الفلك

ضمن صورة معينة من عدة صور تنتج عدسة جاذبية ، هل ينطبق مبدأ فيرما؟

ضمن صورة معينة من عدة صور تنتج عدسة جاذبية ، هل ينطبق مبدأ فيرما؟

السؤال هل توفر عدسة الجاذبية معلومات عن تطور الوقت؟ هو ممتاز!

عندما نرى صورًا متعددة لنفس الجسم بسبب ظاهرة انعكاس الجاذبية ، فهل تُظهر جميع الصور الجسم ذي العدسة في نفس النقطة الزمنية؟

هل يستغرق الأمر نفس القدر من الوقت حتى يصل الضوء من الجسم ذي العدسة إلينا بغض النظر عن الصورة التي ننظر إليها أو أننا نشاهد الكائن ذي العدسة في نقاط زمنية مختلفة ، وإذا كان الأمر كذلك ، فما مدى الفرق في الوقت عادةً؟

الجواب بشكل عام لا ، "الصور" المختلفة مرتبطة بتأخيرات زمنية مختلفة إلى حد كبير.

لكن الأنظمة البصرية التي تعتمد على العدسة والمرآة التي استخدمناها لرؤية هذه الظاهرة تلتزم إلى حد كبير بمبدأ فيرمات حيث أن كل شعاع يدخل فتحة التلسكوب ويصل إلى نقطة معينة على كاشف يستغرق نفس القدر من الوقت عبر التلسكوب.

بالطبع العدسات التثاقلية ليست أنظمة تصوير مُصنَّعة ، ولكن عادةً حيثما ترى أن الصورة منتجة في الطبيعة ، فإن الشيء الذي ينتج هذه الصورة سوف يخضع لمبدأ فيرما.

سؤال: وبالتالي على الأقل ضمن صورة معينة لعدسة جاذبية متعددة الشوائب ، هل ينطبق مبدأ فيرما على الأقل تقريبًا؟


ضمن صورة معينة من عدة صور تنتج عدسة جاذبية ، هل ينطبق مبدأ فيرما؟ - الفلك

نظرًا لاختلافات معامل الانكسار في طبقات الهواء فوق سطح الأرض مباشرةً ، فإن عدسة الغلاف الجوي قد تشوه بشكل كبير رؤيتنا للأجسام الأرضية البعيدة. وبالمثل ، فإن عدسات الجاذبية تشوش رؤيتنا للكون البعيد وتؤثر على فهمنا المادي لفئات مختلفة من الأجسام خارج المجرة. بعد تذكر المبادئ الأساسية لتكوين سراب العدسة في الغلاف الجوي والجاذبية ، قمنا بوصف تجربة عدسة بصرية بسيطة تمثل جميع أنواع تكوينات الصور التي لوحظت بين أنظمة عدسات الجاذبية المعروفة حاليًا. يمكن العثور على صور مباشرة لمعظم هذه الأنظمة بالإضافة إلى مزيد من المعلومات حول عدسة الجاذبية (ببليوغرافيا ، التجارب التعليمية الحالية ، وما إلى ذلك) على صفحة ويب Gravitational Lensing World Wide Web على عنوان URL:

1. عدسة الغلاف الجوي

الشكل 1 (يسار) ، يعطي تمثيلاً تخطيطيًا لمسارات شعاع الضوء من سيارة بعيدة (الهواء القريب من الأرض يكون أكثر سخونة منه في المستويات العليا). نظرًا لأن انكسار الهواء يؤدي دائمًا إلى انحناء أشعة الضوء نحو مناطق الهواء الأكثر برودة (أي أكثر كثافة) ، فقد ينتج عن ذلك عدة صور منخفضة ومشوهة إلى حد ما لمصدر بعيد (راجع أضواء السيارة في هذا المثال الأول). يمثل الشكل 1 (يمينًا) صورًا متعددة للأضواء من سيارة بعيدة ، كما تم تصويرها بكاميرا بطول بؤري 200 مم ، على طول طريق الولايات المتحدة 60 بين مدينتي ماجدالينا وداتيل بالقرب من مجموعة كبيرة جدًا (نيو مكسيكو ، الولايات المتحدة الأمريكية) في ليلة 11 يناير 1989. تقدر المسافة بين السيارة والمراقبين بحوالي 10 أميال.

الشكل 1: انتشار أشعة الضوء فوق أرضية ساخنة بين سيارة بعيدة ومراقب (يسار) وتشكيل صور متعددة بسبب العدسة الجوية (يمين)

مثل هذه السراب الأرضي ، التي تتكون عادة من صورتين فرديتين (انظر الشكل 2) ، يمكن رؤيتها كل يوم تقريبًا. بالإضافة إلى التأثير بشكل كبير على رؤيتنا (تشوه الصورة ، الضرب ، إلخ) لمصادر الأرض التي تم حلها عن بُعد (راجع الصور التي تم حلها في الشكلين 1 (يمين) و 2 (يمين)) ، غالبًا ما تكون عدسة الغلاف الجوي مسؤولة عن الضوء تضخيم الأجسام البعيدة التي لم يتم حلها والموجودة على طول طرق مستقيمة وطويلة أو عبر جوانب الريف المسطحة. كان هذا هو الحال ، على سبيل المثال ، عند النظر مباشرة بأعيننا المجردة إلى سراب الغلاف الجوي الموضح في الشكل 1. ثم بدت أضواء السيارة وكأنها تتكون من نقطة مضيئة للغاية. مشرق بشكل غير طبيعي لسيارة تقع على مسافة حوالي 10 أميال من المراقبين. يوضح الشكل 2 (على اليمين) تشكيل صورة واحدة منخفضة ومقلوبة ومشوهة إلى حد ما لسيارة بعيدة تم تصويرها على طول طريق شمال باناميركانا السريع بين مدينتي بيتشيدانغي ولاسيرينا في تشيلي (2 ديسمبر 1987).

الشكل 2: انتشار أشعة الضوء فوق أرضية ساخنة (يسار) وتشكيل صورتين (مباشرتين ومقلوبتين) للسيارة البعيدة بسبب العدسة الجوية (يمين)

يوضح الشكلان 3 و 4 مثالين آخرين لعدسة الغلاف الجوي. تتوافق مع وجهتي نظر مختلفتين للذراع الشمالي الجنوبي للصفيف الكبير جدًا (VLA) في المرصد الفلكي الراديوي الوطني (سوكورو ، نيو مكسيكو ، الولايات المتحدة الأمريكية). في ذلك الصباح الباكر من يوم 17 يناير 1989 ، كان الهواء الذي دفعته الشمس المشرقة أكثر سخونة من سطح الأرض ، مما أدى إلى تكوين سراب من النوع العلوي (انظر الصورة العلوية المتميزة للهوائي على اليمين في الشكل 4).

الشكل 3: صور مشوهة للهوائي على طول الذراع الشمالي-الجنوبي للصفيف الكبير جدًا (NRAO ، نيو مكسيكو) في الصباح الباكر من يوم 17 يناير 1989

بالنظر إلى التوزيع n (z) لمؤشر انكسار الهواء كدالة للارتفاع العمودي z ، فمن السهل إنشاء السراب الناتج عدديًا لمصدر بعيد كما يراه المراقب. يمكن أن يكون هذا التمرين موضوع مختبر في الفيزياء لطلاب المدارس الثانوية الذين لديهم بعض المعرفة الأساسية في البرمجة (راجع BASIC أو FORTRAN). بالنسبة للطلاب المهتمين بالمحاكاة العددية لمثل هذه السراب في الغلاف الجوي ، نقدم فيما بعد وصفًا ماديًا أكثر شمولاً لانحناء أشعة الضوء بسبب العدسة في الغلاف الجوي (التمرين 1).

الشكل 4: صور مشوهة ومتعددة لبعض هوائي المصفوفة الكبيرة جدًا (NRAO ، نيو مكسيكو) في 17 يناير 1989. لاحظ الصورة العلوية المنفصلة بشكل جيد للهوائي على اليمين

1.1 التمرين 1: الوصف المادي لعدسات الغلاف الجوي

من أجل أن نفهم بمزيد من التفاصيل انتشار الضوء عبر الغلاف الجوي المتوازي المستوي الذي يتأثر معامل انكساره بالتدرج العمودي dn / dz ، يمكننا تطبيق مبدأ فيرمات الذي وفقًا للمسار (المسارات) التي يتبعها الضوء بين نقطتين معينتين (أو تلك) التي تتوافق (ق) مع حد أقصى في وقت الانتشار ، أي

حيث ds = يمثل عنصرًا متناهي الصغر على طول مسار الضوء و v = c / n ، سرعة الضوء في الوسط مع معامل الانكسار n (z) (انظر الشكل 5). من السهل أن تُظهر ، عن طريق معادلة أويلر-لاغرانج ، أن المعادلة المتغيرة (1.1) تختزل ببساطة في قانون ديكارت

حيث K ثابت ويمثل i (z) الزاوية بين مماس شعاع الضوء والاتجاه الأفقي. بعد ذلك يكون من السهل اشتقاق التعبير عن الزيادة الصغيرة في زاوية الشعاع بين نقطتين متجاورتين هما x و x + dx. للحصول على قيمة صغيرة ولكنها محدودة لـ dx وزاوية ميل صغيرة i ، نجد ذلك بتقريب جيد

هذه العلاقة مفيدة للغاية من أجل بناء المسار العددي لأشعة الضوء عبر الغلاف الجوي الذي يتميز بتوزيع معامل الانكسار n (z). عند القيام بذلك ، يجد المرء أنه في ظل ظروف خاصة (راجع توزيعات معامل الانكسار المحددة n (z) ، ومسافة المصدر ، وما إلى ذلك) قد يكون هناك العديد من الجيوديسيا بين المصدر والمراقب ، مما يؤدي إلى التكوين المحتمل لصور متعددة. من المثير للاهتمام أيضًا ملاحظة أنه بسبب الاختلاف في الأطوال الهندسية وسرعات الضوء (c / n (z)) على طول جيوديسيتين ، سيكون هناك عمومًا تأخير بين أوقات وصول الإشارة من المصدر (راجع أ. وميض الضوء الافتراضي) كما يراه مراقب بعيد. يعتمد هذا التأخير الزمني بالطبع على توزيع معامل الانكسار n (z) وأيضًا على المسافة المطلقة بين المصدر والمراقب.

أخيرًا ، دعنا نلاحظ أنه نظرًا لأن عدسة الغلاف الجوي تحافظ على سطوع السطح ، تمامًا كما في حالة عدسات الجاذبية ، فإن تضخيم لمعان السراب يُعطى ببساطة من خلال نسبة الزاوية الصلبة للصورة المرصودة (العدسة) إلى تلك الخاصة بـ ( مصدر). لذلك ، بالإضافة إلى التأثير بشكل كبير على رؤيتنا (تشوه الصورة ، الضرب ، إلخ) لمصادر الأرض التي تم حلها عن بعد ، فإن عدسة الغلاف الجوي غالبًا ما تكون مسؤولة أيضًا عن تضخيم الضوء للأجسام البعيدة غير المحلولة الموجودة على طول الطرق المستقيمة والطويلة أو عبر الأرياف المسطحة.

الشكل 5: تشكل سراب الغلاف الجوي عبر غلاف جوي يتميز بتوزيع معامل الانكسار n (z) ، كما هو موضح على طول المحور الأفقي الأيسر

كما سنرى في الباقي ، هناك عدد غير قليل من أوجه التشابه الأخرى بين عدسات الغلاف الجوي وعدسات الجاذبية.

2. عدسة الجاذبية

أثناء صياغة نظريته في النسبية العامة ، تنبأ أينشتاين (1915) بأن جسمًا هائلًا ينحني الزمكان في محيطه وأن أي جسيم ، سواء كان ضخمًا أم لا (راجع الفوتونات) ، سوف يتحرك على طول الجيوديسيا لهذا الفضاء المنحني. أظهر أن شعاع الضوء الذي يمر على مسافة من جسم يتميز بتوزيع كتلة متماثل محوريًا M () (انظر الشكل 1) سيخضع لزاوية انحراف كلي ، معبرًا عنها بالراديان عن طريق العلاقة

حيث G تعني ثابت الجاذبية و c تعني سرعة الضوء. اعتماد توزيع كتلة معين (على سبيل المثال ، كتلة ثابتة من أجل تمييز جسم يشبه النقطة ، قرص مجرة ​​حلزونية ، وما إلى ذلك) ، يكون من التافه بناء عدسة بصرية تحرف أشعة الضوء وفقًا لذلك ، مما يتيح لنا ادرس ببساطة في المختبر خصائص العدسة للثقوب السوداء والنجوم والكوازارات والمجرات وما إلى ذلك كما هي موجودة في الكون. نناقش هذا بمزيد من التفاصيل في القسم التالي.

قبل مناقشة تجربة عدسة الجاذبية الضوئية ، نود أن نذكر أن الشرط الكافي لعدسة الجاذبية لإنتاج صور متعددة لمصدر الخلفية هو ببساطة أن كثافة كتلة سطحها تتجاوز الكثافة الحرجة ، والتي تعتمد فقط على المسافات النسبية ، و ، بين المراقب (O) ، والمنحرف (D) والمصدر (S) (راجع المعادلة (2.4) - (2.6)). من السهل أيضًا إظهار أنه في حالة المحاذاة المثالية بين المصدر ، والمنحرف المتماثل محوريًا والمراقب ، فإن الأخير سيرى مصدر الخلفية على شكل حلقة من الضوء (ما يسمى بحلقة أينشتاين) التي يبلغ نصف قطرها الزاوي يتناسب مع الجذر التربيعي لكتلة العاكس (راجع المعادلة (2.7)). بالنسبة لأولئك الطلاب الفضوليين للغاية ، نقترح فيما بعد اشتقاق الكميات و (التمرين 2).

2.1 التمرين 2: شرط للتصوير المتعدد ونصف القطر الزاوي لحلقة أينشتاين

في حالة المحاذاة المثالية بين المصدر (S) ، والمنحرف المتماثل محوريًا (D) والمراقب (O) (انظر الشكل 1) ، نرى ذلك بسهولة ، باستثناء الأشعة المباشرة التي تنتشر من المصدر إلى المراقب ، فإن شرط وصول أي شعاع ضوئي آخر إلى المراقب هو

كما تم الحصول عليه من التطبيق المباشر لقاعدة الجيب في المثلث SXO وبافتراض أن الزوايا تظل صغيرة جدًا. بالطبع ، سيكون هذا صحيحًا أيضًا إذا كانت زاوية الانحراف الحقيقية لأنه سيكون من الممكن دائمًا العثور على شعاع ضوئي بمعامل تأثير أكبر مثل Eq. (2.2) تم الوفاء به. التعبير عن الزاوية بين الشعاع المباشر والشعاع المنحرف الوارد كـ

والاستفادة من المعادلات. (2.1) و (2.2) ، قد نعيد كتابة الشرط أعلاه على النحو التالي

أي متوسط ​​كثافة الكتلة السطحية للعدسة

تقييمها ضمن معلمة التأثير ، يجب أن تتجاوز ببساطة كثافة كتلة السطح الحرجة ، المحددة بواسطة

دعونا نلاحظ أن الكمية الأخيرة يتم تحديدها أساسًا من خلال المسافات بين المصدر والعاكس والمراقب.

الشكل 1: بشرط أن يرى المراقب O شعاعًا ضوئيًا من مصدر بعيد S ، ينحرف بواسطة عاكس D بحيث يمكن رؤية أكثر من صورة واحدة. لاحظ أن O و D و S متوازيتان تمامًا ويتم افتراض التناظر المحوري. لم يتم احترام أي مقياس في هذا الرسم البياني

على الرغم من أن المنطق أعلاه ينطبق بشكل أساسي على الفضاء الإقليدي الثابت ، فقد أظهر Refsdal (1966) أنه يظل صالحًا أيضًا لنماذج الكون المتوسعة فريدمان وليما & # 238tre وروبرتسون ووكر (FLRW) ، بشرط ذلك ، وتمثل مسافات الحجم الزاوي. وباعتماد مسافات كونية نموذجية للعاكس (الانزياح الأحمر) والمصدر () ، نجد ذلك.

استبدال M () وفي Eq. (2.5) مع كتلة نموذجية M ونصف قطر R للعاكس ، قمنا بإدراج قيم في الجدول 1 للنسبة مع الأخذ في الاعتبار النجم والمجرة ومجموعة المجرات الموجودة على مسافات مختلفة.

 
الجدول 1: نسبة متوسط ​​كثافة الكتلة السطحية والحرجة ، نصف القطر الزاوي () والخطي () لحلقة أينشتاين لقيم مختلفة للكتلة M والمسافة ونصف القطر R للعاكس ، بافتراض أن (

نحن نرى فقط النجوم والمجرات الضخمة والمضغوطة للغاية وعناقيد المجرات ، التي تشكل حوافًا واعدة "للتصوير المتعدد".

في حالة التناظر المحوري ، من الواضح أنه في وجود عاكس فعال ، فإن المراقب الموجود على محور التناظر سيرى بالفعل حلقة (ما يسمى بـ "حلقة أينشتاين" ، راجع الشكل 10) من الضوء من مصدر بعيد. الجمع بين المعادلات. (2.1) - (2.3) ، يمكن التعبير بشكل ملائم عن نصف القطر الزاوي لهذه الحلقة

لقد أدرجنا أيضًا في الجدول 1 القيم النموذجية لأنواع مختلفة من المنحرفات الموجودة على مسافات مختلفة.

