الفلك

هل يمتلك العنقود الفائق Abell 1689 زخمًا زاويًا؟

هل يمتلك العنقود الفائق Abell 1689 زخمًا زاويًا؟

أبيل 1689 عبارة عن مجموعة كبيرة من المجرات تحتوي على الكثير من المجرات الإهليلجية:

https://en.wikipedia.org/wiki/Abell_1689

عادة ، لا تمتلك المجرة الإهليلجية زخمًا زاويًا كبيرًا حول مركز كتلتها (الزخم الزاوي المغزلي ، إذا كنت تفضل ذلك).

سؤالي حول المجموعة المجرية ، على مستوى العالم ككل. هل لديه زخم زاوي حول مركز كتلته ، أم يجب أن يكون ضئيلاً؟


لم أدرس هذه المجموعة المجرية على وجه التحديد. ومع ذلك ، يمكنني التحدث عن أنظمة مثل عناقيد المجرات التي تحتوي على عدد كبير من الأجسام القريبة بدرجة كافية بحيث يكون لها تأثير جاذبية لا يستهان به على بعضها البعض. لأي نظام من هذا القبيل n-body ، حيث n كبير (نظام شمسي ، مجرة ​​، مجموعة مجرات ، ...) ، يمكن افتراض أن ، 1. هناك زخم زاوي صافٍ للنظام ، و 2. إنه كذلك من المعقول أن نفترض أن هذا الزخم الزاوي لا يمكن إهماله. أذكر 1 و 2 بناءً على ما يلي (جدا النموذج العام للنظام الشمسي وتكوين مجموعة المجرات).

تتشكل أنظمة الجسم n عن طريق انهيار كمية كبيرة جدًا من الغاز والغبار والمعادن الأخرى. عندما تكون هذه السحب ممتدة تمامًا ، تكون باردة ، وتكون سرعات أي جزيء أو ذرة فيها بطيئة نسبيًا. ومع ذلك ، فمن غير المحتمل جدًا أن يكون الزخم الزاوي الكلي لسحابة الغاز صفرًا ، والأهم من ذلك أنه يقترب من الصفر. من هذه النقطة ، من السهل التفكير في أنه طالما لم يتم تطبيق أي نبضة زاويّة على النظام ولم يتم إضافة كتلة أو إزالتها من النظام ، فإن سحابة الغاز يمكن أن تنهار أو تتشتت بأي طريقة تتماشى مع الحفاظ على الزاوية. الزخم ، ولن يتغير الزخم الزاوي للنظام. وبالتالي ، يجب أن يكون لعنقود المجرات مثل Abel 1689 زخم زاوي غير مهمل.

لكنني تخطيت أهم خطوة منطقية في الحجة أعلاه. لقد افترضت ببساطة مرة أخرى أن الزخم الزاوي لسحابة الغاز لن يكون حتى قريبًا من الصفر ، مما يؤدي بشكل فعال إلى تحويل مستوى التفسير إلى مستوى واحد. لسوء الحظ ، أفضل إجابة على السؤال "لماذا تمتلك سحب الغاز زخمًا زاويًا غير مهمل؟" يتطلب شرح من أين أتت سحب الغاز. مدى فهمي هنا هو أن السحب الغازية التي شكلت عناقيد المجرات لم تكن موجودة إلا خلال بداية الكون. بمجرد انهيارها في المجرات ، لا توجد عملية يمكن أن تسببت في انتشار مجموعة مجرات (أو حتى مجرة) بشكل كامل بحيث تشكل سحابة غازية جديدة منخفضة الكثافة يمكن أن تنهار مرة أخرى. وبالتالي ، يجب أن يكون للغاز الذي صنع العنقود المجري زخم زاوي إذا كان لنظام العنقود المجري أن يمتلك زخمًا زاويًا.

لا أعرف ما إذا كان المجموع الكلي للزخم الزاوي في الكون يقال إنه صفر أم قيمة محدودة. ومع ذلك ، فأنا أعلم أنه حتى لو كانت صفرًا ، فإن مناطق المادة المحلية في نظام لا يحتوي على زخم زاوي صفري لا تحتاج أيضًا إلى زخم زاوي صفري. وبالتالي ، يمكن أن يكون نظام Abell 1689 أحد هذه المناطق المحلية ذات الزخم الزاوي غير الصفري.

استمرار: بالنسبة الى المنظور الكوني: الطبعة السابعةعند التفكير في المجرات التي لم تصطدم بعد بمجرة أخرى ، فإن الزخم الزاوي الأولي للسحابة المجرية الأولية هو مساهم كبير في تحديد ما إذا كانت المجرة ستكون مجرات حلزونية أو إهليلجية.

فيما يتعلق بعناقيد المجرات الإهليلجية ، يقول بروتوكول TCP: "تدعم عمليات رصد المجرات في العناقيد الفكرة القائلة بأن بعض المجرات الإهليلجية على الأقل تنتج عن الاصطدامات والاندماجات اللاحقة. وتهيمن المجرات الإهليلجية على مجموعات المجرات في نوى مجموعات المجرات الكثيفة ، حيث تصادمات يجب أن تكون أكثر شيوعًا. قد تعني هذه الحقيقة أن أي حلزونات موجودة مرة واحدة أصبحت بيضاوية من خلال الاصطدامات. "

وهكذا ، يقترح بروتوكول TCP في هذه الفقرة أن بعض العناقيد على الأقل تحتوي على نوى كثيفة من المجرات الإهليلجية التي نتجت عن الاصطدامات والاندماجات من المجرات التي كان لها عزم زاوي مختلف بشكل ملحوظ ، مما أدى إلى مجرة ​​جديدة لديها زخم زاوي أقل بكثير.

لكن هذا لا يجيب على سؤالك أيضًا. لقد بحثت أيضًا عن مقالات علمية للعثور على بعض الإجماع حول ماهية خصائص الزخم الزاوي النموذجية ، ووجدت القليل جدًا. تناقش معظم المناقشات حول تكوين حشد المجرات تشكيل الخيوط وانهيارها. المقالة الوحيدة التي وجدتها كانت من توم كروفورد في جامعة شيكاغو: askanastronomer.org

"إن أكثر فئات الهياكل وضوحًا والتي لا جدال فيها خارج المجرة هي مجموعة المجرات أو عنقودها. تتكون هذه الهياكل من عشرات إلى آلاف المجرات الفردية المرتبطة بالجاذبية ببعضها البعض وتدور حول مركز مشترك. لم يتم تحديد هذا المركز من قبل البعض جسم مركزي ضخم ، كما تحدد الشمس مركز نظامنا الشمسي ، ولكن بدلاً من ذلك من خلال مركز كل الكتلة في العنقود ، بما في ذلك المادة المظلمة. في الواقع ، تهيمن المادة المظلمة على الميزانية الكتلية للعناقيد المجرية ، وتفوق المادة العادية بنسبة خمسة إلى واحد ".

يقترح هذا الوصف أكثر من مجرد حركات "عشوائية" للأجسام المقيدة جاذبيًا (المجرات) ، ولكنه لا يقول بشكل قاطع أي شيء عن صافي العزم الزاوي لهذه الأنظمة.


تمتلك بعض مجموعات المجرات دورانًا عالميًا أو تدرجات سرعة لخط البصر ، ربما كنتيجة لعمليات اندماج سابقة. يأتي الدليل على ذلك من تحليل المواقع والانزياحات الحمراء للمجرات المكونة (Hwang & Lee 2007). من حيث المبدأ ، يمكن للمرء أن يبحث عن تواقيع مماثلة في الأشعة السينية من وسط العنقود الداخلي الساخن ، لكن التكنولوجيا لا تزال غير متوفرة (بيانكوني وآخرون 2013).

أحدث استطلاع وجدته هو Manolopolou & Plionis (2017) باستخدام بيانات SDSS DR10. أبيل 1689 ليس على قائمتهم. وفقًا لدراسات سابقة (على سبيل المثال Lokas et al. 2006) ، فإن بنية السرعة لهذا التجمع معقدة ، مع وجود هياكل متعددة على طول خط البصر. يشير تشابه إمكانات الجاذبية العنقودية المستنتج من عدسات الجاذبية والغازات المنبعثة من الأشعة السينية في ظل افتراض التوازن الهيدروستاتيكي إلى أن الإسهامات من الدوران أو الاضطراب في الوسط داخل العنقود صغيرة (Tchernin et all. 2015).


الكتلة العذراء

ال الكتلة العذراء عبارة عن مجموعة كبيرة من المجرات مركزها 53.8 ± 0.3 ملي (16.5 ± 0.1 ميجا بكسل) [2] بعيدًا في كوكبة العذراء. تتكون المجموعة من حوالي 1300 مجرة ​​(وربما تصل إلى 2000) ، [3] وتشكل قلب العنقود الفائق للعذراء الأكبر ، والذي تعتبر المجموعة المحلية (التي تحتوي على مجرتنا درب التبانة) عضوًا فيها. تواجه المجموعة المحلية في الواقع كتلة عنقود العذراء الفائقة كتدفق مركزية العذراء. تشير التقديرات إلى أن كتلة برج العذراء تبلغ 1.2 × 10 15 م حتى 8 درجات من مركز العنقود أو نصف قطر يبلغ حوالي 2.2 ميجا لكل قناة. [4]

تم اكتشاف العديد من المجرات الأكثر سطوعًا في هذا العنقود ، بما في ذلك المجرة الإهليلجية العملاقة ميسييه 87 ، في أواخر سبعينيات القرن الثامن عشر وأوائل ثمانينيات القرن الثامن عشر ، وتم تضمينها لاحقًا في كتالوج تشارلز ميسيير للأجسام الضبابية غير المذنبة. وصفها ميسييه بأنها سدم بلا نجوم ، ولم يتم التعرف على طبيعتها الحقيقية حتى عشرينيات القرن الماضي. [أ]

يمثل التجمع حدًا أقصى لقوس يبلغ حوالي 8 درجات متمركزًا في كوكبة العذراء. على الرغم من أن بعضًا من أبرز أعضاء العنقود يمكن رؤيته بأدوات أصغر ، إلا أن تلسكوبًا بحجم 6 بوصات سيكشف عن 160 مجرة ​​من مجرات العنقود في ليلة صافية. ألمع أعضائها هو المجرة الإهليلجية Messier 49 ، لكن أشهر أعضائها هي المجرة الإهليلجية Messier 87 ، التي تقع في وسط العنقود. [6]


كاشفات موجات الجاذبية

II.D دمج الثنائيات

الأنظمة الثنائية مثل PSR 1913 + 16 تصدر موجات ثقالية. لقد رأينا أعلاه شدة الإجهاد [بواسطة Eq. (5)] بالنسبة للنظام الثنائي للنجم النيوتروني في كتلة العذراء ، تكون السلالة ح ∼ 10 −21. نظرًا لأن انبعاث الموجة الثقالية ينتج تقلصًا تدريجيًا لنصف قطر المدار ، فإن تردد الموجة يزداد كغرد ، حتى الالتحام النهائي. كلما انخفض تردد القطع للكاشف ، زاد وقت مراقبة شكل الموجة. السعة ومعدل الزقزقة تعتمد على كتلة الغرد M c = μ 3/5 M t 2/5 ، حيث μ هي الكتلة المخفضة و مر هي الكتلة الكلية للنظام. يسمح قياس وقت الغرد باستنتاج كتلة الغرد ، ويمكن تحديد المسافة إلى المصدر من السعة.

إن بساطة النظام تجعل هذا الحدث أوضح إشارة محتملة لموجات الجاذبية. يمكن أن يوفر اندماج الأنظمة الثنائية المدمجة - النجم النيوتروني / النجم النيوتروني (NS / NS) ، والنجم النيوتروني / الثقب الأسود (NS / BH) ، والثقب الأسود / الثقب الأسود (BH / BH) - معلومات حول العديد من موضوعات الفيزياء. يمكن أن يوفر اندماج NS / NS مسبارًا للمعادلة النووية للحالة ونأمل أن يوفر تفسيرًا لظاهرة انفجار أشعة BH / BH اختبارًا رائعًا لنظرية النسبية العامة في نظام الجاذبية القوي. معدل الحدث المتوقع لكل مجرة ​​هو 10 5 سنوات −1 لـ NS / NS و 10 −7 سنة −1 للاندماج BH / BH. للحصول على عدد قليل من الأحداث في السنة ، من الضروري أن يكون لديك كاشفات حساسة تصل إلى 200 Mpc (بما في ذلك 6 × 10 5 مجرات).


محتويات

تعديل التاريخ المبكر

إن فرضية المادة المظلمة لها تاريخ مفصل. [17] في حديث عام 1884 ، [18] قدر اللورد كلفن عدد الأجسام المظلمة في مجرة ​​درب التبانة من سرعة تشتت النجوم التي تدور حول مركز المجرة بسرعة ملحوظة. باستخدام هذه القياسات ، قدر كتلة المجرة ، التي حددها مختلفة عن كتلة النجوم المرئية. وهكذا استنتج اللورد كلفن أن "العديد من نجومنا ، وربما الغالبية العظمى منهم ، قد تكون أجسادًا مظلمة". [19] [20] في عام 1906 استخدم هنري بوانكاريه في كتابه "درب التبانة ونظرية الغازات" "المادة المظلمة" أو "مادة غامضة" بالفرنسية في مناقشة عمل كلفن. [21] [20]

أول من اقترح وجود المادة المظلمة باستخدام السرعات النجمية كان عالم الفلك الهولندي جاكوبوس كابتين في عام 1922. [22] [23] كما افترض زميله الهولندي ورائد علم الفلك الراديوي يان أورت وجود المادة المظلمة في عام 1932. [23] [24] [25] كان أورت يدرس الحركات النجمية في الجوار المحلي للمجرة ووجد أن الكتلة في مستوى المجرة يجب أن تكون أكبر مما لوحظ ، ولكن تم تحديد هذا القياس لاحقًا على أنه خاطئ. [26]

في عام 1933 ، قدم عالم الفيزياء الفلكية السويسري فريتز زويكي ، الذي درس عناقيد المجرات أثناء عمله في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، استنتاجًا مشابهًا. [27] [28] طبق زويكي النظرية الفيروسية على مجموعة الغيبوبة وحصل على دليل على وجود كتلة غير مرئية سماها دونكل ماتيري ('المادة المظلمة'). قدر زويكي كتلته بناءً على حركات المجرات بالقرب من حافتها وقارن ذلك بتقدير يعتمد على سطوعها وعدد المجرات. وقدر أن الكتلة كانت تحتوي على كتلة أكبر بحوالي 400 مرة مما يمكن ملاحظته بصريًا. كان تأثير الجاذبية للمجرات المرئية صغيرًا جدًا لمثل هذه المدارات السريعة ، وبالتالي يجب إخفاء الكتلة عن الأنظار. بناءً على هذه الاستنتاجات ، استنتج زويكي أن بعض المواد غير المرئية توفر الكتلة والجاذبية المرتبطة بها لتثبيت الكتلة معًا. [29] تقديرات زويكي كانت متوقفة بأكثر من مرتبة من حيث الحجم ، ويرجع ذلك أساسًا إلى القيمة القديمة لثابت هابل [30] وتظهر نفس العملية الحسابية اليوم جزءًا أصغر ، باستخدام قيم أكبر للكتلة المضيئة. ومع ذلك ، استنتج زفيكي بشكل صحيح من حساباته أن الجزء الأكبر من المادة كان مظلماً. [20]

مؤشرات أخرى على أن نسبة الكتلة إلى الضوء لم تكن وحدة جاءت من قياسات منحنيات دوران المجرة. في عام 1939 ، أبلغ هوراس دبليو بابكوك عن منحنى الدوران لسديم المرأة المسلسلة (المعروف الآن باسم مجرة ​​المرأة المسلسلة) ، مما يشير إلى أن نسبة الكتلة إلى اللمعان تزداد شعاعيًا. [31] وعزا ذلك إما إلى امتصاص الضوء داخل المجرة أو تعديل الديناميكيات في الأجزاء الخارجية من اللولب وليس إلى المادة المفقودة التي اكتشفها. بعد تقرير بابكوك عام 1939 عن الدوران السريع غير المتوقع في ضواحي مجرة ​​المرأة المسلسلة ونسبة الكتلة إلى الضوء البالغة 50 في عام 1940 ، اكتشف جان أورت وكتب عن الهالة الكبيرة غير المرئية لـ NGC 3115. [32]

1970s تحرير

قدمت أعمال فيرا روبين ، وكينت فورد ، وكين فريمان في الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي [33] أدلة قوية أخرى ، باستخدام منحنيات دوران المجرات. [34] [35] [36] عمل روبن وفورد مع مطياف جديد لقياس منحنى سرعة المجرات الحلزونية ذات الحافة العلوية بدقة أكبر. [36] تم تأكيد هذه النتيجة في عام 1978. [37] قدمت ورقة مؤثرة نتائج روبن وفورد في عام 1980. [38] وأظهرت أن معظم المجرات يجب أن تحتوي على حوالي ستة أضعاف الكتلة المرئية [39] وبالتالي ، بحلول عام 1980 تقريبًا تم الاعتراف على نطاق واسع بالحاجة الواضحة للمادة المظلمة كمشكلة رئيسية لم يتم حلها في علم الفلك. [34]

في الوقت نفسه كان روبن وفورد يستكشفان منحنيات الدوران البصري ، كان علماء الفلك الراديوي يستخدمون تلسكوبات راديوية جديدة لرسم خريطة لخط 21 سم من الهيدروجين الذري في المجرات القريبة. غالبًا ما يمتد التوزيع الشعاعي للهيدروجين الذري بين النجوم (H-I) إلى أنصاف أقطار مجرية أكبر بكثير من تلك التي يمكن الوصول إليها عن طريق الدراسات البصرية ، مما يوسع أخذ عينات منحنيات الدوران - وبالتالي التوزيع الشامل للكتلة - إلى نظام ديناميكي جديد. أظهر رسم خرائط أندروميدا مبكرًا باستخدام تلسكوب 300 قدم في جرين بانك [40] والطبق 250 قدمًا في جودريل بانك [41] أن منحنى الدوران H-I لم يتتبع الانحدار الكبليري المتوقع. مع توفر أجهزة استقبال أكثر حساسية ، تمكن مورتون روبرتس وروبرت وايتهورست [42] من تتبع سرعة دوران أندروميدا إلى 30 كيلوبت في الثانية ، وهو ما يتجاوز بكثير القياسات البصرية. لتوضيح ميزة تتبع قرص الغاز عند أنصاف أقطار كبيرة ، فإن الشكل 16 من تلك الورقة [42] يجمع البيانات الضوئية [36] (مجموعة النقاط في نصف قطر أقل من 15 كيلو لكل نقطة مع نقطة واحدة أبعد) مع بيانات HI بين 20-30 كيلو باسكال ، مما يدل على استواء منحنى دوران المجرة الخارجي ، يكون المنحنى الصلب الذي يبلغ ذروته في المركز هو كثافة السطح البصري ، بينما يوضح المنحنى الآخر الكتلة التراكمية ، ولا تزال ترتفع خطيًا عند القياس الخارجي. في موازاة ذلك ، تم تطوير استخدام صفائف قياس التداخل في التحليل الطيفي H-I خارج المجرة. في عام 1972 ، نشر ديفيد روجستاد وسيث شوستاك [43] منحنيات دوران عالية لخمسة حلزونات تم تعيينها باستخدام مقياس تداخل أوينز فالي ، وكانت منحنيات الدوران للخمسة مسطحة جدًا ، مما يشير إلى قيم كبيرة جدًا لنسبة الكتلة إلى الضوء في الأجزاء الخارجية من أقراص HI الممتدة.

أيد تيار من الملاحظات في الثمانينيات وجود المادة المظلمة ، بما في ذلك انعكاس الجاذبية لأجسام الخلفية بواسطة مجموعات المجرات ، [44] وتوزيع درجة حرارة الغاز الساخن في المجرات والعناقيد ، ونمط تباين الخواص في الخلفية الكونية الميكروية. وفقًا لإجماع علماء الكونيات ، تتكون المادة المظلمة أساسًا من نوع لم يتم تمييزه بعد من الجسيمات دون الذرية. [14] [45] يعد البحث عن هذا الجسيم ، بوسائل متنوعة ، أحد الجهود الرئيسية في فيزياء الجسيمات. [15]

في علم الكونيات القياسي ، المادة هي أي شيء تتناسب كثافة طاقته مع المكعب العكسي لعامل القياس ، أي ، ρأ −3. هذا على عكس الإشعاع ، الذي يقاس على أنه القوة الرابعة المعكوسة لعامل المقياس ρأ −4 ، وثابت كوني مستقل عن أ. يمكن فهم هذه المقاييس بشكل حدسي: بالنسبة لجسيم عادي في صندوق مكعب ، فإن مضاعفة طول جوانب الصندوق تقلل الكثافة (وبالتالي كثافة الطاقة) بمعامل 8 (= 2 3). بالنسبة للإشعاع ، تقل كثافة الطاقة بمعامل 16 (= 2 4) ، لأن أي فعل يزيد تأثيره من عامل التدرج يجب أن يتسبب أيضًا في انزياح أحمر نسبي [ هناك حاجة إلى مزيد من التوضيح ]. الثابت الكوني ، كخاصية جوهرية للفضاء ، له كثافة طاقة ثابتة بغض النظر عن الحجم قيد النظر. [46] [ج]

من حيث المبدأ ، تعني "المادة المظلمة" جميع مكونات الكون غير المرئية ولكنها لا تزال تخضع للطاعة ρأ −3. في الممارسة العملية ، غالبًا ما يستخدم مصطلح "المادة المظلمة" ليعني فقط المكون غير الباريوني للمادة المظلمة ، أي استبعاد "الباريونات المفقودة". سيشير السياق عادة إلى المعنى المقصود.

منحنيات دوران المجرة تحرير

تدور أذرع المجرات الحلزونية حول مركز المجرة. تنخفض كثافة الكتلة المضيئة لمجرة حلزونية عندما ينتقل المرء من المركز إلى الأطراف. إذا كانت الكتلة المضيئة هي كل ما في الأمر ، فيمكننا نمذجة المجرة ككتلة نقطية في المركز واختبار الكتل التي تدور حولها ، على غرار النظام الشمسي. [د] من قانون كبلر الثاني ، من المتوقع أن تنخفض سرعات الدوران مع المسافة من المركز ، على غرار النظام الشمسي. لم يتم ملاحظة هذا. [48] ​​بدلاً من ذلك ، يظل منحنى دوران المجرة مسطحًا مع زيادة المسافة من المركز.

إذا كانت قوانين كبلر صحيحة ، فإن الطريقة الواضحة لحل هذا التناقض هي استنتاج أن التوزيع الكتلي في المجرات الحلزونية لا يشبه ذلك الموجود في النظام الشمسي. على وجه الخصوص ، هناك الكثير من المادة غير المضيئة (المادة المظلمة) في ضواحي المجرة.

تحرير تشتت السرعة

يجب أن تلتزم النجوم في الأنظمة المقيدة بالنظرية الفيروسية. يمكن استخدام النظرية ، جنبًا إلى جنب مع توزيع السرعة المقاسة ، لقياس توزيع الكتلة في نظام محدد ، مثل المجرات الإهليلجية أو العناقيد الكروية. مع بعض الاستثناءات ، لا تتطابق تقديرات تشتت سرعة المجرات الإهليلجية [49] مع سرعة التشتت المتوقع من التوزيع الشامل المرصود ، حتى مع افتراض التوزيعات المعقدة للمدارات النجمية. [50]

كما هو الحال مع منحنيات دوران المجرة ، فإن الطريقة الواضحة لحل التناقض هي افتراض وجود مادة غير مضيئة.

