الفلك

هل من الممكن حساب مركز كتلة الكون المرئي؟

هل من الممكن حساب مركز كتلة الكون المرئي؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

من السهل استنتاج أننا نبدو في مركز الكون المرئي ، بافتراض أن الكون المرئي متناحي الخواص تقريبًا ومتجانس في جميع خصائصه ، بما في ذلك خصائص التمدد. للضوء نفس السرعة المحدودة في جميع الاتجاهات ، لذلك لا يمكننا رؤية أي ضوء ، من أي اتجاه خارجي ، والذي كان يجب أن يستغرق وقتًا أطول من عمر الكون الحالي حتى يصل إلينا.

بافتراض أن السرعة المحدودة لتفاعل قوة الجاذبية هي نفسها سرعة الضوء. ماذا يمكننا أن نقول عن موقع مركز إطار الكتلة للكون المرئي. محليًا ، لا ينطبق افتراض الخواص والمتجانسة ، لأنه في مركز حساب الكتلة ، تحتوي الأرض على كتلة صغيرة مقارنة ببقية النظام الشمسي ، مجرة ​​درب التبانة ومجموعة أوسع من المجرات وما إلى ذلك. مقياس حيث يصبح الافتراض المتناحي والمتجانس معقولًا مرة أخرى.

السؤالان المرتبطان هما:

  1. هل يمكننا من حيث المبدأ حساب موضع مركز الكتلة (مركز إطار الكتلة) للكون المرئي (أي المرئي من الأرض) من الملاحظات الفلكية التي لدينا حتى الآن؟
  2. إذا كان هذا ممكنًا ، فهل سيكون هناك أي اتصال بين مركز رتل الكتلة هذا والإطار الثابت بالنسبة إلى الأرض المرصودة ، إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف (CMBR)؟

هل من الممكن حساب مركز كتلة الكون المرئي؟ - الفلك

تم العثور على كتل المجرات من الحركة المدارية لنجومها. ستدور النجوم في مجرة ​​أكثر ضخامة بشكل أسرع من تلك الموجودة في مجرة ​​ذات كتلة أقل لأن قوة الجاذبية الأكبر للمجرة الضخمة ستسبب تسارعات أكبر لنجومها. من خلال قياس سرعات النجوم ، يمكنك معرفة مقدار الجاذبية الموجودة في المجرة. نظرًا لأن الجاذبية تعتمد على الكتلة والمسافة ، فإن معرفة حجم مدارات النجم تمكنك من اشتقاق كتلة المجرة.

بالنسبة للمجرات الحلزونية ، فإن منحنى الدوران يستخدم لقياس كتلهم كما هو الحال لإيجاد كتلة درب التبانة. يوضح منحنى الدوران كيف تعتمد السرعات المدارية في المجرة على بعدها عن مركز المجرة. الكتلة داخل مسافة معينة من المركز = (السرعة المدارية) 2 & # 215 (المسافة من المركز) /ج. تم العثور على السرعة المدارية من تحولات دوبلر لإشعاع خط 21 سم من غاز الهيدروجين الذري. ال الزاوي يتم قياس مسافة قطعة القرص من المركز ، ولكن لاستخدام معادلة الكتلة المرفقة ، فإن القطعة الفعلية للقرص خطي يجب إيجاد المسافة من المركز.

تذكر في فصل علم الكواكب أنه يمكن إيجاد المسافة الخطية من المسافة الزاوية إذا كنت تعرف المسافة ل الكائن؟ المسافة الخطية من مركز المجرة = [(2& # 215 (المسافة ل المجرة) & # 215 (المسافة الزاوية بالدرجات)] / 360 درجة. لهذا السبب يجب أن تعرف أولاً المسافة إلى المجرة إذا كنت تريد قياس كتلتها.

بالنسبة للمجرات الإهليلجية ، يتم استخدام عرض خطوط الامتصاص من جميع النجوم الممزوجة معًا لقياس كتلة المجرات الإهليلجية. يعتمد عرض خطوط الامتصاص على انتشار توزيع السرعات --- تشتت السرعة. كتلة المجرة البيضاوية = ك & # 215 (تشتت السرعة) 2 & # 215 (المسافة بين النجوم من مركز المجرة) /جي، أين ك هو عامل يعتمد على شكل المجرة وزاوية المجرة من الأرض.

