من المادة ، بينما يُظهر الاختلاف الشديد في سلوكهم الطبيعة الغريبة للمادة المظلمة.

سيتم نشر هذا البحث في الأعداد القادمة من مجلة الفيزياء الفلكية و ال رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. يشمل أعضاء الفريق براداك وفيل مارشال من KIPAC Clowe و Dennis Zaritsky من مرصد Steward في جامعة أريزونا أنتوني جونزاليس من جامعة فلوريدا مكسيم ماركيفيتش وسكوت راندال وكريستين جونز وويليام فورمان من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية وتيم شرابباك من جامعة فلوريدا. جامعة بون. دعمت المؤسسة الوطنية للعلوم ووكالة ناسا العمل.


دليل مباشر على المادة المظلمة؟

يدعي العلماء أن الاصطدام الكوني العنيف يقدم دليلاً على "المادة المظلمة" ، المادة الافتراضية السائدة في الكون.

راماتشاندران في نيودلهي

صورة مركبة للعنقود المجري 1E 0657-56 تشكلت بعد اصطدام مجموعتين كبيرتين من المجرات. -

لقد ادعى الأسترونومرز أنهم ربما رأوا أخيرًا "المادة المظلمة" ، المادة الافتراضية والمراوغة ولكنها مسيطرة في الكون ، في عزلة. في 21 آب (أغسطس) ، قال علماء في تجربة فلكية متعددة المؤسسات إن تصادمًا كونيًا عنيفًا لمجرتين كبيرتين من المجرات قدم أول دليل مباشر على وجود "المادة المظلمة". تقع بقايا الاصطدام ، والتي تسمى مجتمعة بـ "مجموعة الرصاصة" 1E 0657-56 ، على مسافة حوالي 3.4 مليار سنة ضوئية. تصادمت العناقيد بسرعة تقدر بـ 4700 كيلومتر في الثانية وحدث الحدث نفسه منذ حوالي 100 مليون إلى 200 مليون سنة.

أدى الاصطدام ، وفقًا لتفسير العلماء ، إلى فصل "المادة المظلمة" عن المادة العادية ، مما يسمح بمراقبة المادة المظلمة بمعزل عن غيرها وتقديم دليل لا لبس فيه على وجودها. بيانات من حوالي 140 ساعة من مراقبة "مجموعة الرصاص" بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع للإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء (ناسا) واستكمال الملاحظات البصرية بواسطة عدة تلسكوبات أخرى ، بما في ذلك التلسكوب الكبير جدًا (VLT) التابع للاتحاد الأوروبي تم استخدام المرصد الجنوبي (ESO) ، وتلسكوب هابل الفضائي (HST) وتلسكوب ماجلان ، للوصول إلى الاستنتاجات. كان فريق العلماء بقيادة دوجلاس كلو من جامعة أريزونا ، توسان ، وستنشر النتائج قريبًا في مجلة الفيزياء الفلكية و The Astrophysical Journal Letters.

& quot هذا هو الحدث الكوني الأكثر نشاطًا الذي نعرفه ، & quot ؛ قال مكسيم ماركيفيتش من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، وهو عضو في الفريق ، أثناء إعلان النتائج في مؤتمر صحفي لوكالة ناسا. يبدو أن الكون الذي تهيمن عليه المادة المظلمة أمر غير معقول. لذلك أردنا اختبار ما إذا كانت هناك أي عيوب أساسية في تفكيرنا ، "قال كلو. وأضاف أن النتائج دليل مباشر على وجود المادة المظلمة. & quot لقد توقعنا وجود المادة المظلمة لعقود من الزمن ولكننا رأيناها الآن قيد التنفيذ. قال ماروسا براداك ، عضو الفريق ، من معهد كافلي للفيزياء الفلكية وعلم الكونيات (KIPAC) في جامعة ستانفورد ، إن هذا يعد أمرًا رائدًا.