مجموعات المجرة تحرير

تعتبر مجموعات المجرات ذات أهمية خاصة لدراسات المادة المظلمة حيث يمكن تقدير كتلتها بثلاث طرق مستقلة:

  • من التبعثر في السرعات الشعاعية للمجرات داخل العناقيد
  • من الأشعة السينية المنبعثة من الغاز الساخن في العناقيد. من طيف طاقة الأشعة السينية وتدفقها ، يمكن تقدير درجة حرارة الغاز وكثافته ، ومن ثم فإن إعطاء الضغط المفترض الضغط وتوازن الجاذبية يحدد ملف كتلة الكتلة. (عادةً من المجرات البعيدة) يمكنها قياس كتل الكتلة دون الاعتماد على ملاحظات الديناميكيات (مثل السرعة).

بشكل عام ، تتوافق هذه الطرق الثلاثة بشكل معقول على أن المادة المظلمة تفوق المادة المرئية بحوالي 5 إلى 1. [51]

تحرير العدسة الجاذبية

إحدى نتائج النسبية العامة هي الأجسام الضخمة (مثل مجموعة من المجرات) الواقعة بين مصدر أبعد (مثل الكوازار) ويجب أن يعمل المراقب كعدسة لثني الضوء من هذا المصدر. كلما زاد حجم الجسم ، لوحظ المزيد من العدسة.

العدسة القوية هي التشوه الملحوظ لمجرات الخلفية إلى أقواس عندما يمر ضوءها من خلال عدسة الجاذبية هذه. وقد لوحظ حول العديد من العناقيد البعيدة بما في ذلك أبيل 1689. [53] من خلال قياس هندسة التشويه ، يمكن الحصول على كتلة الكتلة المتداخلة. في العشرات من الحالات التي تم فيها القيام بذلك ، تتوافق نسب الكتلة إلى الضوء التي تم الحصول عليها مع قياسات المادة المظلمة الديناميكية للعناقيد. [54] يمكن أن يؤدي العدسة إلى نسخ متعددة من الصورة. من خلال تحليل توزيع نسخ متعددة من الصور ، تمكن العلماء من استنتاج ورسم خريطة لتوزيع المادة المظلمة حول مجموعة مجرات MACS J0416.1-2403. [55] [56]

تحقق عدسات الجاذبية الضعيفة من التشوهات الدقيقة للمجرات ، باستخدام التحليلات الإحصائية من مسوحات المجرات الواسعة. من خلال فحص تشوه القص الظاهر لمجرات الخلفية المجاورة ، يمكن تمييز التوزيع المتوسط ​​للمادة المظلمة. تتوافق نسب الكتلة إلى الضوء مع كثافات المادة المظلمة التي تنبأت بها قياسات بنية أخرى واسعة النطاق. [57] المادة المظلمة لا تثني الضوء بحد ذاتها ، فالكتلة (في هذه الحالة كتلة المادة المظلمة) تنحني الزمكان. يتبع الضوء انحناء الزمكان ، مما يؤدي إلى تأثير العدسة. [58] [59]

في مايو 2021 ، تم الكشف عن خريطة تفصيلية جديدة للمادة المظلمة بواسطة Dark Energy Survey Collaboration. [60] بالإضافة إلى ذلك ، كشفت الخريطة عن هياكل خيطية غير مكتشفة سابقًا تربط المجرات ، باستخدام طريقة التعلم الآلي. [61]

تحرير الخلفية الكونية الميكروويف

على الرغم من أن كل من المادة المظلمة والمادة العادية عبارة عن مادة ، إلا أنهما لا يتصرفان بنفس الطريقة. على وجه الخصوص ، في بداية الكون ، كانت المادة العادية تتأين وتتفاعل بقوة مع الإشعاع عبر تشتت طومسون. لا تتفاعل المادة المظلمة بشكل مباشر مع الإشعاع ، لكنها تؤثر على إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بقدرات جاذبيتها (بشكل أساسي على المقاييس الكبيرة) ، وبتأثيراتها على كثافة المادة العادية وسرعتها. لذلك ، تتطور اضطرابات المادة العادية والمظلمة بشكل مختلف بمرور الوقت وتترك بصمات مختلفة على الخلفية الكونية الميكروية الميكروية (CMB).

الخلفية الكونية الميكروية قريبة جدًا من الجسم الأسود المثالي ولكنها تحتوي على تباين صغير جدًا في درجة الحرارة لأجزاء قليلة في 100000. يمكن أن تتحلل خريطة السماء لتباين الخواص إلى طيف القدرة الزاوي ، والذي لوحظ أنه يحتوي على سلسلة من القمم الصوتية عند مسافات شبه متساوية ولكن ارتفاعات مختلفة. يمكن التنبؤ بسلسلة القمم لأي مجموعة مفترضة من المعلمات الكونية بواسطة رموز الكمبيوتر الحديثة مثل CMBFAST و CAMB ، وبالتالي فإن مطابقة النظرية مع البيانات تقيد المعلمات الكونية. [62] تُظهر القمة الأولى في الغالب كثافة المادة الباريونية ، بينما تتعلق القمة الثالثة في الغالب بكثافة المادة المظلمة ، حيث تقيس كثافة المادة وكثافة الذرات. [62]

تم اكتشاف تباين CMB لأول مرة بواسطة COBE في عام 1992 ، على الرغم من أن هذا كان له دقة خشن للغاية لاكتشاف القمم الصوتية. بعد اكتشاف الذروة الصوتية الأولى بواسطة تجربة BOOMERanG المحمولة بالبالون في عام 2000 ، رصدت WMAP طيف القدرة بدقة في 2003-2012 ، وبشكل أكثر دقة من قبل مركبة الفضاء Planck في 2013-2015. النتائج تدعم نموذج Lambda-CDM. [63] [64]

يوفر طيف القدرة الزاوي CMB المرصود دليلًا قويًا يدعم المادة المظلمة ، حيث أن هيكلها الدقيق مناسب بشكل جيد بواسطة نموذج Lambda-CDM ، [64] ولكن من الصعب إعادة إنتاجه مع أي نموذج منافس مثل الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MOND). [64] [65]

تحرير تكوين الهيكل

يشير تكوين البنية إلى الفترة التي أعقبت الانفجار العظيم عندما انهارت اضطرابات الكثافة لتشكل النجوم والمجرات والعناقيد. قبل تشكيل البنية ، تصف حلول فريدمان للنسبية العامة كونًا متجانسًا. في وقت لاحق ، نمت متباينات الخواص الصغيرة تدريجياً وتكثف الكون المتجانس إلى نجوم ومجرات وهياكل أكبر. تتأثر المادة العادية بالإشعاع ، وهو العنصر المهيمن في الكون في أوقات مبكرة جدًا. نتيجة لذلك ، يتم غسل اضطرابات كثافتها ولا يمكن تكثيفها في الهيكل. [67] إذا كان هناك مادة عادية فقط في الكون ، فلن يكون هناك وقت كافٍ لاضطرابات الكثافة لتتحول إلى المجرات والعناقيد التي نراها حاليًا.

توفر المادة المظلمة حلاً لهذه المشكلة لأنها لا تتأثر بالإشعاع. لذلك ، يمكن أن تنمو اضطرابات كثافتها أولاً. يعمل جهد الجاذبية الناتج كجاذبية محتملة لانهيار المادة العادية لاحقًا ، مما يسرع عملية تكوين البنية. [67] [68]

تحرير الكتلة النقطية

إذا لم تكن المادة المظلمة موجودة ، فيجب أن يكون التفسير التالي الأكثر ترجيحًا هو أن النسبية العامة - نظرية الجاذبية السائدة - غير صحيحة ويجب تعديلها. تقدم Bullet Cluster ، نتيجة الاصطدام الأخير بين مجموعتين من المجرات ، تحديًا لنظريات الجاذبية المعدلة لأن مركز كتلتها الواضح بعيدًا عن مركز الكتلة الباريونية. [69] يمكن لنماذج المادة المظلمة القياسية تفسير هذه الملاحظة بسهولة ، لكن الجاذبية المعدلة لديها وقت أصعب بكثير ، [70] [71] خاصة وأن دليل الملاحظة مستقل عن النموذج. [72]

اكتب قياسات مسافة المستعر الأعظم Ia

يمكن استخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia كشموع قياسية لقياس المسافات خارج المجرة ، والتي يمكن استخدامها بدورها لقياس مدى سرعة توسع الكون في الماضي. [73] تشير البيانات إلى أن الكون يتوسع بمعدل متسارع ، وعادة ما يُعزى سبب ذلك إلى الطاقة المظلمة. [74] بما أن الملاحظات تشير إلى أن الكون مسطح تقريبًا ، [75] [76] [77] فمن المتوقع أن مجموع كثافة الطاقة الإجمالية لكل شيء في الكون 1 (Ωتوت ≈ 1). كثافة الطاقة المظلمة المقاسة هي ΩΛ ≈ 0.690 كثافة طاقة المادة العادية (الباريونية) المرصودة هي Ωب ≈ 0.0482 وكثافة طاقة الإشعاع ضئيلة. هذا يترك Ω مفقودد م ≈ 0.258 تتصرف مع ذلك مثل المادة (انظر قسم التعريف الفني أعلاه) - المادة المظلمة. [78]

مسوحات السماء وتذبذبات الباريون الصوتية تحرير

التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) هي تقلبات في كثافة المادة الباريونية المرئية (المادة العادية) للكون على نطاقات كبيرة. من المتوقع ظهور هذه في نموذج Lambda-CDM بسبب التذبذبات الصوتية في سائل الفوتون-الباريون في الكون المبكر ، ويمكن ملاحظتها في طيف القدرة الزاوي للخلفية الكونية الميكروية. وضع BAOs مقياس الطول المفضل للباريونات. نظرًا لأن المادة المظلمة والباريونات تتجمع معًا بعد إعادة التركيب ، يكون التأثير أضعف بكثير في توزيع المجرات في الكون القريب ، ولكن يمكن اكتشافه كتفضيل دقيق (1٪) لأزواج المجرات ليتم فصلها بـ 147 مليون قطعة ، مقارنة بـ تلك المفصولة بـ 130-160 ميجا في الثانية. تم التنبؤ بهذه الميزة نظريًا في التسعينيات ثم تم اكتشافها في عام 2005 ، في مسحين كبيرين للانزياح الأحمر للمجرة ، مسح سلون الرقمي للسماء ومسح 2dF Galaxy Redshift. [79] يوفر الجمع بين ملاحظات CMB وقياسات BAO من استطلاعات الانزياح الأحمر للمجرة تقديرًا دقيقًا لثابت هابل ومتوسط ​​كثافة المادة في الكون. [80] النتائج تدعم نموذج Lambda-CDM.

تشوهات الانزياح الأحمر للمساحة تحرير

يمكن استخدام مسوحات انزياح المجرات الكبيرة إلى الأحمر لعمل خريطة ثلاثية الأبعاد لتوزيع المجرات. هذه الخرائط مشوهة قليلاً لأن المسافات يتم تقديرها من الانزياح الأحمر المرصود ، حيث يحتوي الانزياح الأحمر على مساهمة من ما يسمى بالسرعة الغريبة للمجرة بالإضافة إلى مصطلح توسع هابل السائد. في المتوسط ​​، تتوسع العناقيد العملاقة بشكل أبطأ من المتوسط ​​الكوني بسبب جاذبيتها ، بينما تتوسع الفراغات بشكل أسرع من المتوسط. في خريطة الانزياح الأحمر ، تمتلك المجرات الموجودة أمام العنقود الفائق سرعات شعاعية زائدة تجاهها ولها انزياح أحمر أعلى قليلاً مما قد توحي به المسافة ، في حين أن المجرات الموجودة خلف العنقود الفائق لها انزياحات حمراء منخفضة قليلاً بالنسبة لبعدها. يتسبب هذا التأثير في ظهور العناقيد العملاقة محشورة في الاتجاه الشعاعي ، وبالمثل تتمدد الفراغات. مواقفهم الزاوية لا تتأثر. لا يمكن اكتشاف هذا التأثير لأي بنية واحدة نظرًا لأن الشكل الحقيقي غير معروف ، ولكن يمكن قياسه عن طريق حساب المتوسط ​​على العديد من الهياكل. تم توقعه كميًا بواسطة Nick Kaiser في عام 1987 ، وتم قياسه لأول مرة بشكل حاسم في عام 2001 من خلال 2dF Galaxy Redshift Survey. [81] النتائج متوافقة مع نموذج Lambda-CDM.

تحرير غابة ليمان ألفا

في التحليل الطيفي الفلكي ، غابة ليمان ألفا هي مجموع خطوط الامتصاص الناشئة عن انتقال ليمان-ألفا للهيدروجين المحايد في أطياف المجرات البعيدة والكوازارات. يمكن أن تؤدي ملاحظات غابات ليمان ألفا إلى تقييد النماذج الكونية. [82] تتوافق هذه القيود مع تلك التي تم الحصول عليها من بيانات WMAP.

تحرير التكوين

هناك فرضيات مختلفة حول ماهية المادة المظلمة التي يمكن أن تتكون منها ، كما هو موضح في الجدول أدناه.

ما هي المادة المظلمة؟ كيف تم إنشاؤه؟

بعض فرضيات المادة المظلمة [83]
البوزونات الخفيفة محاور الديناميكا اللونية الكمومية
جزيئات تشبه الأكسيون
مادة مظلمة باردة غامضة
النيوترينوات النموذج القياسي
نيوترينوات معقمة
مقياس ضعيف التناظر الفائق
أبعاد إضافية
هيجز الصغير
نظرية المجال الفعال
نماذج مبسطة
جسيمات أخرى تتفاعل الجزيئات الضخمة بشكل ضعيف
المادة المظلمة ذاتية التفاعل
نظرية الفراغ الفائق
بالعين المجردة الثقوب السوداء البدائية [84] [85] [86] [87] [88]
أجسام هالة مدمجة ضخمة (MaCHOs)
المادة المظلمة العيانية (وحدات الماكرو)
الجاذبية المعدلة (موج) ديناميات نيوتن المعدلة (MoND)
جاذبية الموتر - المتجه - العددية (TeVeS)
الجاذبية الحتمية

يمكن أن تشير المادة المظلمة إلى أي مادة تتفاعل في الغالب عن طريق الجاذبية مع المادة المرئية (مثل النجوم والكواكب). ومن ثم فمن حيث المبدأ لا يلزم أن تتكون من نوع جديد من الجسيمات الأساسية ولكن يمكن ، على الأقل جزئيًا ، أن تتكون من مادة باريونية قياسية ، مثل البروتونات أو النيوترونات. [هـ] ومع ذلك ، للأسباب الموضحة أدناه ، يعتقد معظم العلماء أن المادة المظلمة يهيمن عليها مكون غير باريوني ، والذي يتكون على الأرجح من جسيم أساسي غير معروف حاليًا (أو حالة غريبة مماثلة).

تحرير المادة الباريونية

تشكل الباريونات (البروتونات والنيوترونات) النجوم والكواكب العادية. ومع ذلك ، فإن المادة الباريونية تشمل أيضًا الثقوب السوداء غير البدائية الأقل شيوعًا ، والنجوم النيوترونية ، والأقزام البيضاء القديمة الباهتة والأقزام البنية ، والتي تُعرف مجتمعة باسم أجسام الهالة المضغوطة الضخمة (MACHOs) ، والتي يصعب اكتشافها. [90]

ومع ذلك ، تشير العديد من الأدلة إلى أن غالبية المادة المظلمة ليست مصنوعة من الباريونات:

  • سيكون انتشار الغاز أو الغبار الباريوني بشكل كافٍ مرئيًا عند إضاءة خلفية بالنجوم.
  • تتنبأ نظرية التركيب النووي للانفجار العظيم بالوفرة المرصودة للعناصر الكيميائية. إذا كان هناك المزيد من الباريونات ، فيجب أن يكون هناك المزيد من الهيليوم والليثيوم والعناصر الأثقل التي تم تصنيعها خلال الانفجار العظيم. [91] [92] يتطلب الاتفاق مع الوفرة المرصودة أن تشكل المادة الباريونية ما بين 4-5٪ من الكثافة الحرجة للكون. في المقابل ، تشير البنية واسعة النطاق والملاحظات الأخرى إلى أن كثافة المادة الإجمالية تبلغ حوالي 30٪ من الكثافة الحرجة. [78]
  • البحث الفلكي عن العدسة الدقيقة للجاذبية في مجرة ​​درب التبانة وجدت على الأكثر أن جزءًا صغيرًا فقط من المادة المظلمة قد يكون في أجسام مظلمة ومضغوطة وتقليدية (MACHOs ، وما إلى ذلك). يتراوح النطاق المستبعد لكتل ​​الجسم من نصف كتلة الأرض حتى 30 الكتل الشمسية ، والتي تغطي تقريبًا جميع المرشحين المقبولين. [93] [94] [95] [96] [97] [98]
  • تحليل مفصل للمخالفات الصغيرة (تباين الخواص) في الخلفية الكونية الميكروية. [99] تشير الملاحظات التي أجراها كل من WMAP و Planck إلى أن حوالي خمسة أسداس المادة الكلية في شكل يتفاعل بشكل كبير مع المادة العادية أو الفوتونات فقط من خلال تأثيرات الجاذبية.

تحرير المواد غير الباريونية

المرشحون للمادة المظلمة غير الباريونية هم جسيمات افتراضية مثل الأكسيونات ، والنيوترينوات العقيمة ، والجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل (WIMPs) ، والجسيمات الضخمة المتفاعلة مع الجاذبية (GIMPs) ، والجسيمات فائقة التناسق ، والجيونات ، [100] أو الثقوب السوداء البدائية. [101] أنواع النيوترينو الثلاثة التي لوحظت بالفعل وفيرة ، ومظلمة ، ومادة ، ولكن نظرًا لأن كتلها الفردية - مهما كانت غير مؤكدة - هي بالتأكيد صغيرة جدًا ، يمكنها فقط توفير جزء صغير من المادة المظلمة ، بسبب حدود مشتقة من بنية واسعة النطاق ومجرات عالية الانزياح نحو الأحمر. [102]

على عكس المادة الباريونية ، لم تساهم المادة غير الباريونية في تكوين العناصر في الكون المبكر (التركيب النووي للانفجار العظيم) [14] ولذا فإن وجودها لا يظهر إلا من خلال تأثيرات الجاذبية أو العدسة الضعيفة. بالإضافة إلى ذلك ، إذا كانت الجسيمات التي يتكون منها متناظرة للغاية ، فيمكن أن تخضع لتفاعلات إبادة مع نفسها ، مما قد ينتج عنه منتجات ثانوية يمكن ملاحظتها مثل أشعة جاما والنيوترينوات (الكشف غير المباشر). [102]

تحرير تجميع المادة المظلمة وكائنات المادة المظلمة الكثيفة

إذا كانت المادة المظلمة تتكون من جسيمات ضعيفة التفاعل ، فإن السؤال الواضح هو ما إذا كان يمكن أن تشكل أجسامًا مكافئة للكواكب أو النجوم أو الثقوب السوداء. تاريخيًا ، كان الجواب أنه لا يمكن ، [103] [104] [105] بسبب عاملين:

يفتقر إلى وسيلة فعالة لفقدان الطاقة [104] تشكل المادة العادية أجسامًا كثيفة لأن لديها طرقًا عديدة لفقدان الطاقة. سيكون فقدان الطاقة ضروريًا لتكوين الجسم ، لأن الجسيم الذي يكتسب الطاقة أثناء الضغط أو يسقط "إلى الداخل" تحت الجاذبية ، ولا يمكن أن يفقدها بأي طريقة أخرى ، سوف يسخن ويزيد من السرعة والزخم. يبدو أن المادة المظلمة تفتقر إلى وسيلة لتفقد الطاقة ، وذلك ببساطة لأنها غير قادرة على التفاعل بقوة بطرق أخرى إلا من خلال الجاذبية. تقترح النظرية الفيروسية أن مثل هذا الجسيم لن يظل مرتبطًا بالجسم الذي يتشكل تدريجيًا - عندما يبدأ الجسم في التكون والضغط ، فإن جسيمات المادة المظلمة الموجودة داخله سوف تتسارع وتميل إلى الهروب. تفتقر إلى مجموعة من التفاعلات اللازمة لتشكيل الهياكل [105] تتفاعل المادة العادية بعدة طرق مختلفة ، مما يسمح للمادة بتشكيل بنى أكثر تعقيدًا. على سبيل المثال ، تتشكل النجوم من خلال الجاذبية ، لكن الجسيمات الموجودة بداخلها تتفاعل ويمكن أن تنبعث منها طاقة على شكل نيوترينوات وإشعاع كهرومغناطيسي من خلال الاندماج عندما تصبح نشطة بدرجة كافية. يمكن أن ترتبط البروتونات والنيوترونات عبر التفاعل القوي ثم تشكل ذرات مع الإلكترونات إلى حد كبير من خلال التفاعل الكهرومغناطيسي. لا يوجد دليل على أن المادة المظلمة قادرة على مثل هذا التنوع الواسع من التفاعلات ، حيث يبدو أنها تتفاعل فقط من خلال الجاذبية (وربما من خلال بعض الوسائل ليست أقوى من التفاعل الضعيف ، على الرغم من أنه حتى يتم فهم المادة المظلمة بشكل أفضل ، فإن هذه مجرد تكهنات ).

في الفترة 2015-2017 ، عادت فكرة أن المادة المظلمة الكثيفة تتكون من ثقوب سوداء بدائية ، [106] بعد نتائج قياسات موجات الجاذبية التي كشفت عن اندماج ثقوب سوداء متوسطة الكتلة. لا يُتوقع أن تتشكل الثقوب السوداء التي تحتوي على حوالي 30 كتلة شمسية إما عن طريق الانهيار النجمي (عادةً أقل من 15 كتلة شمسية) أو عن طريق اندماج الثقوب السوداء في مراكز المجرات (ملايين أو مليارات الكتل الشمسية). تم اقتراح أن الثقوب السوداء ذات الكتلة المتوسطة التي تسببت في الاندماج المكتشف تشكلت في المرحلة المبكرة عالية الكثافة من الكون نتيجة لانهيار المناطق الأكثر كثافة. كشف مسح لاحق لحوالي ألف مستعر أعظم عدم وجود أحداث عدسات الجاذبية ، عندما كان من المتوقع حدوث ثمانية ثقوب سوداء بدائية متوسطة الكتلة فوق نطاق كتلة معين تمثل غالبية المادة المظلمة. [107]

تم استبعاد احتمال أن تكون الثقوب السوداء البدائية بحجم الذرة مسؤولة عن جزء كبير من المادة المظلمة من خلال قياسات البوزيترون وتدفقات الإلكترون خارج الغلاف الشمسي بواسطة مركبة فوييجر 1 الفضائية. يُفترض أن الثقوب السوداء الصغيرة تنبعث منها إشعاع هوكينغ. ومع ذلك ، كانت التدفقات المكتشفة منخفضة للغاية ولم يكن لديها طيف الطاقة المتوقع ، مما يشير إلى أن الثقوب السوداء البدائية الصغيرة ليست منتشرة بما يكفي لتفسير المادة المظلمة. [108] ومع ذلك ، استمرت الأبحاث والنظريات التي تقترح حسابات المادة المظلمة الكثيفة للمادة المظلمة اعتبارًا من 2018 ، بما في ذلك مناهج تبريد المادة المظلمة ، [109] [110] ولا يزال السؤال غير محلول. في عام 2019 ، يشير الافتقار إلى تأثيرات العدسة الدقيقة في مراقبة أندروميدا إلى عدم وجود ثقوب سوداء صغيرة. [111]

ومع ذلك ، لا يزال هناك نطاق كتلة غير مقيد إلى حد كبير أصغر من النطاق الذي يمكن تقييده بواسطة ملاحظات العدسة الدقيقة الضوئية ، حيث قد تكون الثقوب السوداء البدائية مسؤولة عن جميع المواد المظلمة. [112] [113]

تحرير طول التدفق الحر

يمكن تقسيم المادة المظلمة إلى البرد, دافئ، و الحار التصنيفات. [114] تشير هذه الفئات إلى السرعة بدلاً من درجة الحرارة الفعلية ، مما يشير إلى مدى تحرك الأجسام المقابلة بسبب الحركات العشوائية في الكون المبكر ، قبل أن تتباطأ بسبب التوسع الكوني - وهذه مسافة مهمة تسمى طول التدفق الحر (FSL). تتلاشى تقلبات الكثافة البدائية الأصغر من هذا الطول حيث تنتشر الجسيمات من المناطق شديدة الكثافة إلى المناطق منخفضة الكثافة ، بينما لا تتأثر التقلبات الأكبر ، وبالتالي فإن هذا الطول يحدد مقياسًا أدنى لتشكيل الهيكل اللاحق.

