ریاضیات

از ویکیپدیا، دانشنامه آزاد

منحنی چرخش کهکشان مارپیچ مسیر 33 (نقاط زرد و آبی با میله های خطا) ، و یک پیش بینی از توزیع ماده قابل رویت (خط خاکستری). اختلاف این دو منحنی را می توان با افزودن هاله ماده تاریک اطراف کهکشان به حساب آورد. [1] [2]

سمت چپ: یک کهکشان شبیه سازی شده بدون ماده تاریک. درست: کهکشان با منحنی چرخش مسطح که در صورت وجود ماده تاریک انتظار می رود.

منحنی چرخش یک کهکشان دیسک (یک نیز نامیده می شود منحنی سرعت ) یک قطعه از سرعت مداری قابل مشاهده است ستاره یا گاز در کهکشان در مقابل خود فاصله شعاعی از مرکز که کهکشان است. این به طور معمول به صورت نمودار به صورت نمودار ارائه می شود ، و داده های مشاهده شده از هر طرف یک کهکشان مارپیچی معمولاً نامتقارن هستند ، به طوری که داده ها از هر طرف برای ایجاد منحنی به طور متوسط ​​انجام می شود. اختلاف معنی داری بین منحنی های تجربی مشاهده شده و منحنی حاصل از اعمال نظریه گرانش بر ماده مشاهده شده در یک کهکشان وجود دارد. نظریه های مربوط به ماده تاریک اصلی ترین راه حل های فرض شده برای واریانس است. [3]

سرعت چرخش / مداری کهکشان ها / ستاره ها از قوانین موجود در سایر سیستم های مداری مانند ستارگان / سیارات و سیارات / قمرها که بیشتر جرم خود را در مرکز دارند ، پیروی نمی کنند. ستارگان با دور مساوی یا فزاینده در مسافت وسیعی از مسافت دور مرکز کهکشان خود می چرخند. در مقابل ، سرعت مداری سیارات در سیستم های سیاره ای و سیاره های مدار ماه با فاصله طبق قانون سوم كپلر كاهش می یابد . این نشان دهنده توزیع گسترده در آن سیستم ها است. تخمین های گسترده برای کهکشان ها بر اساس نوری که از آنها ساطع می شود ، برای توضیح مشاهدات سرعت بسیار کم است. [4]

مشکل چرخش کهکشان اختلاف بین منحنی های چرخش کهکشان مشاهده شده و پیش بینی نظری است ، با فرض یک توده تحت سلطه مرکز در ارتباط با ماده درخشان مشاهده شده. هنگامی که پروفایل های جمعی کهکشان ها از توزیع ستاره ها در مارپیچ ها و نسبت جرم به نور در دیسک های ستاره ای محاسبه می شوند ، با توده های حاصل از منحنی های چرخش مشاهده شده و قانون گرانش مطابقت ندارند . راه حل این معضل فرضیه وجود ماده تاریک و فرض توزیع آن از مرکز کهکشان تا هاله آن است . [ نیاز به استناد ]

گرچه ماده تاریک تاکنون پذیرفته ترین توضیح در مورد مسئله چرخش است ، پیشنهادهای دیگری با موفقیت های مختلف ارائه شده است. از گزینه های ممکن ، یکی از برجسته ترین پویایی های نیوتنی اصلاح شده (MOND) ، که شامل اصلاح قوانین گرانش است. [5]

فهرست

• 1تاریخ
• 2پروفایل های چگالی هاله
• 3تحقیقات بیشتر
• 4گزینه های ماده تاریک
• 5همچنین ببینید
• 6پانویسها و منابع
• 7خواندن بیشتر
• 8کتابشناسی - فهرست کتب
• 9لینک های خارجی

تاریخچه [ ویرایش ]