إذن ما هي بالضبط "المادة المظلمة"؟

عاش علماء الفلك منذ ما يقرب من 70 عامًا مع ملاحظة مفادها أنه إذا كانت الديناميكيات النيوتونية المألوفة صالحة في النطاق الواسع للكون بأكمله ، فيجب أن تكون هناك كتلة في المجرات أكبر بكثير مما تراه التلسكوبات. بالعودة إلى عام 1937 ، لاحظ فريتز زويكي مجموعة من المجرات تسمى مجموعة Coma Cluster وقام بقياس سرعات بعض المجرات الخارجية. وجد أن هذه المجرات كانت تتحرك بسرعة كبيرة بحيث لا يمكن ربطها جاذبيًا بالعنقود. في مثل هذه السرعات العالية ، يجب أن تتطاير المجرات بعيدًا مثل صاروخ بسرعة أكبر من "سرعة الهروب" اللازمة للتغلب على جاذبية الأرض.

الصورة البصرية للعنقود مأخوذة من تلسكوبات ماجلان وتلسكوبات هابل الفضائية. -

لقد قيل إن قوة الجاذبية لعنقود المجرات يجب أن تكون أكبر بكثير من الكتلة المجمعة للمجرات المرصودة والغبار النجمي والغاز لتماسك الكتلة معًا. منذ ذلك الحين ، تم العثور على العديد من الأمثلة التي تحتاج إلى الكثير من المواد الإضافية فقط لتماسك المجرات معًا. يُطلق على & quot الكتلة المفقودة & quot اسم "المادة المظلمة" لأنها لا تصدر ضوءًا ، وبالتالي فهي غير مرئية. ويبدو أيضًا أنه يتفاعل مع المادة العادية من خلال الجاذبية فقط.

مثل هذه المادة المظلمة مطلوبة أيضًا لإحداث هياكل مثل المجرات وعناقيد المجرات بعد مليار سنة من الانفجار العظيم ، وهو ما لا تستطيع النسبية العامة التقليدية وعلم الكون لأينشتاين تقديمه. إذا كانت نظرية الجاذبية لأينشتاين (وديناميات نيوتن) هي نفسها في المقياس الكبير ، فإن هذه المادة المظلمة يجب أن تكون خمسة أضعاف المادة العادية (التي تتكون من الذرات والنيوترونات والبروتونات والإلكترونات) التي تشكل الكون المرئي.

(الملاحظة في السنوات الأخيرة ، أن توسع الكون قد يكون متسارعًا ، قادت العلماء إلى افتراض وجود شكل غير معروف من الطاقة أيضًا ، يُطلق عليه "الطاقة المظلمة" ، وهي فعليًا قوة دافعة تدفع الأجسام الكونية بعيدًا عن بعضها. يُعتقد أن ما يقرب من ثلاثة أرباع الكون عبارة عن "طاقة مظلمة". وهذا يعني أن حوالي 4 في المائة فقط من الكون يتكون من مادة مرئية.) ولكن في الوقت الحالي ما هي طبيعة المادة المظلمة (والطاقة المظلمة) كليا موضوع التكهنات النظرية.

صورة بالأشعة السينية للغاز الساخن في الكتلة المندمجة توضح شكل الرصاصة ومقدمة الصدمة القوسية. -

جادل بعض العلماء بأن السرعات الشاذة للمجرات يمكن تفسيرها من خلال تعديل نظريات الجاذبية بسبب نيوتن وآينشتاين ، والتي يطلق عليها عمومًا نظريات الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MOND). يُزعم أن المتغيرات منها قادرة على تفسير بيانات العنقود المجري والطاقة المظلمة أيضًا. ومع ذلك ، يعتقد كلو وزملاؤه أنه لن يكون من السهل شرح النتائج الجديدة باستخدام "كتلة الرصاص" عن طريق تعديل الجاذبية.

معظم المواد العادية (المرئية للتلسكوبات) في العناقيد المجرية تكون على شكل غاز عالي الحرارة في حالة بلازما مؤينة (حوالي 85 في المائة) ، والتي يمكن تحديدها من خلال انبعاثات الأشعة السينية. باستخدام تقنية تُعرف باسم `` عدسة الجاذبية '' - والتي تتسبب في انحناء الضوء من المجرات البعيدة عن طريق جاذبية الهياكل المجرية المتداخلة لتشكيل صور متعددة تشبه إلى حد كبير العدسة البصرية - يستطيع علماء الفلك رسم خريطة لتوزيع الكتلة في مجموعات المجرات من المدى التمدد الثقالي للصور بعدسة.