يتم تعيين الفئات فيما يتعلق بحجم المجرة الأولية (جسم يتطور لاحقًا إلى مجرة ​​قزمة): تُصنف جسيمات المادة المظلمة على أنها باردة أو دافئة أو ساخنة وفقًا لـ FSL أصغر بكثير (بارد) ، على غرار (دافئ ) ، أو أكبر (ساخن) من المجرة البدائية. [115] [116] مخاليط مما سبق ممكنة أيضًا: نظرية المادة المظلمة المختلطة كانت شائعة في منتصف التسعينيات ، ولكن تم رفضها بعد اكتشاف الطاقة المظلمة. [ بحاجة لمصدر ]

تؤدي المادة المظلمة الباردة إلى تكوين بنية تصاعدية من الأسفل إلى الأعلى حيث تتشكل المجرات أولاً وعناقيد المجرات في مرحلة لاحقة ، بينما تؤدي المادة المظلمة الساخنة إلى سيناريو تشكيل من أعلى إلى أسفل مع تشكل تراكمات كبيرة من المادة في وقت مبكر ، ثم تتفتت لاحقًا إلى مجرات منفصلة [ التوضيح المطلوب ] تم استبعاد هذا الأخير من خلال ملاحظات المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي. [15]

تذبذب تأثيرات الطيف تحرير

تتوافق هذه الفئات أيضًا مع تأثيرات طيف التذبذب والفاصل الزمني الذي يلي الانفجار العظيم الذي أصبح فيه كل نوع غير نسبي. ديفيس وآخرون. كتب في عام 1985: [117]

يمكن تصنيف الجسيمات المرشحة إلى ثلاث فئات على أساس تأثيرها على طيف التذبذب (Bond وآخرون. 1983).إذا كانت المادة المظلمة تتكون من جسيمات ضوئية وفيرة تظل نسبية حتى قبل فترة وجيزة من إعادة التركيب ، فقد يطلق عليها "ساخنة". أفضل مرشح للمادة المظلمة الساخنة هو النيوترينو. الاحتمال الثاني هو أن تتفاعل جسيمات المادة المظلمة بشكل أضعف من تفاعل النيوترينوات ، وأن تكون أقل وفرة ، وأن يكون لها كتلة من النظام 1 كيلو إلكترون فولت. يطلق على هذه الجسيمات اسم "المادة المظلمة الدافئة" ، لأن سرعاتها الحرارية أقل من سرعة النيوترينوات الضخمة. يوجد حاليًا عدد قليل من الجسيمات المرشحة التي تناسب هذا الوصف. تم اقتراح Gravitinos و photinos (Pagels and Primack 1982 Bond، Szalay and Turner 1982). أي جسيمات أصبحت غير نسبية في وقت مبكر جدًا ، وبالتالي كانت قادرة على تشتيت مسافة ضئيلة ، تسمى المادة المظلمة "الباردة" (CDM). هناك العديد من المرشحين لآلية التنمية النظيفة بما في ذلك الجسيمات فائقة التناظر.

التعريفات البديلة تحرير

خط فاصل تقريبي آخر هو أن المادة المظلمة الدافئة أصبحت غير نسبية عندما كان عمر الكون حوالي سنة واحدة ومليون واحد من حجمه الحالي وفي العصر الذي يهيمن عليه الإشعاع (الفوتونات والنيوترينوات) ، مع درجة حرارة الفوتون 2.7 مليون كلفن. يعطي علم الكونيات الفيزيائي القياسي حجم أفق الجسيم 2 ج ر (سرعة الضوء مضروبة في الزمن) في عصر الإشعاع ، وبالتالي 2 سنة ضوئية. منطقة بهذا الحجم ستمتد إلى مليوني سنة ضوئية اليوم (غائب تكوين البنية). يبلغ طول FSL الفعلي حوالي 5 أضعاف الطول أعلاه ، حيث يستمر في النمو ببطء حيث تنخفض سرعات الجسيمات عكسياً مع عامل المقياس بعد أن تصبح غير نسبية. في هذا المثال ، سوف تتوافق FSL مع 10 ملايين سنة ضوئية ، أو 3 ميغا فرسخ ، اليوم ، حول الحجم الذي يحتوي على متوسط ​​مجرة ​​كبيرة.

تعطي درجة حرارة الفوتون البالغة 2.7 مليون كلفن طاقة فوتون نموذجية تبلغ 250 إلكترون فولت ، وبالتالي تحدد مقياس كتلة نموذجي للمادة المظلمة الدافئة: الجسيمات الأكبر بكثير من هذا ، مثل WIMPs الكتلة GeV-TeV ، ستصبح غير نسبية في وقت أبكر بكثير من واحد. بعد عام من الانفجار العظيم ، وبالتالي فإن FSLs أصغر بكثير من المجرة البدائية ، مما يجعلها باردة. وعلى العكس من ذلك ، فإن الجسيمات الأخف وزنًا ، مثل النيوترينوات التي لا تتعدى كتلتها عددًا قليلاً من eV ، لديها FSL أكبر بكثير من المجرة الأولية ، مما يجعلها ساخنة.

تحرير المادة المظلمة الباردة

تقدم المادة المظلمة الباردة أبسط تفسير لمعظم الملاحظات الكونية. إنها مادة مظلمة تتكون من مكونات ذات FSL أصغر بكثير من المجرة الأولية. هذا هو محور أبحاث المادة المظلمة ، حيث لا يبدو أن المادة المظلمة الساخنة قادرة على دعم تشكيل المجرات أو مجموعة المجرات ، كما أن معظم الجسيمات المرشحة تباطأت في وقت مبكر.

مكونات المادة المظلمة الباردة غير معروفة. تتراوح الاحتمالات من الأجسام الكبيرة مثل MACHOs (مثل الثقوب السوداء [118] ونجوم بريون [119]) أو RAMBOs (مثل عناقيد الأقزام البنية) ، إلى جسيمات جديدة مثل WIMPs والأكسيونات.

أقنعت دراسات التركيب النووي للانفجار العظيم وعدسات الجاذبية معظم علماء الكونيات [15] [120] [121] [122] [123] [124] أن MACHOs [120] [122] لا يمكن أن تشكل أكثر من جزء صغير من المادة المظلمة. [14] [120] وبحسب أ. بيتر: ". فقط معقول حقا المادة المظلمة المرشحة هي جسيمات جديدة ".

زعمت تجربة DAMA / NaI لعام 1997 وخليفتها DAMA / LIBRA في عام 2013 أنهما يكتشفان مباشرة جسيمات المادة المظلمة التي تمر عبر الأرض ، لكن العديد من الباحثين لا يزالون متشككين ، حيث تبدو النتائج السلبية من تجارب مماثلة غير متوافقة مع نتائج DAMA.

تقدم العديد من نماذج التناظر الفائق مرشحات للمادة المظلمة في شكل WIMPy Lightest Supersymmetric Particle (LSP). [125] بشكل منفصل ، توجد نيوترينوات معقمة ثقيلة في امتدادات غير متناظرة للغاية للنموذج القياسي الذي يفسر كتلة النيوترينو الصغيرة من خلال آلية التأرجح.

تحرير المادة المظلمة الدافئة

تتكون المادة المظلمة الدافئة من جسيمات ذات FSL تضاهي حجم المجرة البدائية. تشبه التنبؤات القائمة على المادة المظلمة الدافئة تلك الخاصة بالمادة المظلمة الباردة على نطاقات كبيرة ، ولكن مع اضطرابات كثافة أقل على نطاق صغير. هذا يقلل من الوفرة المتوقعة من المجرات القزمة وقد يؤدي إلى انخفاض كثافة المادة المظلمة في الأجزاء المركزية من المجرات الكبيرة. يعتبر بعض الباحثين أن هذا أكثر ملاءمة للملاحظات. يتمثل التحدي الذي يواجه هذا النموذج في عدم وجود جسيمات مرشحة بالكتلة المطلوبة 300 eV إلى 3000 eV. [ بحاجة لمصدر ]

لا توجد جسيمات معروفة يمكن تصنيفها على أنها مادة مظلمة دافئة. إن المرشح المفترض هو النيوترينو المعقم: شكل أثقل وأبطأ من النيوترينو لا يتفاعل من خلال القوة الضعيفة ، على عكس النيوترينوات الأخرى. تتطلب بعض نظريات الجاذبية المعدلة ، مثل الجاذبية العددية والموتر والمتجه ، مادة مظلمة "دافئة" لجعل معادلاتها تعمل.

تعديل المادة المظلمة الساخنة

تتكون المادة المظلمة الساخنة من جسيمات يكون حجمها FSL أكبر بكثير من حجم المجرة البدائية. النيوترينو مؤهل لهذا الجسيم. تم اكتشافها بشكل مستقل ، قبل وقت طويل من البحث عن المادة المظلمة: تم افتراضها في عام 1930 ، وتم اكتشافها في عام 1956. كتلة النيوترينوات أقل من 10 6 من كتلة الإلكترون. تتفاعل النيوترينوات مع المادة العادية فقط عن طريق الجاذبية والقوة الضعيفة ، مما يجعل من الصعب اكتشافها (القوة الضعيفة تعمل فقط على مسافة صغيرة ، وبالتالي فإن النيوترينو يطلق حدث قوة ضعيفة فقط إذا اصطدم بنواة وجهاً لوجه). هذا يجعلها "جزيئات ضوئية ضعيفة التفاعل" (WILPs) ، على عكس WIMPs.

النكهات الثلاث المعروفة للنيوترينوات هي إلكترون, ميون، و تاو. جماهيرهم مختلفة قليلا. تتذبذب النيوترينوات بين النكهات أثناء تحركها. من الصعب تحديد حد أعلى دقيق لمتوسط ​​الكتلة الجماعية للنيوترينوات الثلاثة (أو لأي من الثلاثة على حدة). على سبيل المثال ، إذا كان متوسط ​​كتلة النيوترينو أكبر من 50 فولت / ج 2 (أقل من 10 5 من كتلة الإلكترون) ، سينهار الكون. تشير بيانات CMB والطرق الأخرى إلى أن متوسط ​​كتلتها ربما لا يتجاوز 0.3 eV / c 2. وبالتالي ، فإن النيوترينوات التي تمت ملاحظتها لا تستطيع تفسير المادة المظلمة. [126]

نظرًا لأن تقلبات كثافة حجم المجرة تتلاشى بسبب التدفق الحر ، فإن المادة المظلمة الساخنة تشير إلى أن الأجسام الأولى التي يمكن أن تتشكل هي فطائر ضخمة ذات حجم عنقود فائق ، والتي تنقسم بعد ذلك إلى مجرات. تظهر ملاحظات المجال العميق بدلاً من ذلك أن المجرات تشكلت أولاً ، تليها العناقيد والعناقيد العملاقة عندما تتجمع المجرات معًا.

إذا كانت المادة المظلمة مكونة من جسيمات دون ذرية ، فإن ملايين وربما المليارات من هذه الجسيمات يجب أن تمر عبر كل سنتيمتر مربع من الأرض كل ثانية. [127] [128] تهدف العديد من التجارب إلى اختبار هذه الفرضية. على الرغم من أن WIMPs هي مرشحات بحث شائعة ، [15] تبحث تجربة المادة المظلمة في أكسيون (ADMX) عن المحاور. مرشح آخر هو جزيئات القطاع المخفية الثقيلة التي تتفاعل فقط مع المادة العادية عن طريق الجاذبية.

يمكن تقسيم هذه التجارب إلى فئتين: تجارب الكشف المباشر ، والتي تبحث عن تشتت جسيمات المادة المظلمة خارج النوى الذرية داخل كاشف والكشف غير المباشر ، والتي تبحث عن نواتج إبادة جسيمات المادة المظلمة أو تحللها. [102]

تحرير الكشف المباشر

تهدف تجارب الاكتشاف المباشر إلى مراقبة الارتداد منخفض الطاقة (عادةً عدد قليل من keVs) للنواة الناتجة عن التفاعلات مع جسيمات المادة المظلمة ، والتي (نظريًا) تمر عبر الأرض. بعد هذا الارتداد ، ستصدر النواة طاقة على شكل ضوء وميض أو فونونات ، حيث تمر عبر جهاز كشف حساس. للقيام بذلك بشكل فعال ، من الضروري الحفاظ على خلفية منخفضة ، وبالتالي فإن مثل هذه التجارب تعمل في أعماق الأرض لتقليل التداخل من الأشعة الكونية. تتضمن أمثلة المختبرات تحت الأرض مع تجارب الكشف المباشر منجم Stawell ومنجم Soudan ومختبر SNOLAB تحت الأرض في Sudbury ومختبر Gran Sasso الوطني ومختبر Canfranc تحت الأرض ومختبر بولبي تحت الأرض ومختبر العلوم والهندسة العميقة تحت الأرض والصين مختبر جين بينغ تحت الأرض.

تستخدم هذه التجارب في الغالب إما تقنيات كاشفات السوائل النبيلة أو المبردة. تعمل الكواشف المبردة عند درجات حرارة أقل من 100 مللي كلفن ، وتكتشف الحرارة الناتجة عندما يصطدم جسيم بذرة في ماص بلوري مثل الجرمانيوم. تكتشف أجهزة الكشف عن السوائل النبيلة التلألؤ الناتج عن اصطدام الجسيمات بالزينون السائل أو الأرجون. تشمل تجارب الكاشف المبرد: CDMS ، CRESST ، EDELWEISS ، EURECA. تشمل التجارب السائلة النبيلة ZEPLIN و XENON و DEAP و ArDM و WARP و DarkSide و PandaX و LUX ، تجربة Xenon الكبيرة تحت الأرض. تركز كلتا التقنيتين بشدة على قدرتها على تمييز جسيمات الخلفية (التي تشتت الإلكترونات في الغالب) من جسيمات المادة المظلمة (التي تشتت من النوى). تشمل التجارب الأخرى SIMPLE و PICASSO.

لا يوجد حاليًا أي ادعاء راسخ للكشف عن المادة المظلمة من تجربة الكشف المباشر ، مما أدى بدلاً من ذلك إلى حدود عليا قوية على المقطع العرضي للكتلة والتفاعل مع نيوكليونات جسيمات المادة المظلمة هذه. [129] اكتشف كل من DAMA / NaI وأحدث تعاون تجريبي لـ DAMA / LIBRA تعديلًا سنويًا في معدل الأحداث في أجهزة الكشف الخاصة بهم ، [130] [131] والتي يزعمون أنها ناتجة عن المادة المظلمة. ينتج هذا عن توقع أنه بينما تدور الأرض حول الشمس ، فإن سرعة الكاشف بالنسبة لهالة المادة المظلمة ستختلف بمقدار ضئيل. هذا الادعاء غير مؤكد حتى الآن ويتعارض مع النتائج السلبية من تجارب أخرى مثل LUX و SuperCDMS [132] و XENON100. [133]

هناك حالة خاصة من تجارب الكشف المباشر تغطي أولئك الذين لديهم حساسية اتجاهية. هذه استراتيجية بحث تعتمد على حركة النظام الشمسي حول مركز المجرة. [134] [135] [136] [137] تتيح غرفة الإسقاط الزمني ذات الضغط المنخفض إمكانية الوصول إلى معلومات حول مسارات الارتداد وتقييد حركيات نواة WIMP. يمكن بعد ذلك فصل WIMPs القادمة من الاتجاه الذي تنتقل فيه الشمس (نحو Cygnus تقريبًا) عن الخلفية ، والتي يجب أن تكون متناحرة. تشمل تجارب المادة المظلمة الموجهة DMTPC و DRIFT و Newage و MIMAC.

تحرير الكشف غير المباشر

تبحث تجارب الكشف غير المباشر عن نواتج الإبادة الذاتية أو تحلل جسيمات المادة المظلمة في الفضاء الخارجي. على سبيل المثال ، في المناطق ذات الكثافة العالية للمادة المظلمة (على سبيل المثال ، مركز مجرتنا) يمكن أن يهلك جسيمان من المادة المظلمة لإنتاج أشعة جاما أو أزواج جسيمات-جسيمات من النموذج القياسي. [139] بدلاً من ذلك ، إذا كان جسيم المادة المظلمة غير مستقر ، فقد يتحلل إلى جسيمات النموذج القياسي (أو غيرها). يمكن اكتشاف هذه العمليات بشكل غير مباشر من خلال وجود فائض من أشعة جاما أو البروتونات المضادة أو البوزيترونات المنبثقة من مناطق عالية الكثافة في مجرتنا أو غيرها. [140] تتمثل إحدى الصعوبات الرئيسية الكامنة في عمليات البحث هذه في أن المصادر الفيزيائية الفلكية المختلفة يمكن أن تحاكي الإشارة المتوقعة من المادة المظلمة ، ولذلك من المحتمل أن تكون هناك حاجة لإشارات متعددة لاكتشاف قاطع. [15] [102]

قد يتشتت عدد قليل من جسيمات المادة المظلمة التي تمر عبر الشمس أو الأرض عن الذرات وتفقد الطاقة. وبالتالي قد تتراكم المادة المظلمة في مركز هذه الأجسام ، مما يزيد من فرصة الاصطدام / الفناء. قد ينتج عن ذلك إشارة مميزة على شكل نيوترينوات عالية الطاقة. [141] مثل هذه الإشارة ستكون دليلًا قويًا غير مباشر على المادة المظلمة WIMP. [15] تلسكوبات النيوترينو عالية الطاقة مثل AMANDA و IceCube و ANTARES تبحث عن هذه الإشارة. [142] كشف ليجو في سبتمبر 2015 عن موجات الجاذبية يفتح إمكانية مراقبة المادة المظلمة بطريقة جديدة ، لا سيما إذا كانت في شكل ثقوب سوداء بدائية. [143] [144] [145]

تم إجراء العديد من عمليات البحث التجريبية للبحث عن مثل هذا الانبعاث من فناء أو تحلل المادة المظلمة ، وفيما يلي أمثلة على ذلك. لاحظ تلسكوب تجربة أشعة جاما النشط عددًا من أشعة جاما في عام 2008 أكثر مما كان متوقعًا من مجرة ​​درب التبانة ، لكن العلماء خلصوا إلى أن هذا يرجع على الأرجح إلى التقدير غير الصحيح لحساسية التلسكوب. [146]

يبحث تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة جاما عن أشعة جاما المماثلة. [١٤٧] في أبريل 2012 ، أنتج تحليل للبيانات المتوفرة سابقًا من أداة تلسكوب المنطقة الكبيرة دليلًا إحصائيًا على إشارة 130 GeV في إشعاع غاما قادم من مركز مجرة ​​درب التبانة. [148] كان يُنظر إلى إبادة WIMP على أنها التفسير الأكثر ترجيحًا. [149]

في الطاقات الأعلى ، وضعت تلسكوبات أشعة غاما الأرضية حدودًا لإبادة المادة المظلمة في المجرات الكروية القزمية [150] وفي مجموعات المجرات. [151]

كشفت تجربة PAMELA (التي أُطلقت في عام 2006) عن وجود بوزيترونات زائدة. يمكن أن تكون من إبادة المادة المظلمة أو من النجوم النابضة. لم يلاحظ أي زائدة من البروتونات المضادة. [152]

في عام 2013 ، أشارت نتائج مطياف ألفا المغناطيسي في محطة الفضاء الدولية إلى وجود فائض من الأشعة الكونية عالية الطاقة والتي يمكن أن تكون بسبب إبادة المادة المظلمة. [153] [154] [155] [156] [157] [158]

يبحث المصادم عن تحرير المادة المظلمة

طريقة بديلة لاكتشاف جسيمات المادة المظلمة في الطبيعة هو إنتاجها في المختبر. قد تكون التجارب مع مصادم الهادرونات الكبير (LHC) قادرة على اكتشاف جسيمات المادة المظلمة الناتجة عن تصادم حزم البروتون المصادم. نظرًا لأن جسيم المادة المظلمة يجب أن يكون له تفاعلات ضئيلة مع المادة المرئية العادية ، فقد يتم اكتشافه بشكل غير مباشر (كميات كبيرة) من الطاقة المفقودة والزخم الذي يفلت من أجهزة الكشف ، بشرط اكتشاف منتجات تصادم أخرى (غير مهملة). [159] توجد قيود على المادة المظلمة أيضًا من تجربة LEP باستخدام مبدأ مماثل ، ولكن التحقيق في تفاعل جسيمات المادة المظلمة مع الإلكترونات بدلاً من الكواركات. [160] أي اكتشاف من عمليات البحث عن المصادم يجب أن يتم دعمه بالاكتشافات في قطاعات الكشف غير المباشرة أو المباشرة لإثبات أن الجسيم المكتشف هو في الواقع مادة مظلمة.

نظرًا لأن المادة المظلمة لم يتم تحديدها بشكل قاطع بعد ، فقد ظهرت العديد من الفرضيات الأخرى التي تهدف إلى شرح ظواهر الملاحظة التي تم تصور المادة المظلمة لتفسيرها. الطريقة الأكثر شيوعًا هي تعديل النسبية العامة. تم اختبار النسبية العامة جيدًا على مقاييس النظام الشمسي ، ولكن لم يتم إثبات صحتها على المقاييس المجرية أو الكونية جيدًا. يمكن أن يؤدي التعديل المناسب للنسبية العامة إلى إلغاء الحاجة إلى المادة المظلمة. أشهر النظريات في هذه الفئة هي MOND وتعميمها النسبي الجاذبية المتجهية العددية (TeVeS) ، [161] الجاذبية f (R) ، [162] الكتلة السالبة ، السائل الداكن ، [163] [164] [165] ] والجاذبية الحتمية. [166] النظريات البديلة كثيرة. [167] [168]

هناك مشكلة في الفرضيات البديلة وهي أن الدليل المرصود للمادة المظلمة يأتي من العديد من الأساليب المستقلة (انظر قسم "دليل الملاحظة" أعلاه). من الممكن شرح أي ملاحظة فردية ولكن شرحها جميعًا في حالة عدم وجود المادة المظلمة أمر صعب للغاية. ومع ذلك ، كانت هناك بعض النجاحات المتفرقة للفرضيات البديلة ، مثل اختبار 2016 لعدسات الجاذبية في الجاذبية الحتمية [169] [170] [171] وقياس 2020 لتأثير موند الفريد. [172] [173]

الرأي السائد بين معظم علماء الفيزياء الفلكية هو أنه في حين أن التعديلات على النسبية العامة يمكن أن تفسر بشكل معقول جزءًا من دليل الرصد ، فمن المحتمل أن تكون هناك بيانات كافية لاستنتاج أنه يجب أن يكون هناك شكل من أشكال المادة المظلمة في الكون. [174]

يتم ذكر المادة المظلمة في الأعمال الخيالية. في مثل هذه الحالات ، يُنسب عادةً إلى الخصائص الفيزيائية أو السحرية غير العادية. غالبًا ما تكون مثل هذه الأوصاف غير متوافقة مع الخصائص المفترضة للمادة المظلمة في الفيزياء وعلم الكونيات.