در سال 1932 ، جان هندریک اورت اولین کسی شد که گزارش داد که اندازه گیری ستاره ها در محله خورشیدی نشان داد که وقتی فرض می شود توزیع گسترده بر اساس ماده قابل مشاهده ، سریعتر از حد انتظار حرکت کنند ، اما بعدا مشخص شد که این اندازه گیری ها واقعاً نادرست هستند. [6] در سال 1939 ، هوراس بابكوك در پایان نامه دکترای خود از اندازه گیری منحنی چرخش برای آندرومدا گزارش داد كه نشان می دهد كه نسبت جرم به درخشندگی بطور شعاعی افزایش می یابد. [7]وی این را به جذب نور در كهكشان یا تغییر دینامیك در قسمتهای بیرونی مارپیچ و به هر نوع ماده گمشده نسبت داد. اندازه گیری های بابكوك به طور كلی با مواردی كه بعداً یافت شد مخالف نبود و اولین اندازه گیری منحنی چرخش طولانی به توافق خوب با داده های مدرن در سال 1957 توسط هنك ون دو هولست و همكاران منتشر شد ، كه M31 را با تلسكوپ تازه كار شده Dwingeloo 25 متری مطالعه كردند. . [8] یک مقاله همراهی توسط مارتن اشمیت نشان داد که این منحنی چرخش می تواند با توزیع توده مسطح گسترده تر از نور مناسب باشد. [9] در سال 1959 ، لوئیز ولدرز از همان تلسکوپ استفاده کرد تا نشان دهد کهکشان مارپیچی M33 نیز مطابق آنچه انتظار می رود چرخش ندارد.پویایی کپلری . [10]

با بیان گزارش در مورد NGC 3115 ، جان اورت نوشت: "به نظر می رسد که توزیع جرم در سیستم تقریباً هیچ ارتباطی با میزان نور ندارد ... یکی می یابد که نسبت جرم به نور در قسمتهای بیرونی NGC 3115 حدود 250 باشد". . [11] در صفحه 302-303 از مقاله ژورنال خود ، او نوشت که "سیستم درخشان به شدت متراکم در یک توده بزرگ و کم و بیش همگن از همگن با چگالی زیاد جاسازی می شود" و گرچه وی پیش بینی کرد که این توده ممکن است باشد. ستاره های کوتوله بسیار ضعیف یا گاز و غبار بین ستاره ای ، او به وضوح هاله ماده تاریک این کهکشان را کشف کرده بود.

تلسکوپ کارنگی (کارنگی دو اخترنگار) برای مطالعه این مشکل چرخش کهکشانی نظر گرفته شده بود. [12]

در اواخر دهه 1960 و اوایل دهه 1970 ، ورا روبین ، اخترشناس در گروه مگنتیسم زمینی مؤسسه کارنگی واشنگتن ، با طیف نویسی حساس جدیدی کار کرد که می تواند منحنی سرعت در کهکشانهای مارپیچی لبه دار را به میزان دقت بیشتری اندازه گیری کند. از قبل به دست آمده بود. [13] به همراه کارمند همکار کنت فورد ، روبین در جلسه 1975 انجمن نجوم آمریکایی این کشف را اعلام کرد که بیشتر ستارگان در کهکشانهای مارپیچی با همان سرعت در مدار قرار دارند. [14]و این بدان معنی است که توده های کهکشان تقریباً بصورت خطی با شعاع بسیار فراتر از محل اکثر ستارگان ( برآمدگی کهکشانی ) رشد می کنند. روبین نتایج خود را در سال 1980 با مقاله تأثیرگذار ارائه داد. [15] این نتایج نشان می دهد که یا گرانش نیوتونی کاربرد جهانی ندارد یا اینکه ، به طور محافظه کارانه ، به بالای 50 درصد از جرم کهکشان ها در هاله کهکشانی نسبتاً تاریک قرار داشت. اگرچه در ابتدا با شک و تردید روبرو شد ، اما نتایج روبین طی دهه‌های بعدی تأیید شده است. [16]

اگر فرض شود مکانیک نیوتنی صحیح باشد ، نتیجه می گیرد که بیشتر جرم کهکشان باید در برآمدگی کهکشانی نزدیک مرکز باشد و ستارگان و گازهای موجود در قسمت دیسک باید در مرکز سرعت خود را با کاهش سرعت با فاصله شعاعی کاهش دهند. از مرکز کهکشانی (خط شکسته در شکل 1).