لقد وُجِد أن & quot؛ المادة المظلمة & quot مع المادة العادية يتعايشان دائمًا ، مع مراكز جاذبيتهما متشابهة تقريبًا ، ولكن مع & quot؛ المادة المظلمة & quot ، أو أن يكون مجال الجاذبية دقيقًا ، يتم توزيعه بشكل أكثر سلاسة من المادة العادية. (في الواقع ، هذا هو أحد العوامل المحفزة للمقاربات التي تعدل الجاذبية لتقليد المادة المظلمة.) لذلك ، لا يمكن لملاحظة العدسة مع عنقود المجرات أن تخبرنا عن مقدارها بسبب المادة المظلمة وحدها.

ومع ذلك ، في تصادم العناقيد وجهاً لوجه ، يبدو أن شيئًا مثيرًا للاهتمام قد حدث.لا يُعرف الكثير من الأمثلة على مثل هذه الاصطدامات ، ولكن "مجموعة الرصاصة" 1E 0657-56 ، التي تم اكتشافها في عام 1995 ، وقد أظهرت ملاحظات الأشعة السينية أنها من بين المجموعات الأكثر سخونة وإشراقًا ، قد تكون نموذجية لـ مثل أنظمة الاندماج العنقودي.

المجرات نفسها - التي تتوزع بشكل ضئيل وتتفاعل فقط عن طريق الجاذبية - تمر عبر بعضها البعض دون أن يعيقها الاصطدام. لكن الغاز الساخن في كل مجموعة يتم سحبه للخلف في حركته بسبب السحب الناتج عن القوى الكهرومغناطيسية بين مكونات البلازما. يفرض هذا على المادة المرئية أن تنفصل إلى مكونين ، المجرات تتحرك دون عوائق والغاز الساخن الذي يشكل تكتلاً مميزًا على شكل رصاصة - ومن هنا جاء اسم `` مجموعة الرصاصة '' - بسبب التأثير المشترك للسحب وصدمة القوس الأمامية. تصادم. تم الحصول على انبعاثات الأشعة السينية التفصيلية التي تكشف عن شكل الرصاصة لأول مرة في عام 2000 باستخدام مرصد تشاندرا. بينما تُظهر الصورة البصرية (الصورة 1) المجموعات غير متأثرة ، تُظهر صورة الأشعة السينية كتل الغاز المنفصلة عن المجرات (الصورة 2).

وكشفت لقطة تشاندرا عن `` رصاصة '' غازية وصدمة مذهلة ، ومثال كتابي عن الصدمات وأول واحدة شوهدت في عنقود ، كما يقول ماركيفيتش ، وهو من معهد أبحاث الفضاء التابع لأكاديمية العلوم الروسية في موسكو . بعد ذلك قمنا بتركيب صورة الأشعة السينية على صورة بصرية ، ولاحظنا الإزاحة بين المجرات والغاز ، وأدركنا أن هذا التجمع يوفر إعدادًا تجريبيًا فريدًا لدراسات المادة المظلمة - نحتاج فقط إلى رسم خريطة لتوزيع المادة المظلمة. هذا هو المكان الذي انضم إليه زملاؤنا في مجال البصريات ، ويضيف ماركيفيتش.

أدخل "عدسة الجاذبية".

تظهر معظم الكتلة في العنقود "النقطي" ، مقاسة بعدسة الجاذبية ، باللون الأزرق. -

وفقًا لنظرية النسبية العامة لأينشتاين ، فإن الكتلة تلتوي الفضاء حولها ، وكلما زادت الكتلة ، زاد الالتواء. لذلك ، كما ذكرنا سابقًا ، فإن الجاذبية الناتجة عن الكتلة في مجموعة المجرات تشوه الضوء من المجرات الخلفية ويكون التشوه متناسبًا مع الكتلة. من خلال النظر إلى أشكال العديد من المجرات الخلفية المختلفة ، يمكن تعيين توزيع الكتلة في العنقود.

الكتلة المقدرة للعنقود من خريطة العدسة هي مليار مليون (10 15) ضعف كتلة الشمس. عندما تمت مقارنة ملاحظات الأشعة السينية والبصرية والعدسة على 1E 0657-56 ، بدا أن أكبر عدسة عدسية كانت بسبب ذلك الجزء من الكتلة الذي تمت إزالته مكانيًا من مكون الغاز الساخن. إذا لم تكن المادة المظلمة التي من المفترض أن تمثل معظم كتلة الكتلة موجودة ، فيجب أن تتمركز الجاذبية في البلازما ، والتي من المفترض أن تشكل الجزء الأكبر من المادة المرئية. تُظهر الصورة المركبة (الصورة 4) آثار الاصطدام بوضوح ، حيث تمثل النقط الزرقاء المناطق التي يتركز فيها معظم الكتلة (كما تم قياسها بالعدسة) والنقط الوردية (التي تم الكشف عنها بواسطة قياسات الأشعة السينية) توضح المناطق التي يوجد بها معظم من المادة العادية موجودة.