تتحرك النجوم والغازات في جميع المجرات تقريبًا أسرع بكثير مما هو متوقع من لمعان المجرات. في 1970s، فيرا روبين وجد (عاش في 1928-2016) أنه في المجرات الحلزونية ، يظل منحنى الدوران عند نفس القيمة تقريبًا على مسافات كبيرة من المركز (يُقال إنه `` مسطح ''). هذا يعني أن الكتلة المغلقة تستمر في الزيادة على الرغم من أن كمية المادة المرئية المضيئة تسقط على مسافات كبيرة من المركز. في المجرات الإهليلجية ، جاذبية المادة المرئية ليست قوية بما يكفي لتسريع النجوم بقدر ما هي. يجب أن يضيف شيء آخر إلى جاذبية المجرات دون أن يتألق.

هذا شيء آخر يسمى المادة المظلمة. إنها مادة لا تنتج كميات قابلة للاكتشاف من الضوء ولكن لها تأثير جاذبية ملحوظ. علماء الفلك ليسوا متأكدين مما تتكون المادة المظلمة. تتراوح الاحتمالات من أشياء كبيرة مثل الكواكب والأقزام البنية والأقزام البيضاء والثقوب السوداء إلى أعداد هائلة من الأشياء الصغيرة مثل النيوترينوات أو الجسيمات الغريبة الأخرى التي لم يتم رؤيتها في مختبراتنا بعد. لأسباب يجب شرحها في القسم التالي وفي فصل علم الكونيات ، اكتشف علماء الفلك أن المادة المظلمة هي مزيج من كل هذه الأشياء ، لكن الجسيمات الغريبة يجب أن تشكل الغالبية العظمى من المادة المظلمة. في الواقع ، من إجمالي المادة في الكون ، تبلغ الكتلة الإجمالية للجسيمات الغريبة خمسة أضعاف الكتلة الإجمالية للمادة & quot العادية & quot ؛ التي نعرفها أكثر (مادة مصنوعة من البروتونات والنيوترونات والإلكترونات والنيوترينوات ، إلخ). تعد طبيعة المادة المظلمة إحدى المشكلات المركزية في علم الفلك اليوم. على الرغم من أن طبيعتها غير معروفة ، يبدو أن المادة المظلمة جزء لا يتجزأ من المجرات بحيث يتم استخدام وجود المادة المظلمة لتمييز مجرة ​​صغيرة عن مجموعة كروية كبيرة ، وكلاهما قد يكون لهما نفس عدد النجوم.

كان الاكتشاف المحتمل في عام 2018 أن المجرة الصغيرة فائقة الانتشار (واحدة بها عدد صغير جدًا من النجوم لكل حجم) 65 مليون سنة ضوئية منا تسمى NGC 1052-DF2 تحتوي على القليل من المادة المظلمة أو لا تحتوي على مادة مظلمة تمامًا. ربما يكون الاستثناء هو الذي يثبت القاعدة & quot ؛ لكن البحث جار عن مجرات صغيرة أخرى بدون مادة مظلمة. ومع ذلك ، من الممكن أيضًا أن عدم وجود استنتاج حول المادة المظلمة لـ NGC 1052-DF2 غير صحيح لأن حركات عشر مجموعات كروية فقط في المجرة الصغيرة كانت تستخدم لقياس كتلتها. هناك حاجة إلى المزيد من الأجسام لإجراء قياس أكثر تأكيدًا لكتلة المجرة ، لذلك من الممكن أن يكون قياس الكتلة منخفضًا جدًا وأن هناك بالفعل كمية كبيرة من المادة المظلمة. هناك طريقة أخرى مستقلة لقياس كتلة المجرة تدعم وجهة النظر القائلة بأن هذه المجرة لا تحتوي إلا على القليل من المادة المظلمة. علاوة على ذلك ، باستخدام سبع مجموعات كروية في مجرة ​​أخرى ، NGC 1052-DF4 ، وجد فريق البحث الذي قام باكتشاف NGC 1052-DF2 أن NGC 1052-DF4 يبدو أيضًا أنه لا يحتوي على مادة مظلمة. يُظهر اكتشاف مجرتين بدون مادة مظلمة أنه يمكن العثور على المادة المظلمة بشكل منفصل عن المادة العادية وهذا يجادل ضد الرأي القائل بأن المادة المظلمة هي في الواقع مجرد سوء فهم لكيفية عمل الجاذبية للمادة العادية على المقاييس الكبيرة. الاحتمال الآخر هو أن المسافات إلى المجرتين الصغيرتين لم يتم قياسها بشكل صحيح. إذا كانت المجرتان أقرب إلينا بالفعل ، فستكون كتلتهما المشتقة من نسبة اللمعان أكبر وستكون المادة المظلمة موجودة. هناك حاجة إلى مزيد من الملاحظات!