مادة مظلمة في مجموعات من المجرات

تتحرك المجرات في عنقود أيضًا حول: فهي تدور حول مركز كتلة العنقود. ليس من الممكن بالنسبة لنا أن نتبع مجرة ​​حول مدارها بأكمله لأن ذلك يستغرق حوالي مليار سنة. ومع ذلك ، من الممكن قياس السرعات التي تتحرك بها المجرات في العنقود ، ثم تقدير الكتلة الكلية في العنقود لمنع المجرات الفردية من الطيران خارج العنقود. تشير الملاحظات إلى أن كتلة المجرات وحدها لا تستطيع الحفاظ على تماسك العنقود - فلا بد من وجود بعض الجاذبية الأخرى مرة أخرى. يتجاوز إجمالي كمية المادة المظلمة في العناقيد بأكثر من عشرة أضعاف الكتلة المضيئة الموجودة داخل المجرات نفسها ، مما يشير إلى وجود المادة المظلمة بين المجرات وكذلك داخلها.

هناك طريقة أخرى يمكننا اتباعها لقياس كمية المادة المظلمة في عناقيد المجرات. كما رأينا ، الكون يتمدد ، لكن هذا التمدد ليس موحدًا تمامًا ، بفضل يد الجاذبية المتداخلة. لنفترض ، على سبيل المثال ، أن مجرة ​​تقع في الخارج ولكنها قريبة نسبيًا من مجموعة غنية من المجرات. ستجذب قوة جاذبية العنقود تلك المجرة المجاورة وتبطئ معدل ابتعادها عن الكتلة بسبب تمدد الكون.

لنأخذ على سبيل المثال المجموعة المحلية من المجرات ، الواقعة على مشارف عنقود العذراء الفائق. الكتلة المركزة في مركز كتلة العذراء تمارس قوة الجاذبية على المجموعة المحلية. نتيجة لذلك ، تتحرك المجموعة المحلية بعيدًا عن مركز كتلة العذراء بسرعة بضع مئات من الكيلومترات في الثانية أبطأ مما يتنبأ به قانون هابل. من خلال قياس هذه الانحرافات عن التمدد السلس ، يمكن لعلماء الفلك تقدير المقدار الإجمالي للكتلة الموجودة في مجموعات كبيرة.

هناك طريقتان أخريان مفيدتان جدًا لقياس كمية المادة المظلمة في عناقيد المجرات ، وقد أسفر كل منهما عن نتائج تتفق بشكل عام مع طريقة قياس سرعات المجرات: عدسة الجاذبية وانبعاث الأشعة السينية. دعونا نلقي نظرة على كليهما.

كما أوضح ألبرت أينشتاين في نظريته عن النسبية العامة ، فإن وجود الكتلة ينحني النسيج المحيط بالزمكان. يتبع الضوء تلك الانحناءات ، لذلك يمكن للأجسام الضخمة أن تثني الضوء بشكل كبير. لقد رأيت أمثلة على ذلك في مربع ميزات أساسيات علم الفلك عدسة الجاذبية في القسم السابق. المجرات المرئية ليست عدسات الجاذبية الوحيدة الممكنة. يمكن للمادة المظلمة أيضًا أن تكشف عن وجودها من خلال إحداث هذا التأثير. يُظهر [رابط] مجموعة مجرات تعمل كعدسة جاذبية ، والخطوط والأقواس التي تراها في الصورة هي صور بعدسة لمجرات بعيدة. من المفهوم جيدًا عدسة الجاذبية أنه يمكن لعلماء الفلك استخدام العديد من الأشكال البيضاوية والأقواس التي تظهر في هذه الصورة لحساب الخرائط التفصيلية لمقدار المادة الموجودة في العنقود وكيفية توزيع هذه الكتلة. تظهر نتيجة الدراسات التي أجريت على العديد من مجموعات عدسات الجاذبية أنه ، مثل المجرات الفردية ، تحتوي مجموعات المجرات على أكثر من عشرة أضعاف كمية المادة المظلمة التي تحتويها المادة المضيئة.

الشكل 2. يُظهر هذا المنظر من تلسكوب هابل الفضائي مجموعة المجرات الضخمة Abell 2218 على مسافة حوالي 2 مليار سنة ضوئية.معظم الأجسام الصفراء هي مجرات تنتمي إلى الكتلة. لكن لاحظ الخطوط العديدة الطويلة الرفيعة ، والعديد منها أزرق ، تلك هي الصور المشوهة والمكبرة للمجرات الخلفية البعيدة ، بعدسة جاذبيتها بالكتلة الهائلة للمجموعة المتداخلة. من خلال التحليل الدقيق للصور العدسية ، يمكن لعلماء الفلك إنشاء خريطة للمادة المظلمة التي تهيمن على كتلة الكتلة. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA و ESA و Johan Richard (Caltech))

الطريقة الثالثة التي يستخدمها علماء الفلك لاكتشاف وقياس المادة المظلمة في مجموعات المجرات هي تصويرها في ضوء الأشعة السينية. عندما تم إطلاق أول تلسكوبات حساسة للأشعة السينية في مدار حول الأرض في سبعينيات القرن الماضي وتم تدريبها على مجموعات مجرات ضخمة ، سرعان ما تم اكتشاف أن هذه المجموعات تصدر أشعة سينية غزيرة (انظر [الرابط]). معظم النجوم لا تصدر الكثير من الأشعة السينية ، وكذلك معظم الغازات أو الغبار بين النجوم داخل المجرات. ما الذي يمكن أن ينبعث منه الأشعة السينية المرئية من جميع مجموعات المجرات الضخمة تقريبًا؟

اتضح أنه مثلما يوجد لدى المجرات غاز موزع بين نجومها ، فإن مجموعات المجرات لديها غاز موزع بين مجراتها. الجسيمات الموجودة في هذه الخزانات الضخمة من الغاز ليست ثابتة فحسب ، بل تتحرك باستمرار ، وتلتف تحت تأثير الجاذبية الهائلة للعنقود مثل الكواكب الصغيرة حول الشمس العملاقة. أثناء تحركهم وارتطامهم ببعضهم البعض ، يسخن الغاز أكثر وأكثر سخونة حتى عند درجات حرارة تصل إلى 100 مليون كلفن ، يضيء بشكل ساطع عند أطوال موجات الأشعة السينية. كلما زادت كتلة الكتلة ، زادت سرعة الحركة ، وزادت سخونة الغاز ، وزادت الأشعة السينية. يحسب علماء الفلك أن الكتلة الموجودة لتحفيز هذه الحركات يجب أن تكون حوالي عشرة أضعاف الكتلة التي يمكن رؤيتها في العناقيد ، بما في ذلك كل المجرات وكل الغازات. مرة أخرى ، هذا دليل على أن عناقيد المجرات يُنظر إليها على أنها تهيمن عليها المادة المظلمة.

الشكل 3. تُظهر هذه الصورة المركبة عنقود المجرات Abell 1689 على مسافة 2.3 مليار سنة ضوئية. تظهر المناظر التفصيلية الدقيقة للمجرات ، ومعظمها أصفر ، في ضوء مرئي وقريب من الأشعة تحت الحمراء من تلسكوب هابل الفضائي ، بينما يُظهر الضباب الأرجواني المنتشر الأشعة السينية كما يراها مرصد شاندرا للأشعة السينية. تُظهر الأشعة السينية الوفيرة ، والصور ذات العدسة الجاذبية (الأقواس الرقيقة المنحنية) لمجرات الخلفية ، والسرعات المقاسة للمجرات في العناقيد ، أن الكتلة الكلية لـ Abell 1689 - معظمها مادة مظلمة - تبلغ حوالي 1015 كتلة شمسية. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / ESA / JPL-Caltech / Yale / CNRS)

محتويات

تشير العديد من الملاحظات المستقلة إلى حقيقة أن الكتلة المرئية في المجرات والعناقيد المجرية غير كافية لتفسير ديناميكياتها ، عند تحليلها باستخدام قوانين نيوتن. تم تحديد هذا التناقض - المعروف باسم "مشكلة الكتلة المفقودة" - لأول مرة للعناقيد بواسطة عالم الفلك السويسري فريتز زويكي في عام 1933 (الذي درس عنقود الغيبوبة) ، [6] [7] ثم امتد ليشمل المجرات الحلزونية بحلول عام 1939 هوراس بابكوك على أندروميدا. [8]

تم تعزيز هذه الدراسات المبكرة ولفت انتباه المجتمع الفلكي في الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي من خلال عمل فيرا روبين في معهد كارنيجي بواشنطن ، الذي رسم خرائط تفصيلية لسرعات دوران النجوم في عينة كبيرة من الحلزونات. بينما تتنبأ قوانين نيوتن بأن سرعات دوران النجوم يجب أن تقل مع المسافة من مركز المجرة ، وجد روبن ومعاونوه أنها تظل ثابتة تقريبًا [9] - يقال إن منحنيات الدوران "مسطحة". تتطلب هذه الملاحظة واحدًا على الأقل مما يلي:

(1) توجد في المجرات كميات كبيرة من المادة غير المرئية والتي تعزز سرعات النجوم بما يتجاوز ما يمكن توقعه على أساس الكتلة المرئية وحدها ، أو
(2) لا تنطبق قوانين نيوتن على المجرات.

يؤدي الخيار (1) إلى خيار فرضية المادة المظلمة (2) يؤدي إلى MOND.

الفرضية الأساسية لـ MOND هي أنه بينما تم اختبار قوانين نيوتن على نطاق واسع في البيئات عالية السرعة (في النظام الشمسي وعلى الأرض) ، لم يتم التحقق منها للأجسام ذات التسارع المنخفض للغاية ، مثل النجوم في الأجزاء الخارجية من المجرات . قاد هذا ميلغروم إلى افتراض قانون جديد فعال لقوة الجاذبية (يشار إليه أحيانًا باسم "قانون ميلجروم") الذي يربط التسارع الحقيقي لجسم ما بالتسارع الذي يمكن توقعه له على أساس ميكانيكا نيوتن. [1] تم اختيار هذا القانون ، وهو حجر الزاوية في MOND ، لإعادة إنتاج النتيجة النيوتونية بسرعة عالية ولكنه يؤدي إلى سلوك مختلف ("mond العميق") عند التسارع المنخفض:

هنا F ن هي القوة النيوتونية ، م هي كتلة الجسم (الجاذبية) ، أ هي تسارعها ، μ (س) هي وظيفة غير محددة حتى الآن (تسمى وظيفة الاستيفاء) و أ 0 هو ثابت أساسي جديد يشير إلى الانتقال بين نظام نيوتن ونظام موند العميق. يتطلب الاتفاق مع ميكانيكا نيوتن

ويتطلب الاتساق مع الملاحظات الفلكية

أبعد من هذه الحدود ، لا يتم تحديد دالة الاستيفاء بواسطة الفرضية ، على الرغم من أنه من الممكن تقييدها بشكل ضعيف تجريبيًا. [10] [11] هناك خياران شائعان هما "وظيفة الاستيفاء البسيطة":

و "وظيفة الاستيفاء القياسية":

وهكذا ، في نظام deep-MOND (a ≪ a 0):

بتطبيق هذا على جسم كتلته m في مدار دائري حول نقطة كتلة M (تقريب أولي لنجم في المناطق الخارجية للمجرة) ، نجد:

أي أن سرعة دوران النجم مستقلة عن r ، وبعدها عن مركز المجرة - يكون منحنى الدوران مسطحًا ، كما هو مطلوب. من خلال ملاءمة قانونه لبيانات منحنى الدوران ، وجد Milgrom 0 ≈ 1.2 × 10 - 10 m s - 2 تقريبًا 1.2 مرات 10 ^ <-10> mathrm ^ <-2> ،> ليكون الأمثل. هذا القانون البسيط كافٍ لعمل تنبؤات لمجموعة واسعة من الظواهر المجرية.

يمكن تفسير قانون Milgrom بطريقتين مختلفتين:

  • أحد الاحتمالات هو معاملته على أنه تعديل للقانون الكلاسيكي للقصور الذاتي (قانون نيوتن الثاني) ، بحيث لا تتناسب القوة المؤثرة على الجسم مع تسارع الجسيم a بل بالأحرى μ (a 0) a. < displaystyle ، mu ! left (< frac <، a_ <0> ، >> right) a ،.> في هذه الحالة ، لن تنطبق الديناميكيات المعدلة ليس فقط على ظواهر الجاذبية ، ولكن أيضًا تلك الناتجة عن قوى أخرى ، على سبيل المثال الكهرومغناطيسية. [12]
  • بدلاً من ذلك ، يمكن اعتبار قانون ميلغروم على أنه ترك قانون نيوتن الثاني سليمًا وبدلاً من ذلك يعدل قانون التربيع العكسي للجاذبية ، بحيث تكون قوة الجاذبية الحقيقية على جسم كتلته m بسبب كتلة أخرى M هي تقريبًا بالصيغة GM m μ (أأ 0) ص 2. < mu ! ! left (< frac >> يمين) r ^ <2> >>

في حد ذاته ، قانون ميلغروم ليس نظرية فيزيائية كاملة ومكتفية بذاتها ، بل بالأحرى متغير خاص بدوافع تجريبية لإحدى المعادلات العديدة التي تشكل الميكانيكا الكلاسيكية. إن وضعها ضمن فرضية غير نسبية متماسكة لـ MOND تشبه قانون كبلر الثالث ضمن ميكانيكا نيوتن ، فهي توفر وصفًا موجزًا ​​لحقائق الملاحظة ، ولكن يجب تفسيرها بمفاهيم أكثر جوهرية تقع ضمن الفرضية الأساسية. تم اقتراح العديد من الفرضيات الكلاسيكية الكاملة (عادةً على طول "الجاذبية المعدلة" بدلاً من خطوط "القصور الذاتي المعدلة") ، والتي تسفر عمومًا عن قانون Milgrom بالضبط في حالات التناظر العالي وتنحرف عنه قليلاً. تم تضمين مجموعة فرعية من هذه الفرضيات غير النسبية بشكل أكبر في النظريات النسبية ، القادرة على الاتصال بالظواهر غير الكلاسيكية (على سبيل المثال ، عدسة الجاذبية) وعلم الكونيات. [13] يعتبر التمييز نظريًا وقائمًا على الملاحظة بين هذه البدائل موضوعًا للبحث الحالي.

يقبل غالبية علماء الفلك وعلماء الفيزياء الفلكية وعلماء الكون المادة المظلمة كتفسير لمنحنيات دوران المجرة [14] (استنادًا إلى النسبية العامة ، ومن ثم ميكانيكا نيوتن) ، ويلتزمون بحل المادة المظلمة لمشكلة الكتلة المفقودة. على النقيض من ذلك ، تتم دراسة MOND بنشاط من قبل حفنة من الباحثين فقط.

يتمثل الاختلاف الأساسي بين مؤيدي ΛCDM و MOND في الملاحظات التي يطالبون بها بتفسير كمي قوي ، وتلك التي يرضون عنها بحساب نوعي ، أو هم على استعداد للمغادرة للعمل في المستقبل. يؤكد أنصار MOND على التنبؤات التي تم إجراؤها على مقاييس المجرات (حيث تتمتع MOND بأبرز نجاحاتها) ويعتقدون أن النموذج الكوني المتوافق مع ديناميكيات المجرات لم يتم اكتشافه بعد. يتطلب أنصار ΛCDM مستويات عالية من الدقة الكونية (التي يوفرها علم الكون المتوافق) ويجادلون بأن حل المشكلات على نطاق المجرة سيتبع من فهم أفضل للفيزياء الفلكية الباريونية المعقدة الكامنة وراء تكوين المجرات. [2] [15]

نظرًا لأن MOND مصمم خصيصًا لإنتاج منحنيات دوران مسطحة ، فإن هذه لا تشكل دليلًا على الفرضية ، ولكن كل ملاحظة مطابقة تضيف إلى دعم القانون التجريبي. ومع ذلك ، يدعي المؤيدون أن مجموعة واسعة من الظواهر الفيزيائية الفلكية على نطاق المجرة يتم حسابها بدقة في إطار MOND. [13] [16] ظهر العديد منها بعد نشر أوراق Milgrom الأصلية ويصعب شرحها باستخدام فرضية المادة المظلمة. أبرزها ما يلي:

  • بالإضافة إلى إثبات أن منحنيات الدوران في MOND مسطحة ، توفر المعادلة 2 علاقة ملموسة بين الكتلة الباريونية الكلية للمجرة (مجموع كتلتها في النجوم والغاز) وسرعة دورانها المقاربة. سميت هذه العلاقة المتوقعة من قبل ميلجروم بعلاقة السرعة المقاربة للكتلة (MASSR) تُعرف مظاهرها الملاحظة بعلاقة باريونيك تولي-فيشر (BTFR) ، [17] ووجد أنها تتوافق تمامًا مع تنبؤات موند. [18]
  • يحدد قانون ميلغروم بشكل كامل منحنى دوران المجرة في ضوء توزيع كتلتها الباريونية فقط. على وجه الخصوص ، تتنبأ MOND بوجود ارتباط أقوى بكثير بين الميزات في توزيع الكتلة الباريونية والميزات في منحنى الدوران مقارنة بفرضية المادة المظلمة (نظرًا لأن المادة المظلمة تهيمن على ميزانية كتلة المجرة ويفترض تقليديًا عدم تتبع توزيع الباريونات عن كثب) . يُزعم أن مثل هذا الارتباط الوثيق لوحظ في العديد من المجرات الحلزونية ، وهي حقيقة يشار إليها باسم "قاعدة رينزو". [13]
  • نظرًا لأن MOND يعدل الديناميكيات النيوتونية بطريقة تعتمد على التسارع ، فإنه يتنبأ بعلاقة محددة بين تسارع نجم في أي نصف قطر من مركز المجرة وكمية الكتلة غير المرئية (المادة المظلمة) داخل نصف القطر الذي يمكن استنتاجه في تحليل نيوتن. يُعرف هذا بعلاقة التناقض الشامل والتسارع ، وقد تم قياسه بالملاحظة. [19] [20] أحد جوانب التنبؤ MOND هو أن كتلة المادة المظلمة المستنتجة تذهب إلى الصفر عندما يصبح تسارع الجاذبية النجمية أكبر من أ0، حيث يعود MOND إلى ميكانيكا نيوتن. في فرضية المادة المظلمة ، من الصعب فهم سبب ارتباط هذه الكتلة بشكل وثيق مع التسارع ، ولماذا يبدو أن هناك تسارعًا حرجًا لا يتطلب تجاوزه المادة المظلمة. [2]
  • تعمل كل من هالات MOND والمادة المظلمة على تثبيت المجرات القرصية ، مما يساعدها على الاحتفاظ ببنيتها المدعومة بالدوران ومنع تحولها إلى مجرات إهليلجية. في MOND ، هذا الاستقرار الإضافي متاح فقط لمناطق المجرات داخل نظام deep-MOND (أي ، مع أ & lt أ0) ، مما يشير إلى أن اللوالب مع أ & GT أ0 في مناطقهم المركزية يجب أن يكونوا عرضة لعدم الاستقرار وبالتالي أقل احتمالا للبقاء على قيد الحياة حتى يومنا هذا. [21] قد يفسر هذا "حد فريمان" لكثافة الكتلة السطحية المركزية للمجرات الحلزونية ، والتي تكون تقريبًا أ0/جي. [22] يجب وضع هذا المقياس يدويًا في نماذج تكوين المجرات القائمة على المادة المظلمة. [23]
  • توجد مجرات ضخمة بشكل خاص ضمن النظام النيوتوني (أ & GT أ0) إلى أنصاف أقطار تضم الغالبية العظمى من كتلتها الباريونية. في أنصاف الأقطار هذه ، تتوقع MOND أن منحنى الدوران يجب أن ينخفض ​​إلى 1 /ص، وفقًا لقوانين كبلر. في المقابل ، من منظور المادة المظلمة ، يتوقع المرء أن تعزز الهالة سرعة الدوران بشكل كبير وتتسبب في تقاربها إلى قيمة ثابتة ، كما هو الحال في المجرات الأقل كتلة. تدل ملاحظات المجسمات البيضاوية ذات الكتلة العالية على تنبؤات MOND. [24] [25]
  • في MOND ، جميع الكائنات المرتبطة بالجاذبية بـ أ & lt أ0 - بغض النظر عن أصلها - يجب أن تظهر تناقضًا جماعيًا عند تحليلها باستخدام ميكانيكا نيوتن ، ويجب أن تقع على BTFR. في ظل فرضية المادة المظلمة ، من المتوقع أن تكون الأجسام المتكونة من مادة باريونية مقذوفة أثناء الاندماج أو التفاعل المدّي لمجرتين ("مجرات قزم المد والجزر") خالية من المادة المظلمة وبالتالي لا تظهر أي تناقض في الكتلة. يبدو أن ثلاثة كائنات تم تحديدها بشكل لا لبس فيه على أنها مجرات Tidal Dwarf لديها تناقضات جماعية في اتفاق وثيق مع تنبؤات MOND. [26] [27] [28]
  • أظهر العمل الأخير أن العديد من المجرات القزمة حول مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا تقع بشكل تفضيلي في مستوى واحد ولها حركات مترابطة. يشير هذا إلى أنها ربما تكونت خلال مواجهة قريبة مع مجرة ​​أخرى ، ومن ثم تكون مجرات المد والجزر. إذا كان الأمر كذلك ، فإن وجود تناقضات جماعية في هذه الأنظمة يشكل دليلًا إضافيًا على MOND. بالإضافة إلى ذلك ، تم الادعاء بأن قوة الجاذبية أقوى من قوة نيوتن (مثل ميلجروم) مطلوبة لهذه المجرات للاحتفاظ بمداراتها بمرور الوقت. [29]
  • في عام 2020 ، خلصت مجموعة من علماء الفلك الذين قاموا بتحليل البيانات من عينة Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) جنبًا إلى جنب مع تقديرات مجال الجاذبية الخارجية واسعة النطاق من كتالوج مجرات السماء ، إلى وجود أدلة ذات دلالة إحصائية عالية على الانتهاكات. لمبدأ التكافؤ القوي في مجالات الجاذبية الضعيفة بالقرب من المجرات المدعومة دورانيًا. [30] لاحظوا تأثيرًا يتوافق مع تأثير المجال الخارجي لديناميكيات نيوتن المعدلة ويتعارض مع تأثيرات المد والجزر في نموذج نموذج Lambda-CDM المعروف باسم النموذج القياسي لعلم الكونيات.

يتطلب قانون Milgrom التضمين في فرضية كاملة إذا كان ذلك لإرضاء قوانين الحفظ وتوفير حل فريد للتطور الزمني لأي نظام فيزيائي. كل من النظريات الموصوفة هنا تختزل إلى قانون Milgrom في حالات التناظر العالي (وبالتالي تتمتع بالنجاحات الموضحة أعلاه) ، ولكنها تنتج سلوكًا مختلفًا بالتفصيل.