المادة المظلمة (باللون الأزرق) ، والتي تتفاعل أيضًا مع الجاذبية فقط وبالتالي لا تعاني من السحب ، تمر عبر المجرات دون عوائق ويتم فصلها عن الغاز (باللون الوردي). يتم وصف المراحل أثناء التصادم بشكل تخطيطي في اللوحة المكونة من أربع صور. جادل العلماء بأن ملاحظة أن معظم الكتلة تتركز في مناطق منفصلة بوضوح عن المناطق الغازية هي أقوى دليل حتى الآن على أن معظم جاذبية الكون ترجع إلى المادة المظلمة.

& quot مع الفيزياء التقليدية ، نحن على يقين من الاكتشاف ، & quot؛ أخبر كلو فرونت لاين بالبريد الإلكتروني. & quot ما نلاحظه هو بالضبط ما توقعناه باستخدام المادة المظلمة الباردة التقليدية والفيزياء القياسية. كما أن ملاحظات بلازما الأشعة السينية تخبرنا قليلاً عن بعض التفاصيل الدقيقة لتفاعلات [البلازما] التي لم تكن معروفة من قبل ، وأضاف كلو.

& quot مع أهمية كبيرة يمكننا أن نقول أن هناك شكلاً من أشكال المادة لا ينبعث منها أشعة سينية أو ضوء متورط وهو أكثر بخمسة أضعاف في النظام ، & quot؛ قال براداك لـ Frontline. ووفقًا لها ، فإن الفواصل التي شوهدت بين الكتل قد أعيد إنتاجها جيدًا في محاكاة الكمبيوتر للغاز بالإضافة إلى ديناميكيات "الجسم N". العلماء قادرون أيضًا على وضع حدود عليا للتفاعل الذاتي (غير الجاذبي) بين جسيمات المادة المظلمة ، ووفقًا لكلو ، فإن النتائج تتفق مع عدم حدوث تفاعلات.

هل تخبرنا النتائج شيئًا عن طبيعة المادة المظلمة من خلال استبعاد بعض المرشحين المقترحين؟ & quot للأسف ، & quot؛ أشار Clowe، & quotour ملاحظات تستند فقط إلى الكشف عن جاذبية المادة المظلمة وعدم اكتشاف أي ضوء ، وهو إلى حد كبير الحد الأدنى لتعريف أي مادة لتكون مادة مظلمة مرشحة. نتيجة لذلك ، تتوافق نتائجنا مع مجموعة واسعة من المادة المظلمة المرشحة. سيكون من الصعب ، ولكن ليس من المستحيل ، شرح الملاحظات باستخدام النيوترينوات فقط ويمكننا وضع قيود على نوع المادة المظلمة الموجودة في الأبعاد الإضافية لسيناريوهات عالم الغشاء [في نظرية الأوتار] ، طالما أن الذات المرصودة يتم استيفاء حدود التفاعل. لكن بخلاف ذلك ، فإن هذه الملاحظات لا تستبعد أو تفضل أي نوع

رسم توضيحي من أربع لوحات لتصادم المجرة ، انطباع فنان. -

& quotOverall، & quot إلى D. Narasimha من معهد تاتا للبحوث الأساسية (TIFR) ، وعلم الكونيات لديه صورة تقريبية للمادة في الكون وكيف نمت الهياكل. لا يوجد اختبار واحد لإثبات الصورة أو دحضها. ومع ذلك. تظهر العديد من المجسات ، بعضها خفيف وبعضها قوي ، معًا أن الصورة صحيحة بشكل عام. الاختبار الحالي هو أحد هذه الاختبارات. & quot

ولكن ماذا عن النظريات التي تحاول تعديل الجاذبية والتخلص من فكرة المادة المظلمة الغامضة؟ & quot في الشكل الذي هي عليه الآن ، لا يمكن لنظريات الجاذبية البديلة أن تفسر كلاً من الإزاحة المكانية وقوة الإشارة في العدسة ، وأشار براداك. من المشكوك فيه أن هذا يمكن أن يستبعد تمامًا مختلف نظريات الجاذبية البديلة. [لكن] ما نتوقعه هو أنه عند محاولة القيام بالنمذجة ، سيتعين عليهم استخدام المادة المظلمة حتى في مثل هذه النظريات ، وربما ما يكفي من المادة المظلمة بحيث يتعين عليهم تقليل الكمية [التي] يغيرون بها الجاذبية ، & quot كلو.