كما سنرى في تجربة عدسة الجاذبية الضوئية ، فإن قيمة المشتقة أعلاه مهمة جدًا لأنه يمكن استخدامها عادةً لتقدير الفصل الزاوي بين الصور ذات العدسات المتعددة في الحالات الأكثر عمومية حيث تكون حالة المحاذاة المثالية بين المصدر والمنحرف والمراقب لم يتم الوفاء به أو حتى بالنسبة لتوزيعات كتلة العدسة التي تنحرف بشكل كبير عن التناظر المحوري. مع العلم أن مسافات الحجم الزاوي تتناسب عكسياً مع ثابت هابل ، يمكن أن تؤدي فواصل الصور المرصودة إلى قيمة أو إلى قيمة M مضروبة في ثابت هابل ، إذا كانت الانزياحات الحمراء معروفة. هذا هو أبسط تطبيق فيزيائي فلكي مباشر لعدسات الجاذبية. نرى من الجدول 1 أنه بالنسبة لمصدر وعدسة تقع على مسافات كونية و) ، يمكن أن تختلف الزاوية من مايكرو قوس (انحراف نجمي) إلى قوس ثانية (عدسة المجرة) ، وما يصل إلى بعض عشرات من قوسي في حالة الكتلة. العدسات. دعنا نلاحظ أيضًا أخيرًا أن الشرط (2.4) للعاكس لإنتاج صور متعددة لمصدر بعدسة يتضح أنه قابل للتطبيق عادةً ، حتى في حالة عدم وجود تناظر محوري.

3. تجربة عدسة الجاذبية البصرية

لأغراض تعليمية ، من المفيد جدًا إنشاء واستخدام عدسات بصرية تحاكي انحراف أشعة الضوء كما هو مشتق في المعادلة. (2.1) في حالة عدسات الجاذبية المتماثلة محوريًا. يجب بالطبع أن تكون هذه العدسات الضوئية متناظرة دورانيًا ، ومسطحة من جانب واحد (من أجل البساطة) ولها ، على الجانب الآخر ، سطح محدد بطريقة تجعل الأشعة التي تتميز بمعامل تأثير تنحرف بالزاوية (انظر المعادلة ()). 2.1) والشكل 1). قام المؤلفون بتصنيع العدسات البصرية التي تحاكي خصائص انحراف الضوء بسبب الكتلة النقطية (راجع الثقب الأسود) ، كرة متساوية الحرارة ومجرة حلزونية (انظر الشكلين 2 و 3). تم اقتراح وصف تفصيلي لأشكالها في التمرين 3.

الشكل 1: انحراف شعاع الضوء الذي يمر عبر عدسة بصرية متناظرة محوريًا

3.1. التمرين 3: أشكال العدسات البصرية المتماثلة محوريًا

تطبيق قانون ديكارت (راجع المعادلة (1.2)) على الشعاع الموضح في الشكل 1 وبافتراض أن الزوايا (r و i) بين السطح البصري والأشعة الساقطة والمنكسرة صغيرة جدًا ، يمكننا أن نكتب العلاقة

حيث يمثل n هنا معامل انكسار العدسة بالنسبة للهواء. علاوة على ذلك ، حيث لدينا

وأن الظل للسطح البصري عند النقطة () يُعطى فقط بواسطة (انظر الشكل 1)

من الصواب اشتقاق شكل العدسة عن طريق المعادلة التفاضلية التالية

3.1.1. العدسة ذات الكتلة النقطية الضوئية

بالتعريف ، تتركز الكتلة M لنموذج العدسة النقطية في نقطة واحدة مثل تلك التي لدينا. من السهل بعد ذلك حل المعادلة. (3.4) واشتقاق سمك العدسة البصرية المقابلة كدالة لمعامل التأثير. نجد ذلك

حيث يمثل نصف قطر Schwarzschild للعدسة المدمجة. في الممارسة العملية ، يتم اختيار النقطة من أجل تحديد سمك معين (على سبيل المثال) للعدسة البصرية في نصف قطر محدد (على سبيل المثال). يوضح الشكل 2 أ الشكل الناتج لعدسة بصرية ذات "كتلة نقطية". يشبه إلى حد كبير سفح بعض كؤوس النبيذ التي ، لذلك ، شاع استخدامها في الماضي من قبل بعض علماء الفلك لمحاكاة تأثيرات العدسة. عدسة `` كتلة نقطية '' واقعية ، مصنوعة من مادة تشبه زجاج شبكي (معامل الانكسار n = 1.49 وقطرها 30 سم تم تصنيعها من قبل المؤلفين للقيمة الخاصة لـ Rالشوري= 0.3 سم ، المقابلة لنصف قطر شفارتزشيلد لثلث كتلة الأرض (انظر الشكل 3 ، على اليسار).

الشكل 2: عدة أمثلة على العدسات البصرية المتماثلة محوريًا التي تحاكي خصائص انحراف الضوء بسبب كتلة النقطة (أ) ، مجرة ​​SIS (ب) والمجرة الحلزونية (ج)

الشكل 3: أمثلة على عدسة بصرية من نوع "كتلة نقطية" (يسار) و "مجرة لولبية" (يمين) أنتجها المؤلفون. لقد استخدمنا هذه العدسات الخاصة ، المصنوعة من مادة تشبه زجاجي زجاجي (ن = 1.49 ، قطرها 30 سم) ، لمحاكاة تكوين صور متعددة لمصدر بعيد. تم وصف تجربة عدسة الجاذبية الضوئية في القسم 4

بالنسبة لحالة نموذج عدسة كروي متساوي الحرارة (يشار إليه فيما بعد باسم SIS) ، فمن المعروف أن كتلة هذه المجرة تزداد خطيًا مع معامل التأثير ، أي. وبالتالي يمكننا إعادة كتابة المعادلة. (3.4) في النموذج

حيث يمثل K ثابتًا موجبًا. يؤدي تكامل المعادلة أعلاه إلى الحل

وبالتالي فإن شكل عدسة SIS الناتجة هو مجرد مخروط متماثل محوريًا كما هو موضح في الشكل 8 ب.

3.1.3. العدسة البصرية "المجرة الحلزونية"

بالنظر إلى كثافة الكتلة السطحية الأسية

الذي يصف بشكل معقول التوزيع الكتلي لقرص مجرة ​​حلزوني له حجم مميز ، قد نشتق التوزيع الكتلي لمثل هذا الانحراف عن طريق العلاقة

يؤدي تكامل هذا التعبير الأخير إلى النتيجة على الفور

إدخال هذه النتيجة في المعادل. (3.4) وإجراء التكامل نجد ذلك

الشكل العام للعدسة البصرية "المجرة الحلزونية" موضح في الشكل 2 ج. يظهر في الشكل 3 عدسة "مجرة حلزونية" قطرها 30 سم ، أنتجها المؤلفون. تتميز هذه العدسة بالمعلمات الفيزيائية التالية: نصف قطر Schwarzschild مكافئ يعادل ثلث كتلة الأرض ، أي (انظر المعادلة (3.10)) ، و.

التجارب التعليمية ، عدسة الجاذبية ، Li & egravege

4. إعداد تجربة عدسة الجاذبية الضوئية

من أجل محاكاة تكوين الصور بعدسة من خلال توزيع كتلة معين (نقطة كتلة ، إلخ) ، استخدمنا الإعداد البصري الموضح في الشكل 1.


الشكل 1: إعداد تجربة عدسة الجاذبية الضوئية

يوجد مصدر ضوء مضغوط على الجانب الأيسر (غير مرئي بوضوح) ، ثم تأتي العدسة البصرية ذات الكتلة النقطية (انظر الشكل 3 ، في القسم 3 ، اليسار) التي تحرف أشعة الضوء تقريبًا مثل ثقب أسود به ثلث من كتلة الأرض. خلف العدسة ، نجد شاشة بيضاء بها فتحة صغيرة في المنتصف (عدسة ذات الثقب). علاوة على ذلك ، هناك شاشة كبيرة تُعرض عليها الصورة (الصور) ذات العدسة للمصدر (حلقة أينشتاين ، في هذه الحالة) كما يمكن رؤيتها إذا كانت عيننا موجودة في موضع الثقب. في المثال الموضح هنا ، يتم تعيين الثقب بدقة شديدة على المحور البصري لعدسة الجاذبية بحيث يتم محاذاة المصدر والعدسة والثقب (المراقب) تمامًا. يكشف بعض الدخان في هذه التجربة عن وجود خط بؤري زائف لامع على طول المحور البصري. يتألف تقاطع هذا الخط مع شاشة الثقب من بقعة بيضاء ساطعة (راجع الشكل 2 أ). لاحظ أن المناطق الساطعة التي تظهر على العدسة في الشكل 1 ناتجة أساسًا عن الضوء المتناثر. دعونا الآن ننتج نوعًا ثانيًا من سراب عدسة الجاذبية: عندما نحرك الثقب قليلاً جدًا بعيدًا عن محور التناظر (الشكل 2 ب) ، تنقسم حلقة أينشتاين إلى صورتين ، حيث يظل الفصل الزاوي قابلاً للمقارنة مع قطر حلقة أينشتاين (الشكل 2 ب). الشكل 2 ج).

الشكل 2: تجربة عدسة الجاذبية الضوئية: في هذه التجربة الأولى التي استخدمت لمحاكاة انحراف الجاذبية لأشعة الضوء بواسطة نموذج عدسة ذات كتلة نقطية ، تم تعيين الثقب (المراقب) بدقة شديدة على المحور البصري لعدسة الجاذبية بحيث يكون المصدر ، العدسة والمراقب محاذيان تمامًا (يسار). الصورة الناتجة هي حلقة أينشتاين (انظر الشكل 1). نظرًا لتحريك الثقب بعيدًا قليلاً عن محور التناظر (الوسط) ، تنقسم حلقة أينشتاين إلى صورتين (على اليمين).

يمكن محاكاة تأثيرات عدسة الجاذبية النموذجية غير المتماثلة (المفردة) ببساطة عن طريق إمالة العدسة البصرية حول محورها الرأسي. في هذه الحالة (انظر الشكل 3 أ) ، فإن الخط اللامع (البؤري) على طول المحور البصري الذي كان موجودًا في التكوين المتماثل (راجع الشكل 2 أ) قد تغير إلى سطح كاوي ثنائي الأبعاد ، يُنظر إلى قسم منه على أنه مادة كاوية على شكل ماسة (مصنوعة من أربعة طيات وأربع شرفات) في الطائرة ذات الثقب. ونتيجة لذلك ، فإن حلقة أينشتاين التي لوحظت في الحالة المتماثلة انقسمت الآن إلى أربع صور بعدسة (الشكل 3 ب). دائمًا ما ينشأ مثل هذا التكوين لأربع صور عدسية عندما يقع الثقب (المراقب) داخل الماس الذي يتكون من المادة الكاوية. دعونا نلاحظ على الفور أن مثل هذه المواد الكاوية تشكل خاصية عامة لعدسات الجاذبية ، فالخط البؤري في التكوين المتماثل هو مجرد حالة متدهورة. يوضح الشكل ثلاثي الأبعاد دمج صورتين من الصور الأربع في صورة واحدة ، مفردة ، ساطعة عندما يقترب الثقب من إحدى المواد الكاوية القابلة للطي (الشكل 3 ج). بعد مرور الثقب على المادة الكاوية القابلة للطي (انظر الشكل 3 هـ) ، اختفت الصورتان المدمجتان تمامًا (الشكل 3f).

الشكل 3: تجربة عدسة الجاذبية الضوئية لحالة العاكس الفردي غير المتماثل (انظر النص)

تحدث حالة مثيرة للاهتمام بشكل خاص عندما يكون الثقب (المراقب) قريبًا جدًا من أحد الشرفات (انظر الشكل 3g). تم دمج ثلاث من الصور الأربع السابقة في قوس مضيء واحد ، بينما تظهر الصورة الرابعة كصورة مضادة باهتة (الشكل 3 ح). بالنسبة للمصادر الكبيرة التي تغطي معظم المادة الكاوية ذات الشكل الماسي (الشكل 3i) ، لوحظ وجود حلقة آينشتاين كاملة تقريبًا (الشكل 3 ي) ، على الرغم من عدم محاذاة المصدر والعدسة والمراقب تمامًا ولا تزال العدسة مائلة. في هذه التجربة الأخيرة ، تمت محاكاة زيادة حجم المصدر عن طريق تكبير نصف قطر الثقب بعامل 4. من أجل إظهار أن هذه محاكاة صحيحة ، يمكن للمرء اعتبار الثقب والشاشة خلفه ككاميرا. يتضح بعد ذلك أن الزيادة في حجم الثقب تؤدي إلى صورة أكبر وأقل تركيزًا للمصدر المضغوط ، مما يقابل بالفعل زيادة في حجم المصدر. تحليل أكثر تفصيلا ودقة يؤكد هذه النتيجة.

في الجدول 1 ، نقدم أنظمة عدسات الجاذبية المعروفة التي تعرض تكوينات صور مماثلة لتلك العامة التي تمت محاكاتها في تجربة عدسة الجاذبية. الجدول 1 (انقر هنا للتوسيع): تمثل الأشكال a-g الضوء من مصدر بعيد يُعاد توزيعه على شاشة الثقب بواسطة عدسة بصرية متماثلة (a-b) أو عدسة بصرية غير متماثلة (c-g) ولأوضاع مختلفة من الثقب (مراقب). توضح الأشكال hn الصور ذات العدسة المقابلة المسقطة على الشاشة الكبيرة الموجودة خلف الشاشة ذات الثقب والأشكال أو تعرض أمثلة معروفة لمصادر الصور المضاعفة (0047-28078) ، 1009-0252 ، H1413 + 117 ، PG1115 + 080 ، HE1104-1805 ، Abell 370 و MG1131 + 0456). تم الحصول على الصور (p) و (r) و (s) و (t) باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، بينما تم الحصول على الصور الأخرى باستخدام مرافق أرضية (ESO و VLA / NRAO). بإذن من المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) ، معهد علوم التلسكوب الفضائي (STScI) الذي تديره وكالة ناسا AURA والمصفوفة الكبيرة جدًا (المرصد الفلكي الراديوي الوطني).

يمكن أيضًا استخدام تجربة عدسة الجاذبية الضوئية هذه لمحاكاة تكوين أقواس وأقواس مضيئة عملاقة متعددة تُرى بالقرب من عناقيد مجرية ضخمة في المقدمة. للقيام بذلك ، يمكننا ببساطة استبدال الشاشة ذات الثقب الفردي بورق مقوى مثقوب بعدة ثقوب. في حالة عدم وجود انحراف للضوء (أي ببساطة عن طريق إزالة العدسة البصرية) ، فإن الصور المباشرة (غير المشوهة) للمجرات الخلفية الدائرية يمكن رؤيتها بواسطة مراقب ، مثل تلك المعروضة على الشاشة البيضاء البعيدة (الشكل 4 ، على اليسار).

الشكل 4: الأقواس والأقواس المضيئة العملاقة (في المنتصف واليمين) الناتجة عن تشوه عدسة الجاذبية لمجرات الخلفية (يسار) بواسطة مجموعة أمامية

عند إدخال العدسة الضوئية بين مصدر الضوء وشاشة الثقوب المتعددة ، تتشوه صور مجرات الخلفية (الأقواس) و / أو تتحول إلى صور متعددة ، بما في ذلك الأقواس المضيئة العملاقة (انظر الشكلين 4 في المنتصف واليمين كأمثلة ممكنة). أثناء تغطية الثقوب بمختلف المرشحات الملونة الشفافة ، تبدو مجرات الخلفية المشوهة تشبه إلى حد كبير تلك التي لوحظت مع تلسكوب هابل الفضائي حول مجموعة المجرات الأمامية Abell 2218 (انظر البيان الصحفي HST). بشكل عام ، تكوينات الصورة الموضحة في التين. تم العثور على كل من 3a-j و 2b-c بين أنظمة عدسات الجاذبية المرصودة والتي يمكن الوصول إليها على إحدى صفحات الويب الخاصة بنا (انقر هنا). من الواضح بالطبع أنه إذا كانت عدستنا البصرية قد صنعت بشكل غير فردي في المركز (راجع العدسة البصرية "المجرة الحلزونية" الموضحة في الشكل 3 ، القسم 3 ، على اليمين) ، لكنا قد رأينا صورة إضافية متكونة في الجزء المركزي من العدسة. بالنسبة لمعظم العدسات المعروفة التي تحتوي على عدد زوجي من الصور المرصودة ، قد يكون هناك ثقب أسود في مركز العدسة. يمكن أن يفسر وجود قلب مضغوط أيضًا الصورة "المفقودة" منذ ذلك الحين ، فإن الصورة الباهتة جدًا التي يُتوقع رؤيتها بالقرب من المركز أو من خلاله ستكون أقل بكثير من حدود الاكتشاف التي يمكن تحقيقها حاليًا.

5. أمثلة أخرى للمواد الكاوية والتصوير المتعدد

5.1 عدسة الجاذبية وتجربة زجاج النبيذ

قد يكون تكوين صور متعددة لكوازار بعيد عن طريق تأثيرات انعكاس الجاذبية لمجرة في المقدمة أمرًا بسيطًا للغاية ، وبصدق ، من خلال تجربة زجاج النبيذ الموصوفة أدناه.