تحرير غير نسبي

تم وضع الفرضية الأولى لـ MOND (يطلق عليها اسم AQUAL) في عام 1984 من قبل Milgrom و Jacob Bekenstein. [31] يولد AQUAL السلوك الموندي عن طريق تعديل مصطلح الجاذبية في لاغرانج الكلاسيكية من كونه تربيعيًا في تدرج الجهد النيوتوني إلى وظيفة أكثر عمومية. (AQUAL هو اختصار لـ AQUAdratic Lagrangian.) في الصيغ:

يمكن حل هذا في ظل ظروف حدية مناسبة واختيار F لإعطاء قانون Milgrom (حتى تصحيح مجال الضفيرة الذي يتلاشى في حالات التماثل العالي).

هناك طريقة بديلة لتعديل مصطلح الجاذبية في اللاجرانج وهي إدخال تمييز بين مجال التسارع الحقيقي (MONDian) أ ومجال التسارع النيوتوني أن. يمكن بناء لاجرانجيان بحيث أن يفي بمعادلة نيوتن-بواسون المعتادة ، ثم يتم استخدامه لإيجاد أ عن طريق خطوة جبرية إضافية ولكن غير خطية ، والتي يتم اختيارها لتلبية قانون Milgrom. وهذا ما يسمى "الصيغة شبه الخطية لـ MOND" ، أو QUMOND ، [32] وهي مفيدة بشكل خاص لحساب توزيع المادة المظلمة "الوهمية" التي يمكن استنتاجها من تحليل نيوتن لحالة فيزيائية معينة. [13]

يقترح كل من AQUAL و QUMOND تغييرات على جزء الجاذبية من فعل المادة الكلاسيكي ، ومن ثم يفسر قانون Milgrom على أنه تعديل للجاذبية النيوتونية على عكس قانون نيوتن الثاني. البديل هو تحويل المصطلح الحركي للفعل إلى وظيفي اعتمادًا على مسار الجسيم. ومع ذلك ، يصعب استخدام نظريات "القصور الذاتي المعدلة" لأنها غير محلية ، وتتطلب طاقة وزخمًا لإعادة تعريفهما بشكل غير تافه للحفاظ عليهما ، ولهما تنبؤات تعتمد على مدار الجسيم بأكمله. [13]

تحرير نسبي

في عام 2004 ، صاغ جاكوب بيكينشتاين TeVeS ، أول فرضية نسبية كاملة باستخدام سلوك MONDian. [33] تم إنشاء TeVeS من لاغرانج محلي (وبالتالي يحترم قوانين الحفظ) ، ويستخدم حقل متجه للوحدة ، وحقل رقمي ديناميكي وغير ديناميكي ، ووظيفة حرة ومقياس غير أينشتاين من أجل إنتاج AQUAL في الحد غير النسبي (السرعات المنخفضة والجاذبية الضعيفة). تمتعت TeVeS ببعض النجاح في الاتصال مع عدسات الجاذبية وملاحظات تكوين البنية ، [34] ولكنها تواجه مشاكل عند مواجهتها ببيانات عن تباين الخلفية الكونية الميكروية ، [35] عمر الأجسام المدمجة ، [36] والعلاقة بين إمكانات العدسة والكثافة المفرطة للمادة. [37]

توجد العديد من التعميمات النسبية البديلة لـ MOND ، بما في ذلك BIMOND ونظريات أينشتاين أيثير المعممة. [13] هناك أيضًا تعميم نسبي لـ MOND يفترض أن الثبات من نوع لورنتز هو الأساس المادي لظواهر MOND. [38]

في ميكانيكا نيوتن ، يمكن إيجاد تسارع الجسم كمجموع متجه للعجلة بسبب كل من القوى الفردية المؤثرة عليه. هذا يعني أنه يمكن فصل النظام الفرعي عن النظام الأكبر الذي يتم تضمينه فيه ببساطة عن طريق إحالة حركة الجسيمات المكونة له إلى مركز كتلته ، وبعبارة أخرى ، فإن تأثير النظام الأكبر غير ذي صلة بالديناميات الداخلية للنظام الفرعي . نظرًا لأن قانون Milgrom غير خطي في التسارع ، لا يمكن فصل الأنظمة الفرعية MONDian عن بيئتها بهذه الطريقة ، وفي بعض المواقف يؤدي هذا إلى سلوك لا يوجد فيه مواز نيوتن. يُعرف هذا باسم "تأثير المجال الخارجي" (EFE) ، [1] والذي يوجد دليل رصد له. [30]

أفضل وصف لتأثير المجال الخارجي هو تصنيف الأنظمة الفيزيائية وفقًا لقيمها النسبية لـ أفي (التسارع المميز لجسم واحد داخل نظام فرعي بسبب تأثير كائن آخر) ، أالسابق (تسارع النظام الفرعي بأكمله بسبب القوى التي تمارسها كائنات خارجها) ، و أ0:

يشير تأثير المجال الخارجي إلى قطيعة أساسية مع مبدأ التكافؤ القوي (ولكن ليس بالضرورة مبدأ التكافؤ الضعيف).افترض ميلغروم هذا التأثير في أولى أوراقه عام 1983 لشرح سبب ملاحظة عدم وجود تناقض جماعي في بعض المجموعات المفتوحة على الرغم من أن تسارعاتها الداخلية كانت أقل من0. ومنذ ذلك الحين تم الاعتراف به كعنصر حاسم في نموذج MOND.

إن الاعتماد في MOND للديناميات الداخلية لنظام ما على بيئته الخارجية (من حيث المبدأ ، بقية الكون) يذكرنا بقوة بمبدأ ماخ ، وقد يلمح إلى بنية أكثر أساسية يقوم عليها قانون ميلغروم. في هذا الصدد ، علق Milgrom: [40]

لطالما اشتبه في أن الديناميكيات المحلية تتأثر بشدة بالكون ككل ، لا مبدأ ماخ ، ولكن يبدو أن MOND هو أول من قدم دليلًا ملموسًا لمثل هذا الارتباط. قد يتضح أن هذا هو الأثر الأساسي لـ MOND ، بما يتجاوز التعديل الضمني لديناميات نيوتن والنسبية العامة ، وما وراء القضاء على المادة المظلمة.

في الواقع ، فإن الصلة المحتملة بين ديناميكيات MONDian والكون ككل (أي ، علم الكونيات) تتعزز بملاحظة أن قيمة أ0 (يتم تحديدها من خلال تناسبها مع الخصائص الداخلية للمجرات) ضمن نطاق حجم ج0، أين ج هي سرعة الضوء و ح0 هل ثابت هابل (مقياس لمعدل تمدد الكون في الوقت الحاضر). [1] كما أنه قريب من معدل تسارع الكون ، ومن ثم الثابت الكوني. ومع ذلك ، لم يتم حتى الآن بناء فرضية كاملة توضح هذه الروابط بطريقة طبيعية.

شرح المادة المظلمة تحرير

مع الاعتراف بأن قانون ميلغروم يوفر وصفًا موجزًا ​​ودقيقًا لمجموعة من الظواهر المجرية ، يرفض العديد من الفيزيائيين فكرة أن الديناميكيات الكلاسيكية نفسها تحتاج إلى تعديل ويحاولون بدلاً من ذلك شرح نجاح القانون بالإشارة إلى سلوك المادة المظلمة. تم بذل بعض الجهود لإثبات وجود مقياس تسريع مميز كنتيجة طبيعية لسلوك هالات المادة المظلمة الباردة ، [41] [42] على الرغم من أن ميلغروم جادل بأن مثل هذه الحجج تشرح فقط مجموعة فرعية صغيرة من ظاهرة MOND. [43] اقتراح بديل هو تعديل خصائص المادة المظلمة (على سبيل المثال ، لجعلها تتفاعل بقوة مع نفسها أو مع الباريونات) من أجل إحداث اقتران محكم بين كتلة المادة الباريونية وكتلة المادة المظلمة التي تشير إليها الملاحظات. [44] أخيرًا ، يقترح بعض الباحثين أن شرح النجاح التجريبي لقانون ميلغروم يتطلب انفصالًا جذريًا عن الافتراضات التقليدية حول طبيعة المادة المظلمة. تتمثل إحدى الأفكار (التي يطلق عليها اسم "المادة المظلمة ثنائية القطب") في جعل المادة المظلمة قابلة للاستقطاب بواسطة الجاذبية بواسطة المادة العادية وجعل هذا الاستقطاب يعزز التجاذب التثاقلي بين الباريونات. [45]

المشاكل المعلقة لتحرير MOND

إن أخطر مشكلة تواجه قانون ميلجروم هي أنه لا يستطيع القضاء تمامًا على الحاجة إلى المادة المظلمة في جميع الأنظمة الفيزيائية الفلكية: تُظهر مجموعات المجرات تناقضًا في الكتلة المتبقية حتى عند تحليلها باستخدام MOND. [2] حقيقة وجود شكل من أشكال الكتلة غير المرئية في هذه الأنظمة ينتقص من أناقة MOND كحل لمشكلة الكتلة المفقودة ، على الرغم من أن كمية الكتلة الإضافية المطلوبة هي خمس تلك الموجودة في التحليل النيوتوني ، وهناك لا يشترط أن تكون الكتلة المفقودة غير باريونية. لقد تم التكهن بأن 2 eV نيوترينوات يمكن أن تفسر الملاحظات العنقودية في MOND مع الحفاظ على نجاحات الفرضية على نطاق المجرة. [46] [47] في الواقع ، يُظهر تحليل بيانات العدسة الحادة لمجموعة المجرات Abell 1689 أن MOND يصبح مميزًا فقط على مسافة Mpc من المركز ، لذلك يبقى لغز زويكي ، [48] وهناك حاجة إلى 1.8 eV neutrinos في العناقيد. [49]

تشكل ملاحظة عام 2006 لزوج من مجموعات المجرات المتصادمة والمعروفة باسم "Bullet Cluster" ، [50] تحديًا كبيرًا لجميع النظريات التي تقترح حل الجاذبية المعدل لمشكلة الكتلة المفقودة ، بما في ذلك MOND. قام علماء الفلك بقياس توزيع الكتلة النجمية والغازية في العناقيد باستخدام الضوء المرئي وضوء الأشعة السينية ، على التوالي ، بالإضافة إلى تعيين كثافة المادة المظلمة المستنتجة باستخدام عدسة الجاذبية. في MOND ، يتوقع المرء أن تتركز "الكتلة المفقودة" على مناطق الكتلة المرئية التي تشهد تسارعات أقل من0 (بافتراض أن تأثير المجال الخارجي لا يكاد يذكر). في ΛCDM ، من ناحية أخرى ، يتوقع المرء أن يتم تعويض المادة المظلمة بشكل كبير عن الكتلة المرئية لأن هالات المجموعتين المتصادمتين سوف تمر عبر بعضها البعض (بافتراض ، كما هو معتاد ، أن المادة المظلمة غير تصادمية) ، بينما سيتفاعل الغاز العنقودي وينتهي به المطاف في المركز. يظهر الإزاحة بوضوح في الملاحظات. ومع ذلك ، فقد تم اقتراح أن النماذج المستندة إلى MOND قد تكون قادرة على إنشاء مثل هذا الإزاحة في أنظمة غير متناظرة كرويًا ، مثل Bullet Cluster. [51]

من الأدلة المهمة لصالح المادة المظلمة القياسية تباين الخواص الملحوظ في الخلفية الكونية الميكروية. [52] بينما ΛCDM قادر على شرح طيف القدرة الزاوي المرصود ، فإن MOND لديه وقت أصعب بكثير. يواجه MOND أيضًا صعوبات في تفسير تكوين البنية ، مع اضطرابات الكثافة في MOND التي تنمو بعد فوات الأوان لتشكيل المجرات والعناقيد التي لوحظت اليوم. [53]

لاحظت العديد من الدراسات الأخرى وجود صعوبات في الملاحظة مع MOND. على سبيل المثال ، تم الادعاء بأن MOND يقدم توافقًا ضعيفًا مع ملف تشتت السرعة للعناقيد الكروية وملف تعريف درجة حرارة عناقيد المجرات ، [54] [55] أن القيم المختلفة لـ0 مطلوبة للاتفاق مع منحنيات دوران المجرات المختلفة ، [56] وأن MOND غير مناسب بشكل طبيعي لتشكيل أساس فرضية علم الكونيات. [57] علاوة على ذلك ، تتنبأ العديد من إصدارات MOND أن سرعة الضوء تختلف عن سرعة الجاذبية ، ولكن في عام 2017 تم قياس سرعة موجات الجاذبية لتكون مساوية لسرعة الضوء. [4]

إلى جانب قضايا المراقبة هذه ، تعاني MOND وتعميماتها النسبية من الصعوبات النظرية. [57] [58] هناك حاجة إلى العديد من الإضافات المخصصة وغير الأنيقة إلى النسبية العامة لإنشاء فرضية ذات حد غير نسبي غير نيوتوني ، حيث تقدم مجموعة كبيرة من الإصدارات المختلفة للفرضية تنبؤات متباينة في المواقف المادية البسيطة ، وبالتالي تجعلها يصعب اختبار الإطار بشكل قاطع ، وقد عانت بعض الصيغ (أبرزها تلك القائمة على القصور الذاتي المعدل) لفترة طويلة من ضعف التوافق مع المبادئ المادية العزيزة مثل قوانين الحفظ.

تم اقتراح العديد من الاختبارات القائمة على الملاحظة والتجريبية للمساعدة في التمييز [59] بين موند والنماذج القائمة على المادة المظلمة:


4. التصنيف الحركي

4.1 الحركية النجمية

تم وصف المقاييس الحركية النجمية التي تم إجراؤها لمسح SAMI بالتفصيل في van de Sande et al. (2017). نلخص النقاط البارزة هنا.

متوسط ​​السرعة النجمية لخط البصر ، الخامس، وتشتت السرعة ، σ ، يتم قياسها باستخدام رمز تركيب البكسل المعاقب عليه (pPXF Cappellari & amp Emsellem 2004). تقوم SGS بتشغيل pPXF في وضعين مختلفين. تتكون جميع النتائج المقدمة هنا من نوبات باستخدام تشتت سرعة خط البصر الغاوسي (LOSVD). لقياس الحركية النجمية ، يتم الجمع بين الأطياف من الأذرع الزرقاء والحمراء لجهاز الطيف. قبل أن يحدث هذا ، فإن الأطياف الحمراء (FWHMأحمر = 1.61 Å) إلى الدقة الآلية للأطياف الزرقاء (FWHMأزرق = 2.65 Å).

يتم إنشاء القوالب المثلى لـ 1-5 صناديق حلقية لكل مجرة ​​(اعتمادًا على نسبة الإشارة إلى الضوضاء S / N) عن طريق تشغيل pPXF على الأطياف المجمعة باستخدام مكتبة النجوم الكاملة MILES (Sánchez-Blázquez et al.2006). بعد ذلك ، يتم تشغيل pPXF ثلاث مرات باستخدام القوالب المثلى فقط لكل هيكل مجرة. يتم استخدام الجولة الأولى لتقدير الضوضاء الحقيقية من المخلفات. يستخدم التشغيل الثاني طيف الضوضاء الجديد لإخفاء خطوط الانبعاث ووحدات البكسل السيئة. يشتق التشغيل الثالث معلمات LOSVD. لكل spaxel ، يُسمح لـ pPXF باستخدام القوالب المثلى من الصندوق الحلقي الذي يعيش فيه spaxel وكذلك من الحلقة المجاورة. تعتبر حالات عدم اليقين في LOSVD انحرافات معيارية بعد تركيب pPXF على 150 أطيافًا محاكية. لإنشاء الأطياف المحاكية ، يتم أولاً طرح القالب الأنسب من الطيف. يتم بعد ذلك إعادة ترتيب المخلفات ، مع طيف الضوضاء ، بشكل عشوائي في مساحة الطول الموجي ضمن ثمانية قطاعات من الطول الموجي. تتم إضافة المخلفات إلى القالب الأنسب لإنشاء الأطياف المحاكية ، والتي يتم إعادة تركيبها بعد ذلك باستخدام pPXF. قمنا بمقارنة أوجه عدم اليقين في القياس التي حصلنا عليها من 150 عملية محاكاة مع تقديرات عدم التيقن من pPXF ووجدنا أنها تتفق جيدًا (van de Sande et al. 2017). ومع ذلك ، بالنظر إلى خرائط عدم اليقين ثنائية الأبعاد ، توفر الأطياف المحاكية خرائط عدم يقين أقل عشوائية وأكثر اتساقًا مع S / N لأطياف المجرة ، لذلك نستخدمها في تحليلنا.

نحن نطبق قطعًا عالي الجودة ، والذي يضمن أننا نحتفظ بجزء كبير من spaxels التشتت منخفضة السرعة ، مع الحفاظ على جودة صارمة للتشتت عالي السرعة (van de Sande et al. 2017): فقط spaxels مع تشتت السرعة σ & GT FWHMinstr/2

35 كم ثانية -1 مع عدم يقين تشتت السرعة والسرعة Δالخامس & lt 30 كم ثانية −1 وσ & lt (σ 0.1) + 25 كم ثانية -1 في التحليل النهائي. تؤدي هذه التخفيضات في الجودة إلى عينة يبلغ متوسط ​​عدم التيقن من تشتت السرعة عند S / N & lt 20 −1 12.6٪ و 2.6٪ لـ S / N & gt 20 Å −1 (الشكل 2 ، van de Sande et al. 2017).

4.2 معلمة الدوران

Emsellem et al. (2007) حدد معلمة الدوران الموزونة للسطوع (λص):

في هذا التحليل صأنا هو نصف القطر الرئيسي للقطع الناقص الذي فيه spaxel أنا يقع و Fأنا هو تدفق أناال spaxel. يتلخص في جميع spaxels ، ن، التي تفي بقطع الجودة الموصوف أعلاه داخل القطع الناقص لمحور شبه رئيسي ص. ال λص يتم توضيح الملفات الشخصية في الشكل 2.

الشكل 2. تدور ملامح المعلمة ، λص، كدالة لنصف قطر المجرة الطبيعي ، ص/صه. نقاط داخل نصف قطر الرؤية (صPSF

15) لم يتم رسمها. تشير الألوان إلى الكتلة النجمية ، م*.

يتم تلخيص معلمة الدوران داخل نصف قطر إيماني ، صفيد، يمكن أن يكون إما 1 صه، أو 2 صه (بعد التحليلات السابقة). يتم استخدام نصف قطر إيماني معين فقط عندما صفيد & GT صPSF

15 ، والنسبة المئوية للمصابيح داخل هذا الشعاع التي تلبي خفض الجودة هي & gt 75٪. خيارنا الأول هو القياس في حدود 1 صه. ومع ذلك ، إذا كان نصف القطر الفعال أصغر من صPSF، نحن نستخدم صفيد = 2 صه، وإذا كانت المجرة صه & gt 15 '' ، ثم نستخدم. مائتان وأربع وعشرون مجرة ​​لها ، 46 لها ، و 19 لها. ثلاثة من المجرات العنقودية الأكثر سطوعًا بشكل استثنائي في هذه المجموعات لها نصف قطر فعال شبه كبير و GT15 بوصة ، وبالتالي فإن نصف قطرها الإئتماني λ القياسات. لا يمكننا القياس λ على الإطلاق لـ 28 مجرة ​​لأن المجرات القريبة تؤثر على ملاحظتهم (ن = 22) والملاحظات لها إشارة S / N منخفضة للغاية (ن = 6). هذا يترك عينة من 292 مجرة ​​يمكننا قياسها.

يوضح الشكل 3. معلمة الدوران كدالة للإهليلجيه. تم إنشاء هذه المؤامرة بنفس الطريقة مثل المكافئ في van de Sande et al. (2017). الأرقام ليست متطابقة لأننا هنا نركز على المجرات العنقودية ولا ندرس الكينماتيكا النجمية ذات الرتبة الأعلى ، لذلك لدينا قطع S / N أقل وتشمل المجرات ذات λ تقاس ضمن نصف قطر إيماني بخلاف 1صه. لكل مجرة ​​في الشكل 3 ، نعرض خريطة السرعة لإبراز السرعات النجمية. لتجنب التداخل بين خرائط سرعة المجرة ، يتم وضع البيانات أولاً على شبكة منتظمة بمسافة 0.02 بوصة و. نضع كل مجرة ​​على أقرب نقطة شبكية لها ، أو على جارتها إذا كانت أقرب نقطة شبكية لها مملوءة بالفعل بمجرة أخرى. يتم اختيار حجم الشبكة وخرائط السرعة بحيث لا يتم تعويض أي مجرة ​​بأكثر من نقطة شبكة واحدة من موقعها الأصلي. تُستخدم علاقة الكتلة النجمية - Tully – Fisher (Dutton et al. 2011) لمقياس ألوان خريطة السرعة: بالنسبة لمجرة ذات كتلة نجمية ، يتراوح مقياس خريطة السرعة من -95 & lt الخامس (km s −1) & lt 95 ، في حين يتم تعيين نطاق سرعة لمجرة ذات كتلة نجمية من -169 & lt الخامس (km s −1) & lt 169. تُستخدم زاوية الموضع الحركي لمحاذاة المحور الرئيسي لجميع المجرات إلى 45 درجة. يتم اقتطاع خرائط السرعة حيث يكون S / N منخفضًا جدًا (& lt3) ولا تفي الأخطاء بمعايير الجودة. يختلف هذا الاقتطاع لكل مجرة.

الشكل 3. معلمة الدوران ، كدالة للإهليلجيه ،. تشير الخطوط إلى Cappellari (2016 صلب) ، Emsellem et al. (2011 منقط) و Emsellem et al. (2007 متقطع) فواصل سريعة / بطيئة الدوران. يظهر متوسط ​​عدم اليقين في القياس في الزاوية اليسرى العليا. نعرض لكل مجرة ​​خريطة سرعتها النجمية محاذاة بزاوية 45 درجة باستخدام زاوية موضع الحركة ، بمقياس خريطة ألوان السرعة المحددة بواسطة علاقة تولي-فيشر بالكتلة النجمية. يتم تطبيق شبكة لتجنب تداخل خرائط السرعة.

4.2.1. اختيار Fiducial Radius

قياس λص داخل دائرة نصف قطرها ائتمانية 0.5 صه، أو أصغر قد يؤثر على النتائج التي توصلنا إليها. قد يقدم تحيزًا لأننا عمومًا غير قادرين على الوصول إلى نصف قطر إيماني للمجرات الأكثر ضخامة من 1 صه. نختبر تأثير ذلك من خلال أخذ 224 مجرة λ تقاس في 1 صه والعثور على قيمة λ عند 0.5 صه لهذه المجرات. لأن λ يزيد مع زيادة نصف القطر (الشكل 2) ، القياس λ بنصف قطر أصغر من 1 صه من المرجح أن يتحيز القياس λ أقل ، مما يؤدي إلى تضخيم عدد المجرات البطيئة الدوران بشكل مصطنع. لذلك ، فإننا نركز على 26 مجرة ​​اختبار من أصل 224 مجرة. يعني التغيير في λص تقاس بالمقارنة مع 1 صه، / ، مع عدم وجود ارتباط مع الكتلة النجمية. نختبر تأثير هذا الإزاحة عن طريق تطبيقه على 19 مجرة ​​لا يمكننا قياسها إلا λص في غضون 0.5 صه، أو حتى أنصاف أقطار أصغر. يؤدي تطبيق الإزاحة إلى تقليل جزء SRs ، لكنه لا يغير أيًا من الاستنتاجات التي نستخلصها في باقي هذه الورقة. نقدم النتائج التالية باستخدام القيم غير المصححة.