لكن مؤيدي نظريات الجاذبية المعدلة يختلفون. & quot ؛ لا أعتقد أن المجموعة التي تراقب عنقود الرصاصة 1E0657-56 يمكنها الادعاء بأنها اكتشفت المادة المظلمة بما لا يدع مجالاً للشك ، كما قال جون دبليو موفات من جامعة تورنتو لـ Frontline. لقد أثبتت أن جاذبيتي المعدلة [MOG] يمكن أن تناسب بيانات العدسة بدون المادة المظلمة. تظهر النتائج بوضوح أن بيانات الرصد الجديدة لا يمكن أن تستبعد نظرية الجاذبية المعدلة ، "كما قال.

رسم بياني يوضح توزيع الطاقة في الكون. -

في الواقع ، حتى أهمية النتائج الجديدة يتجاهلها البعض. "أنا في الواقع مندهش من الأهمية الثورية التي تُنسب إلى الملاحظات الجديدة لمجموعة الرصاص" ، كما قال جاكوب دي. بيكينشتاين من الجامعة العبرية في القدس لموقع Frontline عبر البريد الإلكتروني. يُعرف Bekenstein بنظرية الجاذبية Tensor-Vector-Scalar (TeVeS) ، وهي نسخة نسبية من MOND صاغها في عام 2004. نظام فيزيائي فلكي عند قدومهم. هل هذه هي الحالة التي ستؤدي إلى انخفاض MOND؟ وتساءل.

& quot عدسات الجاذبية هي محور الادعاءات التي يتم تقديمها. MOND في شكله الأصلي لا يمكن أن يعالج العدسة. يمكن أن يعالج My TeVeS عدسة الجاذبية بنتائج تتفق مع ما كان معروفًا في ذلك الوقت ، كما قال. أوضح بيكينشتاين أن مجال الجاذبية الناتج عن المادة في TeVes يتكون من جزأين: جزء خطي ، تمامًا كما هو الحال في النسبية العامة ، والآخر ، الذي يكون مهيمنًا في بعض الأحيان ، وهو جزء غير خطي للغاية ناتج عن نفس المادة المرئية.

يعطي مجال الجاذبية المستنتج [في العدسة] مقياسًا لتوزيع الكتلة في الفضاء. إذا كان TeVeS صحيحًا ، فلن يتم توزيع هذا المقياس مكانيًا بنفس طريقة توزيع المادة المرئية بسبب عدم الخطية المذكورة أعلاه. من الناحية النوعية ، هذا ما وجده Clowe وشركته. ومع ذلك ، شرعوا على الفور في وضع المادة المظلمة مع المجرات. هذه طريقة مؤكدة للتشويش على القضية. في TeVeS ، على عكس النسبية العامة ، فإن علاقة التقارب بالتوزيع الشامل هي علاقة غير مباشرة تمامًا فهي غير خطية وغير محلية ، كما يشير.

ومع ذلك ، يوافق Bekenstein على أن المجموعات قد تسببت في مشكلة لـ MOND في الماضي ، مما يتطلب من المؤيدين استدعاء نوع من المادة غير المرئية (ولكن العادية) ، ولكن ليس أكبر بكثير من المادة المرئية كما هو الحال مع المادة المظلمة ، بالإضافة إلى تعديل الجاذبية. يعتقد Clowe أيضًا أن بعض النظريات المماثلة قد تكون قادرة على تفسير النتائج الجديدة. & quot؛ أنا شخصياً أفضل حل الجاذبية المعدلة الخالصة على سؤال التناقض الشامل ، & quot؛ يقول. & quot في العلم ، فإن أفضل سيناريو للتقدم هو عندما تواجه النماذج المتعارضة بشدة بعضها البعض. ومع ذلك ، من الذي سيقول إذا لم يحدث مزيج غير أنيق من النوع السابق في الطبيعة؟ & quot يسأل Bekenstein.