الشكل 1: تجربة كأس النبيذ. يتم استخدام مصدر ضوء مضغوط ومشرق ككوازار بعيد. يشوه كأس النبيذ الموجود على الطاولة (الشكل 2) أشعة الضوء من الكوازار وينتج مواد كاوية على شكل مثلث (انظر التوسيع في الشكل 3). من أجل رؤية الصور المتعددة من الكوازار البعيد ، ضع الزجاج على حافة الطاولة وإحدى عينيك حول المواد الكاوية (انظر النص)

من أجل إجراء هذه التجربة بنجاح ، يرجى استخدام شمعة ، أو مصدر ضوء مضغوط ومشرق كما هو موضح في الشكل 1 ، كمصدر لضوء الكوازار. يتم تعيين مصدر الضوء هذا على مسافة نموذجية تبلغ عدة أمتار ، وأعلى إلى حد ما ، من طاولة الذي يوضع عليه كأس مليء بالنبيذ. مثل عدسة الجاذبية ، فإن كأس النبيذ يشوه مجال الخلفية. يمكن رؤية هذا التشوه في الفراغ من خلال الزجاج في الشكل 2. وبسبب وجود كأس النبيذ ، لم يعد توزيع الضوء على المنضدة منتظمًا (انظر الشكل 1). خلف الزجاج مباشرة ، يمكن رؤية تركيزات أعلى من الضوء في بعض المواقع في شكل مواد كاوية (أي تقاطع المواد الكاوية ثلاثية الأبعاد مع مستوى الطاولة). الأخير ، في الحالة الراهنة ، مثلث تقريباً. تم تسمية الجوانب الثلاثة والقمم لهذه المواد الكاوية المثلثة باسم الطيات والشرفات ، على التوالي.

الشكل 2: عند النظر من خلال كأس النبيذ ، يكون تشويه حقل الخلفية (الورق المليمتر) بواسطة العدسة واضحًا جدًا

يظهر انفجار هذه المواد الكاوية في الشكل 3. الطيات ناتجة عن غلاف أزواج من أشعة الضوء المماس من الشمعة. نتيجة لذلك ، فإن المراقب الذي يضع عينه على حظيرة سيرى زوجًا من الصور المدمجة من الكوازار البعيد. ستظهر ثلاث صور مدمجة في موقع الحافة. لكي تكون قادرًا على وضع عينك في مواقع مختلفة فيما يتعلق بالمواد الكاوية ، يوصى بوضع الزجاج على حافة الطاولة. يمكنك بعد ذلك أيضًا ملاحظة أن العدد الإجمالي للصور يزيد بمقدار 2 عندما تعبر عينك ثنية من الخارج إلى داخل المواد الكاوية. يوضح الشكل 4 صورة تم التقاطها بكاميرا مثبتة في وسط المواد الكاوية. يمكن رؤية ما يصل إلى 9 صور مختلفة لمصدر الضوء المضغوط. كتمرين ، ارسم المخططات المختلفة التي توضح تكوينات الصور المتعددة لمصدر ضوء الخلفية لمواضع مختلفة من عينك فيما يتعلق بالمواد الكاوية (الطيات والشرفات) وقارنها مع تكوينات الصور المتعددة التي لوحظت للحالات المعروفة للتصوير المضاعف الكوازارات (معرض للصور يوضح حالات مختلفة من الكوازارات المصوّرة المتعددة متاح عبر عنوان URL: http://vela.astro.ulg.ac.be/grav_lens/.
لاحظ أن تكون المواد الكاوية للضوء هي سمة عامة جدًا في الطبيعة. ينشأ عندما يشوه جسم أمامي (راجع كأس النبيذ في التجربة أعلاه ، مجرة ​​تعمل كعدسة جاذبية ، واجهة متموجة بين الهواء والماء في حوض سباحة ، على بحيرة ، إلخ) تشوه انتشار أشعة الضوء من مصدر ضوء بعيد. على سبيل المثال ، لكل زوج - من بين المليارات - من الكوازارات والمجرات الموجودة في الكون ، تتشكل مواد كاوية ثلاثية الأبعاد معقدة إلى حد ما خلف كل مجرة. عندما يقترب مراقب من مثل هذه المواد الكاوية ، يرى الأول صورًا متعددة للكوازار البعيد. بسبب الحركة النسبية بين الكوازار والمجرة العدسية والمراقب ، فإن هذه الظاهرة لا تدوم إلى الأبد. يمكن إثبات أن العمر النموذجي لسراب كوني يشتمل على كوازار ومجرة عدسية تبلغ 20 مليون سنة.

الشكل 3: تكبير المواد الكاوية المثلثة الظاهرة في الشكل 1. تنتج المواد الكاوية من إعادة توزيع أشعة الضوء المنبعثة من الكوازار بواسطة كأس النبيذ الشكل 4: صور متعددة لمصدر الضوء المضغوط المرئي بواسطة هدف كاميرا فوتوغرافية موضوعة بالقرب من مركز المواد الكاوية

5.2 التصوير المتعدد كما تراه الحيتان وأسماك القرش

كما سبق ذكره في القسم السابق ، بسبب الرياح ، فإن الواجهة بين الهواء والماء في حمام السباحة ، على البحيرة ، على البحر ، وما إلى ذلك ، تكون مموجة ، ونتيجة لذلك ، فإن انتشار أشعة الضوء من مصدر بعيد (راجع الشمس والقمر وما إلى ذلك) يتشوه بعد دخوله الماء. هنا أيضًا ، يتم تشكيل المواد الكاوية المعقدة ويكرر الشكل 5 أ عرضًا لمثل هذه المواد الكاوية المتوقعة على جسم السباح في حوض السباحة. يوضح الشكل 5 ب جيدًا أيضًا المواد الكاوية المسقطة على جسم الحوت ، كما رسمها الرسام الأمريكي الشهير ميلر. وبالتالي لا شك في أنه عندما تعبر إحدى عيون الحوت ثنايا (أكواب على سبيل المثال) من المواد الكاوية المعقدة ، الشمس ، القمر. تظهر لهم في شكل صور متعددة تتحرك وتتغير باستمرار. تم تصوير هذه الصور المتعددة ، التي شاهدتها أسماك القرش الحقيقية داخل حوض السباحة الكبير في Sea World (أورلاندو) ، وتم إعادة إنتاجها في الشكلين 6 أ و 6 ب.

الشكل 5: المواد الكاوية للضوء المسقطة على قاع حوض السباحة (يسار) وعلى جسم حوت ، كما رسمها ميلر (يمين). يعمل ضوء الشمس (يسار) والقمر (يمين) في هذه الحالة كمصدر ضوء بعيد.

الشكل 6: صور متعددة شاهدتها أسماك القرش في حوض السباحة الكبير في سي وورلد (أورلاندا ، فلوريدا).

5.3 التصوير المتعدد في بيت المرايا

أخيرًا ، من الممتع مشاهدة صور متعددة للبشر في House of Mirrors ، وهي متاحة خلال معظم معارض المدينة الكبرى. تنتج هذه السراب عن طريق مرايا منحنية تشوه أشعة الضوء المنبعثة من المناطق المحيطة. تم نسخ العديد من الصور التي تم التقاطها خلال معرض أكتوبر Li & # 232ge في عام 1989 في الشكلين 6 أ و 6 ب. الشكل 7: صور متعددة لأبناء عالم الفلك تم تصويرهم في House of Mirrors خلال معرض Li & # 232ge أكتوبر في عام 1989

Surdej، J: 1990 ، ورقة مراجعة ، ملاحظات محاضرة في الفيزياء ، عدسة الجاذبية ، محرران Y. Mellier وآخرون ، المجلد 360 ، ص 57 ، "جوانب الرصد من عدسة الجاذبية"

Refsdal، S.، Surdej، J: 1992، First Invitation letter، XXIst IAU General Assembly، Highlights in Astronomy، ed. بيرجيرون ، المجلد 9 ، ص 3 ، "عدسة الجاذبية"

Refsdal، S.، Surdej، J: 1994، Reports Progress in Physics، Vol.57، 117، "Gravitational Lenses"


مراجعة منهجية لبرنامج نمذجة عدسة الجاذبية القوية

على الرغم من توسيع نشاط البحث في نمذجة عدسة الجاذبية ، لا يوجد برنامج معين يعتبر معيارًا. تمت كتابة الكثير من برامج نمذجة عدسة الجاذبية بواسطة محققين فرديين لاستخدامهم الخاص. تتوفر بعض برامج نمذجة العدسات الجاذبية للتنزيل مجانًا ولكنها متغيرة على نطاق واسع فيما يتعلق بسهولة الاستخدام وجودة التوثيق. تم إجراء هذه المراجعة لـ 13 حزمة برامج لتوفير مصدر واحد للمعلومات. تُصنف نماذج عدسة الجاذبية على أنها نماذج بارامترية أو نماذج غير بارامترية ، ويمكن تقسيمها أيضًا إلى برامج بحثية وتعليمية. تتضمن البرامج المستخدمة في البحث حزمة GRAVLENS (مع كل من عدسة Gravlens ونموذج العدسة) و Lenstool و LensPerfect و glafic و PixeLens و SimpLens و Lensview و GRALE. في هذه المراجعة ، تم تصنيف GravLensHD و G-Lens و Gravitational Lensing و Lens و MOWGLI على أنها برامج تعليمية مفيدة لإظهار جوانب مختلفة من العدسة. تتم مراجعة كل حزمة من حزم البرامج الـ 13 فيما يتعلق بميزات البرنامج (التثبيت ، والتوثيق ، والملفات المقدمة ، وما إلى ذلك) وميزات العدسة (نوع النموذج ، وبيانات الإدخال ، وبيانات الإخراج ، وما إلى ذلك) بالإضافة إلى استعراض موجز للدراسات حيث لقد تم استخدامها. أظهرت الدراسات الحديثة فائدة بيانات عدسة الجاذبية القوية لرسم خرائط الكتلة ، وتقترح زيادة استخدام هذه التقنيات في المستقبل. إلى جانب ظهور التصوير المحسن بشكل كبير ، هناك حاجة إلى أساليب جديدة لنمذجة أنظمة عدسات الجاذبية القوية. هذه هي المراجعة المنهجية الأولى لبرنامج نمذجة عدسة الجاذبية القوية ، مما يوفر للمحققين نقطة انطلاق لتطوير البرامج في المستقبل لمزيد من التقدم في أبحاث نمذجة عدسة الجاذبية.


عدسة جديدة جاهزة للقرب

تخيل الكاميرات الرقمية أو الهواتف الذكية بدون العدسات الضخمة أو النظارات ذات العدسات الرقيقة.

لطالما اعتقد الباحثون أن العدسات البصرية المسطحة فائقة النحافة للكاميرات أو الأجهزة الأخرى كانت مستحيلة بسبب الطريقة التي يجب أن تنحني بها كل ألوان الضوء من خلالها. وبالتالي ، كان على المصورين تحمل عدسات منحنية أكثر تعقيدًا وأثقل. لكن راجيش مينون ، الأستاذ في الهندسة الكهربائية وهندسة الكمبيوتر بجامعة يوتا ، طوروا وفريقه طريقة جديدة لإنشاء بصريات مسطحة ورقيقة ومع ذلك لا يزال بإمكانها أداء وظيفة ثني الضوء إلى نقطة واحدة ، وهي الخطوة الأساسية في إنتاج صورة.

نُشرت النتائج التي توصل إليها في ورقة جديدة بعنوان "العدسات الانعكاسية المصححة للانحراف اللوني للتركيز الفائق النطاق" في العدد الحالي من التقارير العلمية. شارك في تأليف الدراسة طلاب الدكتوراه بجامعة يوتا ، بنغ وانغ ، ونبيل محمد.

يقول مينون: "بدلاً من انحناء العدسة ، يمكن أن تكون مسطحة جدًا بحيث تحصل على فرص تصميم جديدة تمامًا لأنظمة التصوير مثل تلك الموجودة في هاتفك المحمول". "تصحح نتائجنا فكرة خاطئة واسعة الانتشار مفادها أن العدسات المسطحة الانكسارية لا يمكن تصحيحها لجميع الألوان في وقت واحد."

من أجل التقاط صورة فوتوغرافية في الكاميرا أو لتركيز عينيك على صورة من خلال النظارات ، يجب أن تمر الألوان المختلفة للضوء عبر العدسات وتتقارب إلى نقطة على مستشعر الكاميرا أو على شبكية العين. تعتمد طريقة انحناء الضوء من خلال العدسات المنحنية على المفهوم القديم المعروف باسم الانكسار ، وهو مبدأ مشابه لوضع قلم رصاص في كوب من الماء وتلاحظ أنه "ينحني" في الماء. للقيام بذلك ، ستستخدم الكاميرات عادةً مجموعة من العدسات المنحنية المتعددة لتركيز كل ألوان الضوء على نقطة واحدة. هناك حاجة إلى عدسات متعددة لأن الألوان المختلفة تنحني بشكل مختلف ، وهي مصممة لضمان أن جميع الألوان تأتي في نفس التركيز.

اكتشف مينون وفريقه طريقة لتصميم عدسة مسطحة يمكن أن تكون أرق 10 مرات من عرض شعرة الإنسان أو أنحف بملايين المرات من عدسة الكاميرا اليوم. يفعلون ذلك من خلال مبدأ يُعرف بالحيود حيث يتفاعل الضوء مع البنى المجهرية في العدسة وينحني.

يقول: "في الطبيعة ، نرى هذا عندما تنظر إلى أجنحة فراشات معينة. لون الأجنحة ناتج عن الحيود. إذا نظرت إلى قوس قزح ، فهو من الانعراج". "الجديد هو أننا أظهرنا أنه يمكننا بالفعل هندسة انحناء الضوء من خلال الانعراج بطريقة تجعل الألوان المختلفة تركز جميعها في نفس النقطة. وهذا ما اعتقد الناس أنه لا يمكن القيام به."

يستخدم باحثو مينون خوارزميات تم إنشاؤها خصيصًا لحساب هندسة العدسة بحيث يمكن للألوان المختلفة المرور عبرها والتركيز على نقطة واحدة. العدسة الناتجة ، والتي تسمى "العدسة اللونية الفائقة" ، يمكن أن تصنع من أي مادة شفافة مثل الزجاج أو البلاستيك.

تشمل التطبيقات الأخرى لنظام العدسة المحتمل هذا الأجهزة الطبية التي يمكن فيها للمناظير الداخلية الأرق والأخف وزنًا أن تنظر إلى جسم الإنسان. يمكن استخدامه أيضًا للطائرات بدون طيار أو الأقمار الصناعية ذات الكاميرات الأخف وزنًا حيث يكون تقليل الوزن أمرًا بالغ الأهمية. يمكن أن تأتي الهواتف الذكية المستقبلية مزودة بكاميرات عالية الطاقة لا تتطلب خروج العدسة من جسم الهاتف الرقيق ، مثل العدسة الآن لجهاز iPhone 6S.

الآن وقد أثبت مينون وفريقه أن المفهوم يمكن أن ينجح ، فهو يعتقد أن التطبيقات الأولى لأبحاثهم يمكن أن تصبح حقيقة واقعة في غضون خمس سنوات.


التطبيقات الكونية لعدسات الجاذبية

التاريخ حدث اكتشاف Walsh وآخرون (1979) لأول عدسة جاذبية حقيقية ، الكوازار مزدوج التصوير ، Q0957 + 56 1 ، في وقت مناسب ، بعد العديد من الأوراق النظرية ، وقبل الانتهاء من الراديو و مسوحات الكوازار الضوئية التي أسفرت منذ ذلك الحين عن أكثر من عشرة أمثلة لهذه الظاهرة. يمتد الاهتمام بالجاذبية لأكثر من سبعين عامًا (Eddington 19 19، Lodge 1 9 1 9). يبدو أن زويكي (1937 أ ، ب) كان أول من أدرك أن عدسة الجاذبية يجب أن يكون لها تأثير كبير على علم الكونيات ، والتخصيص ، والتعامل الخجول عن طريق & quot؛ وزن & quot السدم وتوفير تلسكوبات بدائية لتضخيم المصادر العدسية. أضاف اكتشاف المصادر شبه النجمية & quot؛ & quot؛ استخدامين محتملين آخرين للعدسات ، لقياس المسافة (Klimov 1963 ، Liebes 1 964 ، Refsdal 1964b) وكمساسات للتركيب النجمي للعدسات (Chang & amp Refsdal 1 979) ، كلاهما التي قد تؤتي ثمارها. تشكل هذه الموضوعات الأربعة الموضوع الرئيسي لهذه المراجعة. إن التحدي القائم على الملاحظة المتمثل في عدسات الجاذبية كبير ، وفي الواقع ، تم التعرف على العديد من الصعوبات بالفعل قبل 1 979.

