ماده ی تاريك، هستی يا نيستی-قسمت دوم

ماده ی تاريك، هستی يا نيستی-قسمت دوم ​

نکته شگفت انگیزی که در مورد ماده تاریک وجود دارداین است که این ماده در ابعادی تقریبا سه تا چهار برابر بزرگ تر از ماده مرئی پراکنده شده است. در حقیقت تاکنون اخترشناسان نتوانسته اند «لبه» هاله ماده تاریک را در اطراف هیچ یک از کهکشان های مارپیچی تعیین کنند.




کهکشانهای مارپیچی

در دهه 1980/1360 تکنیکهای طيف نمایی چندان پیشرفت کرد که اخترشناسان می توانستند چرخش کهکشانهای مارپیچی یعنی منظومه هایی شبیه کهکشان خودمان را به دقت اندازه گیری کنند. قسمت مرئی هر کهکشان مارپیچی از یک بر امدگی مرکزی پر ستاره تشکیل می شود که قرص نازکی از ماده ستاره ای ان را احاطه کرده است. نسبت انها تقریبا مانند نسبت زرده و سفیده تخم مرغ در نیمروست. اگر تصادفا لبه کهکشانی در اسمان به سوی ما متوجه شود اندازه گیری سرعت چرخیدن قسمتهای مختلف قرص از طریق قرار دادن شکاف باریکی در عرض تصویر قرص در مکانهای مختلف و اندازه گیری تغییر مکان دوپلر درطیف در فواصل گوناگون از بر آمدگی مرکزی میسر خواهد بود. اخیراً این روش از حوزه مرکز بعضی کهکشانها فراتر رفته و با بهره گیری از روشهای نجوم رادیویی سرعت ابرهای گاز هیدروژن که باز هم جزئی از ان قرص است را اندازه گیری می کنند.

هرگاه اخترشناسان نمودار سرعت ستاره ها را در فواصل مختلف از هسته ان ترسیم کنند به یک منحنی چرخشی دست پیدا می کنند که معمولاً تا حد زیادی متقارن است. در یک سمت این کهکشان در فاصله ای از مرکز آن، ستاره ها با همان سرعتی به طرف ما در حرکتند که ستاره های طرف دیگر کهکشان در همان فاصله از مرکز ان از ما دور می شوند . این امر شگفت انگیز نبود. اما اخترشناسان وقتی به حیرت افتادند که پی بردند در خارج از درونیترین نواحی یک کهکشان مارپیچی درهر دو طرف هسته، سرعت حرکت ستاره ها در تمام طول قرص کمیت واحد و یکسانی است. به زبان اختر شناسان: منحنیهای چرخش بسیار تخت اند.

هسته درخشان ، هاله نامرئی

این امرعجیب بود، زیرا اخترشناسان بیشترین مقدار جرم واقع در کهکشان مارپیچی را متمرکز در هسته مرکزی درخشان آن، که تعداد زیادی ستاره در آنجا بود فرض کرده بودند. اگر چنین می بود، در این صورت ستاره های دورتر از هسته بایستی در مدراشان آهسته تر حرکت می کردند.

این همان چیزی است که در مورد سیارات بیرونی منظومه شمسی خودمان پیش می آید (قسمت اعظم جرم منظومه شمسی در خورشید، یعنی در مرکز آن، متمرکز است). سیارات بیرونی در مدارشان نسبت به سیارات داخلی تر آهسته تر حرکت می کنند.

آسانترین راه برای توضیح تختی منحنیهای چرخش این است که تصور کنیم مقدار زیادی ماده تاریک در اطراف هر کهکشان مارپیچی به صورت یک هاله غول آسای پنهان پراکنده شده است. اگر این هاله تقریبا کروی باشد، در این صورت در حین چرخش، ستاره های مرئی و درخشان را، درست به همان طریقی که می بینیم با، خودش به اطراف می کشد. به بیان دیگر ، قسمت اعظم جرم کهکشانی مارپیچی شبیه به کهکشان خودمان با ستاره های درخشان هسته (یا حتی ستاره های موجود در قرص) ربطی ندارد ، و نسبت جرم به نور دست کم 5 است.