4.2.2. بما في ذلك ملاحظات المسح التجريبي SAMI

يتضمن المسح التجريبي SAMI (Fogarty et al. 2014 ، 2015) الحركية النجمية المقاسة لـ 106 مجرة ​​في 3 من المجموعات (Abell 85 و 168 و 2399) المعروضة هنا. تم حساب الحركية النجمية للمسح التجريبي بالطريقة نفسها الموضحة هنا (القسم 4.1) ، وقد تم هنا قياس كتلها وألوانها النجمية. من بين 106 مجرة ​​مسح تجريبي ، هناك 78 مجرة ​​ضمن 1 ص200 من مركز الكتلة الخاصة بهم ، و 69 من هؤلاء 78 يلبي معايير اختيار اللون والكتلة النجمية التي نطبقها هنا. من بين 69 شركة تفي بمعاييرنا ، تمت إعادة ملاحظة 46 منها حتى الآن كجزء من SGS. نحن نستخدم معايير جودة مختلفة قليلاً هنا ، مما يعني أن 37/46 فقط من هذه المجرات تستخدم نفس نصف القطر الإيماني لقياس معامل الدوران. في الشكل 4 ، نقارن معلمات الدوران للمسح التجريبي مع تلك المقاسة هنا ونجد فرقًا متوسطًا لهذه المجرات الـ 37. هناك بعض القيم المتطرفة في هذا التوزيع. تم تحسين طرقنا لتحديد الحركية النجمية والأحجام والإهليلجية ، وعندما نقارن الخرائط الحركية للقيم المتطرفة ، نجد ثقوبًا ناتجة عن استبعاد بيانات S / N المنخفضة في خرائط Fogarty et al. (2015) غير موجودة في بياناتنا. نلاحظ أن تصنيفات FR و SR لا تتغير بين المسحين. لذلك قمنا بتضمين مجرات المسح التجريبي الـ 23 التي تفي بمعايير الاختيار الخاصة بنا ولكن لم تتم إعادة ملاحظتها كجزء من SGS في تحليلنا من هذه النقطة. إن إدراج هذه المجرات لا يؤثر على النتائج التي نستخلصها.

الشكل 4. مقارنة قياسات معلمة الدوران لـ 37 مجرة ​​مشتركة بين مسح المجرة SAMI (SGS) والمسح التجريبي SAMI (Pilot) مع كتلها النجمية. يظهر متوسط ​​الفرق بخط متقطع. لا توجد إزاحة ذات دلالة إحصائية في معامل الدوران بين المسحين.

إن إضافة 23 مجرة ​​من مجرات المسح التجريبي SAMI إلى 292 مجرة ​​SGS يعطينا عينة نهائية من 315 مجرة.

4.3 اكتمال العينة

نحن مهتمون بالكميات الكسرية ، لذلك من المهم أن نفهم الاكتمال الملحوظ لعينتنا.

يوضح الشكل 5. اكتمال المجرات بقياسات معامل الدوران كدالة للكتلة النجمية. يرتفع الاكتمال الملحوظ كدالة لزيادة الكتلة النجمية نتيجة لقرارات الاستهداف المبكرة (Owers et al. 2017). نقوم بتحليل تأثير هذا بشكل أكبر في القسم 5.1.

الشكل 5. اكتمال المجرات بقياسات معامل الدوران كدالة للكتلة النجمية. تُظهر اللوحة السفلية توزيع الكتلة النجمية للأعضاء من النوع المبكر مع (أعضاء ETGs) وتلك التي لها قياسات معلمة الدوران (تمت ملاحظتها) ، بينما تُظهر اللوحة العلوية جزء منها (الاكتمال) كدالة للكتلة النجمية. تظهر أشرطة الخطأ 1σ حدود الثقة ذات الحدين على هذه القياسات. يرتفع الاكتمال الملحوظ كدالة لزيادة الكتلة النجمية.

يظهر اكتمال المجرات بقياسات معامل الدوران كدالة للكثافة الزائدة في الشكل 6. نجد أن الاكتمال الملحوظ مسطح كدالة للكثافة البيئية الزائدة.

الشكل 6. اكتمال المجرات بقياسات معامل الدوران كدالة للكثافة الزائدة. تُظهر اللوحة السفلية توزيع الكثافة الزائدة للأعضاء من النوع المبكر مع (أعضاء ETGs) وأولئك الذين لديهم قياسات معلمة الدوران (ملحوظة) ، بينما تُظهر اللوحة العلوية جزء منهم (الاكتمال) كدالة للكثافة الزائدة. تظهر أشرطة الخطأ 1σ حدود الثقة ذات الحدين على هذه القياسات. الاكتمال الملحوظ مسطح كدالة للكثافة الزائدة.

4.4 الفصل البطيء / السريع الدوار

باستخدام التحليل الكمي لخرائط السرعة النجمية ، وجد فريق ATLAS 3D (Krajnović et al. 2008 ، 2011) أن العينة المكونة من 260 ETGs انقسمت إلى مجموعات واسعة من المجرات سريعة الدوران والبطيئة التي يمكن فصلها باستخدام التعريفات التالية من Emsellem et al. (معادلات 2011 (2) و (3)) وفوغارتي وآخرون. (معادلة 2014 (4)):

العلاقة لـ 1صه يظهر كخط منقط في الشكل 3. وقد استخدمت جميع تحليلات العلاقة بين التشكل الحركي والكثافة هذه التعريفات لفصل عينات ETG إلى FRs و SRs. يوضح الشكل 3 أيضًا تعريفًا جديدًا لفصل المجرات سريعة الدوران والبطيئة عن Cappellari (الخط الصلب 2016) ،

وكذلك التصنيف من Emsellem et al. (2007) ،

يظهر كخط متقطع في الشكل 3.على غرار فريق ATLAS 3D ، نرى مجموعات واسعة من المجرات سريعة وبطيئة الدوران في الشكل 3. عندما نستخدم Emsellem et al. (2011) ، هناك 30 SR في عينتنا ، مقارنة بـ 42 باستخدام تعريف Cappellari (2016) و 38 باستخدام Emsellem et al. (2007) التعريف. يوضح الشكل 3 أن Emsellem et al. (2011) يبدو أن تعريف SR لا يختار بعض المجرات البطيئة الدوران ، في حين أن كلا من Emsellem et al. (2007) و Cappellari (2016) تلتقط تعريفات كل المجرات البطيئة الدوران. لذلك نستخدم تعريف Cappellari (2016) في بقية هذه الورقة ، لكننا نلاحظ أن اختيار الفصل الدوار البطيء / السريع لا يؤثر على الاستنتاجات التي نستخلصها.


استخدام العناقيد المجرية كأدوات كونية

العدسات العادية تسبب أشعة الضوء لتغيير اتجاهها. إذا قمنا بتصميمها بشكل صحيح ، فيمكننا توجيه أشعة مختلفة إلى البؤرة في الموقع المطلوب.

يمكن أن تسبب الجاذبية أشعة الضوء لتغيير اتجاهها أيضًا.

حسنًا ، ليس هذا بشكل كبير. دائمًا ما يكون انحراف الضوء عن طريق الجاذبية ضعيفًا جدًا جدًا. بدلاً من تغيير مسار الشعاع بمقدار 10 درجات أو حتى درجة واحدة ، قد تكون الزاوية الأكثر نموذجية مجرد ثانية قوسية أو أقل. ذكر توقع أينشتاين الشهير لانحراف ضوء النجوم عن طريق الشمس أثناء الكسوف أن الشعاع الذي يرعى فقط الغلاف الضوئي سيغير اتجاهه بحوالي 1.7 ثانية قوسية.

  • ضعف العدسة صغير جدًا لدرجة أن موضع مصدر الخلفية بالكاد يتغير ، ولكن قد يتم إعادة توجيه الشكل قليلاً
  • عدسة قوية يتسبب في تحريك الموضع بشكل ملحوظ ، وتشويه الحجم والشكل ، وزيادة السطوع


الشكل 2 من Mellier، ARA & A 37، 127 (1999)

قد يكون عنقود المجرات الغنية عدسات ضعيفة لمئات أو آلاف المجرات الخلفية ، وبالتالي ، فإن التحليل يهيمن عليه النظاميات والإحصاءات.

هذا ما يأمل المرء أن يراه.


الفضل في LSST و The Trenches of Discovery

. ولكن يجب على المرء أن يحذر من الأخطاء المنهجية السيئة مثل عدم تناسق PSF.


مثال على التباين المكاني في PSF في تلسكوب بلانكو 4 أمتار ، من Jee et al. ، ApJ 765 ، 74 (2013)

من ناحية أخرى ، سيتم وضع عدد قليل فقط من كائنات الخلفية في الموقع الصحيح فقط ليتم التقاطها بقوة. الأمثلة الجيدة نادرة ، لكنها تتيح الفرصة لتعلم الكثير - بما في ذلك القدرة على رؤية الأشياء التي لولاها ستكون باهتة بشكل غير مرئي. لنلقِ نظرة على بعض الأمثلة.

عدسة الجاذبية كمسبار للمادة المظلمة

عندما ننظر إلى بعض المجموعات الغنية من المجرات ذات الدقة المكانية العالية ، نرى أقواسًا طويلة منحنية.

الأقواس هي صور مجرات في الخلفية البعيدة ، وليست جزءًا من المجموعة نفسها. في بعض الحالات ، نرى صورًا متعددة لمجرة خلفية واحدة ، مشوهة بطرق مختلفة حيث تشق أشعة الضوء طريقها عبر العنقود على طول خطوط الرؤية المختلفة.


الصورة بإذن من معهد علوم تلسكوب الفضاء

إذا تمكنا من تمييز العديد من التفاصيل في الصور ذات العدسة العدسية لمصادر الخلفية ، وإذا قمنا ببعض الافتراضات المبسطة حول الشكل العام لتوزيع المادة في العنقود ، فيمكننا معرفة مقدار المادة التي يجب أن تكون موجودة في العنقود. بعبارة أخرى ، يمكننا استخدام الانحناء الثقالي للضوء لقياس الكتلة في كتلة.

على سبيل المثال ، ضع في اعتبارك هذه الصورة البصرية للعنقود Abell 1689.


مصدر الصورة NASA و ESA و E. Jullo (مختبر الدفع النفاث) و P. Natarajan (جامعة ييل) و J.-P. Kneib (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille ، CNRS ، فرنسا)

كما هو موضح في Coe et al. ، ApJ 723 ، 1678 (2010) ، يمكن للمرء أن يأخذ المواضع المقاسة والسطوع للمجرات في العنقود نفسه ، والعديد من الصور (أكثر من 100) لمجرات الخلفية ، جنبًا إلى جنب مع الانزياح الأحمر لكل من العنقود و المجرات الخلفية (بعضها محدد من الأطياف ، وبعضها من الألوان) ، وتستخدم كل تلك المعلومات لعمل خريطة لتوزيع الكتلة في العنقود. ليس فقط "ما مقدار الكتلة؟" ، ولكن مواقع وأحجام التكتلات.


الشكل مأخوذ من Coe et al. ، ApJ 723 ، 1678 (2010) ،


الشكل مأخوذ من Coe et al. ، ApJ 723 ، 1678 (2010) ،

ها هي نسخة أكثر جمالًا: الضوء من المجرات يظهر باللون الأصفر ، الكتلة مبنية على النموذج باللون الأزرق.


مصدر الصورة NASA و ESA و E. Jullo (JPL) و P. Natarajan (Yale) و J.-P. Kneib (LAM، CNRS) شكر وتقدير: H. Ford and N. Benetiz (JHU)، & T. Broadhurst (Tel Aviv)

كانت إحدى النتائج نموذجًا مقيدًا جيدًا للكتلة كدالة لنصف القطر داخل الكتلة.


الشكل مأخوذ من Coe et al. ، ApJ 723 ، 1678 (2010) ،

حدد المؤلفون الكتلة الإجمالية للعنقود والتي تكون تقريبًا 2 × 10 15 الكتل الشمسية. تختلف نسبة الكتلة إلى الضوء للمجموعة من مكان إلى آخر (الآن بعد أن أصبح لدينا خريطة أكثر تفصيلاً للكتلة بالإضافة إلى الضوء) ، لكنها عالية جدًا: M / L

عدسة الجاذبية كتلسكوب طبيعي

  • المحرفةوهو أمر سيء
  • جعله أكبر، وهو أمر جيد
  • جعلها أكثر إشراقًا، وهو أمر جيد

في بعض الحالات ، يفوق الخير السيئ ، ويمكننا أن ننتهز الفرصة لدراسة المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي بتفاصيل أكثر بكثير مما يمكننا فعله بخلاف ذلك.

على سبيل المثال ، ينتج العنقود MS 1358.4 + 6245 صورًا لعدد من المجرات الخلفية. انتبه بشكل خاص للأشياء الحمراء المميزة بعلامة "1." في الصورة أدناه.


الشكل مأخوذ من Zitrin et al. ، MNRAS في المطبعة.

تكشف الصور المقربة لهذه الصور عن اختلافات ناتجة عن تشويه عدسة الجاذبية. لاحظ أن الكتلة في هذه الحالة ليست كتلة كروية أو أسطوانية بسيطة ، ولكنها كائن معقد ينتج عنه "مواد كاوية" في مستوى العدسة - المواقع التي يتم فيها تكبير كائنات الخلفية بقوة بشكل خاص.


الشكل مأخوذ من Zitrin et al. ، MNRAS في المطبعة.

من الممكن إعادة بناء المظهر الأصلي غير المشوه لمجرة الخلفية (مع بعض عدم اليقين بالطبع). يقدر مؤلفو هذه الدراسة أن الصورة بعدسة أكثر إشراقًا بحوالي 80 مرة من الصورة الأصلية. يتم تكبير الحجم أيضًا: الصورة التي تراها أدناه تعرض تفاصيل ربما تكون بحجم 50 جهاز كمبيوتر وهذا مثير للإعجاب لمجرة عند الانزياح الأحمر z = 4.92!


الشكل مأخوذ من Zitrin et al. ، MNRAS في المطبعة.

في ديسمبر 2011 ، تم الإعلان عن مثال آخر على "التلسكوب العنقودي". في هذه الحالة ، كانت المجرة الخلفية تتميز بانزياح أحمر مرتفع بشكل خاص. أحكم لنفسك. إليكم صورة HST للمجموعة ، لاحظ أبيل 383 النقطتين المحاطتين بدائرة.


الصورة مجاملة من وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وجيه. ريتشارد (مركز الأبحاث الفلكية / مرصد ليون ، فرنسا) ، وج. Kneib (مختبر الفيزياء الفلكية في مرسيليا ، فرنسا) شكر وتقدير: M. Postman (STScI)


الصورة مقدمة من وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وجيه. ريتشارد (مركز الأبحاث الفلكية / مرصد ليون ، فرنسا) ، وج. Kneib (مختبر الفيزياء الفلكية في مرسيليا ، فرنسا) شكر وتقدير: M. Postman (STScI)

من الواضح ، في هذه الحالة ، أننا لا نستطيع تحديد شكل المجرة العدسية: إنها مجرد نقطة. لكن العدسة زادت من سطوع مصدر الخلفية هذا بما يكفي بحيث يمكننا ليس فقط الحصول على المقادير من خلال عدة مرشحات ، ولكن حتى من خلال الطيف.


الشكل مأخوذ من Richard et al. ، MNRAS في المطبعة


الشكل مأخوذ من Richard et al. ، MNRAS في المطبعة

  • لديها انزياح أحمر مرتفع ، z = 6.0 في النماذج الحالية للكون ، وهذا يتوافق مع عمر 1000 Myr تقريبًا
  • يشير الاختراق القوي حول 4000 أنجستروم إلى أن عدد النجوم قديم نسبيًا ، من أجل 800 Myr

مجتمعة ، تضع هذه المجرة قيودًا قوية في الوقت الذي ربما تكونت خلاله المجرات نجومًا بعد الانفجار العظيم.

دعونا نلقي نظرة على مثال آخر عن مجموعة ضخمة من المجرات تعمل بمثابة "تلسكوب". المجموعة المعروفة باسم MACS J0647.7 + 7015 ليست بعيدة عن القطب السماوي الشمالي ، حيث سيظهر لك هذا الفيلم الجميل: انقر للتشغيل.

Coe et al.، ApJ 762، 32 (2013) استخدم الأقواس المشوهة بشدة وصور المجرات الخلفية لعمل خريطة للكتلة داخل العنقود. تُظهر الصورة أدناه المناطق التي سيكون فيها الانعكاس قويًا بشكل خاص ("المواد الكاوية") لمجرات الخلفية عند انزياحات حمراء مختلفة.


الشكل 1 من Coe et al. ، ApJ 762، 32 (2013)

لاحظ المؤلفون أن ثلاثة أجسام حمراء باهتة جدًا حول العنقود قد تكون صورًا لنفس المجرة الخلفية.


الصورة مأخوذة من بيان صحفي في Hubblesite 2012-36

أظهرت الصور التي تم التقاطها بأطوال موجية مختلفة عدم وجود انبعاث من الجسم أقصر من حوالي 1.4 ميكرون.


الشكل 2 من Coe et al. ، ApJ 762، 32 (2013)

يمكنك التحقق من تخمينك من خلال النظر إلى الشكل 4 من Coe et al.

تأثير Sunyaev-Zeldovich

حسنًا ، يمكن أن يحدث شيء مشابه للفوتونات التي تمر عبر الغاز الساخن داخل مجموعة من المجرات. أحد مصادر الفوتونات ، بالطبع ، هو الخلفية الكونية الميكروية.

تم إجراء أول معالجة لهذه المشكلة بواسطة Sunyaev و Zeldovich ، ApSS 7 ، 3 (1970) ، ومن هنا جاء الاسم.

ستكون نتيجة انزياح كومبتون العكسي هذا تغيرًا في شكل طيف الإشعاع CMB. بشكل عام ، ستنتقل الفوتونات إلى أطوال موجية أقصر وترددات أعلى.

الآن ، يوضح الشكل أعلاه تحولًا أكبر بكثير مما لوحظ بالفعل. لن يصطدم كل فوتون من CMB بإلكترون أثناء انتقاله عبر العنقود ، وتلك التي تتفاعل قد لا تتشتت بزاوية مثالية تبلغ 180 درجة (في الواقع ، بالتأكيد لن تفعل ذلك). في الحياة الواقعية ، فإن طيف CMB الوارد والصادر متطابق تقريبًا. لحسن الحظ ، يمكننا استخدام القياس التفاضلي للبحث عن التأثير: اطرح طيف موقع واحد - على سبيل المثال ، في موضع كتلة غنية - من موضع قريب - لنقل عدة درجات إلى جانب الكتلة. في هذه الحالة ، سينتج تأثير SZ فرقًا بين الأطياف بنمط مثل هذا: فرق إيجابي عند الترددات الأعلى (بسبب الفوتونات عالية الطاقة الإضافية في موقع الكتلة) وفرق سلبي عند الترددات المنخفضة ( التي "سُرقت" الفوتونات منها لتكوين نتوء عند الطاقات الأعلى).

استخدم علماء الفلك التلسكوبات الراديوية للبحث عن هذا التأثير لبعض الوقت. أفضل مكان للبحث هو بالقرب من ذروة الطيف ، في الموجات الدقيقة ذات الأطوال الموجية لبضعة ملليمترات. يجب على المرء استخدام مجموعة من التلسكوبات الراديوية من أجل تحقيق الدقة المكانية اللازمة لحل (أو تقريبًا حل) مجموعة مجرات بعيدة. يوجد أدناه الطيف التفاضلي للعنقود Abell 2163 ، والذي تم قياسه من خلال تعاون علماء الفلك باستخدام أدوات مختلفة.


الشكل مأخوذ من Carlstrom، Holder and Reese، ARA & A 40، 643 (2002).

فيما يلي صور توضح تأثير SZE لعينة من المجموعات على مسافات مختلفة. يظهر اللون حجم تأثير SZ التفاضلي: الأحمر يعني "فرق إيجابي كبير في الطيف" والأسود "اختلاف سلبي قليلاً". يتم رسم الخطوط بمضاعفات 2-sigma. يشير الشكل البيضاوي الأبيض الموجود أسفل اليسار إلى شكل وحجم شعاع الراديو المركب.


الشكل مأخوذ من Carlstrom، Holder and Reese، ARA & A 40، 643 (2002).

إليك مثال آخر لتأثير SZ. تُظهر اللوحة العلوية خريطة SZ الحرارية لـ Shapley Supercluster ، كما تم قياسها بواسطة القمر الصناعي Planck ، اللوحة السفلية عبارة عن مركب يظهر الكتلة في الضوء البصري (أبيض على خلفية سوداء) ، والأشعة السينية (الوردي) ، وخريطة SZ الحرارية في الميكروويف (سماوي).


الصور مأخوذة من Planck Collaboration XXIX. كتالوج بلانك لمصادر Sunyaev-Zeldovich (2013)

  • حجم تأثير SZ هو مستقل عن الانزياح الأحمر: سوف تقوم المجموعات العنقودية في أي مكان في الكون بإزاحة تردد فوتونات إشعاع الخلفية الكونية بنفس النسبة
  • تعتمد شدة تأثير SZ ، المدمج على مدى الكتلة ، على درجة حرارة الغاز في الكتلة ، وعلى العدد الإجمالي للإلكترونات في الغاز (كلاهما يعتمد على كتلة الكتلة)

يوفر تأثير SZ لعلماء الفلك طريقة لإيجاد أو تأكيد وجود مجموعات مجرات بعيدة جدًا ويمكن ، مع مزيد من الدراسة ، توفير معلومات عن خصائص تلك المجرات. إنها تقنية قوية ، غالبًا ما يتم دمجها مع ملاحظات الأشعة السينية ، والتي يمكن أن تخبرنا شيئًا عن تطور البنية عند الانزياح الأحمر العالي.

تأثير ساكس وولف

الآن ، هذا الموضوع ليس مرتبطًا بقوة بمجموعات المجرات ، لكنني كثيرًا ما أخلط بينه وبين تأثير SZ ، لذلك قد نناقشه أيضًا الآن. منذ ما يقرب من خمسين عامًا ، وصف Sachs and Wolfe ، ApJ 147 ، 73 (1967) ما يمكن أن يحدث إذا حدث أن احتوى الكون على عدم تجانس للكتلة على نطاقات كبيرة جدًا. سوف تتعرض فوتونات الخلفية الكونية الميكروية التي تنتقل عبر هذه التركيزات من الكتلة إلى انزياحات حمراء صغيرة أو تغيرات زرقاء بعد رحلة طويلة جدًا تنطوي على مواجهات مع العديد من تقلبات الكثافة ، وقد ينتهي الأمر بالفوتونات بتغيير طفيف في طاقتها.

الآن ، إلى حد ما ، تتضمن الفكرة الأساسية وراء هذه العملية التناظر: سوف يكتسب الفوتون الطاقة عندما يسقط في جهد جاذبية العنقود جيدًا ، وبالتالي يصبح متحركًا باللون الأزرق ، ولكن بعد ذلك ، عندما يطير خارج العنقود ، يجب أن يتسلق مرة أخرى حتى نفس بئر الجاذبية ، وبالتالي إعادة الطاقة التي اكتسبتها. النتيجة النهائية هي عدم وجود تغيير في الطاقة على الإطلاق.

ومع ذلك ، إذا كان للكون ثابت كوني غير صفري ، فإن التناظر ينكسر. دعونا نفكر في تركيز الكتلة على نطاق واسع جدًا - أ العنقود الفائق، بدلا من مجموعة عادية من المجرات. مرة أخرى ، يسقط فوتون CMB في بئر الجاذبية للكتلة المركزة.