مجلة

المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية والمراجعات السنوية -

نشرت: 1 سبتمبر 1992

الكلمات الدالة: أقواس العدسة الدقيقة الكوازارات المجرات عناقيد الكوزموغرافيا المادة المظلمة الثابتة هابل


محتويات

تعديل التاريخ المبكر

إن فرضية المادة المظلمة لها تاريخ مفصل. [17] في حديث تم تقديمه 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] كانت تقديرات زويكي خارجة بأكثر من مرتبة من حيث الحجم ، ويرجع ذلك أساسًا إلى القيمة القديمة لثابت هابل [30] ، وتظهر نفس الحسابات 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 ​​أندروميدا 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 أيضًا. [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 للأجسام 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 الحشود 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]

يتحقق 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. الكتلة (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 المظلمة العادية 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 بواسطة 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 التي يتم 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 التماثل ، 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 تصدر 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 ذات الكتلة GeV-TeV ، ستصبح غير نسبية قبل ذلك بكثير. 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 ستاويل ومنجم سودان ومختبر SNOLAB تحت الأرض في سودبوري ومختبر غران ساسو الوطني ومختبر كانفرانك 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 جسيمات أخرى). 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 استنتجوا 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 من خلال الاكتشافات 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.


مقدمة

الاندفاعات الراديوية السريعة (FRBs) هي عابرات ساطعة بفترات ملي ثانية في

ترددات جيجاهرتز ، التي أصلها المادي يخضع لنقاش مكثف 1،2. تقع معظم FRBs في خطوط عرض مجرية عالية ولديها مقاييس تشتت كبيرة بشكل غير طبيعي (DMs). ينسب DM إلى أصل وسط بين المجرات ، والانزياح الأحمر المقابل ض عادة & gt0.8. حتى الآن ، تم نشر أكثر من 30 FRBs 3. يعرض أحدهما ، FRB 121102 ، ميزة التكرار 4. يتيح تكرار FRB 121102 رصدات قياس التداخل الراديوي عالية الدقة للوقت لتصوير الدفقات مباشرة ، مما يؤدي إلى توطين المصدر في مجرة ​​تشكل النجوم في ض = 0.19273 بدقة أقل من الثانية القوسية 5. وهكذا تأكد الأصل الكوني لتكرار FRBs. بالنسبة إلى FRBs الأخرى ، على الرغم من عدم نشر أي دليل راسخ ، إلا أنه يُقترح بشدة أيضًا أن تكون ذات أصل كوني ، نظرًا لتوزيعها في جميع أنحاء السماء وقيمها الكبيرة بشكل غير طبيعي لـ DMs 2. من الممكن أن تتكرر جميع FRBs ، ولا يمكن ملاحظة سوى ألمعها. من ناحية أخرى ، من الممكن أيضًا أن تنشأ FRBs المتكررة وغير المتكررة من أسلاف مختلفة 6. ومن المثير للاهتمام ، أن هذه المصادر الراديوية العابرة من المحتمل أن تكون مقلوبة من النطاقات الصغيرة إلى الكبيرة ، على سبيل المثال ، من خلال عدسات البلازما في المجرات المضيفة 7 ، والعدسة الدقيقة للجاذبية بواسطة جسم مضغوط معزول وكتلة نجمية خارج المجرة 8،9 ، وعدسة جاذبية قوية بواسطة تدخل متداخل المجرة 10،11. نحن هنا نركز فقط على إمكانية وجود FRBs ذات العدسة بقوة الجاذبية وتطبيقاتها لإجراء علم الكونيات. لذلك ، في تحليلنا التالي ، تشير "FRBs العدسة" فقط إلى الحالة التي يكون فيها FRB شديد العدسة بقوة الجاذبية من قبل مجرة ​​متداخلة. لمجرة ذات كتلة من المادة المظلمة هالو ( sim10 ^ <12> M_ odot h ^ <- 1> ) (ح هو ثابت هابل بوحدات 100 كم ثانية −1 Mpc −1) ، والتأخير الزمني النموذجي والفصل الزاوي بين الصور المختلفة من FRBs بعدسات هي ( sim < cal O> ) (10 أيام) والترتيب ثانية قوسية على التوالي. لا يمكن حل هذه الصور المتعددة من FRBs العدسة بواسطة تلسكوبات المسح الراديوي نظرًا لأن الدقة الزاويّة النموذجية هي من أجل 10 arcmin. لذلك ، يمكن ملاحظة مصدر FRB غير المتكرر بعدسة كمصدر FRB متكرر ، يظهر من 2 إلى 4 رشقات مع تأخيرات زمنية محددة لعدة أيام. يمكن أن تختلف قيمة DM واتساع الانتثار لكل رشقة قليلاً أو حتى اختلافًا كبيرًا عن بعضها البعض اعتمادًا على خصائص البلازما على طول خطوط الرؤية المختلفة (LOS). لذلك من الصعب تحديد FRBs غير المتكرر بعدسة. ومع ذلك ، إذا تم عدسات FRB المتكررة بقوة بواسطة مجرة ​​متداخلة ، فإن سلسلة من الصور المتعددة من نفس المصدر ستعرض نمطًا ثابتًا في تأخيراتها الزمنية المتبادلة ، وتظهر مرارًا وتكرارًا عندما نكتشف الدفقات المتكررة 11. تشير ملاحظات FRB 121102 في الراديو ونظيرتها في البصري إلى أن هذا المكرر غير مقلوب (لا توجد مجرة ​​عدسة متداخلة أو صور متعددة للمضيف) وأن التكرار الجوهري يحدث بشكل عشوائي. لذلك ، فإن النمط الزمني الثابت المرتبط بمصدر FRB المتكرر في المستقبل سيكون بمثابة توقيع مدفع تدخين أنه محسوس بقوة. ستنتقل كل رشقة تنبعث من المصدر عبر مسارات مختلفة للوصول إلى المراقب مع تأخيرات زمنية. إذا كان من الممكن تصوير هذه الدفقات العدسية ، فيجب أن تظهر كصور مختلفة في السماء. قد تختلف أطيافها ومنحنياتها الضوئية اختلافًا طفيفًا عن بعضها البعض بسبب المسارات المختلفة التي سافروا خلالها ، لذلك قد لا تكون مورفولوجيا الدفقات هي السمة الرئيسية لتحديد FRBs العدسية. بالنسبة لسلسلة من الرشقات المتكررة المتولدة عشوائيًا ، يجب أن يكون الفارق الزمني الجوهري بين رشقتين متجاورتين هو نفسه لجميع الصور ذات العدسة (صورتان أو أربع). لذلك ، فإن نمط الوقت الثابت لجميع الرشقات المتكررة هو أقوى دليل لتحديد نظام FRB بعدسات. بمجرد أن يسجل تلسكوب المسح نمطًا زمنيًا ثابتًا يتكرر مرتين أو أربع مرات مع تأخير ( sim < cal O> ) (10 أيام) ، يمكن عندئذٍ استخدام تلسكوبات راديوية أكثر قوة مثل مجموعة كبيرة جدًا (VLA) أو SKA المستقبلي لمراقبة المزيد من التكرارات وحل الصور المتعددة للرشقات. وفي الوقت نفسه ، يمكن للمرء أن يلاحظ المصدر باستخدام تلسكوبات بصرية وقريبة من الأشعة تحت الحمراء (IR) للتعرف على مجرة ​​عدسة متداخلة بالقرب من LOS بالإضافة إلى الصور المتعددة للمجرة المضيفة (حلقة أو أقواس أينشتاين) مع فواصل زاوية بترتيب الثواني القوسية . إذا كانت مواقع الصور في كل من نطاقي الراديو والبصرية (أو القريبة من الأشعة تحت الحمراء) تتطابق مع بعضها البعض ، بالاقتران مع نمط تكرار التأخير الزمني الثابت المذكور أعلاه ، يمكن تأكيد نظام FRB ذي العدسة وتحديد المضيف ومجرات العدسة.

تشير ملاحظات FRB الحالية إلى معدل FRB عالي بما فيه الكفاية لكل السماء

10 3 –10 4 يوميًا 2،12. المسوحات القادمة مثل الخلفية الرقمية لجامعة سوينبرن للتكنولوجيا لصفيف تلسكوب مولونجلو المرصد التجميعي (UTMOST) 13 ، كثافة الهيدروجين وتحليل في الوقت الحقيقي eXperiment (HIRAX) 14 ، تجربة رسم خرائط كثافة الهيدروجين الكندية (CHIME) 15 ، وخاصة سيعمل مشروع SKA 16 على رسم خريطة لجزء كبير من السماء بمعدل اكتشاف FRBs من & gt100 يوميًا 17. بالنسبة لـ FRB يحدث في ض & gt 1 ، فإن احتمال أن يتم تصويره بقوة هو

عدد قليل × 10 −4 18. نتيجة لذلك ، ستتمتع الاستطلاعات الراديوية المستقبلية ، مثل SKA ، بالقدرة على اكتشاف & gt10 FRBs ذات العدسة القوية كل عام 9،10،11. وفقًا للبيانات الحالية ، على الأقل 3٪ (1/30) لوحظ أن FRBs تكرر FRBs. بتقدير متحفظ ،

من المتوقع أن تتراكم 10 FRBs متكررة العدسة بقوة خلال 30 سنة مع تشغيل SKA.

10 −9) بين المدة القصيرة لكل رشقة ( sim < cal O> ) (مللي ثانية) ووقت تأخير عدسة المجرة النموذجي ( sim < cal O> ) (10 أيام) ، الوقت يمكن قياس التأخيرات بين صور هذه الأنظمة بدقة كبيرة. علاوة على ذلك ، نظرًا للتعيينات الدقيقة للغاية لصور FRB العدسية من ملاحظات VLA العميقة (أو ملاحظات SKA المستقبلية) والصور النظيفة عالية الدقة للمجرة المضيفة بدون نواة مجرة ​​نشطة مبهرة (AGN) ، يمكن أيضًا أن يكون ملف تعريف الكتلة للعدسة على غرار بدقة عالية. لذلك ، نقترح أن أنظمة FRB العدسية يمكن أن تكون مسبارًا قويًا لدراسة علم الكونيات. تتوقع نظرية العدسة أن الاختلاف في وقت الوصول بين الصورة أ والصورة ب ، أي "التأخير الزمني" ΔτAB، يتم التعبير عنها كـ


ضمن صورة معينة من عدة صور تنتج عدسة جاذبية ، هل ينطبق مبدأ فيرما؟ - الفلك

يعتمد نموذج المادة المظلمة الباردة (CDM) على الفرضية القائلة بأن جزءًا كبيرًا (حوالي 23 & # x25 [1]) من محتوى الطاقة في الكون يتكون من جسيمات غير باريونية ، تتفاعل في الغالب من خلال الجاذبية وتتحرك مع غير نسبي السرعات منذ أقدم عهود تكوين الهيكل. في حين أن هذا السيناريو كان ناجحًا للغاية في شرح تكوين الهياكل واسعة النطاق في الكون (المجرات ، ومجموعات المجرات ، والعناقيد المجرية) ، لم يتم تأكيد تنبؤاته على المقاييس تحت المجرية بأي طريقة مقنعة بعد. على العكس من ذلك ، هناك سمتان على الأقل لمحاكاة آلية التنمية النظيفة الحالية التي يبدو أنها تتعارض مع البيانات التجريبية: وجود شرفات عالية الكثافة في مراكز هالات المادة المظلمة ، وطيف غني من البنى التحتية داخل كل هالة. ومع ذلك ، لا يوجد إجماع حول مدى خطورة هذه المشكلات بالفعل بالنسبة لنموذج آلية التنمية النظيفة.

يتم تجميع هالات CDM الضخمة بشكل هرمي من الهالات الأصغر. عندما تسقط هذه الوحدات الفرعية في البئر المحتمل للهالات الكبيرة ، فإنها تعاني من تجريد مدّي للمواد التي ينتهي بها الأمر في مكون المادة المظلمة الملساء في الهالة التي ابتلعتها. نظرًا لأن هذه عملية قد تستغرق عدة مليارات من السنين حتى تكتمل ، فإن العديد من هذه الهالات الأصغر تبقى على قيد الحياة مؤقتًا في شكل سوبهالوس (تُعرف أيضًا باسم بنية هالة أو تكتلات فرعية) داخل الهالة الأكبر. وفقًا لعمليات المحاكاة الحالية ، يجب أن يكون حوالي 10 & # x25 من الكتلة الفيروسية لهالة CDM بحجم مجرة ​​درب التبانة في شكل subhalos في العصر الحالي [2 ، 3]. بسذاجة ، قد يتوقع المرء أن تتشكل المجرات القزمية في هذه الهالات منخفضة الكتلة قبل الاندماج ، مما قد ينتج عنه أعداد كبيرة من المجرات الساتلية داخل هالة CDM لكل مجرة ​​كبيرة. مشكلة طويلة الأمد مع هذه الصورة هي أن عدد subhalos الذي تنبأت به المحاكاة يتجاوز بكثير عدد المجرات القزمة التي شوهدت في محيط المجرات الكبيرة مثل مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا [4 ، 5]. أصبح هذا معروفًا بمشكلة الأقمار الصناعية & # x201cmissing. & # x201d هناك نقص مماثل في المجرات القزمة مقارنة بعدد الهالات المظلمة المتوقعة واضح أيضًا داخل هالات المادة المظلمة ذات الحجم الجماعي [6]. في حين ركزت معظم الدراسات على التناقض بين عدد المجرات الفرعية والمجرات الساتلية المرصودة ، فإن التناقض لا يزال قائماً في مجتمع المجال أيضًا. بمعنى ما ، فإن الأقمار الصناعية المفقودة هي مجرد جانب واحد من مشكلة أكثر عمومية & # x2014 عدم التطابق بين نهاية الكتلة المنخفضة لوظيفة كتلة المادة المظلمة ووظيفة اللمعان للمجرات القزمة [7].

تم اقتراح عدد من الحلول المحتملة لمشكلة الأقمار الصناعية المفقودة في الأدبيات. يمكن تصنيفها إلى ثلاث فئات مختلفة ، اعتمادًا على الطريقة التي يقترحونها للإجابة على السؤال & # x201c هل توجد subhalos في الأرقام التي تنبأت بها محاكاة آلية التنمية النظيفة؟ & # x201d

لا . في الفئة الأولى ، وجدنا تعديلات على خواص المادة المظلمة التي تعمل على تقليل أعداد الهالات منخفضة الكتلة وما تحت الهالة ، بما في ذلك المادة المظلمة الدافئة [8] ، المادة المظلمة ذاتية التفاعل [9] ، المادة المظلمة الضبابية [10] ] ، والمادة المظلمة في شكل superWIMPs [11] ، ولكن أيضًا نماذج التضخم التي تنتج القطع المطلوب في طيف تذبذب الكثافة البدائية [12].

نعم . هنا ، نجد عمليات لمنع تشكل النجوم في الهالات منخفضة الكتلة [13 & # x2013 17] وانحرافات الملاحظة التي من شأنها أن تضع المجرات الناتجة & # x201cdark & ​​# x201d [7 ، 18] خارج نطاق الاستطلاعات الحالية [19 & # × 2013 23]. في حين أن هذه الآليات قد تكون قادرة على حل مشكلة الأقمار الصناعية المفقودة كما تم تعريفها في الأصل ، فإن الحلول من هذا النوع تشير ضمناً إلى أن عددًا كبيرًا من سوبهالوس آلية التنمية النظيفة منخفضة الكتلة (التي تستضيف مجموعات نجمية باهتة جدًا أو لا شيء على الإطلاق) يجب أن تنتظر الاكتشاف.

نعم ، ولكن ليس في منطقتنا. الاحتمال الأخير هو أن التشتت الكبير من الهالة إلى الهالة في الكسر الكتلي تحت الهالة ربما يكون قد ترك مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا جالسين داخل هالات آلية التنمية النظيفة مع عدد قليل بشكل غير عادي من subhalos مقارنة بالمتوسط ​​الكوني [24 ، 25]. وهذا يعني أن أعدادًا كبيرة من سوبهالوس آلية التنمية النظيفة (سواء كانت ساطعة أو مظلمة) يجب أن تنتظر الاكتشاف بالقرب من المجرات البعيدة.

قد تلعب عدسة الجاذبية دورًا مهمًا في السعي لتحديد أي من هذه الحلول المختلفة هو الحل الصحيح. في حالة وجود subhalos ، يمكن استخدام العدسة من حيث المبدأ لاكتشاف حتى تلك التي تكون باهتة جدًا بحيث لا يمكن ملاحظتها من خلال وسائل أخرى. في حالة عدم وجود subhalos ، يجب أن يكون غياب تأثيرات العدسة التي يسببها subhalo قادراً على إخبارنا بذلك. الهدف من هذه الورقة هو شرح كيف يمكن تحقيق ذلك والإشارة إلى بعض المخاطر المحتملة على طول الطريق. سيتم وصف المادة بمستوى يمكن فهمه حتى بالنسبة لطلاب الدكتوراه المبتدئين ، مع التركيز على الصورة الكبيرة بدلاً من التفاصيل الحسابية للعدسات.

في القسم 2 ، نراجع خصائص مجتمع CDM subhalo ، كما هو مستدل من عمليات محاكاة N-body الحالية.يوضح القسم 3 التأثيرات الأربعة المتوقعة للعدسة بواسطة CDM subhalos & # x2014flux نسبة الشذوذ ، والتأثيرات الفلكية ، وتشوهات الصورة على نطاق صغير ، وتأثيرات تأخير الوقت & # x2014 ، والتي يتم تناولها بعد ذلك بمزيد من التفاصيل في القسمين 4 & # x2013 7. تمت مناقشة عدد من الأسئلة المفتوحة والآفاق المستقبلية في القسم 8.