هل هي إشارة مظلمة من AMS؟

يقع مطياف ألفا المغناطيسي (AMS) الذي تبلغ تكلفته 1.5 مليار دولار في محطة الفضاء الدولية (ISS). صُممت AMS لدراسة الأشعة الكونية عالية الطاقة قبل أن تتاح لها فرصة التفاعل مع الغلاف الجوي للأرض. بوزن 7.5 طن ، وهو ثقيل جدًا بالنسبة لقمر صناعي مخصص ، يستخدم كاشف AMS مغناطيسًا أسطوانيًا يبلغ قطره مترًا واحدًا وارتفاعه مترًا واحدًا لفرز الجسيمات الواردة وفقًا لزخمها وشحنتها.

وفقًا للنظرية القياسية ، فإن & quotpositron fraction & quot ، يجب أن تنخفض نسبة البوزيترونات إلى الإلكترونات في الفضاء الخارجي مع زيادة الطاقة. تبحث AMS عن فائض من البوزيترونات في نطاق طاقة يتراوح من 0.5 GeV (مليار إلكترون فولت) إلى 1 TeV (تريليون إلكترون فولت). على هذا النطاق ، تبحث AMS عن فائض يمكن أن يشير إلى دليل على إبادة المادة المظلمة. قد يكون هذا بسبب الاصطدام في الفضاء الخارجي من WIMPs ، المرشح الرئيسي للمادة المظلمة.

في المخطط الموجود على اليسار ، يظهر ملف جزء البوزيترون (باللون الأحمر) كما تم قياسه بواسطة AMS يظهر انخفاضًا من 1 إلى 10 GeV ، إذن يزيد من 10 إلى 250 جيجا إلكترون فولت ، وبعد ذلك يبدو أنه يستقر. يقول صامويل تينج ، الباحث الرئيسي في AMS من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، إن البيانات تشير أيضًا إلى عدم وجود قمم حادة ، أو اختلافات كبيرة بمرور الوقت ، أو أي اتجاه وارد مفضل. بافتراض التوزيع المتساوي لجسيمات المادة المظلمة ، فإن النتائج تتفق مع البوزيترونات الناشئة عن إبادة WIMPs (الجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل) في الفضاء الخارجي. تظهر باللونين الأزرق والأخضر قياسات سابقة لكسر البوزيترون باستخدام معدات أقل تطوراً بواسطة تجربتي Pamela و Fermi ، واللذين يتفقان بشكل عام.

هل القياسات تشير إلى المادة المظلمة؟ يقول الفيزيائي الفلكي جون ويفيل John Wefel من جامعة ولاية لويزيانا: لسوء الحظ ، الإجابة هي ربما & quot. قد تكون النتائج ناتجة عن وجود WIMPs أو بسبب جسيمات أخرى تصطدم مع بعضها البعض وتصدر البوزيترونات. علينا فقط أن نبقى على اتصال ونتحلى بالصبر. & quot & quot الأعلى


يركز البحث عن القوة الخامسة على Bullet Cluster

سيخبرك العديد من الفيزيائيين بسعادة أن الكون يتكون أساسًا من مادة تسمى المادة المظلمة ، لكن اسأل عن إجابة محددة عن سبب عدم قيامنا بإلقاء نظرة عليها بشكل مباشر حتى الآن ، وسوف يقابلك وجه فارغ. ومع ذلك ، يعتقد الباحثون في الولايات المتحدة أن الإجابة يمكن أن تكمن في بقايا اصطدام مجموعتين من المجرات ، حيث ربما يكونون قد التقطوا لمحة عن المادة المظلمة التي تتفاعل عبر "قوة خامسة" بعيدة المدى. إذا كانت القوة الخامسة موجودة بالفعل ، فستتطلب مراجعة كبيرة للنموذج القياسي الحالي لفيزياء الجسيمات ، والذي ظل معنا منذ ما يقرب من 30 عامًا (فيز. القس ليت. 98 171302).