هل من الممكن حساب مركز كتلة الكون المرئي؟ - الفلك

سر المادة المظلمة

  • بعده عن الكتلة المركزية ، و
  • ال إجمالي الكتلة المغلقة في مداره.

يتميز التناقض ب نسبة الكتلة إلى الضوء . يمكننا بسهولة قياس اللمعان المرئي الكلي للمجرة وتوزيعها بنصف القطر. إذا أعطينا هذا المقدار بوحدات لمعان الشمس إل شمس ، على سبيل المثال ، نجد أن لمعان مجرتنا حوالي 100 مليار إل شمس . لهذا السبب زعمنا حتى الآن أن مجرة ​​درب التبانة تحتوي على 100 مليار نجم. إذا افترضنا أن كتلة شمسية واحدة تخلق لمعانًا شمسيًا واحدًا ، فسيتم إنشاء 100 مليار لمعان شمسي بواسطة 100 مليار كتلة شمسية ، لذلك نتوقع أن تكون نسبة الكتلة إلى الضوء في المجرة حوالي 100 مليار م شمس / 100 مليار إل شمس = 1 م شمس / إل شمس . بدلاً من ذلك ، نجد بشكل روتيني أن نسبة الكتلة إلى الضوء أقرب إلى 10 م شمس / إل شمس لذا فإن 90٪ من كتلة مجرتنا يجب ألا تكون مضيئة - أي على شكل مادة مظلمة. مادة مظلمة في مجموعات

  • العثور على صور متعددة لمجرة واحدة تم إنشاؤها بواسطة عدسة الجاذبية (السمات المزرقة في الصورة أعلاه). (كيف نعرف أنها صور متعددة لمجرة واحدة؟)
  • تحديد المسافة الزاوية للصور المتعددة كما هو موضح في الصورة.
  • تحديد المسافة إلى المجرة المشوهة من سرعة ركودها وقانون هابل
  • حدد المسافة إلى العنقود بنفس الطريقة باستخدام قانون هابل
  • استخدم نظرية النسبية العامة لأينشتاين لربط الفصل الزاوي بكتلة الكتلة.
المادة المظلمة غامضة ، لكنها لا يجب أن تكون غريبة. أحد الاحتمالات هو أنه ببساطة أشياء صغيرة ولكنها كثيفة من مادة عادية غير مرئية. ومن الأمثلة على ذلك الأقزام البنية (أصغر من أن تكون نجومًا ، وخافتة جدًا بحيث لا يمكن اكتشافها في هالة المجرة) ، والأقزام السوداء (الأقزام البيضاء القديمة التي بردت ولم تعد تصدر الكثير من الضوء) ، أو الثقوب السوداء ، أو ربما شكلًا آخر من الأشكال العادية. شيء. هذه المسألة تسمى باريونيك مهم ، لأنه يتكون من الباريونات (البروتونات والنيوترونات). أطلق علماء الفلك بشكل غريب على أشياء مثل MACHOs (كائنات الهالة المدمجة الرئيسية). نظرًا لأن هذه الأشياء باهتة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها ، يتعين علينا استخدام وسائل أخرى لاكتشافها. تتمثل إحدى الطرق في البحث عن أحداث عدسات الجاذبية الصغيرة أثناء مرورها أمام مصادر الضوء البعيدة. في الواقع ، شوهدت مثل هذه الأحداث الصغيرة ، ولكن ليس بالأعداد الهائلة التي ستكون مطلوبة لتفسير المسألة المفقودة.