2. خصائص سوبهالوس الباردة المظلمة

تشير عمليات محاكاة الجسم N إلى أن الأجزاء الفرعية داخل هالة آلية التنمية النظيفة بحجم المجرة تتبع دالة كتلة من النوع:

(1) d N d M sub & # x221d M sub - & # x3b1 ، مع & # x3b1 & # x2248 1.9 [2 ، 26] ، وإن كان ذلك مع تشتت هالة إلى هالة غير مؤهل عند الطرف عالي الكتلة (M sub & # x2273 5 & # xd7 1 0 8 & # x2009 M & # x2299) [2، 25]. يمكن لعمليات المحاكاة الحالية لكامل هالات المادة المظلمة بحجم المجرة أن تحل الهالات الفرعية بكتل وصولاً إلى M sub & # x7e 1 0 5 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 ، ولكن قد تمتد وظيفة الكتلة إلى أسفل إلى القطع في طيف قدرة تذبذب الكثافة ، والذي يتم تعيينه بواسطة الخصائص التفصيلية لجزيئات CDM. بالنسبة للعديد من أنواع WIMPs (على سبيل المثال ، نيوترالينوس) يقع هذا الفاصل عند & # x7e 1 0 - 6 & # x2009 M & # x2299 [27 & # x2013 32] ، لكن مرشحين آخرين لـ CDM قد يغيرون كتلة الاقتطاع هذه إلى حد كبير. على سبيل المثال ، قد تسمح الأكسيونات بوجود هالات ذات كتل منخفضة مثل 1 0 - 12 & # x2009 M & # x2299 [33]) ، بينما عدد قليل جدًا من الهالات ذات الكتل الأقل من 1 0 4 - 1 0 7 & # x2009 M & # x2299 متوقع في حالة المادة المظلمة الكتلية MeV [34]. الكتلة الكلية المحتواة في subhalos التي تم حلها (على سبيل المثال ، M sub & # x2273 1 0 5 & # x2009 M & # x2299) داخل هالة CDM بحجم المجرة تصل إلى جزء كتلة subhalo حول f sub & # x2248 0.1 ، واستنباط وظيفة الكتلة المعطاة بواسطة (1) تجاه كتل أقل لا تعزز هذا كثيرًا [2].

نظرًا لأن subhalos يتم تعطيلها بسهولة أكبر في المناطق الوسطى من الهالة الأم ، تميل مجموعة subhalo إلى أن تكون أقل تركيزًا مركزيًا من مكون CDM السلس. يمكن وصف التوزيع المكاني للأجزاء الفرعية ضمن r 200 ، نصف القطر الذي تنخفض فيه كثافة الهالة إلى أقل من 200 مرة من الكثافة الحرجة للكون ، بواسطة [35]

(2) N (& # x3c x) = N (& # x3c r 200) 12 x 3 1 + 11 x 2 ، حيث تشير x = r / r 200 و N إلى عدد subhalos داخل نصف قطر معين. وتجدر الإشارة إلى أن هذه النتيجة تستند إلى محاكاة آلية التنمية النظيفة فقط ، وأن وجود الباريونات داخل المناطق الفرعية قد يجعلها أكثر مقاومة لاضطراب المد والجزر ، وبالتالي زيادة كثافتها العددية في المناطق الداخلية من الهالات الأم [36]. أشارت بعض عمليات محاكاة هالات الكتلة العنقودية إلى أن التوزيع المكاني للكتلة الفرعية قد يكون دالة للكتلة الفرعية ، بمعنى أن سوبهالوس عالية الكتلة تميل إلى تجنب المناطق المركزية أكثر من المناطق منخفضة الكتلة [37 ، 38] ، لكن هذا لم تؤكده المحاكاة الأخيرة لهالات بحجم المجرة [2 ، 39].

بينما يُستخدم المصطلح subhalo عادةً للإشارة إلى الكتل الموجودة داخل نصف قطر الفيروسي (أو ، بدلاً من ذلك ، r 200) من هالة CDM كبيرة ، هناك أيضًا عدد كبير من التكتلات منخفضة الكتلة تقع خارج هذا الحد مباشرةً [39 ، 40] . كان بعضها سابقًا سوبهالوس حسن النية ، والبعض الآخر ملزم بالمغامرة داخل نصف القطر الفيروسي في المستقبل القريب. يمكن أن تظهر مثل هذه الأجسام من خلال الإسقاط بالقرب من خطوط الرؤية التي تمر عبر مراكز المجرات الكبيرة ، وبالتالي قد تكون مهمة في بعض حالات العدسة.

الهيكل الداخلي لل subhalos لا يزال موضع نقاش كبير. نظرًا لأن الهالات منخفضة الكتلة تتراكم بواسطة هالات أكثر ضخامة وتصبح سوبهالوس ، تحدث خسارة كبيرة في الكتلة ، بشكل تفضيلي من مناطقها الخارجية. لذلك قد يتأثر شكل الجزء الخارجي من ملف تعريف الكثافة الفرعية بشكل خطير بالتعرية بينما يتم ترك المظهر الجانبي الداخلي سليمًا إلى حد ما. في العديد من دراسات العدسة ، تعتبر سوبهالوس آلية التنمية النظيفة عبارة عن مجالات متساوية الحرارة (SIS) أو حتى كتل نقطية. هذا بشكل أساسي من أجل البساطة & # x2014 ، خصائص العدسة لهذه الكائنات معروفة جيدًا ، ولكن لا تفضل الملاحظات والنظرية والمحاكاة نماذج من هذا النوع للأجزاء الفرعية التي تنبأت بها آلية التنمية النظيفة (انظر [41] للاطلاع على المراجع).

يحتوي نظام معلومات السلامة (SIS) على ملف تعريف كثافة مقدم بواسطة ،

(3) & # x3c1 SIS = & # x3c3 v 2 2 & # x3c0 G r 2 ، حيث & # x3c3 v هو تشتت سرعة خط البصر. أثبت هذا النموذج نجاحه مع المجرات الضخمة المسؤولة عن العدسة القوية (انظر القسم 3.1) بمقاييس ثانية قوسية [42 ، 43]. يحتوي ملف تعريف كثافة SIS على منحدر داخلي حاد (& # x3c1 & # x221d r & # x3b2 مع & # x3b2 = - 2) ، والذي يُعتقد في حالة المجرات الضخمة أنه بسبب الباريونات المضيئة الموجودة في مناطقها الداخلية . يساهم هذا المكون الباريوني بشكل كبير في كثافة الكتلة الإجمالية في المركز ، وقد يكون تكوينه على نطاقات زمنية كونية قد تسبب أيضًا في تقلص هالة آلية التنمية النظيفة نفسها ، مما أدى إلى انحدار المنحدر الداخلي لملف تعريف الكثافة الخاص بها [44 & # x2013 47].

من غير المحتمل أن تحتوي هالات CDM منخفضة الكتلة التي لم تتشكل أبدًا على العديد من النجوم على ملامح كثافة شديدة الانحدار. بدلاً من ذلك ، يجب أن تشبه ملامح كثافة الهالة المشتقة من عمليات محاكاة آلية التنمية النظيفة فقط. ملف تعريف الكثافة NFW [48] ، مع منحدر داخلي & # x3b2 = - 1 ، خدم لعدد من السنوات كملف تعريف كثافة معياري لهالات آلية التنمية النظيفة ، ويُعطى بواسطة

(4) & # x3c1 NFW (r) = & # x3c1 i (r / r S) (1 + r / r S) 2 ، حيث r S هو نصف قطر المقياس المميز للهالة و & # x3c1 i مرتبط لكثافة الكون في وقت الانهيار. يلزم إجراء تعديلات على هذه الصيغة بمجرد أن تصبح الهالات سوبهالوس ويتم تجريدها من المد والجزر. تم إجراء محاولات لتحديد تأثيرات فقدان الكتلة هذا على ملف تعريف كثافتها بواسطة Hayashi et al. [49] وكازانتزيديس وآخرون. [50].

ومع ذلك ، لا يزال الجدل قائمًا حول ما إذا كان ملف تعريف NFW يعطي أفضل تمثيل لهالات آلية التنمية النظيفة (وبالتالي ، سوبهالوس قبل التجريد). استنادًا إلى عمليات المحاكاة الحديثة عالية الدقة ، جادل البعض من أجل منحدر داخلي أكثر انحدارًا قليلاً (& # x3b2 & # x2248 - 1.2 انظر [51]) مع اختلافات كبيرة من الهالة إلى الهالة ، في حين فضل البعض الآخر منحدرًا داخليًا أقل عمقًا [ 2 ، 52 & # x2013 54]. ملفات تعريف الكثافة الداخلية شديدة الانحدار مثل نموذج SIS (3) ، ومع ذلك ، يتم استبعادها بالإجماع. على الرغم من أن البنية الداخلية للعناصر الفرعية قد تكون غير مهمة نسبيًا في بعض حالات العدسة ، إلا أنها قد تكون حاسمة في حالات أخرى [55]. بالنسبة لاختبارات العدسة التي تكون حساسة للانحدار الدقيق لملف تعريف الكثافة الداخلية لسوبهالوس [41] ، قد يكون التشتت تحت الهالو إلى سوبهالو في هذه الكمية مهمًا جدًا أيضًا.

3. عدسة الجاذبية بواسطة Subhalos المادة المظلمة الباردة

تركز غالبية الطرق التي تهدف إلى التحقيق في subhalos CDM من خلال عدسة الجاذبية على اكتشاف subhalos خارج المجموعة المحلية (عادةً عند الانزياحات الحمراء z & # x2248 0.5 - 1.0). في حين أن subhalos الموجود داخل هالة المادة المظلمة في مجرة ​​درب التبانة سيؤدي أيضًا إلى ظهور العدسة ، سيكون من الصعب جدًا اكتشاف هذه التأثيرات وفصلها عن الظواهر الأخرى. لقد تم اقتراح أن سوبهالوس آلية التنمية النظيفة حول مجرة ​​درب التبانة يمكن اكتشافها من خلال التأخير الزمني الجاذبي الذي تفرضه على النجوم النابضة بالمللي ثانية [56 ، 57] ، لكن المقاييس الزمنية والاحتمالات لمثل هذه الأحداث تشير إلى أن هذا قابل للتطبيق فقط للنجوم المنخفضة للغاية- نهاية الكتلة لوظيفة الكتلة الفرعية (M & # x3c 1 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299). في ما يلي ، سوف نركز على حالات العدسة ذات الصلة بالسوبالوس على مسافات كونية.

3.1. عدسة قوية وضعيفة

يمكن تقسيم تأثيرات عدسة الجاذبية إلى نظامين ، عدسات قوية وضعيفة ، اعتمادًا على مستوى تشويه الصورة الناتج. يمكن أن يحدث العدسة القوية عندما تتجاوز كثافة الكتلة السطحية على طول خط رؤية معين قيمة حرجة معينة (تعتمد على الانزياح الأحمر) وترتبط بالتكبير العالي والصور المتعددة والأقواس والحلقات في مستوى العدسة. في الممارسة العملية ، تميل العدسة القوية إلى الحدوث عندما يكون خط الرؤية من المراقب إلى المصدر قريبًا جدًا من مركز مجرة ​​أو عنقود مجرة ​​، حيث يتم الوصول إلى كثافة سطحية عالية بما فيه الكفاية. يحدث العدسة الضعيفة في مناطق كثافة الكتلة السطحية دون الحرجة & # x2014 in ممارسة عندما تكون العدسة بعيدة عن خط البصر & # x2014 وتؤدي إلى تكبير صغير وتشوهات خفيفة في الصورة. يتم توضيح الحالتين بشكل تخطيطي في الشكل 1.

عدسة ضعيفة وقوية. (أ) يحدث ضعف العدسة عندما تقع العدسة (موضحة هنا بمجرة بيضاوية رمادية اللون ، محاطة بهالة من المادة المظلمة التي تمتد إلى الدائرة الخارجية) بعيدًا نسبيًا عن خط الرؤية بين المراقب (العين) ومصدر ضوء الخلفية (نجمة). في هذه الحالة ، حيث يغيب خط الرؤية عن المجرة المركزية ، يتم إنتاج صورة واحدة فقط ، تخضع لتكبير خفيف وتشويه. لا يمكن اكتشاف توقيعات هذا إلا بالمعنى الإحصائي ، من خلال دراسة تأثيرات العدسة الضعيفة على أعداد كبيرة من مصادر الإضاءة الخلفية. (ب) يمكن أن يحدث الانعكاس القوي عندما تكون المنطقة المركزية الكثيفة لمجرة العدسة محاذية جيدًا لخط البصر. قد يصل الضوء من مصدر ضوء الخلفية إلى المراقب على طول مسارات مختلفة ، تقابل صورًا منفصلة في السماء. ترتبط هذه الحالة أيضًا بالتكبير العالي والتشوهات القوية للصورة. تم تضخيم الانحراف الزاوي في هذا الشكل ، كما هو الحال في جميع الأشكال اللاحقة ، إلى حد كبير من أجل الوضوح.

بشكل عام ، العدسة الضعيفة شائعة للغاية في الكون (على مستوى ما ، يتأثر كل مصدر ضوء واحد) ولكنه غير واضح ولا يمكن اكتشافه إحصائيًا إلا من خلال دراسة عدد كبير من مصادر الضوء العدسية. من ناحية أخرى ، تعد تأثيرات العدسة القوية نادرة ولكنها مثيرة ويمكن رصدها بسهولة في المصادر الفردية. تنتمي جميع الاستراتيجيات المنشورة للكشف عن subhalos CDM (في النطاق الكتلي ذي الصلة بمشكلة القمر الصناعي المفقود) من خلال العدسة إلى فئة العدسة القوية.

3.2 Macrolensing و Millilensing

يمكن تقسيم العدسة القوية إلى فئات فرعية ، اعتمادًا على الفصل الزاوي النموذجي للصور المتعددة المنتجة: العدسة الكبيرة (& # x2273 0.1 ثانية قوسية) ، الميللينسينج (& # x7e 1 0 - 3 ثوان قوسية) ، العدسة الدقيقة (& # x7e 1 0 - 6 ثوان قوسية) ، nanolensing (& # x7e 1 0-9 ثانية قوسية) ، وهكذا. عندما تكون المجرات الكبيرة (M & # x7e 1 0 12 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) مسؤولة عن العدسة ، يقع فصل الصورة عادةً في نطاق العدسة الكبيرة ، بينما تعطي النجوم ذات الكتلة الشمسية الفردية صورة الفصل في نظام العدسة الدقيقة. نظرًا لأن جميع الكائنات ذات الصور المتعددة التي تم حلها بسبب عدسة الجاذبية لها فواصل للصور تبلغ & # x2273 0.1 ثانية قوسية ، غالبًا ما يستخدم مصطلح العدسة القوية بشكل مترادف مع العدسة الكبيرة. العدسة بواسطة كائنات كتل المجرة القزمة (& # x7e 1 0 6-1 0 10 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) ، مثل وحدات CDM الفرعية ذات الصلة بمشكلة القمر الصناعي المفقود ، تم تقديرها بـ يؤدي إلى ظهور الميلان ، على الرغم من أن الفصل الدقيق للصورة يعتمد على البنية الداخلية لهذه الكائنات. في هذا البحث ، سنستخدم المصطلح millilensing للبساطة لجميع تأثيرات العدسة المرتبطة بكتلة المجرة القزمية subhalos ، بغض النظر عما إذا تم إنتاج صور متعددة أم لا. أحيانًا ما يستخدم مصطلح العدسة المتوسطة للإشارة إلى هذا النوع من العدسة (بمقاييس زاوية وسيطة بين العدسة الدقيقة والعدسة الكبيرة) ، ولكن نظرًا لأن هذه الكلمة لها أيضًا معنى بديل في أدبيات العدسات التثاقلي [58] ، سنتجنبها هنا.

3.3 مصادر الضوء المناسبة

من حيث المبدأ ، قد يتأثر أي مصدر ضوء بعيد بواسطة subhalos على طول خط البصر. يتم توضيح الوضع بشكل تخطيطي في الشكل 2 (أ). يمر خط رؤية عشوائي باتجاه مصدر الضوء خارج الحجم المحلي داخل نصف القطر الفيروسي للعديد من هالات CDM بحجم المجرة [59] ومن ثم قد يتقاطع مع subhalos في أي مكان على طول خط البصر. ومع ذلك ، فإن احتمال إصابة subhalo صغير نوعًا ما في هذه الحالة ، وقد تمر خطوط الرؤية من هذا النوع أيضًا عبر هالات المجال منخفضة الكتلة (أي أسلاف subhalos) [60 & # x2013 63]. لذلك سيكون من الصعب التمييز بين تأثيرات العدسة الناتجة عن هذين النوعين من العدسات. في حين أن نهاية الكتلة المنخفضة لمجموعة هالة المجال قد تكون مثيرة جدًا في حد ذاتها ، فإن العدسة بواسطة هذه الكائنات غالبًا ما تعتبر & # x201cbackground & # x201d غير مرغوب فيها عند محاولة معالجة مشكلة القمر الصناعي المفقود كما هو محدد حاليًا. قد يكون من الصعب أيضًا التمييز بين بنية المصدر الجوهرية المعقدة والتشوهات الخارجية بسبب العدسة (إما عن طريق الهالات الفرعية أو هالات المجال منخفضة الكتلة) في هذه الحالة.