با این حال ، مشاهدات منحنی چرخش مارپیچها این نتیجه را ندارد. در عوض ، منحنی ها در روابط ریشه مربع معکوس مورد انتظار کاهش نمی یابند اما "مسطح" هستند ، یعنی در خارج از برآمدگی مرکزی سرعت تقریباً ثابت است (خط جامد در شکل 1). همچنین مشاهده شده است که کهکشانها با توزیع یکنواخت ماده درخشان دارای یک منحنی چرخش هستند که از مرکز به لبه بالا می رود و بیشتر کهکشانهای با سطح روشنایی کم (کهکشانهای LSB) دارای همان منحنی چرخش غیر عادی هستند.

منحنی چرخش ممکن است با فرضیه وجود مقدار قابل توجهی از ماده که در کهکشان در خارج از برآمدگی مرکزی نفوذ می کند ، توضیح داده شود که در نسبت جرم به نور از برآمدگی مرکزی تابش نمی کند . ماده مسئول این جرم اضافی ، ماده تاریک لقب گرفته بود ، وجود این نخستین بار در دهه 1930 توسط یان اورت در اندازه گیری های ثابت اورت و فریتز زویکی در مطالعات خود درباره توده های خوشه های کهکشانی مطرح شد . وجود غیر باریونی ماده تاریک سرد (CDM) امروز از ویژگی های عمده است مدل لامبدا-CDM که توصیف کیهان شناسی از جهان.

پروفایل های چگالی هاله [ ویرایش ]

برای جای دادن به یک منحنی چرخش مسطح ، یک پروفایل چگالی برای یک کهکشان و محیط اطراف آن باید متفاوت از آن باشد که به طور متمرکز متمرکز باشد. نسخه نیوتن از قانون سوم کپلر دلالت دارد که مشخصات چگالی شعاعی متقارن ، ρ ( r ) :

که در آن V ( R ) شعاعی مشخصات سرعت مداری است و G است ثابت گرانش . این پروفایل از نزدیک با انتظارات یک پروفایل کره ایزوترمال مفرد مطابقت دارد که اگر v ( r ) تقریباً ثابت باشد ، چگالی ρ ∝ r- 2 به برخی از "شعاع هسته" درونی که در آن چگالی ثابت است پس فرض می شود. مشاهدات با چنین مشخصات ساده ای مطابقت ندارد ، همانطور که توسط ناوارو ، فرنک و وایت در مقاله اصلی سال 1996 گزارش شده است. [17]

نویسندگان سپس اظهار داشتند که "شیب لگاریتمی به آرامی در حال تغییر" برای عملکردی از تراکم نیز می تواند منحنی های چرخش تقریبا مسطح را در مقیاس های بزرگ جای دهد. آنها نمایه معروف Navarro-Frenk-White را یافتند که هم با شبیه سازی های بدن N و هم با مشاهدات ارائه شده توسط

چگالی مرکزی ، ρ 0 ، و شعاع مقیاس ، R s ، پارامترهایی هستند که از هاله تا هاله متفاوت هستند. [18] از آنجا که شیب پروفایل چگالی در مرکز متفرق می شود ، سایر پروفایل های جایگزین پیشنهاد شده است ، برای مثال ، مشخصات Einasto که توافق بهتری با برخی شبیه سازی های هاله ماده تاریک نشان داده اند. [19] [20]

مشاهدات سرعت مدار در کهکشانهای مارپیچی ساختار توده ای را طبق:

با Φ پتانسیل گرانشی کهکشانی .