دلیل دیگری که می تواند وجود ماده تاریک را ثابت کند، این است که اندازه گیری دمای گاز خوشه ها که چند میلیون درجه دما دارند اشعه x ساطع می کنند و بیشتر ماده معمولی مان کهکشانی ها را تشکیل می دهند . می تواند عمق پتانسیل گرانشی به وجود آمده در اثر ماده تاریک را تعیین کند. به علاوه مقدار گاز میان یک خوشه کهکشانی را می توان به وسیله انحراف کوچکی که در تشعشع مایکرویو پس زمینه کیهانی به وجود می آورد، به دست آورد .

بررسی در ابعاد وسیعتر عالم

نکته شگفت انگیز دیگری هم در مورد ماده تاریک وجود دارد، به نظر می رسد این ماده در ابعادی تقریبا سه تا چهار برابر بزرگ تر از ماده مرئی، پراکنده شده است. در حقیقت تاکنون اخترشناسان نتوانسته اند «لبه» هاله ماده تاریک را در اطراف هیچ یک از کهکشان های مارپیچی تعیین کنند. به یاد دارید که ایده وجود ماده تاریک بر پایه مشاهدات مربوط به جابجایی های دوپلری تابش21cm ابرهای هیدروژنی، شکل گرفت. این ابرهای هیدروژنی را فقط تا فاصله مشخصی از کهکشان می توان آشکار کرد؛ بنابراين مشاهدات مربوط به ماده تاریک را نمی توان به ناحیه هایی فراتر از جاهایی که ابر های هیدروژنی حضور دارند گسترش د د.

برای برخی از کهکشان ها این فاصله در حدود70 Kpc است درحالیکه اندازه کهکشان فقط20kpc است . به نظر می رسد هاله ماده تاریک تا فراتر از فاصله 70kpc هم گسترش دارد ولی هیچ اطلاعی نداریم که در این ناحیه ها چه اتفاقی می افتد. البته این اعداد از هر کهکشانی تا کهکشان دیگر فرق می کند اما بر اساس همه مشاهدات نکته این جاست که ماده مرئی فقط بخش کوچکی را در میان ساختارهای عظیم ماده تاریک اشغال می کند . اما درباره ساختارهای بزرگ تر از کهکشان چه می توان گفت؟

هر گاه از مقیاس تک کهکشان ها فراتر رویم سطح بعدی ساختار موجود در عالم را خوشه های کهکشانها که از چند کهکشان معدود تا چند صد کهکشان را شامل می شوند به وجود می اورند . سرعت هر کهکشان دریک خوشه را می توان با استفاده از پدیده دوپلربه دست اورد و مقدار جرم در هر کهکشان را می توان به کمک درخشندگی ان بر اورد کرد فرض می کنیم که نسبت جرم به نور حدود 1 است.

خوشه های کهکشانی

فریتس تسویکی، اخترشناس سوییسی؛ نخستین کسی بود که راه این بررسی ها را گشود. تقریباً در همان موقع که اوورت داشت شواهدی را از ماده تاریک در مقیاسی عظیم را اغاز کرد. اوحرکت کهکشانها را در خوشه کهکشانهای گیسو اندازه گرفت و دید که کهکشانهای منفرد این خوشه با چنان سرعتی حرکت می کنند که این مجموعه می بایستی تا کنون از هم پاشیده باشد . اما خوشه گیسو هنوز هم وجود دارد .

چنان به نظر می رسید که خیلی قبل در هنگام جوانی عالم، بایستی کهکشانهای متحرک از هم دور می شدند، و خوشه از هم گسیخته می شد. وقتی به سایر خوشه ها نگاه می کرد، چیز مشابهی را هم در آنها یافت، تمام کهکشانهای موجود در آنها باسرعت زیادی از هم دور می شدند و گرانش ماده ای که می بینیم نمی توان آنها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.

به مدت دهها سال ، هر چند که تمامی شواهد همچنان دلالت می کردند که خوشه های کهکشانها حاوی مقادیر عظیمی ماده تاریکند ، با نسبتهای جرم به نوری اب 300 ، معدودی اختر شناس بودند که نسبت به این مساله نگرانی به خودر اه دادند. در دهه 1310/1930 ، مفهوم عالم در حال انبساط و حتی این واقعیت که عالم خیلی فراتر از کهکشان انبساط پیدا می کند ، ایده هاي جدیدی به شمار می آمدند . وجود متحمل ماده تاریک در مقایسه با پدید اوردن تصویری کلی از منشاء و تکوین عالم و در واقع خود کهکشانها معمایی کوچک وفرعی به نظر می رسيد . بالاخره دردهه 1340/1960 مدل مهبانگ (انفجار بزرگ ) به مثابه مدل استاندارد عالم ، به تدریج جا افتاد ، و بالاخره پس از انکه مدل مهبانگ تثبیت شد اختر شناسان توجه زیادی را به جزئیات یافتن توضیحی برای رفتار دینامیکی کهکشانهای مو جود درخوشه ، مبذول داشتند .