المصادر ذات العدسة الكبيرة والمصورة المنفردة. (أ) يمر خط الرؤية نحو مصدر ضوء بعيد عبر العديد من هالات المادة المظلمة مع subhalos ، ولكن بعيدًا جدًا عن المجرات الكثيفة في مراكز الهالات لحدوث العدسة الكبيرة. يحدث أن يتقاطع سوبالو في إحدى هذه الهالات مع خط البصر ، وبالتالي ينتج عنه تأثيرات ميللينسينج في مصدر ضوء مصور بشكل فردي. (ب) تقع إحدى الهالات على خط الرؤية تمامًا تقريبًا ، وبالتالي تقسم مصدر ضوء الخلفية إلى صور ماكرو منفصلة. علاوة على ذلك ، يقع أحد الأجزاء الفرعية في العدسة الرئيسية على خط الرؤية باتجاه إحدى الصور الكبيرة ، مما ينتج عنه تأثيرات ميللينسينج في هذه الصورة الكبيرة.

بدلاً من ذلك ، كانت الأهداف الرئيسية لمحاولات تقييد مجموعة الكائنات الفرعية لآلية التنمية النظيفة باستخدام العدسة حتى الآن مصادر معروفة بالفعل بأنها مكرولة (انظر الشكل 2 (ب)) ، وهو ما يعني عمليًا مراقبة إما تكاثر الكوازارات المصوّرة أو المجرات المحسوسة في أقواس. أو حلقات أينشتاين. من خلال القيام بذلك ، يختار المرء مسبقًا خط رؤية حيث يعرف المرء أن هناك هالة ضخمة من المادة المظلمة (ويفترض أنها subhalos) تقع على طول خط البصر. ما إذا كان المرء يرى عدة صور مميزة ، شبيهة بالنقاط ، أو أقواس مستطيلة تقترب من شكل حلقة أينشتاين ، يعتمد بشكل أساسي على حجم المصدر: مصادر شبيهة بالنقاط (الكوازارات في المستعرات الضوئية ، ولكن أيضًا من المحتمل أيضًا ، انفجارات أشعة جاما ، وأضواءها اللاحقة) تعطي صورًا مميزة بينما المصادر الممتدة (المجرات) تؤدي إلى ظهور أقواس وحلقات (انظر الشكل 3). يعمل التكبير القوي الناتج عن العدسات الكبيرة (المجرة الأمامية الكبيرة بالإضافة إلى الهالة المظلمة) على تعزيز احتمالية العدسة بواسطة العدسة الفرعية وعادةً ما يزيد من النتائج الملحوظة لمثل هذه العدسة الثانوية. في حالة الصور المتعددة ، يمكن أيضًا تمييز الميللينسينج بواسطة subhalos عن ميزات المصدر الجوهرية ، نظرًا لأن أي بنية جوهرية للمصدر يجب طبعها في جميع الصور الكبيرة ، في حين أن تأثيرات الميللينس ستكون فريدة لكل صورة. يمكن أيضًا استخدام مصادر الضوء العابرة مثل المستعرات الأعظمية أو انفجارات أشعة جاما لهذا المسعى ، ولكن لم يتم حتى الآن اكتشاف أي مصادر ذات عدسات كبيرة من هذا النوع.

المصادر الصغيرة والكبيرة. (أ) مجرة ​​محاطة بهالة من المادة المظلمة تنتج صورًا متعددة لمصدر ضوء صغير في الخلفية (على سبيل المثال ، كوازار بصري). (ب) بالنسبة لمصدر خلفية أكبر (على سبيل المثال ، مجرة ​​أو كوازار عالي الصوت) ، يمكن تمديد الصور الكبيرة إلى أقواس أو حتى حلقة أينشتاين كاملة.

يمكن أن يؤدي العدسة بواسطة subhalos إلى ظهور عدد من التأثيرات التي يمكن ملاحظتها ، والتي نصفها في الأقسام التالية: شذوذ نسبة التدفق ، والتأثيرات الفلكية ، والبنية صغيرة الحجم في الصور الكبيرة ، وتأثيرات التأخير الزمني. في ما يلي ، سنركز على subhalos في النطاق الكتلي من العناقيد الكروية إلى المجرات القزمة (& # x7e 1 0 5-1 0 10 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) ، حيث تشير التوقعات الحالية قد يكون من الصعب جدًا اكتشاف سوبهالوس في الكتل السفلية من خلال تأثيرات العدسة.

لقد لوحظ في وقت مبكر جدًا أن النماذج السلسة البسيطة لعدسات المجرات تتلاءم عادةً مع مواضع الصورة للأنظمة ذات العدسة الكبيرة بشكل جيد ، بينما يصعب تفسير تكبير الصور الكبيرة [64]. لمعرفة كيفية عمل ذلك ، يلزم القليل من نظرية العدسة البسيطة.

من المتوقع أن تنطبق علاقات محددة على تكبير الصور الكبيرة القريبة من بعضها البعض والخط الحرج. بشكل رسمي ، الخطوط الحرجة هي المنحنيات في مستوى العدسة حيث يميل التكبير إلى اللانهاية. إذا تم تعيين منحنيات حرجة في المستوى المصدر ، يتم الحصول على مجموعة من المنحنيات الكاوية. هذه المناطق المنفصلة في المستوى المصدر والتي تؤدي إلى ظهور أعداد مختلفة من الصور (انظر الشكل 4). تسمى الأجزاء الملساء من المنحنى الكاوية الطيات ، بينما يشار إلى النقاط التي يلتقي فيها الطيات باسم الشرفات. بالنسبة لمصدر الخلفية القريب من الطية (الشكل 4 (أ)) أو الطية (الشكل 4 (ب)) في المادة الكاوية للعدسة الملساء ، سيتم إنتاج صورتين قريبتين ، على التوالي ، بالقرب من الخط الحرج في مستوى العدسة. إذا تم وضع المصدر في وسط المادة الكاوية ، فإن الصور الكبيرة ستشكل تكوينًا متقاطعًا (الشكل 4 (ج)).

تكوينات مختلفة لعدسة ذات أربع صور: (أ) طية ، (ب) نتوء ، و (ج) تقاطع. يُظهر الصف العلوي المواد الكاوية وموضع المصدر (النجمة) في المستوى المصدر. يشير الخط الصلب إلى المادة الكاوية الداخلية والخط المتقطع إلى المادة الكاوية الخارجية. ينتج المصدر الموجود داخل المادة الكاوية الداخلية خمس صور. ينتج عن المصدر الموضوع بين المادة الكاوية الداخلية والخارجية ثلاث صور ، في حين أن المصدر الموجود خارج المادة الكاوية الخارجية لن يتم تصويره بشكل مضاعف. في حالة وجود صور متعددة ، عادةً ما يتم إزالة تضخيم إحدى الصور بدرجة عالية ، بحيث يتم ملاحظة أنظمة عدسات ذات أربع صور وثنائية فقط ، على التوالي. يُظهر الصف السفلي الخطوط الحرجة المقابلة والصور الناتجة التي يمكن ملاحظتها في مستوى العدسة. خرائط المادة الكاوية الداخلية على الخط الحرج الخارجي والعكس صحيح. يتم إنتاج زوج قريب (أ ، ب) وثلاثة توائم قريبين (أ ، ب ، ج) في تكوينات الطية (أ) و (ب) ، على التوالي.

علاوة على ذلك ، يمكن وصف جميع الصور الكبيرة على أنها إما لها تكافؤ إيجابي (بمعنى أن الصورة لها نفس اتجاه المصدر) أو تكافؤ سلبي (الصورة معكوسة في بُعد واحد بالنسبة للمصدر). عند أخذ تماثل الصورة في الاعتبار وتعيين تكبيرات سلبية لصور التكافؤ السلبي ، يجب أن يقترب مجموع تكبير الصور القريبة من الصفر [65 & # x2013 67]. يجب أن تنطبق العلاقات التالية بعد ذلك على نسبة التدفق R لتكوين الطي:

(5) R أضعاف = | & # x3bc أ | - | & # x3bc ب | | & # x3bc أ | + | & # x3bc ب | & # x02192 0 ، عندما يكون الفاصل بين الصور القريبة (A و B في الشكل 4 (أ)) صغيرًا بشكل مقارب [68]. هنا ، يمثل & # x3bc تكبير صورة معينة. بالنسبة لتكوين الحافة (الشكل 4 (ب)) ، فإن العلاقة المقابلة هي

(6) R cusp = | & # x3bc أ | - | & # x3bc ب | + | & # x3bc ج | | & # x3bc أ | + | & # x3bc ب | + | & # x3bc ج | & # x02192 0.

ومع ذلك ، فإن معظم أنظمة العدسة المرصودة تنتهك هذه العلاقات. تم تفسير ذلك كدليل على بنية صغيرة الحجم في العدسة على نطاق تقريبي لفواصل الصورة بين الصور القريبة. من شأن تكبير الصور الفردية الناتجة عن العدسة الفرعية باستخدام العدسة الفرعية أن يتسبب بالفعل في اختلاف قيم R الطية و R الطية عن الصفر بشكل مستقل عن شكل باقي العدسة [69 & # x2013 76].

تتمثل إحدى المشكلات الملحوظة في هذه الصورة في أن كلا من نماذج تكوين البنية شبه التحليلية ومحاكاة آلية التنمية النظيفة عالية الدقة & # x39b تبدو غير قادرة على إعادة إنتاج الانحرافات الملحوظة لنسبة التدفق ، نظرًا لأن كثافة الكتلة السطحية في البنية التحتية أقل من تلك المطلوبة [45 ، 77 & # x2013 80].

4.1 المضاعفات: تأثيرات التكاثر والعدسة الدقيقة

تمت مناقشة العديد من الأسباب البديلة لحالات شذوذ التدفق المرصودة ، مثل تأثيرات الانتشار مثل الامتصاص ، أو التشتت ، أو التلألؤ في الوسط البينجمي للعدسة [81] والعدسة الدقيقة بواسطة النجوم في المجرة العدسية [82]. نظرًا لأن بعض المصادر ، مثل الكوازارات ، يمكن أن تظهر اختلافات تدفق جوهرية على نطاقات زمنية مختلفة ، فقد يكون من الصعب أيضًا تفسير نسب التدفق إذا كان التأخير الزمني بين الصور الكبيرة (انظر القسم 7) غير معروف جيدًا.

يمكن اختبار أهمية تأثيرات الانتشار من خلال الملاحظات التكميلية لنسب التدفق عند أطوال موجية مختلفة ، حيث يجب أن تختلف خسائر التدفق بسبب مثل هذه الآليات كدالة لطول الموجة. يمكن التحقق من العدسة الدقيقة بواسطة النجوم لاستخدام المراقبة طويلة المدى ، لأن هذا النوع من العدسة عابر ومن المتوقع أن يؤدي إلى تغير خارجي في حدود الأشهر. من ناحية أخرى ، يمكن التعامل مع Millilensing بواسطة بنية تحتية على شكل هالة على أنها ثابتة [70]. المصادر الممتدة (على سبيل المثال ، الكوازارات في منتصف الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء والراديو) يجب أن تكون أقل تأثراً بكثير بالعدسة الدقيقة من المصادر الصغيرة الشبيهة بالنقاط (الكوازارات في الأطوال الموجية الضوئية والأشعة السينية). على الرغم من أنه غالبًا ما يُفترض أن الملاحظات الراديوية للكوازارات خالية من العدسة الدقيقة بشكل أساسي ، يجب توخي بعض الحذر ، نظرًا لأن تباين العدسة الدقيقة على المدى القصير ممكن في حالة خاصة لطائرة راديوية نسبية موجهة بالقرب من خط البصر. تم الكشف عن هذه الظاهرة في نظام تصوير مضاعف واحد على الأقل [83].

يعد التصوير بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة للعدسات أمرًا جذابًا نظرًا لأن التدفق في مثل هذه الأطوال الموجية يجب أن يكون خاليًا من الاختلافات في الانقراض بين الصور الكبيرة ، بالإضافة إلى خلوه من العدسات الدقيقة بواسطة النجوم نظرًا لحجم المصدر الممتد. لذلك يمكن استخدام هذه الملاحظات لاختبار بعض الأسباب البديلة لحالات الشذوذ في نسبة التدفق. استخدمت الدراسات الحديثة هذه التقنية لفحص العديد من أشباه النجوم ذات العدسة الكبيرة مع شذوذ معروف في نسبة التدفق في البصري [84 & # x2013 87]. يمكن تزويد نسب تدفق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة لحوالي نصف هذه الأنظمة بنماذج عدسات ناعمة ، مما يعني أن النصف المتبقي فقط من هذه الحالات الشاذة ناتج عن ميللينسينج بواسطة البنى التحتية.

هناك أيضًا ميزات رصدية أخرى تجادل بأن البنى التحتية هي سبب (على الأقل بعض) شذوذ نسبة التدفق. غالبًا ما تكون صور التكافؤ السلبية (ما يسمى بصور السرج ، على سبيل المثال ، الصورة الوسطى (B) للثلاثية القريبة في الشكل 4 (ب)) أكثر خفوتًا مما توقعته نماذج العدسات الملساء. هذا متوقع من الميللينسينج ، حيث تبين أن اضطرابات التكبير الناتجة عن عدسة البنية التحتية تعتمد على تكافؤ الصورة [75 ، 76 ، 82 ، 88]. في المقابل ، لا يمكن أن تُعزى هذه الحالات الشاذة إلى تأثيرات الانتشار حيث يجب أن تؤثر إحصائيًا على جميع أنواع الصور بشكل مشابه ، بغض النظر عن تكافؤها. ومع ذلك ، فإن ما إذا كانت العدسة ناتجة عن تكوينات أساسية مضيئة أو مظلمة ، فهي مسألة مختلفة.

4.2 تراكيب مضيئة

تم التعرف على البنى التحتية المضيئة في العديد من أنظمة العدسات مع وجود شذوذ معروف في نسبة التدفق. يؤدي تضمين مثل هذه الهياكل الأساسية في نموذج العدسة إلى تحسين ملاءمة الملاحظات بشكل كبير. أحد الأمثلة على نظام العدسة هذا هو الكوازار الرباعي B2045 + 265 [89] ذي الصوت الراديوي العالي الذي يُظهر واحدة من أكثر نسب التدفق الشاذة المعروفة. كشف التصوير العميق الأخير لهذا النظام عن وجود مجرة ​​تابعة صغيرة يُعتقد أنها تسبب شذوذًا في نسبة التدفق [90]. ما يقرب من نصف العدسات المكتشفة في مسح Cosmic Lens All-Sky Survey (CLASS) تعرض أيضًا مجرات ساتلية مضيئة ضمن عدد قليل من kpc من مجرة ​​العدسة الأولية [80].

في الآونة الأخيرة ، كانت هناك دراسات جمعت بين نتائج عمليات المحاكاة والنماذج شبه التحليلية لتشكيل المجرات للتحقق مما إذا كانت المجرات القزمة المضيئة قادرة على تفسير تواتر شذوذات نسبة التدفق الملحوظة [91 ، 92]. وجدوا أن جزء الأقمار الصناعية المضيئة في هالات بحجم المجموعة يتوافق تقريبًا مع بيانات المراقبة في حدود ضعفين ، في حين أن نتائج الهالات بحجم المجرة تبدو منخفضة جدًا بحيث لا يمكن تفسير تواتر الأقمار الصناعية المضيئة داخل الأنظمة المرصودة. إن تأثير العدسة لهذه المجرات القزمة المضيئة غير واضح إلى حد ما لأن معظم الأقمار الصناعية الموجودة في المناطق الداخلية للمجرات الأكبر من المتوقع أن تكون & # x201corphan & # x201d مجردة من هالات المادة المظلمة. لمزيد من التحقيق في هذا الأمر ، يلزم إجراء عمليات محاكاة عالية الدقة تتضمن معالجة واقعية لعمليات الغاز. التفسيرات المحتملة للتناقض بين الجزء المتوقع والملاحظ من الأقمار الصناعية المضيئة تشمل المجرات القزمية في أماكن أخرى على طول خط البصر التي تم تحديدها عن طريق الخطأ على أنها العدسة المتضخمة [62]. علاوة على ذلك ، قد تكون التركيبات السفلية المضيئة أكثر كفاءة في إنتاج شذوذ في نسبة التدفق ، حيث من المحتمل أن تكون أكثر كثافة من البنى التحتية المظلمة بسبب تبريد وتكثف الباريون [92].

من المحتمل أن تكون تأثيرات الإسقاط مهمة أيضًا في حالات الشذوذ في نسبة التدفق الناتجة عن الهياكل الأساسية المظلمة تمامًا حيث يتوقع المرء قدرًا كبيرًا من بنية خط البصر. على الرغم من أن هذه الهياكل أقل فعالية من الهياكل الأساسية داخل مجرة ​​العدسة في إحداث اضطرابات التكبير ، إلا أن التأثير الكلي لتكتلات خط البصر قد يكون مهمًا [60 ، 62 ، 63 ، 93].

في الأنظمة ذات العدسة الكبيرة ، قد يؤدي وجود بنية تحتية على شكل هالة إلى اضطراب الانحراف الزاوي الذي تسببه مجرة ​​العدسة وبالتالي موضع الصور الكبيرة عند مستويات يمكن ملاحظتها ، ما يسمى بالاضطرابات الفلكية (انظر الشكل 5).