الآن ، ومع ذلك ، خلال الوقت الذي يستغرقه الفوتون للسفر عبر العنقود الفائق ، لا يزال الكون في تلك المنطقة يتوسع بسبب تأثير الثابت الكوني. نتيجة ل، ينخفض ​​عمق الجاذبية البئر بينما الفوتون داخل البئر. يحتاج الفوتون إلى التسلق لمسافة صغيرة فقط للهروب من البئر.

عندما يصل الفوتون إلى الأرض ، سيكون قد اكتسب كمية صغيرة من الطاقة من رحلته داخل وخارج بئر الجاذبية الخاص بالعنقود الفائق. بالمقارنة مع الفوتونات من مناطق أخرى من CMB ، سيكون لديها طاقة أعلى قليلاً ، وتردد أعلى قليلاً. (انقر على الشكل أدناه لمشاهدة الرسوم المتحركة)

على الرغم من أن تأثير SZ وتأثير Sachs-Wolfe (أو كما يطلق عليه غالبًا ، ISW = تأثير Sachs-Wolfe المتكامل) يتضمن كلاهما تعزيز طاقة فوتونات CMB بكمية صغيرة ، إلا أنهما يحدثان على نطاقات مختلفة تمامًا. تأثير SZ ناتج عن مجموعة واحدة من المجرات ، والتي قد تمتد على منطقة بحجم 1 Mpc ويقابل زاوية (من وجهة نظرنا) من 3 إلى 20 دقيقة قوسية. من ناحية أخرى ، يتطلب ISW منطقة ترتيب عشرات أو مئات Mpc ، تمتد عدة درجات في السماء.

الفرق الآخر هو أن تأثير SZ تم اكتشافه وقياسه للعديد من مجموعات المجرات المختلفة. من ناحية أخرى ، لا يزال ISW في مرحلة الكشف عن 5 سيغما-ish بناءً على الارتباطات المتقاطعة لمجموعات البيانات الكبيرة جدًا. يبحث العلماء عن مناطق في السماء ذات طاقات أعلى قليلاً من المتوسط ​​من CMB ، ويبحثون عن مناطق في السماء بها عدد أعلى قليلاً من المتوسط ​​من المجرات إذا كانت مجموعتا المناطق تميلان إلى الترابط بشكل جيد مع بعضهما البعض. ، ثم يمكن للمرء أن يدعي أن ISW هي المسؤولة.

على سبيل المثال ، تختار Granett و Neyrinck و Szapudi ، ApJ 683 ، 99 (2008) مناطق من السماء حيث توجد تركيزات أو تركيزات مضادة (فراغات) من المجرات ، كما تم قياسها من خلال تعداد المجرات الحمراء المضيئة في SDSS. لكل مجموعة (أو فراغ) ، قاموا بقص جزء صغير من خريطة CMB من مجموعة بيانات القمر الصناعي WMAP. بعد تدوير تلك الخرائط لمطابقة المحور الرئيسي لكل مجموعة (أو الفراغ) ، يقومون بإضافة كل الخرائط معًا.

إذا كانت هذه المجموعات (والفراغات) تنتج بالفعل تأثير ISW ، فيجب أن نرى درجة حرارة أقل من المتوسط ​​في CMB في اتجاه الفراغات ، ودرجة حرارة أعلى من المتوسط ​​من CMB في اتجاه عناقيد المجموعات.


الشكل مأخوذ من Granett، Neyrinck and Szapudi، ApJ 683، 99 (2008)

لكن انتظر - في السنوات الخمس التي انقضت منذ ورقة Granett و Neyrinck و Szapudi ، قام علماء الفلك بتحسين قياساتهم للإشعاع CMB. في مارس 2013 ، تم إصدار نتائج مهمة بلانك. لنلقِ نظرة على تأثير Sachs-Wolfe في بيانات Planck المكدسة:


مأخوذة من نتائج Planck 2013. التاسع عشر. تأثير ساكس وولف المتكامل

للمزيد من المعلومات

  • يستخدم Colley، Tyson and Turner، ApJ 461، 83 (1996) صورًا متعددة لنفس المجرة الخلفية بعدسة بواسطة CL0024 + 16 لإعادة بناء المظهر الأصلي غير المشوه للمجرة.
  • يوضح Sunyaev و Zeldovich تأثير Sunyaev-Zeldovich في مقالة المراجعة هذه من عام 1980.
  • مصفوفة Sunyaev-Zeldovich هي مجموعة تلسكوب راديوي تم تصميمها خصيصًا لاستخدام تأثير SZ كأداة لعلم الكونيات.
  • Bonamente et al.، ApJ 647، 25 (2006) هو مثال على كيف يمكن لعمليات الرصد الراديوي والأشعة السينية لمجموعة مجرات بعيدة أن تعطي تلميحات حول قيمة ثابت هابل.
  • شرح لتأثير ساكس وولف من مركز جودارد لرحلات الفضاء.
  • رسم متحرك جميل يظهر تأثير Sachs-Wolfe أثناء العمل

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


التاريخ المبكر

إن فرضية المادة المظلمة لها تاريخ مفصل. [22] في حديث عام 1884 ، [23] قدر اللورد كلفن عدد الأجسام المظلمة في مجرة ​​درب التبانة من سرعة تشتت النجوم التي تدور حول مركز المجرة بسرعة ملحوظة. باستخدام هذه القياسات ، قدر كتلة المجرة ، والتي قرر أنها مختلفة عن كتلة النجوم المرئية. وهكذا استنتج اللورد كلفن أن "العديد من نجومنا ، وربما الغالبية العظمى منهم ، قد تكون أجسادًا مظلمة." [24]

في عام 1906 استخدم Henri Poincaré في "The Milky Way and Theory of Gases" & # 8220d dark matter ، أو "matière obscure" بالفرنسية في مناقشة عمل Kelvin & # 8217s. [24]

أول من اقترح وجود المادة المظلمة ، باستخدام السرعات النجمية ، كان عالم الفلك الهولندي جاكوبوس كابتين في عام 1922. [25] [26] كما افترض زميله الهولندي ورائد علم الفلك الراديوي يان أورت وجود المادة المظلمة في عام 1932. [26] [26] 27] [28] كان أورت يدرس الحركات النجمية في الجوار المحلي للمجرة ووجد أن الكتلة في مستوى المجرة يجب أن تكون أكبر مما لوحظ ، ولكن تم تحديد هذا القياس لاحقًا على أنه خاطئ. [29]

في عام 1933 ، قدم عالم الفيزياء الفلكية السويسري فريتز زويكي ، الذي درس العناقيد المجرية أثناء عمله في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، استنتاجًا مشابهًا. [30] [31] [32] طبق زويكي النظرية الفيروسية على مجموعة الغيبوبة وحصل على دليل على وجود كتلة غير مرئية أسماها دونكل ماتيري & # 8216 مسألة داكنة & # 8217. قدر زويكي كتلته بناءً على حركات المجرات بالقرب من حافتها وقارن ذلك بتقدير يعتمد على سطوعها وعدد المجرات. وقدر أن الكتلة كانت تحتوي على كتلة أكبر بحوالي 400 مرة مما يمكن ملاحظته بصريًا. كان تأثير الجاذبية للمجرات المرئية صغيرًا جدًا لمثل هذه المدارات السريعة ، وبالتالي يجب إخفاء الكتلة عن الأنظار. بناءً على هذه الاستنتاجات ، استنتج زويكي أن بعض المواد غير المرئية توفر الكتلة والجاذبية المرتبطة بها لتماسك الكتلة معًا.كان هذا أول استنتاج رسمي حول وجود المادة المظلمة. [33] كانت تقديرات Zwicky & # 8217s متوقفة بأكثر من ترتيب من حيث الحجم ، ويرجع ذلك أساسًا إلى القيمة القديمة لثابت هابل [34] وتظهر نفس العملية الحسابية اليوم كسرًا أصغر ، باستخدام قيم أكبر للكتلة المضيئة. ومع ذلك ، استنتج زويكي بشكل صحيح أن الجزء الأكبر من المادة كان مظلمًا. [ التوضيح المطلوب ] [33]

جاءت أولى الدلائل القوية على أن نسبة الكتلة إلى الضوء ليست سوى الوحدة من قياسات منحنيات دوران المجرة. في عام 1939 ، أبلغ هوراس دبليو بابكوك عن منحنى الدوران لسديم المرأة المسلسلة (المعروف الآن باسم مجرة ​​المرأة المسلسلة) ، مما يشير إلى أن نسبة الكتلة إلى اللمعان تزداد شعاعيًا. [35] وعزا ذلك إما إلى امتصاص الضوء داخل المجرة أو تعديل الديناميكيات في الأجزاء الخارجية من اللولب وليس إلى المادة المفقودة.


كتلة المجرة

مجموعة المجرات: يقود Laniakea Brent Tully فريقًا دوليًا في برنامج يسمى Cosmicflows. يسمح قياس المسافات الدقيقة للمجرات بالتمييز عن المسافات التي قد تكون لديهم إذا شاركوا فقط في متوسط ​​التوسع الكوني بسرعاتهم المرصودة المجرة عناقيد المجموعات هي تجمعات مجرات مرتبطة بالجاذبية ، يتراوح عددها من المئات إلى عشرات الآلاف. هذه قائمة مرتبة أبجديًا بالمجرات المختارة و المجرة عناقيد المجموعات. (انظر أيضًا قائمة علم الكونيات في علم الفلك عن سديم النجوم النجمية البدائية تجمع supercluster.) صورة بوصلة مجرة ​​لـ SPT0615-JD Lensed Galaxy (z

10) 6 تموز (يوليو) 2017. تخطى هابل الحدود ليكتشف مجموعات من النجوم الجديدة في مجرة ​​بعيدة. 6 يوليو 2017. بوصلة وصورة مقياس للكتلة المجرية SDSS J1110 + 6459 ، عدسة Galaxy SGAS J111020.0 + 645950.8. 6 يوليو 2017. صورة مجال واسع للكتلة المجرية SDSS J1110 + 6459. 1

الاتصال بـ Cluster¶ تم تصميم Galaxy لتشغيل الوظائف على نظامك المحلي افتراضيًا ، ولكن يمكن تهيئته لتشغيل المهام على مجموعة. يعمل تطبيق Galaxy للواجهة الأمامية على خادم واحد كالمعتاد ، ولكن يتم تشغيل الأدوات على عقد المجموعة بدلاً من ذلك. يتوفر أيضًا مرجع عام لملف تكوين الوظيفة عدد مجموعات المجرات الغنية لكل وحدة حجم هو دالة قوية لـ، ومعلمة الكثافة الكونية ، و 8 ، الاستقراء الخطي إلى z = 0 من تباين الكثافة في 8 h-1 Mpc spheres. تجمع. معلومات من ويكيبيديا. العناقيد أكبر من المجموعات ، على الرغم من عدم وجود خط فاصل حاد بين المجموعة والكتلة. عندما يتم ملاحظتها بصريًا ، يبدو أن العناقيد هي مجموعات من المجرات متماسكة معًا بواسطة جاذبية متبادلة تنتشر عبر السماء في كوكبة Pictor هي مجموعة المجرات هذه ، وهي واحدة من أبعد المجموعات التي لوحظت لتسبب عدسات الجاذبية. هابل ينظر إلى مجموعة مجرة ​​قديمة | ناسا

تشكل المجرات الإهليلجية أو S0s 85 في المائة من المجرات الساطعة في مجموعة كوما ، ويقع ألمع المجرات البيضاوية في الغيبوبة بالقرب من مركز النظام وهما أكثر سطوعًا من أندروميدا غالاكسي إل جوردو (ACT-CL J0102-4915) ) عبارة عن مجموعة مجرات ذات خصائص متطرفة بشكل خاص. تقع على بعد أكثر من 7 مليارات سنة ضوئية من الأرض وتتكون من مجموعتين فرعيتين تزنان معًا ما يقرب من 3e15 كتلة شمسية مع نسبة كتلة 3.6 وسرعة تصادم عالية تقارب 2500 كم / ثانية

يحتوي على 15 مجموعة تبدأ جيئة وذهابا. مرحبًا بالجميع! هذا الفيديو هو مقارنة لأحجام أكبر الأجسام في الكون - عناقيد المجرات والعناقيد العملاقة عناقيد المجرات هي أكبر الأجسام في الكون التي تم تجميعها معًا بفعل الجاذبية. يكتشف شاندرا الغاز المسخن الذي يملأ الفراغ بين مئات وآلاف المجرات في هذه العناقيد الهائلة. تُستخدم عناقيد المجرات للتحقيق في ألغاز المادة المظلمة والطاقة المظلمة. تعد مجموعات المجرات أكبر الأجسام في الكون ، وتمتد لمسافات تصل إلى عشرة ملايين سنة ضوئية ، وتحتوي على كتلة تعادل مليون ، مليار شمس.

فيديو: مجموعات المجرات والعناقيد - ويكيبيدي

مجموعة المجرة - الكون تودا

  1. وسائل الإعلام في فئة مجموعات المجرة. توجد 177 ملفًا التالية في هذه الفئة ، من إجمالي 177. 0024-1654 مجموعة المجرات. jpg 741 × 557 203 كيلوبايت. 2004GravitationalLens.jpg 1،393 × 1،393 308 كيلوبايت. كتلة ضخمة PLCK G308.3-20.2.jpg 5،224 × 4،716 8.9 ميجا بايت. تجمع مجرة. jpg 1،280 × 1،244 223 كيلوبايت
  2. عناقيد المجرات هي مجموعات كبيرة من المجرات ، وتتكون من مئات المجرات ومجموعات المجرات المرتبطة ببعضها البعض عن طريق الجاذبية. عناقيد المجرات أكبر بكثير من مجموعات المجرات ، مثل مجموعتنا المحلية .. لا ينبغي الخلط بين مجموعات المجرات وبين العناقيد النجمية الموجودة داخل المجرات ، أو بالعناقيد الكروية التي تدور عادة حول المجرات
  3. كتلة المجموعة بأكملها ، على غرار الطريقة التي نقيس بها الحركات النجمية داخل مجرة ​​إهليلجية لردع
  4. الائتمان: مشروع IllustrisTNG التصور: ديلان نيلسون وآخرون. الموسيقى: السمفونية رقم 5 (لودفيج فان بيتهوفن) التفاصيل: https://apod.nasa.gov/apod/ap190226.htm

عناقيد المجرات هي أكبر الأجسام المرتبطة بالجاذبية في الكون. لديهم ثلاثة مكونات رئيسية: مئات المجرات التي تحتوي على نجوم وغاز وغبار عناقيد المجرات التي تحكم الكون المظلم. العنقود النجمي Abell 2744 ، المعروف أيضًا باسم Pandora's Cluster ، كما تم تصويره بواسطة تلسكوب سبيتزر الفضائي بالأشعة تحت الحمراء. (مصدر الصورة: NASA / JPL-Caltech كلما زاد تأثير العدسة الناجم عن مجموعة المجرات ، زادت كتلة العنقود المجري. الأشعة السينية: تمتلئ عناقيد المجرات بغاز فائق السطوع ، من 10 إلى 100 مليون درجة يتألق بشكل ساطع في الأطوال الموجية للأشعة السينية.استخدم العلماء بيانات الأشعة السينية من التلسكوبات الفضائية للعثور على مجموعات المجرات الضخمة ودراستها. من مجموعة Hydra-Centaurus Supercluster الكبيرة وتقع على بعد حوالي 133 مليون سنة ضوئية ، مما يجعلها على الأرجح ثالث أقرب مجموعة مجرات إلى مجموعتنا المحلية ، بعد مجموعتي Virgo و Fornax إنك تنظر إلى خريطة الجاذبية الأكثر دقة التي تم إجراؤها على الإطلاق لمجموعة مجرات بعيدة. باستخدام الخريطة ، حدد علماء الفلك أن العنقود يبلغ عرضه حوالي 650 ألف سنة ضوئية و.

مجرة MISP هي طريقة بسيطة للتعبير عن كائن كبير يسمى الكتلة التي يمكن ربطها بأحداث أو سمات MISP. يمكن أن تتكون الكتلة من عنصر واحد أو أكثر. يتم التعبير عن العناصر كقيم أساسية. توجد مفردات افتراضية متوفرة في مجرة ​​MISP ، ولكن يمكن استبدالها أو استبدالها أو تحديثها كما يحلو لك. مجموعة مجرات ذات مجرة ​​مركزية ، NGC 1128 ، أنتجت مصدرًا لاسلكيًا مزدوجًا عملاقًا يُعرف باسم 3C 75. 01 ديسمبر 05. Perseus Cluster . المنطقة الوسطى من مجموعة مجرات غنية تبعد حوالي 250 مليون سنة ضوئية عن الأرض. 08 أبريل 05. مسح مجموعات المجرات إن الحلزونية الدوامة إلى أسفل يسار الإطار بعيدة كل البعد عن المشهد الأكثر إثارة للاهتمام هنا - يوجد خلفها مجموعة مجرات

مجموعة المجرات - معهد UH للفلك

مجموعة المجرة A2199 الائتمان: تلسكوب 1.2 م ، Whipple Obs. ، Harvard CfA. التفسير: إنها أكبر من علبة الخبز. في الواقع ، إنها أكبر بكثير من جميع علب الخبز مجتمعة. أبيل 2199 ضخم. في الواقع ، إنها عبارة عن مجموعة كبيرة قريبة من المجرات ، تحتوي على عدة آلاف من المجرات المتمركزة حول مجرة ​​مركزية مهيمنة. مجموعات المجرات هي مجموعات كبيرة من المجرات. وهي تتكون من مئات المجرات ومجموعات المجرات المرتبطة ببعضها البعض بفعل الجاذبية. مجموعات المجرات أكبر بكثير من مجموعات المجرات ، مثل مجموعتنا المحلية. يجب عدم الخلط بين عناقيد المجرات وبين العناقيد النجمية الموجودة داخل المجرات ، أو مع العناقيد الكروية التي تدور عادة حول المجرات. تشمل مجموعات المجرات البارزة في الكون القريب نسبيًا مجموعة برج العذراء ، و Fornax Cluster ، و Hercules Cluster ، و. تغطي عناقيد المجرات مجموعة من الكتل ، وتُعرف نهاية الكتلة الأدنى باسم مجموعات المجرات. إن ICM حار بسبب الإمكانات الهائلة لعناقيد المجرات. تؤدي طاقة الجاذبية الكامنة للمواد التي تسقط في الكتلة إلى صدمة تسخين الغاز إلى 10 ملايين من درجات مئوية

. يشبه إلى حد كبير قياس كتل المجرات من حركات النجوم وسحب الغاز فيها ، يمكنك استخدام حركات المجرات في العناقيد لقياس كتل مجموعات المجرات. ما وجدته هو أن أعضاء كتلة المجرات يتحركون بسرعة كبيرة جدًا بحيث لا يمكن أن يكونوا جاذبية. Galaxyclusters.com هي قاعدة بيانات للرصدات الفلكية الراديوية لمصادر الراديو الممتدة المتولدة في الوسط داخل الكتلة (ICM) لمجموعات المجرات. تتضمن قاعدة البيانات حاليًا جميع الملاحظات الموجهة لما يلي: الآثار الراديوية ، والهالات الراديوية ، والهالات اللاسلكية المصغرة ، وعنقاء العنقاء الراديوية. العنقود النجمي Abell 2744 ، المعروف أيضًا باسم Pandora's Cluster ، كما تم تصويره بواسطة تلسكوب Spitzer Space Telescope بالأشعة تحت الحمراء ما هي خصائص مجموعات المجرات التي يمكننا قياسها؟ بعض من تلك الواضحة هي: مسافة الحجم الزاوي الظاهر للمجرات إجمالي الضوء المنبعث من المجرات السرعات الشعاعية للمجرات دعونا نركز على العنصر الأخير في القائمة: من خلال حساب نطاق السرعات الشعاعية للمجرات في عنقود ، يمكننا تقدير حجمها. كتلة

قائمة المجرات ومجموعات المجرات البريطانية

  • تشكل مجموعات المجرات الذيل عالي الكتلة من تكوين الهيكل الهرمي وهي ذات أهمية لتقييد المعلمات الكونية ، وفهم البنية واسعة النطاق ، كبيئات قاسية لتكوين المجرات وكأجسام تستضيف ظواهر فيزيائية فلكية فريدة
  • اكتشف علماء الفلك مجموعة مجرات قديمة تبدو صغيرة بشكل مدهش. تشكلت المجموعة المجرية بعد ما يقرب من 3 مليارات سنة من ولادة الكون ، لكنها ناضجة بشكل مدهش.
  • إد أن الكتلة تمتد على ما يقرب من 650 ألف سنة ضوئية وتحتوي على ..
  • مجرة MISP هي طريقة بسيطة للتعبير عن كائن كبير يسمى الكتلة التي يمكن ربطها بأحداث أو سمات MISP. يمكن أن تتكون الكتلة من عنصر واحد أو أكثر. يتم التعبير عن العناصر كقيم أساسية

غش في كيفية إنشاء "مجموعة المجرات". يحتوي على جميع التركيبات الممكنة. تحتاج إلى اكتشاف العناصر الأم لتحقيق النجاح. المجرة. +. المجرة تتكون مجموعات المجرات من ما يصل إلى آلاف المجرات المرتبطة ببعضها البعض عن طريق الجاذبية. إنها أكبر الهياكل المرتبطة بالجاذبية ، وبالتالي يمكن أن تكون حاسمة في تحسين المعرفة. تم تصنيف مجموعات المجرات بناءً على نظام اقترحه علم الفلك جورج أبيل وموثقة في كتالوج أبيل. تقع مجموعة المجرات ، المسماة CL J1001 + 0220 (اختصار CL J1001) ، على بعد حوالي 11.1 مليار سنة ضوئية من الأرض.

موقع هابل: صورة

  1. مجموعة مجرات تقع على بعد حوالي 390 مليون سنة ضوئية من الأرض. تقع مجموعتان متصادمتان من المجرات على بعد حوالي 380 مليون سنة ضوئية من الأرض. مجموعة مجرات تقع على بعد حوالي 5.8 مليار سنة ضوئية من الأرض. تصادم أربع مجموعات مجرية تقع على بعد حوالي 3 مليارات سنة ضوئية من الأرض
  2. مجموعة المجرات MACS J0717 ، واحدة من أكثر مجموعات المجرات المعروفة تعقيدًا وتشوهًا ، هي موقع تصادم بين أربع مجموعات. يقع على بعد حوالي 5.4 مليار سنة ضوئية من الأرض
  3. عناقيد المجرات مثل MACS 1206 هي مختبرات مثالية لدراسة تأثيرات الجاذبية للمادة المظلمة لأنها أكبر الهياكل في الكون. بسبب ثقلها ، تعمل المجموعات مثل العدسات الكونية العملاقة ، حيث تقوم بتكبير وتشويه وثني أي ضوء يمر عبرها - وهو تأثير يُعرف باسم عدسة الجاذبية
  4. عندما تدخل مجرة ​​إلى عنقود ثري ضخم ، عليها أن تتعامل مع عاملين قاتلين. تظهر السماء ليلا على الأرض ، مجرة ​​درب التبانة ، أندروميدا وكيف ستبدو من منظورنا.