از آنجا که مشاهدات چرخش کهکشان با توزیع مورد انتظار از اجرای قوانین کپلر مطابقت ندارد ، آنها با توزیع ماده درخشان مطابقت ندارند. [15] این بدان معناست که کهکشانهای مارپیچی حاوی مقادیر زیادی ماده تاریک یا درعوض وجود فیزیک عجیب و غریب در عمل بر روی مقیاس های کهکشانی هستند. مؤلفه نامرئی اضافی به تدریج در هر شعبه کهکشان در شعاع بیرونی و در بین کهکشانهای کم نور تر دیده می شود. [ نیاز به توضیح ]

تفسیر رایج از این مشاهدات این است که حدود 26٪ از جرم جهان از ماده تاریک تشکیل شده است ، یک نوع فرضی از ماده است که با تابش الکترومغناطیسی ساطع نمی شود و در تعامل نیست . اعتقاد بر این است که ماده تاریک بر پتانسیل گرانشی کهکشانها و خوشه های کهکشانها تسلط دارد. بر اساس این تئوری ، کهکشان ها میعانات باریونی ستارگان و گاز (یعنی H و He) هستند که در مراکز هاله های بسیار بزرگتر از ماده تاریک قرار دارند ، که تحت تأثیر ناپایداری گرانشی ناشی از نوسانات چگالی اولیه است.

بسیاری از کیهان شناسان با بررسی خواص کهکشانهای موجود در آنها (یعنی درخشندگی ، جنبشی ، اندازه ها و مورفولوژی های آنها) سعی در فهم ماهیت و تاریخچه این هاله های تاریک همه جا دارند. اندازه گیری سینماتیک (موقعیت های آنها ، سرعت و شتاب آنها) ستارگان و گازهای قابل مشاهده به ابزاری جهت بررسی ماهیت ماده تاریک تبدیل شده است ، به لحاظ محتوای و توزیع آن نسبت به اجزای مختلف بارونیونی آن کهکشان ها.

تحقیقات بیشتر [ ویرایش ]

مقایسه کهکشانهای چرخنده دیسک در جهان دور و امروز. [21]

پویایی چرخشی کهکشانها به خوبی با موقعیت آنها در رابطه Tully-Fisher مشخص می شود ، که نشان می دهد برای کهکشان های مارپیچی سرعت چرخش منحصر به فرد با درخشندگی کلی آن مرتبط است. یک روش مداوم برای پیش بینی سرعت چرخش یک کهکشان مارپیچی اندازه گیری درخشندگی بولومتر و سپس خواندن میزان چرخش آن از محل آن در نمودار Tully-Fisher است. در مقابل ، دانستن سرعت چرخش یک کهکشان مارپیچی درخشندگی خود را نشان می دهد. بنابراین مقدار چرخش کهکشان با جرم قابل مشاهده کهکشان مرتبط است. [22]

در حالی که اتصالات دقیق برآمدگی ، دیسک و پروفیل های چگالی هاله فرایندی کاملاً پیچیده است ، ساده است که از طریق این رابطه بتوان از مشاهدات کهکشان های چرخان استفاده کرد. [23] [به منبع بهتر مورد نیاز ] بنابراین ، در حالی که شبیه سازی های تشکیل کیهان شناختی و کهکشان پیشرفته ترین ماده تاریک با ماده بارانی معمولی شامل با مشاهدات کهکشان می توانند مطابقت داشته باشند ، هنوز هیچ توضیحی صریح درمورد اینکه چرا مشاهده شده وجود ندارد. رابطه مقیاس گذاری وجود دارد. [24] [25] علاوه بر این ، تحقیقات دقیق در مورد منحنی های چرخش کهکشانهای با سطح روشنایی کم (کهکشانهای LSB) در دهه 1990 [26]و موقعیت آنها در رابطه Tully-Fisher [27] نشان داد كه كهكشانهای LSB باید هاله ماده ماده تیره داشته باشند كه نسبت به كهكشانهای HSB گسترده تر و متراكم تر هستند و بنابراین روشنایی سطح با خصوصیات هاله مرتبط است. چنین ماده تاریک تحت سلطه کهکشان های کوتوله ممکن است کلید حل نگه دارید مشکل کهکشان کوتوله از شکلگیری ساختار .