الاضطرابات الفلكية. (أ) يمر أحد خطوط الرؤية المتعددة باتجاه مصدر ضوء بعيد عبر سوبهالو مظلم. (ب) يتم ملاحظة صور المصدر ذي العدسة الكبيرة في مواضع رموز المصدر الرمادية. تتنبأ نمذجة نظام العدسة بإمكانية العدسة الناعمة بموضع الصورة العلوية عند رمز المصدر الأبيض. يتسبب subhalo القريب من خط البصر للصورة في حدوث انحراف في حدود بضع عشرات من المللي ثانية.

تتميز هذه الطريقة للكشف عن subhalos بأنها غير متأثرة نسبيًا بتأثيرات الانتشار (الامتصاص ، أو التشتت ، أو التلألؤ بالوسط النجمي) التي قد تلوث قياسات نسبة التدفق. نظرًا لأن الاضطراب الفلكي هو وظيفة أكثر انحدارًا لكتلة سوبهالو من اضطرابات نسبة التدفق ، فهو في الغالب حساس للبنى التحتية ذات الكتلة المتوسطة والعالية ، وبالتالي يسبر جزءًا مميزًا من وظيفة الكتلة الفرعية [55 ، 94]. قد يؤدي العدسة الدقيقة النجمية إلى تعقيد التفسير من خلال إنتاج تحولات إضافية لمواضع الصور الكبيرة [95] ، ولكن هذه التحولات ستكون عابرة وتؤثر في الغالب على المصادر الشبيهة بالنقاط.

ومع ذلك ، من المتوقع أن يكون الحجم الإجمالي واحتمال الاضطرابات الفلكية التي يسببها subhalo صغيرًا نوعًا ما. استخدم Metcalf و Madau [70] محاكاة العدسة للإدراك العشوائي للبنية التحتية في المناطق القريبة من الصور ووجدوا أن الأمر يتطلب تكوينات أساسية ذات كتل & # x2273 1 0 8 M & # x2299 تتماشى بشكل وثيق مع الصور لتغيير أوضاع الصورة ببضع عشرات من المللي ثانية. مثل هذه المحاذاة ستكون نادرة في نموذج آلية التنمية النظيفة. لذلك ، يقترحون استخدام نفاثات عدسية من الكوازارات التي لوحظت عند أطوال موجات الراديو ، حيث ستغطي هذه المصادر مساحة أكبر على مستوى العدسة. هذا من شأنه أن يزيد من احتمال وجود سوبهالو كبير قريب ولكن لا يزال يسمح بالتشوهات الواضحة بسبب نحافة الطائرة. قام Metcalf [96] بالتحقيق في هذه التقنية بشكل أكبر واستخدمها لإظهار أن نظام العدسة B1152 + 199 من المحتمل أن يحتوي على بنية تحتية للكتلة & # x7e 1 0 5-1 0 7 & # x2009 M & # x2299.

تم العثور على مزيد من الأدلة الرصدية للاضطرابات الفلكية من هيكل صغير الحجم في هياكل الصور التفصيلية B2016 + 112 [97 ، 98] و B0123 + 437 [99]. في النظام الأخير ، ستكون هناك حاجة إلى بنية فرعية على الأقل & # x7e 1 0 6 & # x2009 M & # x2299 لإعادة إنتاج مواضع الصورة المرصودة.

يتنبأ سيناريو آلية التنمية النظيفة بوجود عدد أكبر بكثير من سوبهالوس منخفض الكتلة أكثر من تلك ذات الكتلة العالية (انظر (1)) ويمكن أن يؤدي تأثيرها الإجمالي من حيث المبدأ إلى اضطراب كبير. على العكس من ذلك ، نظرًا لأن المضطربات الموضوعة على جوانب متقابلة حول العدسات الكبيرة تولد اضطرابات متساوية ولكن معاكسة ، فقد يتم إلغاء التأثير الصافي لعدد كبير من الهياكل الأساسية ، مما يضمن أن الهياكل الأساسية الضخمة النادرة تهيمن على اضطراب موضع الصور. Chen et al. [94] حققوا في هذا من خلال نمذجة تأثيرات مجموعة واسعة من كتل subhalo ووجدوا أن جميع التوزيعات المتبقية لها اضطرابات ذروة كبيرة جدًا (& # x2273 10 مللي ثانية). نظرًا لأن نماذج المحاكاة تتنبأ بعدد قليل جدًا من التراكيب التحتية في المنطقة الداخلية للعدسة أو لا تتنبأ بها ، يجب أن تكون المضطربات موجودة بعيدًا. لذلك ، تم الاستدلال أيضًا على أن اضطرابات الموضع للصور المختلفة في أي تكوين للعدسة قد تكون مرتبطة ارتباطًا وثيقًا. على الرغم من أن هذه النتائج تشير إلى أن الكتل الضخمة النادرة قد تسبب اضطرابات أكبر من الكتل الأصغر والأكثر وفرة ، إلا أن الاضطرابات الفلكية للصور كانت كبيرة حتى في النماذج التي لا توجد فيها مثل هذه البنى التحتية الضخمة. من ناحية أخرى ، تتدهور هذه الاضطرابات جزئيًا على الأقل مع معلمات نموذج الهالة المضيفة.

نظرًا لأنه من المتوقع أن تظهر الاضطرابات الفلكية عند مستويات (دون) ميلي ثانية ، يلزم إجراء ملاحظات عالية الدقة المكانية والتي يتم تحقيقها بشكل أساسي حتى الآن من خلال ملاحظات قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI) للكوازارات ذات الصوت العالي.

ومع ذلك ، فقد أظهرت الدراسات الحديثة أن تأثيرات الاضطراب في البنية التحتية يجب أن تكون قابلة للاكتشاف أيضًا على نطاقات أكبر (& # x7e 0.1 ثانية قوسية) وبأطوال موجية أقصر في حلقات وأقواس أينشتاين الممتدة التي تنتجها عدسة المجرة-المجرة. بيراني وآخرون [100] استخدم الأسلوب المضطرب وتوزيع العدسات من نماذج الألعاب وكذلك المحاكاة الكونية للتنبؤ بالتوقيعات المحتملة للبنى التحتية. لقد أظهروا أنه عندما يتم وضع بنية تحتية بالقرب من الخط الحرج ، فلن تحدث التأثيرات الفلكية فحسب ، بل أيضًا التأثيرات المورفولوجية ، أي كسر الصورة ، والتي تكون أكبر بحوالي 10 مرات وسيكون اكتشافها أسهل.

اقترحت دراسات أخرى استخدام المصادر اللامعلمية وإعادة بناء العدسة المحتملة لاستكشاف الاضطرابات الصغيرة في إمكانات العدسة في حلقات وأقواس أينشتاين المكبرة للغاية (على سبيل المثال ، [101 ، 102]). استخدم Vegetti و Koopmans [103] طريقة الشبكة التكيفية وأظهروا أنه بالنسبة للبنى التحتية الواقعة على حلقة أينشتاين أو بالقرب منها ، فإن الاضطرابات ذات الكتل & # x2273 1 0 7 & # x2009 M & # x2299 ، على التوالي ، 1 0 9 & يمكن إعادة بناء # x2009 M & # x2299. يمكن بعد ذلك استخدام هذه التقنية لتقييد الكسر الكتلي للبنية التحتية ومنحدر وظيفتها الكتلية ، بمجرد توفر عينة أكبر من العدسات عالية الدقة [104].

مع الجيل القادم من التلسكوبات & # x2014 على سبيل المثال ، تلسكوب المسح الشامل الكبير (LSST) ، مهمة الطاقة المظلمة المشتركة (JDEM) ، تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) ، ومصفوفة Atacama Large Millimeter (ALMA) & # x2014 a من المتوقع حدوث زيادة كبيرة في عدد المصادر ذات العدسة الكبيرة والتي ستسمح باستخدام الاضطرابات الفلكية كمسبار لسكان subhalo.

6. هيكل صغير الحجم في الصور الكبيرة

عندما تتقاطع الأجسام المظلمة في نطاق كتلة المجرة القزمية مع خط الرؤية نحو الكوازارات البعيدة ، قد يحدث تقسيم للصورة أو تشويه على مقاييس مميزة تبلغ ملياري ثانية [105 ، 106]. كما ذكرنا سابقًا ، لا يمكن حاليًا سبر الكوازارات إلا على مثل هذه المقاييس الصغيرة باستخدام تقنيات VLBI بأطوال موجية راديوية ، لكن التلسكوبات والأدوات المستقبلية قد تسمح باستبانة زاويّة مماثلة في كل من الأطوال الموجية الضوئية والأشعة السينية [41].

باستخدام VLBI ، ويلكينسون وآخرون. [107] لم يبلغ عن اكتشافات للعدسة بالميللينس بين 300 مصدر راديو مضغوط وتمكن من فرض حد أعلى من & # x3a9 & # x3c 0.01 على الكثافة الكونية للأجسام ذات الكتلة النقطية (على سبيل المثال ، أجسام مضغوطة جدًا ، مثل الثقوب السوداء) في النطاق 1 0 6-1 0 8 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299. ومع ذلك ، لا يتحول هذا إلى أي قيود قوية على السكان subhalo ، لأن هالات CDM و subhalos ليست كثيفة مثل الثقوب السوداء. سيؤدي تصحيح ذلك إلى تقليل فواصل الصور المتوقعة لمليلين من كتلة معينة وينتج عن احتمال لعدسة أقل بكثير مما هو مفترض في تحليلهم. علاوة على ذلك ، لم تكن المصادر المستخدمة ذات عدسات كبيرة & # x2014 هذا من شأنه أن يجعل من الصعب التمييز بين الهالات الحقلية ذات الكتلة المنخفضة والهالات ذات الكتلة المنخفضة باعتبارها الجناة الرئيسيين حتى لو تم اكتشاف أي علامات على الميللينسينج (انظر الشكل 2 (أ)).

تم توضيح التأثيرات التي يمكن أن يحدثها subhalo على البنية الداخلية لإحدى الصور الكبيرة في كوازار متعدد الصور (الشكل 2 (ب)) بشكل تخطيطي في الشكل 6. بالنسبة لمصدر صغير يشبه النقطة (على سبيل المثال ، كوازار لوحظ عند أطوال موجية بصرية) ، قد تنقسم الصورة الكلية إلى عدة صور مميزة مع فواصل زاويّة صغيرة (الشكل 6 (أ)). مصدر أكبر (على سبيل المثال ، كوازار بأطوال موجية راديوية) قد يُظهر بدلاً من ذلك تشوهات صغيرة في الصورة (الشكل 6 (ب)). على الرغم من أن الكوازارات قد تعرض بنية جوهرية معقدة عند تصويرها بدقة مكانية عالية ، يمكن على الأقل من حيث المبدأ فصل هذه التأثيرات عن السمات المطبوعة بواسطة الميللينسينج ، حيث سيتم إعادة إنتاج البنية الجوهرية في جميع الصور الكبيرة ، في حين أن تأثيرات الميللينس فريدة لكل صورة ماكرو. يصبح التمييز بين هذه التغييرات الصغيرة الحجم في أشكال الصور الكبيرة ، والتأثيرات الفلكية التي تمت مناقشتها في القسم 5 ، تعسفيًا إلى حد ما في بعض الحالات نظرًا لأن تشويه الصورة قد يحول النقطه الوسطى للصورة ويغير مظهرها العام (على سبيل المثال من خلال المقدمة من الصور الجديدة صغيرة الحجم). على سبيل المثال ، يُشار عادةً إلى تشوه الطائرات ذات العدسة الكبيرة بالتأثير الفلكي ..

تنتج المجرة الأمامية مع هالة المادة المظلمة صورًا ماكرو متعددة لمصدر ضوء في الخلفية. يعترض subhalo الموجود في الهالة المظلمة إحدى هذه الصور الكبيرة ، مما قد يؤدي إلى (أ) تقسيم إضافي صغير الحجم للصورة الكلية المتأثرة إذا كان المصدر صغيرًا بدرجة كافية ، أو (ب) تشويه بسيط في الصورة الكلية المتأثرة ، إذا كان المصدر كبيرًا.

يونهارا وآخرون [108] جادل بأن جزءًا مهمًا من جميع الكوازارات الضوئية ذات العدسة الكبيرة قد يُظهر انقسامًا ثانويًا للصور على مقاييس ملي ثانية بسبب سوبالوس CDM. استكشف Inoue و Chiba [109 ، 110] سيناريو مشابهًا في حالة الصور الموسعة المتوقعة للكوازارات ذات العدسة الكبيرة بأطوال موجية أطول وخلصوا إلى أن تشوهات الصورة الكبيرة الصغيرة التي تنتجها CDM subhalos يمكن اكتشافها مع المرافق الراديوية القادمة مثل ALMA أو برنامج المرصد الفضائي VLBI 2 (VSOP-2).

إن ميزة فحص الأجزاء الفرعية لآلية التنمية النظيفة من خلال البنية الصغيرة للصور الكبيرة هي أنه ، على عكس حالة شذوذ نسبة التدفق ، هناك خطر ضئيل من الارتباك بسبب العدسة الدقيقة بواسطة النجوم أو تأثيرات الانتشار في الوسط النجمي. قد تكون الحشود الكروية قادرة على إنتاج تأثيرات مماثلة [111] ، وبالتالي قد تكون المجرات القزمة المضيئة (أي المجموعة الفرعية من سوبهالوس آلية التنمية النظيفة التي حدث لها تكوين نجمي كبير) ، ولكن من المتوقع أن يفوق عدد سوبالوس كلا من هذه المجموعات ، على الأقل في معظم فترات الكتلة. بدلاً من ذلك ، يبدو أن المشكلة الرئيسية في هذا النهج هي أن الأجزاء الفرعية لآلية التنمية النظيفة قد لا تكون كثيفة بدرجة كافية لإنتاج صور متعددة بمقاييس يمكن حلها بواسطة التكنولوجيا الحالية. افترضت معظم الدراسات حول هذه التأثيرات أنه يمكن التعامل مع subhalos CDM كعدسات SIS ، مما أدى إلى توقع مفرط لفصل الصور مقارنةً بنماذج subhalo أكثر واقعية [41]. من ناحية أخرى ، من المرجح أن يزداد الاستبانة الزاوية التي يمكن من خلالها استكشاف النجوم الزائفة ذات العدسة الكبيرة بشكل كبير في السنوات القادمة ، حيث تصل من حيث المبدأ إلى & # x2248 0.04 مللي ثانية مع مهمة VSOP-2 (المقرر إطلاقها في عام 2013).

تخضع صور مصدر الضوء ذي العدسة الكبيرة (انظر الشكل 3 (أ)) لتأخيرات زمنية مختلفة ، والتي تصبح قابلة للاكتشاف عندما يُظهر المصدر تقلبًا زمنيًا جوهريًا على نطاقات زمنية يمكن ملاحظتها. تنبع هذه التأخيرات الزمنية من مجموعة من الاختلافات في التأخيرات الزمنية النسبية (تعمل الساعات بشكل أبطأ في حقول الجاذبية العميقة ، والمعروفة أيضًا باسم تأخير وقت شابيرو) والاختلافات في أطوال مسار الفوتون (بسبب الانحراف الهندسي) بين الصور الكبيرة. نظرًا لأن الكوازارات غير عابرة ومعروف أنها تختلف اختلافًا كبيرًا في السطوع على المقاييس الزمنية للساعات وما فوق ، فهي أهداف مناسبة جدًا لمراقبة الحملات التي تهدف إلى قياس مثل هذه التأخيرات الزمنية. في الوقت الحالي ، قام حوالي 20 من النجوم الزائفة ذات العدسة الكبيرة بقياس التأخيرات الزمنية (مع تأخيرات نموذجية من & # x394 t & # x7e 0.1 - 400 يوم راجع Oguri [112] للحصول على تجميع حديث). غالبًا ما يتم استخدام التأخيرات الزمنية من هذا النوع لتقييد ثابت هابل وملف كثافة العدسات الكبيرة (أي ، إمكانات الجاذبية الإجمالية لمجرة العدسة والهالة المظلمة المرتبطة بها) ، ولكن يمكن أيضًا استخدامها للتحقيق في الأجزاء الفرعية من آلية التنمية النظيفة. مجرة العدسة.

كما هو موضح بواسطة Keeton و Moustakas [113] ، فإن وجود subhalos داخل العدسات الكبيرة سوف يزعج التأخير الزمني الذي تنبأت به نماذج العدسات الملساء وقد ينتهك أيضًا ترتيب وقت الوصول المتوقع للصور. قد تشير مثل هذه الانتهاكات إلى وجود subhalos بطريقة لا يمكن تقليدها عن طريق انقراض الغبار أو العدسة الدقيقة بواسطة النجوم ، على عكس حالة شذوذ نسبة التدفق البصري. عادة ما تكون اضطرابات التأخير الزمني بسبب subhalos في حدود جزء من اليوم. من خلال دفع أوجه عدم اليقين في التأخيرات الزمنية الملحوظة إلى هذا المستوى ، يمكن اشتقاق قيود قوية على مجموعات فرعية من آلية التنمية النظيفة. تم تحديد حالة واحدة لعكس ترتيب الوقت والتي يمكن أن تُنسب إلى subhalos بالفعل في الكوازار ذي العدسة الكبيرة RX J1131-1231 [113 ، 114].