وفقًا لقوانين الجاذبية التي تم اختبارها واختبارها ، لا تحتوي المجرات على ما يكفي من المادة المرئية تقريبًا لمنع نفسها من التحليق بعيدًا أثناء دورانها. هذا هو السبب الرئيسي الذي يجعل الفيزيائيين يعتقدون أنه يجب أن يحتويوا على مكون إضافي من & # 8220 المادة المظلمة & # 8221 ، والتي كما يوحي الاسم ظلت مخفية على الرغم من أفضل محاولاتنا لرصدها مباشرة. قد يكون هذا بسبب ضعف تفاعلاتها مع المادة العادية لدرجة أنها تجاوزت عتبة الكشف لجميع التجارب المعملية الحالية هنا على الأرض. من ناحية أخرى ، يمكن أن تتفاعل عبر قوة بعيدة المدى تختلف عن القوى الأربع التي تظهر في نموذجنا القياسي المعمول به ، مما يعني أنه لن يتم الكشف عنها إلا بشكل غير مباشر من خلال دراسة الأجسام الكبيرة مثل المجرات.

يعتقد جلينيس فارار وراشيل روزين من جامعة نيويورك في الولايات المتحدة أنه يمكن العثور على أدلة على هذه & # 8220 القوة الخامسة & # 8221 من خلال دراسة تصادم بين مجموعتين من المجرات الفردية على بعد حوالي ثلاثة مليارات سنة ضوئية. يتكون هذا الاصطدام ، الملقب بشكل جماعي بـ Bullet Cluster ، من مجموعة مجرات أصغر & # 8220bullet & # 8221 ، والتي مرت عبر مجموعة مجرات كبيرة بشكل استثنائي.

الحيلة في تفكيرهم هي وضع قيود معقولة على سرعة الاقتراب الأولي وتوزيع الكتلة للرصاصة ، بالنظر إلى ما يعرفه علماء الفلك بالفعل عن ديناميكيات مجموعات المجرات الأخرى. بعد ذلك ، من خلال تسجيل مدى سرعة تحرك الرصاصة بعيدًا عن الكتلة الأكبر ، سيكونون قادرين على استنتاج ما إذا كان التسارع هو القيمة التي ستنتجها الجاذبية وحدها التي تعمل على المادة المظلمة.

اختبر Farrar و Rosen نظريتهما بالفعل باستخدام بيانات الأشعة السينية المأخوذة من القمر الصناعي Chandra ، والتي تشير إلى أن سرعة & # 8220shock front & # 8221 للرصاصة تبلغ 4740 كم / ثانية. هذه السرعة عالية جدًا بحيث لا يمكن إنتاجها عن طريق الجاذبية وحدها ، مما يعني أن الجاذبية التي تعمل على المادة المظلمة في Bullet Cluster تزداد بقوة خامسة بين 0.4 و 1.2 مرة. هذه القوة الخامسة ، إذا كانت موجودة بالفعل ، ستكون دليلاً على أن النموذج القياسي غير مكتمل وربما يتطلب # 8212 امتدادات مثل التناظر الفائق الذي يتضمن جسيمات إضافية تحمل القوة.

ومع ذلك ، يعتقد الفيزيائيون الآن أن سرعة الرصاصة التي قدمتها بيانات شاندرا قد لا تكون صحيحة تمامًا. على وجه الخصوص ، يعتقد Farrar أن السرعة المسجلة كانت لجبهة الصدمة بالنسبة للغاز المحيط الذي يسقط في العنقود. هذا يعني أن البيانات أنتجت تقديرًا للسرعة الإجمالية للتصادم عالية جدًا بنحو 1500 كم / ثانية (arXiv.org/astro-ph/0703232).

قال فارار شبكة الفيزياء أنه من السابق لأوانه معرفة ما إذا كان هذا سيستبعد وجود قوة خامسة ، حيث سيتعين عليها الآن إعادة تحليل Bullet Cluster باستخدام القياسات المحدثة. ومع ذلك ، يقول دوغلاس كلو ، عالم الكونيات من جامعة أوهايو في الولايات المتحدة ، والذي أمضى الكثير من الوقت في البحث عن دليل على المادة المظلمة في Bullet Cluster ، إن اختبار القوة الخامسة التي وضعها فارار وروزين سيظل له أهمية في المستقبل . & # 8220 سواء تم قياس قوة خامسة [في النهاية] أو وضعنا حدًا لمدى قوتها سيساعدنا في بحثنا المستمر عن ماهية المادة المظلمة في الواقع & # 8211 ولكن من غير المحتمل أن تكون القطعة الأخيرة التي تحددها. & # 8221


شاهد الفيديو: الدكتور عدنان إبراهيم l ما وراء الكون ومفهوم الفراغ (شهر اكتوبر 2021).