یکی از پیروزیهای نظریه مهبانگ این بود که به نظر می رسید توضیح می دهد که چقدر ماده باید در عالم وجود داشته باشد . پیشگوییها با مقدار ماده ای که می بینیم ، منطبق به نظر می رسید . تابش زمینه میکرو موجی کیهانی مشهور ، که آرنوپنز یاس و رابرت ویلسون ، اختر شناسان آمریکائی در سال 1344/1965 کشف کردند ، به عنوان بقایای آ تشگویی تعبیر شد که عالم در آ ن زاده شد . از زمینه میکروموجی برای مشخص کردن و درجه بندی شرایط آ تشگویی اولیه بهره بردند . به کمک این درجه بندی ، مدل استانداردمهبانگ پیشگویی کرد که در مهبانگ هیدروژن اولیه باید دقیقاً به همان مقدار هلیم تبدیل می شد که توضیح دهد چگونه پیرترین ستاره ها از حدود 25 درصد هلیم و 75 در صد هیدروژ ن ساخته می شوند .

اما همین محاسبه ، مقدار کل ماده ای را که می تواند به شکل هیدروژن ،هلیم وبقیه عناصر شیمیایی آشنا(ماده باریونی) وجود داشته باشد ، محدود می کند . کیهان شناسان به خاطر انطباق شرایط دقیقی که در آنهلیم در آتشگویی مهبانگ ساخته شد ، با فراوانی هیدروژن و هلیمی که در عالم امروز یافت می شود ، ناگریز شدند چگالی کلی باریونهای موجود در عالم از باریون (همان نوع ماده ای که ما و هر چه پیرامونمان در زمین و تمام ستاره های در خشان از انها تشکیل می شوند ) ساخته شده اند ، برای کل عالم این چگالی به نسبت جرم به نور تبدیل می شود و عددی که برای ان به دست می آید کمتر از 100 است.

در آغاز دهه1360/1980 ، این امر بتدریج به مسئله مورد علاقه اختر شناسان تبدیل شد . با بهبود تلسکوپها و تکنیکهای رصدی ، به شوا هدی دست یافتند که در مورد خوشه های کهکشانها ، M/L دست کم 300 به دست آمد . اما بنابر نظریه مهبانگی که به تازگی جا افتاده و بسیار موفق بوده است ، گفته شده است که M/L برای تمام باریونهای عالم باید کمتر از 100 باشد به نظر می رسید که مقدار زیادی جرم اضافی لازم است و همچنین واضح به نظر می رسید که این ماده نمی تواند وبه شکل باریون باشد .

در این صورت ، خود نظریه مهبانگ با ظهور ایده تورم دو گانه دستخوش دگرگونی شگرفی قرار گرفت، این ایده نخستین دوره عالم راتشریح می کند . در این دوره آتشگوی تولید ..که در آن هیدروژن به هلیم تحول یافت . تورم برخی از معماهای باقی مانده در باب مدل مهبانگ حل کرد ، و هم اکنون بخشی از خود مدل استاندارد به شمار می آید . اما در حالی که این مدل قسمتی از معضلات کیهان شناختی کهن را بر طرف می کند ، یک پیشگویی قطعی هم ، درباره چگالی عالم به جا می آورد . بنابراین مدل، در عالم باید ماده کافی وجود داشته باشد تا تمام کهکشانها و خوشه های کهکشانها را درست به همان ترتیبی که خوشه های کهکشانها به کمک گرانش کنار یکدیگر نگه داشته می شوند در دام گرانش نگه دارد. در این صورت، از آ ن پس باید چندان ماده در عالم وجود داشته باشد که نسبت جرم به نور کلی حدود 1000 ( بیش از سه برابر رقم مربوط به خوشه های کهکشانی ) باشد . باید ماده موجود در عالم دست کم ده بار، و شاید یکصد بار، بیشتر از آن باشد که می توان به کمک تمامی ماده باریونی تولید شده در آتشگوی مهبانگ توضیح داد.