إذا أدت الأجزاء الفرعية نفسها إلى تجزئة صور صغيرة الحجم (كما هو موضح في القسم 6) ، فسيتم تقديم فترات زمنية قصيرة بين نبضات الضوء للصور الصغيرة المنفصلة. يطبع هذا التواقيع الشبيهة بالصدى في منحنى الضوء الإجمالي للأجسام الفلكية ذات التباين قصير المدى (مثل رشقات أشعة غاما وكوازارات الأشعة السينية) ، حتى لو تعذر حل الصور صغيرة الحجم مكانيًا. تتوافق هذه الصدى مع الإشارات الضوئية المنقولة عبر صور صغيرة الحجم مع تأخيرات زمنية أطول من الصورة الرئيسية ، وتعطى نسب التدفق للقمم من خلال التكبيرات المختلفة لهذه الصور.تم استخدام منحنيات الضوء لانفجارات أشعة جاما للبحث عن صدى ضوئي في الفاصل الزمني & # x7e 1 - 60 ثانية ، مما أدى إلى حدود عليا (& # x3a9 & # x3c 0.1) على الأجسام المظلمة ذات الكتلة النقطية في 1 0 5 - 1 0 9 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 نطاق M & # x2299 [115] وحتى بعض الاكتشافات المرشحة للتوهجات المتكررة بسبب الميللينسينج [116]. ومع ذلك ، تمامًا كما في حالة البحث عن تأثيرات الألفية المكانية بواسطة Wilkinson et al. [107] ، التحقيقات الحالية من هذا النوع لها تأثير ضئيل على سوبهالوس آلية التنمية النظيفة ، حيث أن احتمالية الإصابة بالميللينسينج تحت الهالو منخفضة للغاية عندما لا يتم إجراء عدسات كبيرة على الكائنات المستهدفة. يونهارا وآخرون [108] اقترح بدلاً من ذلك مراقبة الكوازارات ذات العدسة الكبيرة ، وتوقع أن سوبهالوس CDM قد ينتج أصداء ضوئية مفصولة بـ & # x7e 1000 ثانية ، والتي من المحتمل أن يتم اكتشافها في الأشعة السينية ، حيث لوحظت التوهجات الذاتية السريعة. يتم توضيح حالة العدسة هذه بشكل تخطيطي في الشكل 7.

تنتج مجرة ​​ذات هالة من المادة المظلمة صورًا كبيرة مميزة لمصدر ضوء في الخلفية. إذا عرض هذا المصدر تقلبًا جوهريًا ، فقد تحدث تأخيرات زمنية ملحوظة بين الصور الكلية المختلفة. إذا واجهت إحدى الصور الكبيرة انقسامًا إضافيًا للصورة على نطاق صغير بسبب وجود subhalo على طول خط البصر ، فقد يكون صدى الضوء ملحوظًا في الصورة الكلية المتأثرة. قد يكون هذا بمثابة توقيع للألف في الحالات التي تمتزج فيها الصور الصغيرة الحجم في صورة واحدة بسبب الدقة الزاويّة غير الكافية للملاحظات.

8. أسئلة مفتوحة وآفاق المستقبل

كما قلنا ، يمكن استخدام العدسة من حيث المبدأ لفحص السكان subhalo من آلية التنمية النظيفة ولكن لم ينتج عن ذلك حتى الآن أي قيود قوية. ركزت معظم الدراسات على تشوهات نسبة التدفق ، لكن عددًا من الدراسات تشير الآن إلى أن subhalos في حد ذاته غير قادر على تفسير هذه الظاهرة [63، 78 & # x2013 80، 93]. إذا كان هذا صحيحًا ، فسيحد من فائدة هذا التشخيص ، نظرًا لأن بعض الآليات الأخرى يجب أن تؤثر أيضًا على نسب التدفق. لحسن الحظ ، فإن القيود المفروضة على التقنيات الأخرى ، مثل الاضطرابات الفلكية ، وتشوهات الصورة على نطاق صغير ، واضطرابات التأخير الزمني قد تكون قاب قوسين أو أدنى.

من الناحية الملاحظة ، يبدو مستقبل دراسة عدسات الجاذبية القوية مشرقًا. اعتبارًا من عام 2009 ، تم اكتشاف حوالي 200 نظام مكرول مع المجرات التي تعمل كعدسة رئيسية. مرافق الرصد المخططة مثل مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA) ومصفوفة التردد المنخفض لعلم الفلك الراديوي (LOFAR) في الأطوال الموجية الراديوية و JDEM و LSST في المجال البصري لديها القدرة على تعزيز هذا الرقم بأوامر من الحجم في العقد القادم [117 ]. من المحتمل أيضًا أن تصبح الدقة المكانية التي يمكن من خلالها دراسة هذه الأنظمة أفضل بشكل ملحوظ ، حيث تقترب من & # x7e 10 مللي ثانية في التردد البصري و & # x7e 0.1 مللي ثانية عند موجات الراديو [41].

على جانب النمذجة ، لا يزال هناك عدد من القضايا التي يجب معالجتها بشكل صحيح قبل استخلاص قيود قوية على وجود وخصائص الأجزاء الفرعية لآلية التنمية النظيفة من هذه البيانات.

8.1 المدخلات المطلوبة من محاكاة Subhalo

أصبحت أكبر عمليات محاكاة N-body للهالات بحجم المجرة قادرة الآن على حل الأجزاء الفرعية من آلية التنمية النظيفة بكتل تصل إلى & # x7e 1 0 5 & # x2009 M & # x2299 ، ولكن لا يزال هناك عدد من جوانب السكان subhalo المتبقية ضعيف الكمي ويمكن أن يكون له تأثير كبير على توقيعاته العدسية.

ما هو مبعثر الهالة إلى الهالة في دالة الكتلة الفرعية وكيف يتطور هذا مع الانزياح الأحمر؟

ما هي ملامح كثافة سوبهالوس؟ كيف تتطور مع كتلة subhalo وموضع subhalo داخل الهالة الأم؟ ما هو حجم الفرق من subhalo إلى subhalo؟

ما هو التوزيع المكاني لل subhalos كدالة لكتلة subhalo داخل الهالة الأصل؟ ما هو التوزيع المقابل خارج نصف القطر الفيروسي؟

كيف تؤثر الباريونات على خصائص السوبهالوس؟ هل يمكن للباريونات أن تعزز بقاء سوبهالوس داخل المناطق الداخلية من الهالات المضيفة؟

إن تأثيرات العدسة التي تمت مناقشتها في القسمين 4 & # x2013 7 حساسة لملفات تعريف الكثافة ووظيفة الكتلة في المنطقة الفرعية ، وإن كان ذلك بدرجات متفاوتة [55]. تم إجراء محاولات لتقدير تأثيرات ملامح الكثافة المختلفة على توقيع العدسة [41 ، 79 ، 92 ، 94 ، 113] ، لكن النماذج المستخدمة لا تزال بعيدة عن الواقعية ، ولا يزال العديد من هؤلاء النشطين في هذا المجال متمسكين بنظام SIS ملامح للبساطة.

8.2 دور الهياكل الصغيرة الأخرى

لا تعد العناصر الفرعية CDM الكائنات الوحيدة على طول خط الرؤية لمصادر الضوء ذات الانزياح الأحمر العالي القادرة على إنتاج تأثيرات الميللينسينج. من المعروف أن العديد من المجرات الكبيرة محاطة بعناقيد كروية 1 0 2-1 0 3 بكتل في النطاق 1 0 5-1 0 6 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299. في حين أن عددًا أقل من CDM subhalos في نفس نطاق الكتلة ، إلا أنها تتركز في حجم أصغر (الهالة النجمية) ولها ملامح كثافة مركزية أكثر ، مما يجعلها عدسات أكثر كفاءة. نتوقع أيضًا حصة عادلة من المجرات القزمة المضيئة داخل الهالات المظلمة للمجرات الكبيرة. قد تمثل هذه الأقزام جيدًا مجموعة فرعية من الخلايا الفرعية الخفية في الكون والتي كانت الباريونات قادرة على الانهيار وتشكيل النجوم بداخلها ، ولكن إذا كان الأمر كذلك ، فهذا يعني أنه قد يكون لديهم ملامح كثافة مركزية أكثر بشكل ملحوظ من أشقائهم الداكنين. بينما تمت دراسة دور العناقيد الكروية والمجرات الساتلية المضيئة في حالة شذوذ نسبة التدفق [71 ، 92] ، لم تتم معالجة آثارها على العديد من حالات العدسة الأخرى التي تمت مناقشتها في الأقسام السابقة. قد تؤثر الهالات منخفضة الكتلة على طول خط البصر أيضًا على إشارات العدسة هذه ، وفي بعض الأحيان تؤثر بشكل ملحوظ [62 ، 63].

بصرف النظر عن المجرات القزمية والكرة الأرضية ، قد تكون هناك بالطبع مفاجآت أخرى مختبئة في الهالات المظلمة للمجرات. كتلة وسيطة (M & # x7e 1 0 2-1 0 4 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) تشكلت الثقوب السوداء إما في بدايات الكون أو حيث قد تسكن بقايا النجوم الثالثة في الهالة المنطقة [118 & # x2013 120] ويمكن أن تؤدي إلى تأثيرات ميللينسينج [121]. إذا كان التراكم على مثل هذه الأجسام فعالاً ، فإن خصائص الأشعة السينية المتوقعة لمثل هذه الثقوب السوداء تضع بالفعل قيودًا قوية جدًا على مساهمتها في المادة المظلمة (& # x3a9 & # x2272 0.005 [122]) ، ولكن الديناميكية الأكثر عمومية [123] & # x2013 125] والعدسة [115 ، 126] القيود المفروضة على الأنواع الأخرى من الكائنات المظلمة في نطاق كتلة الكتلة النجمية (& # x7e 1 0 2-1 0 5 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 ) ضعيفة نوعًا ما (& # x3a9 & # x2272 0.1). تهدف ملاحظات العدسة في الأصل إلى تقييد مجتمع CDM الفرعي ، وبالتالي قد تؤدي أيضًا إلى اكتشاف أنواع جديدة تمامًا من البنية التحتية للهالة. نظرًا لأن التلسكوبات تحقق حساسية أفضل ودقة زاوية أعلى في العقد القادم ، يمكننا بالتأكيد أن نتطلع إلى حقبة جديدة مثيرة في دراسة هالات المادة المظلمة.


العنوان: H0LiCOW - IV. نموذج كتلة العدسة HE 0435-1223 والقياس الأعمى لمسافة التأخير الزمني لعلم الكونيات

تسمح عدسات الجاذبية القوية ذات التأخيرات الزمنية المقاسة بين الصور المتعددة بقياس مباشر لمسافة التأخير الزمني للعدسة ، وبالتالي قياس المعلمات الكونية ، وخاصة ثابت هابل ، H0. نقدم تحليل نموذج العدسة العمياء لعدسة الكوازار رباعية التصوير HE 0435-1223 باستخدام التصوير العميق لتلسكوب هابل الفضائي ، وقياسات التأخير الزمني المحدثة من المراقبة الكونية لعدسات GRAvItational (COSMOGRAIL) ، وهو قياس تشتت سرعة مجرة ​​العدسة استنادًا إلى بيانات Keck ، وتوصيف التوزيع الشامل على طول خط البصر. HE 0435-1223 هي العدسة الثالثة التي تم تحليلها كجزء من H0 Lenses في مشروع COSMOGRAIL's Wellspring (H0LiCOW). نحن نأخذ في الاعتبار المصادر المختلفة لعدم اليقين المنتظم ، بما في ذلك المعالجة التفصيلية للاضطرابات القريبة ، وتحديد معالم ضوء المجرة وملف تعريف الكتلة ، والمناطق المستخدمة لنمذجة العدسة. نحن نحصر مسافة التأخير الزمني الفعالة لتكون DΔt= 2612 $ + 208 atop <-191> $ Mpc ، بدقة 7.6٪. من HE 0435-1223 وحده ، نستنتج ثابت هابل H0= 73.1 $ + 5.7 فوق <-6.0> $ kms -1 Mpc -1 بافتراض كون مسطح ΛCDM. أخيرًا ، يتم تقديم الاستدلال الكوني المستند إلى العدسات الثلاث التي تم تحليلها بواسطة H0LiCOW حتى الآن في ورقة مصاحبة (H0LiCOW Paper V).


خوسيه ماريا إزكوياغا

المؤسسة المضيفة: جامعة شيكاغو

عنوان الاقتراح: علم الكونيات الدقيق مع أجهزة كشف موجات الجاذبية الحالية والجيل القادم

نشأ خوسيه مار وإياكوتيا إيزكوياغا في مدريد ، إسبانيا. تم ربط سجله الأكاديمي بـ Universidad Aut & oacutenoma de Madrid ، حيث حصل على درجتي البكالوريوس و rsquos والماجستير و rsquos في الفيزياء والفيزياء النظرية وسيحصل قريبًا على درجة الدكتوراه. إلى جانب دراساته العليا ، كان عالمًا زائرًا في جامعة كاليفورنيا في بيركلي و CERN.

يركز بحث Jose Mar & iacutea & rsquos على استكشاف ركائز النموذج الكوني القياسي باستخدام موجات الجاذبية. على وجه الخصوص ، اقترح وطبق اختبارات الطاقة المظلمة والنسبية العامة مع أحداث موجات الجاذبية متعددة الرسائل. علاوة على ذلك ، فقد بحث في كيفية حساب وفرة الثقوب السوداء التي تشكلت في بدايات الكون بدقة ، والتي لها آثار قوية على مساهمتها في المادة المظلمة وعلى توقيعات موجات الجاذبية. بصفته زميلًا لأينشتاين في جامعة شيكاغو ، سيستغل Jose Mar & iacutea بيانات LIGO & rsquos لتقييد انتشار موجات الجاذبية وتوسع الكون وأصل الثقوب السوداء المرصودة ، كما يتوقع أيضًا كيفية تحسين مثل هذه الاختبارات مع الجيل التالي من أجهزة الكشف. خاصة مع هوائي الفضاء LISA.


كود بايثون: gravlens.py

من أكثر التأثيرات المدهشة للجاذبية على مسارات الفوتون إمكانية أن يدور الفوتون حول ثقب أسود في مدار دائري. يظهر هذا في الشكل 3 كحلقة دائرية سوداء لفوتون يبلغ نصف قطره 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد. يحدد نصف القطر هذا ما يُعرف باسم كرة الفوتون. ومع ذلك ، فإن المدار غير مستقر. ستؤدي الانحرافات الطفيفة إلى إرسال الفوتون إلى الخارج أو الداخل.

لا يتم تثبيت تقريب Eikonal بشكل صارم تحت الجاذبية القوية ، لكن معادلات Eikonal مع معامل الانكسار الفعال للفضاء لا تزال تنتج سلوكًا شبه كمي. في كود Python ، يتم استخدام عامل التصحيح لمطابقة النظرية مع مدارات الفوتون الدائرية ، مع الاستمرار في الاتفاق مع المسارات البعيدة عن الثقب الأسود. نتائج الحساب موضحة في الشكل 3. بالنسبة لمعلمات التأثير الكبير ، تنحرف الأشعة بزاوية محدودة. عند معامل تأثير حرج ، بالقرب من 3 أضعاف نصف قطر شوارزشيلد ، يدور الشعاع حول الثقب الأسود. بالنسبة لمعايير التأثير الأصغر ، يتم التقاط الأشعة بواسطة الثقب الأسود.

الشكل 3 يدور الفوتون بالقرب من ثقب أسود محسوبًا باستخدام معادلة Eikonal ومعامل الانكسار الفعال للفضاء المشوه. شعاع واحد ، بالقرب من معامل التأثير الحرج ، يدور حول الثقب الأسود كما تنبأ فون لاو. الدائرة السوداء المركزية هي الثقب الأسود بنصف قطر شوارزشيلد 10 وحدات. الحلقة السوداء هي مدار الفوتون الدائري الذي يبلغ نصف قطره 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد.

تتراكم الفوتونات حول الثقب الأسود في كرة الفوتون. تم التقاط أول صورة على الإطلاق للكرة الفوتونية للثقب الأسود في وقت سابق من هذا العام (تم الإعلان عنها في 10 أبريل 2019). تُظهر الصورة ظل الثقب الأسود الهائل في مركز Messier 87 (M87) ، وهي مجرة ​​إهليلجية على بعد 55 مليون سنة ضوئية من الأرض. تبلغ كتلة هذا الثقب الأسود 6.5 مليار ضعف كتلة الشمس. يتطلب تصوير الغلاف الضوئي ثمانية تلسكوبات راديوية أرضية موضوعة حول العالم ، تعمل معًا لتشكيل تلسكوب واحد بفتحة بصرية بحجم كوكبنا. ستسمح دقة مثل هذا التلسكوب الكبير للفرد بتصوير عملة معدنية بقيمة نصف دولار على سطح القمر ، على الرغم من أن هذا التلسكوب يعمل في نطاق تردد الراديو بدلاً من النطاق البصري.

الشكل 4 حصل العلماء على أول صورة لثقب أسود باستخدام ملاحظات Event Horizon Telescope لمركز المجرة M87. تُظهر الصورة حلقة ساطعة تشكلت عندما ينحني الضوء في الجاذبية الشديدة حول ثقب أسود أكبر بمقدار 6.5 مليار مرة من الشمس.


شاهد الفيديو: تقسيم الصور الى عدة أجزاء مع إضافة تأثيرات مذهلة بواسطة البوربوينت فقط (شهر اكتوبر 2021).