از همه مهمتر ، تجزیه و تحلیل قسمتهای داخلی کهکشانهای سطح روشنایی کم و زیاد نشان داد که شکل منحنی چرخش در مرکز سیستمهای تحت سلطه ماده تاریک ، نمایه ای متفاوت از مشخصات توزیع جرم مکانی NFW را نشان می دهد . [28] [29] این مسئله به اصطلاح حلوا cuspy یک مشکل مداوم برای نظریه استاندارد ماده تاریک سرد است. شبیه سازی های مربوط به بازخورد انرژی ستاره ای به محیط بین ستاره ای به منظور تغییر توزیع پیش بینی شده ماده تاریک در مناطق پایین ترین کهکشان ها ، غالباً در این زمینه فراخوانی می شود. [30] [31]

گزینه های دیگر برای ماده تاریک [ ویرایش ]

تلاش های زیادی صورت گرفته است تا با تغییر جاذبه و بدون استناد به ماده تاریک ، مشکل چرخش کهکشانی را حل کنند. یکی از مباحثه مورد بحث ، تعدیل شده نیوتنی داینامیک (MOND) است که در ابتدا توسط 1983 Mordehai Milgrom ارائه شده است ، که قانون نیروی نیوتن را با شتاب کم اصلاح می کند تا جذابیت موثر گرانشی را تقویت کند. MOND مقدار قابل توجهی از موفقیت در پیش بینی منحنی های چرخش کهکشان های سطح روشنایی کم ، [32] تطبیق رابطه باریونیک Tully-Fisher ، [33] و پراکندگی سرعت از کهکشان های ماهواره ای کوچک از گروه محلی داشته است. [34]

با استفاده از داده های داده از Spitzer Photometry و دقیق چرخش منحنی ها (SPARC) ، گروهی دریافت کرده اند که شتاب شعاعی ردیابی شده توسط منحنی های چرخش می تواند دقیقاً از توزیع بارون مشاهده شده (یعنی شامل ستاره و گاز باشد اما ماده تاریک نیست). [35] همین رابطه مناسب برای 2693 نمونه در 153 کهکشان دوار ، با اشکال ، جرم ، اندازه و کسری از گاز متناسب است. روشنایی در نزدیکی IR ، جایی که نور پایدار از غول های قرمز در آن حاکم است ، برای تخمین میزان تراکم به دلیل ستارگان بیشتر از ستارگان استفاده شد. نتایج مطابق با MOND است ، و محدودیت هایی را برای توضیحات جایگزین شامل ماده تاریک به تنهایی قرار می دهید. با این حال ، شبیه سازی های کیهانی در یک چارچوب Lambda-CDM که شامل اثرات بازخورد بارونی است ، همان رابطه را تولید می کند ، بدون اینکه نیازی به استناد به دینامیک جدید باشد (مانند MOND). [36] بنابراین ، سهم ناشی از ماده تاریک به خودی خود می تواند کاملاً قابل پیش بینی باشد ، هنگامی که اثرات بازخورد ناشی از فروپاشی قطعی بارون ها در نظر گرفته شود.

MOND یک تئوری نسبیتی نیست ، اگرچه تئوریهای نسبیت گرایانه که به MOND کاهش می یابد ، ارائه شده اند ، مانند گرانش تنشور -بردار-مقیاس ، [5] [37] جاذبه بردار اسکنر- تانسور- بردار (STVG) ، و نظریه f (R) کاپوززیلو و دو لورنتیس. [38]

منبع

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