الاتصال بمجموعة - مشروع Galaxy 21

  • مجرة النمل. ومع ذلك ، فإن القرب هو فقط بالنسبة إلى مجموعات المجرات الأخرى ، حيث يستغرق الضوء حوالي 50 مليون سنة للوصول إلينا من A2199
  • تمت دراسة عناقيد المجرات على نطاق واسع في السنوات الستين الماضية: كان تجميع كتالوجات مواقع المجرات Zwicky1 و Lick2 و Jagellonian 3 نتيجة لهذا الجهد. أصبح من الممكن تحقيق تقدم كبير في الدراسة الإحصائية للتكتل بعد ذلك ، وقد تم تنفيذ هذا العمل بشكل أساسي بواسطة Peebles وزملاء العمل
  • تم العثور على مجموعات المجرات بواسطة التلسكوبات الضوئية أو بالأشعة تحت الحمراء من خلال البحث عن كثافات زائدة ، ثم يتم تأكيدها من خلال العثور على العديد من المجرات في انزياح أحمر مماثل. تعد عمليات البحث بالأشعة تحت الحمراء أكثر فائدة للعثور على مجموعات أبعد (انزياح أحمر أعلى). الأشعة السينية: تصدر البلازما الساخنة أشعة سينية يمكن الكشف عنها بواسطة تلسكوبات الأشعة السينية

كثافات مجموعة المجرات - IOPscienc

الدوامة الحلزونية في الجزء السفلي الأيسر من الإطار بعيدة كل البعد عن المشهد الأكثر إثارة للاهتمام هنا - خلفها توجد مجموعة مجرات. مجموعة مجرات هابل | تحتوي مجموعات مجرات ناسا على مئات إلى آلاف المجرات المرتبطة ببعضها البعض عن طريق الجاذبية. ينتقلون من خلال حساء ساخن من الغاز يسمى الوسط العنقي ، والذي يحتوي على كتلة أكبر من كل النجوم. يمكن إعادة بناء كتلة المجموعة المجرية من بيانات عدسات الجاذبية المتاحة. يعج الفضاء بالعناقيد والعناقيد المجرية العملاقة ، وقد اكتشف علماء الفلك مؤخرًا العديد من الأجرام الخارقة في عملية تكوين عنقود عملاق. في 19 أكتوبر 2019 ، أعلنت وكالة ناسا عن اكتشاف تصادم نادر بين أربع مجموعات مجرية ، تم تسمية مجموعة GALAXY التي تبعد حوالي 10.2 مليار سنة ضوئية بأنها الأبعد عن الأرض على الإطلاق. صُدم العلماء بالنجوم بالاكتشاف قام التلسكوب بتسجيل الأشعة السينية الناتجة عن الإلكترونات الموجودة في اللب الساخن لمجموعة مجرات. المجرات على g

مكونات العنقود المجري Abell 2744 ، والمعروف أيضًا باسم Pandora Cluster: المجرات (البيضاء) والغاز الساخن (الأحمر) والمادة المظلمة (الزرقاء). عناقيد المجرات هي أضخم الهياكل الكونية التي تجمعها الجاذبية ، وتتألف من المجرات والغاز الساخن والمادة المظلمة من علم الكونيات من مجموعات المجرات. الرقم كدالة لـ -Mass proxy M obs (على سبيل المثال الثراء البصري ، خصائص الأشعة السينية ، إشارات SZ ، العدسة الضعيفة) - الانزياح الأحمر • ثم نستنتج توزيع M obs-M (علاقة القياس ، التشتت كجزء من عناقيد المجموعات بالاختباء في مسح عادي (CHiPS) ، اكتشف علماء الفلك ثلاثة جديدة المجرة تجمع المرشحون وأكدوا اثنين منهم: CHIPS 1356-3421 و CHIPS 1911 + 4455 من المعروف أن الانبعاثات الراديوية المنتشرة في مجموعات المجرات مرتبطة بالكتلة العنقودية والحالة الديناميكية للعنقود. نجمع التدفقات المرصودة من الهالات الراديوية والآثار والهالات الصغيرة لعينة من مجموعات المجرات من الأدبيات ، ونحسب قدراتها الراديوية

يتوافق تكوين عناقيد المجرات مع انهيار أكبر كثافات زائدة مرتبطة بالجاذبية في مجال الكثافة الأولية ويرافقه أكثر الظواهر نشاطًا منذ الانفجار العظيم والتفاعل المعقد بين ديناميكيات الانهيار الناتجة عن الجاذبية والعمليات الباريونية المرتبطة بتكوين المجرات . وبالتالي ، فإن مجموعات المجرات تقع على مفترق طرق علم الكونيات. مجموعة المجرات تنتمي مجرة ​​درب التبانة إلى مجموعة صغيرة تعرف باسم المجموعة المحلية ، ولكن يمكن أن تحتوي المجموعات الأخرى على مئات أو آلاف المجرات. يمكن لمجموعات المجرات ، بدورها ، أن تتجمع معًا لتشكل عناقيد فائقة Hercules Galaxy Cluster - Abell 2151. نوع الاكتساب: علم الفلك المدعوم إلكترونيًا (EAA ، على سبيل المثال استنادًا إلى بث فيديو مباشر) العلامات التجارية الدعائية التي ترعاها البطاقة الفنية تسوق Optec في Tolga Astro Shop Planewave في Tolga Astro Shop Software Bisque في Tolga Astro Shop TEC في Tolga Astr

GALAXY CLUSTER - سفنسك أوفرساتينج - باب

يعتبر قياس الثراء القوي لعناقيد المجرات من الكميات الملاحظة المهمة. إلى جانب كونها إحدى السمات الأساسية للمجموعة ، يمكن استخدامها كخط أساس لمقارنة الخصائص الأخرى للعنقود بطريقة مفيدة. هذا مهم بشكل خاص لأن التقدم التكنولوجي سمح لنا بدراسة عناقيد المجرات في. تنمو مجموعات المجرات من خلال الاصطدامات التي تستغرق حوالي مليار سنة. في العام الماضي ، استخدم Liyi Gu من مختبر RIKEN للفيزياء الفلكية عالية الطاقة وزملاؤه الأشعة السينية والتلسكوبات الضوئية والراديوية لتحديد مجموعتين على وشك الاندماج.تقع مجموعة المجرات بالقرب من الحدود الشمالية لكوما بيرينيس ، في منتصف الطريق على طول خط مرسوم من Rho Boötis إلى دلتا ليونيس (زوسما) ، بالقرب من القطب الشمالي المجرة ، تعد مجموعة المجرات تحفة فنية حقيقية. كانت القدرة على اختيار الدواسات الخاصة بي من تشكيلة Skreddy بمثابة حلم تحقق. كان مارك صبورًا ومرنًا للغاية - بل إنه أضاف بعض اللمسات والتعديلات الشخصية التي لم أكن أعرف أنها ممكنة. (بما في ذلك مفتاح اللانهاية على Echo المحبوب. تعد مجموعات المجرات أكبر الأنظمة في الكون المرتبطة ببعضها البعض بالجاذبية. وتحتوي على مئات إلى آلاف المجرات وكميات كبيرة من الغاز الساخن المعروف باسم البلازما ، والتي تصل درجات الحرارة إلى حوالي 50 مليون درجة و يضيء بشكل مشرق في الأشعة السينية

الشكل 2: ملامح الانحدار اللوغاريتمي لمحات الكثافة النجمية المتوقعة لمجموعات C-EAGLE وبيانات المراقبة. تستخدم الخطوط الزرقاء والبرتقالية طرقًا مختلفة لتكديس بيانات الكتلة المحاكاة (المتوسط ​​والوسيط الزاوي على التوالي). يتم اشتقاق الخطوط الوردية والرمادية من الملاحظات المكدسة لمجموعات المجرات من مسح الطاقة المظلمة ، باستخدام صفر مختلف مجموعة Perseus Cluster - يُعرف أيضًا باسم Abell 426 ، هذه المجموعة من المجرات هي واحدة من أضخم الأجسام في الكون ، وهي مكونة من آلاف المجرات ، القليل منها فقط مرئي هنا. تصدر المجموعة بأكملها أشعة سينية وألمع مصدر للأشعة السينية هو المجرة الموجودة في وسط هذه الصورة ، NGC 1275 ، والتي تم تحديدها أيضًا باسم مجموعات Perseus A Galaxy هي أكبر الهياكل في الكون التي تم تجميعها معًا بواسطة الجاذبية ، وتحتوي على آلاف المجرات الفردية والمادة المظلمة والغازات الساخنة. في وسط كتلة الحواء ، توجد مجرة ​​كبيرة تحتوي على ثقب أسود هائل. تتبع الباحثون المصدر المحتمل لهذا الانفجار الهائل لهذا الثقب الأسود تتكون مجموعات المجرات الفائقة عادةً من سلاسل من حوالي عشرة عناقيد مجرية ، كل منها كتلتها حوالي

10 13-10 14 كتلة شمسية. يمكن أن تنتشر أكبر التجمعات العملاقة على مدى عدة ملايين من السنين الضوئية من الفضاء. يُعتقد أن تسعين بالمائة من المجرات موجودة فيها

توجد أدلة على أكبر انفجار شوهد في الكون في هذه الصور المركبة. هذا الاكتشاف ، الذي تمت تغطيته في أحدث بيان صحفي لدينا ، يجمع بين البيانات من مرصد Chandra X-ray التابع لناسا ، و XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، و Murchison Widefield Array ، و Giant Metrewave Telescope. حدث هذا الانفجار القوي للغاية في مجموعة مجرات Ophiuchus ، وهي تقع حوالي 390 مليون. Littlealchemyguide.com هو أفضل دليل غش لـ Little Alchemy 1 و Little Alchemy 2. مجموعات ، اكتشف كيفية عمل المجموعات ، وما العناصر التي تجعل مجموعات Abell Galaxy Clusters قابلة للرصد في تلسكوب هواة. توفي جورج أبيل قبل عدة سنوات ، لكن أحد أكثر الموروثات ديمومة التي تركها علم الفلك هو كتالوج مجموعات المجرات التي جمعها في الخمسينيات من القرن الماضي.قام أبيل بمسح لوحات Palomar Sky Survey التي تم الانتهاء منها مؤخرًا للعثور على مجموعات من المجرات

تم تسمية الكتلة على اسم جورج أبيل ، عالم الفلك الأمريكي الذي نشر كتالوج عناقيد المجرات في عام 1958. في هذا المشروع ، سوف تدرس المجرات التي تتكون منها Abell 2255. التمرين 3. استخدم أداة Navigation للبحث عن بعض المجرات في Abell 2255. افتح الأداة. اكتشف علماء الفلك في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا أحياء مجرية جديدة وغير عادية أغفلتها الدراسات السابقة. تشير نتائجهم ، التي نُشرت اليوم ، إلى أن ما يقرب من 1 في المائة من مجموعات المجرات تبدو غير نمطية ويمكن بسهولة التعرف عليها بشكل خاطئ على أنها مجرة ​​ساطعة واحدة ، وعندما يطلق الباحثون تلسكوبات جديدة للبحث عن المجموعات ، يجب عليهم الانتباه إلى هذه النتائج أو المخاطرة بامتلاك صورة غير مكتملة للكون.

مجموعة المجرة الفلكية Fando

  1. تساعد عمليات محاكاة مجموعة المجرات التي تم إنشاؤها بواسطة أجهزة الكمبيوتر العملاقة العلماء على رسم خريطة للكون المجهول. الائتمان: بوتسكي وآخرون. استوحى علماء الفيزياء الفلكية من الخيال العلمي للرومولان الذين يسافرون إلى الفضاء في Star Trek ، وقد طوروا عمليات محاكاة حاسوبية كونية تسمى RomulusC ، حيث يرمز الحرف C إلى مجموعة المجرات.
  2. ャ ラ ク シ ー ク ラ ス タ ー 株式会社. 2159 إعجاب. 『星 の 数 程 の 喜 び と ビ ジ ネ ス を 創造 す る
  3. الكتلة Abell 1689 Credit: N ASA Hubble بالطريقة نفسها التي يمكن أن تؤثر بها الجاذبية على النجوم لتشكيل عناقيد ، كشفت الملاحظات أن العديد من مجموعات وعناقيد المجرات تبدو مرتبطة بالجاذبية .. تحتوي مجموعات المجرات على أقل من 50 مجرة ​​و 3 إلى 3 إلى 7 ملايين سنة ضوئية عبر. تبلغ كتلتها حوالي 10،000،000،000،000 (10 تريليون) ضعف كتلة الشمس
  4. العنقود المجري هو مجموعة من آلاف المجرات التي تدور حول بعضها البعض بسرعة 3 تبلغ حوالي 1000 كيلومتر في الثانية. يتم منعهم من التحليق عن طريق الجاذبية ..
  5. يتغذى عن طريق ثقب أسود هائل كتلته تتراوح من بضعة ملايين إلى مئات الملايين من الكتلة الشمسية (الشكل 04-01 ج)
  6. تم أخذ بيانات Coma Cluster كجزء من مسح لمجموعة مجرات غنية قريبة. سيوفرون بشكل جماعي قاعدة بيانات أساسية لدراسات تكوين المجرات وتطورها. سيساعد هذا المسح أيضًا في مقارنة المجرات في بيئات مختلفة ، سواء كانت مزدحمة أو منعزلة ، وكذلك مقارنة المجرات القريبة نسبيًا بالمجرات البعيدة (عند الانزياح الأحمر العالي)
  7. يتوافق تكوين عناقيد المجرات مع انهيار أكبر كثافات زائدة مرتبطة بالجاذبية في مجال الكثافة الأولية ويرافقه أكثر الظواهر نشاطًا منذ الانفجار العظيم والتفاعل المعقد بين ديناميكيات الانهيار الناتجة عن الجاذبية والعمليات الباريونية المرتبطة بتكوين المجرات . وبالتالي ، فإن مجموعات المجرات تقع على مفترق طرق علم الكونيات والفيزياء الفلكية وهي مختبرات فريدة لاختبار نماذج بنية الجاذبية.

هابل ينظر إلى مجموعة مجرة ​​قديمة NAS

Bernhard Hubl - مجموعات المجرة. تقدم صفحة الويب هذه مجموعة من الصور لمجموعات المجرات وعناقيد المجرات. Astrophoton.com في هذه المراجعة ، نصف فهمنا الحالي لتشكيل الكتلة: من الصورة العامة للانهيار من تقلبات الكثافة الأولية في الكون المتوسع إلى المحاكاة التفصيلية لتشكيل الكتلة بما في ذلك آثار تشكيل المجرات. نحدد المجالات التي يمكن فيها الحصول على تنبؤات عالية الدقة للنماذج النظرية والمجالات التي توجد فيها التنبؤات. يقوم خيار اختبار / تطوير مجموعة Galaxy بتقييد المهام إلى مركزين و 10 غيغابايت من الذاكرة ، في حين يتم تخصيص جميع خيارات الاختبار / التطوير الأخرى المقدار الكامل من النوى والذاكرة للمورد القياسي. بيانات المستخدم والحصص الوظيفية الوظائف ذات الذاكرة المنخفضة ومتطلبات وحدة المعالجة المركزية تخضع للحدود التالية تم اكتشاف مجموعة Corona Borealis (A2065) بواسطة Edwin Hubble في ثلاثينيات القرن العشرين. في عام 1936 ، قام ميلتون هيوماسون بقياس الانزياح الأحمر لإحدى المجرات (PGC 54876) في المجموعة كجزء من مشروع لإثبات أن السرعة تتناسب مع المسافة بالنسبة لعدد كبير من العناقيد البعيدة.

العنقود المجري للغيبوبة

NGC 4459 (وسط اليسار) هي مجرة ​​عدسية تُرى وجهًا لوجه تقريبًا. M49 (وسط الوسط) هي مجرة ​​إهليلجية وهي أكبر مجرة ​​في النصف الجنوبي من العنقود. NGC 4473 (وسط اليمين) هي مجرة ​​إهليلجية ذات شكل بيضاوي للغاية. M87 (أسفل اليسار) هي المجرة الكبيرة والنشطة في وسط مجموعة العذراء. الجمعية الفلكية الأمريكية (AAS) ، التي تأسست عام 1899 ومقرها في واشنطن العاصمة ، هي المنظمة الرئيسية لعلماء الفلك المحترفين في أمريكا الشمالية. عضويتها o

54. العنقود المجري المتفاعل El Gordo: ضخم ..

تمثل مجموعات المجرات على الأرجح أكبر الهياكل في الكون حيث انتصرت الجاذبية ، حيث تكون كثافة المجرات والمواد الأخرى كبيرة جدًا لدرجة أن تمدد الكون قد توقف وتشكل نظام جاذبية ذاتي محدد وربما استرخاء. عناقيد المجرات في بيانات SDSS ، والتي قد تحتوي على مئات أو حتى آلاف المجرات. تُظهر الصورة الموجودة على اليمين عنقودًا شهيرًا يُدعى Abell 2255. تمت تسمية العنقود على اسم جورج أبيل ، عالم الفلك الأمريكي الذي نشر كتالوج عناقيد المجرات في عام 1958 في عام 2012 ، اكتشف ماكدونالدز مجموعة مجرات فريدة تتألق مثل مصدر نقطة في الأشعة السينية مع وجود ثقب أسود مفترس يلتهم المادة ويطلق الأشعة السينية. كان اللب لامعًا جدًا لدرجة أنه يمكن أن ينشر وسط العنقود الداخلي وكانت النجوم فيه تتشكل بمعدل يزيد بنحو 500 مرة عن معظم العناقيد الأخرى.

مقارنة حجم مجموعة Galaxy 4K - YouTube

يتم تعريف المجموعات على أنها مجموعات منتظمة أو غير منتظمة. يصف المصطلح ترتيب المجرات داخل العنقود. العنقود المجري المنتظم كروي مع المزيد من المجرات باتجاه مركز العنقود المجري. الشكل غير المنتظم لا يحتوي على مجموعة رئيسية في المركز. تكشف الدقة القوية وحساسية تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا عن عجائب الكون في هذه الصورة. يتم عرض قدرة الجاذبية على تشويه نسيج الفضاء نفسه ، حيث إن مجموعة المجرات الضخمة Abell S1063 في المركز محاطة بضوء مشوه ومضخم للمجرات على مسافة أبعد بكثير. تعمل الكتلة المجمعة للمجرات في العنقود ككتلة طبيعية. تساعد عمليات محاكاة مجموعة المجرات التي تم إنشاؤها بواسطة أجهزة الكمبيوتر العملاقة العلماء على رسم خريطة للكون المجهول. الائتمان: بوتسكي وآخرون. في بودكاست TACC هذا ، يصف الباحثون كيف يستخدمون حواسيب XSEDE الفائقة لتشغيل بعض من أعلى عمليات المحاكاة على الإطلاق لعناقيد المجرات تحتوي مجموعات المجرات عادةً على مئات أو حتى آلاف المجرات. تُظهر الصورة الموجودة على اليمين عنقودًا شهيرًا يُدعى Abell 957. تمت تسمية العنقود على اسم جورج أبيل ، عالم الفلك الأمريكي الذي نشر كتالوجًا للعناقيد المجرية في عام 1958 تُظهر هذه الصورة بالحجم الكامل من Hubble عنقود المجرات SDSS J1004 + 4112 الذي تم اكتشافه باسم جزء من مسح Sloan Digital Sky. إنها إحدى المجموعات الأكثر بُعدًا المعروفة (سبعة مليارات سنة ضوئية ، الانزياح الأحمر z = 0.68) ، ويُرى عندما كان الكون نصف عمره الحالي

مرصد شاندرا للأشعة السينية - تعرف على مجموعة المجرات

إن صورة تلسكوب هابل الفضائي ذات التعريض الطويل هذه لمجموعة المجرات الضخمة أبيل 2744 هي الأعمق على الإطلاق لأي مجموعة من المجرات. تُظهر الملاحظة بعضًا من أضعف المجرات وأصغرها على الإطلاق في الفضاء. يظهر Abell 2744 ، الموجود في كوكبة Sculptor ، في مقدمة هذه الصورة لقد ألقت مجموعات المجرات على علماء الفلك بعض المفاجآت. يقول بول نولسن ، أحد المنظرين الذين ابتكروا نموذج تدفق التبريد ، من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، نحن. ACCEPT هي أداة بحث لعلماء الفيزياء الفلكية المهتمين بخصائص الطاقة العالية (الأشعة السينية) لمجموعات المجرات. ACCEPT هي قاعدة بيانات كبيرة ومحللة بشكل موحد للعديد من خصائص الكتلة ، بما في ذلك ملفات تعريف سطوع سطح الأشعة السينية ، وملفات تعريف درجة حرارة ICM ، وملفات تعريف الانتروبيا. يتم تضمين العديد من مجموعات CLASH في قاعدة بيانات ACCEPT

Galaxy Clusters Kavli Institute for Particle

مجموعات المجرات مثل هذه لها كتلة هائلة ، وجاذبيتها قوية بما يكفي لثني مسار الضوء بشكل مرئي ، إلى حد ما مثل العدسة المكبرة ، استخدم علماء الفلك في جامعة شيكاغو ومعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا وأماكن أخرى مجموعة ضخمة من المجرات كجهاز تكبير للأشعة السينية زجاج لنداء الزمن ، لما يقرب من 9.4 مليار سنة مضت. في هذه العملية ، رصدوا مجرة ​​قزمة صغيرة في مراحلها الأولى عالية الطاقة من تكوين النجوم. تُظهر الصورة الجديدة من تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية أبيل 2813 ، وهو مجموعة مجرات تقع في كوكبة قيطس. يُعرف أيضًا باسم ACO 2813 و RXC J0043.4-2037 ، وهو بعيد جدًا لدرجة أن .. Vi skulle vilja visa dig en beskrivning här men webbplatsen du tittar på tillåter inte detta

كما يلفت الأنظار قلب المجرة اللامع ، المحاط بسحب من الغبار الكثيف. يقع NGC 1003 أمام مجموعة مجرات - مجموعة كبيرة من المجرات مرتبطة ببعضها البعض بفعل الجاذبية. هذه الهياكل هي من بين أضخم الهياكل في الكون المعروف ، وتفوق الشمس بعامل ألف تريليون مجموعات مجرات أخرى مثل Abell 1689 سوف يلاحظها هابل خلال برنامج Frontier Fields القادم ، والذي سيستغل القوى المكبرة للجاذبية الهائلة. عدسات لرؤية أبعد من ذلك في الكون البعيد تجول لعنقود المجرات في Little Alchemy 2. الأرض + الأرض = الأرض الأرضية + الأرض = القارة + القارة = كوكب كوكب + كوكب = النظام الشمسي النظام الشمسي + النظام الشمسي = مجرة ​​مجرة ​​+ مجرة ​​= مجموعة المجرات عنقود المجرات ، القريبة والبعيدة ، لها الكثير من القواسم المشتركة. 8 أبريل 2005 RAS RELEASE PN 05/25. تُظهر هذه الصورة محاكاة حاسوبية لحجم كبير من الكون. تم تركيب صورة XMM-Newton X-ray لحشد مجري حقيقي من الدراسة لتوضيح تكوين مجموعات المجرات في الأجزاء الأكثر كثافة في الكون. الغرض من ورشة العمل هو مشاركة التطورات الأخيرة في العدسات القوية ومناقشة المستقبل الاتجاهات مع المرافق الحالية / القادمة والمسوحات الميدانية الواسعة. تشمل الموضوعات في ورشة العمل الهياكل الأساسية للمادة المظلمة ، وتطور المجرات ، وعلم الكونيات المتأخر الزمني ، ومجموعات المجرات ، والمجرات عالية z ، والمحاكاة ، وعمليات البحث عن العدسات القوية ، يقول الباحثون إن عناقيد المجرات التي نراها اليوم ، مثل صورة Hubble هذه للعنقود المجري Abell 1689 ، هي نتيجة للتقلبات في كثافة المادة في بدايات الكون