الاحتمال الأكثر غرابة هو أن المادة المظلمة ليست في شكل مادة عادية ، ولكنها تتكون من نوع من الجسيمات دون الذرية التي لم نكتشفها بعد. يجب أن يكون لمثل هذه الجسيمات كتلة كبيرة ، لكن لا تتفاعل مع الضوء. أطلق علماء الفلك (مرة أخرى بشكل غريب الأطوار) على أشياء مثل WIMPs (الجزيئات الضخمة ضعيفة التفاعل). لقد التقينا بالفعل بنوع واحد من الجسيمات ضعيفة التفاعل - النيوترينو. لكن النيوترينوات الموجودة بأعداد ضخمة لها مشكلتان. أحدهما أنه ليس لديهم كتلة كافية (على الرغم من أنهم قد يساهمون بكمية صغيرة في المادة المظلمة خارج المجرات) ، والآخر هو أنهم لن يتجمعوا حول عناقيد المجرات. إنهم نشيطون للغاية لدرجة أنهم يقومون بالتجول حول الكون في أي مكان يريدون الذهاب إليه ، وبالكاد يشعرون بمراكز الكتلة في مجموعات من المجرات. بدلًا من ذلك ، نحتاج إلى نوع من الجسيمات يكون أكبر حجمًا من النيوترينوات ، وهذا أبطأ بحيث يمكن أن يتجمع حول مراكز الكتلة. حتى الآن لم نكتشف مثل هذه الجسيمات ، ولكن ربما في يوم من الأيام ستحددها تجارب الجسيمات.

في غضون ذلك ، نحن عالقون بلا تفسير محدد ، وليس لدينا الكثير من القرائن. أحد الأدلة المهمة التي يبدو أنها تفضل WIMPs على MACHOs هو توزيع المادة المظلمة. تتجمع المادة الباريونية العادية في مراكز تراكيز الكتلة مثل المجرات وعناقيد المجرات ، لذلك مهما كانت المادة المظلمة ، يجب أن تقاوم التكتل في هذه المقاييس. تملأ WIMPs هذا التوقع بشكل جيد ، لأنها كانت ستولد ساخنة نوعًا ما (سرعة عالية) في الانفجار العظيم. كانت الباريونات ساخنة أيضًا ، لكنها تتفاعل مع الضوء وتنتج إشعاعًا يسمح لها بإلقاء طاقتها وتبريدها وتجميعها في المجرات وما إلى ذلك. متجمعة بشكل فضفاض في هالات المجرة.

ناقشنا في المحاضرة الأولى حقيقة أن مجرتنا جزء من المجموعة المحلية من المجرات ، التي تضم مجرة ​​درب التبانة ، ومجرة المرأة المسلسلة ، وغيوم ماجلان ، وحوالي 20 مجرة ​​أخرى. قلنا أيضًا أن المجموعة المحلية كانت جزءًا من مجموعة أكبر من المجرات تسمى عنقود فائق محلي . عندما ننظر إلى سماء الليل ، نرى أعدادًا هائلة من المجرات في جميع الاتجاهات ، ومن سرعات الركود الخاصة بها وقانون هابل يمكننا تحديد المسافة بينها. من هذا يمكننا بناء خريطة ثلاثية الأبعاد لمواقع المجرات. ما وجدناه هو أن المجرات ليست موزعة بشكل موحد في الفضاء ، بل تشكل هذه الهياكل الضخمة التي تسمى العناقيد الفائقة ، والتي ترتبط ببعضها البعض بواسطة الجاذبية.

من خلال قياس السرعات الغريبة للمجرات (سرعاتها بعد طرح سرعتها الراجعة) ، نجد أنها تبدو وكأنها تتجمع في تركيزات الكتلة. هذا هو الشكل 21.13 من نص المنظور الكوني ، الذي يرسم السرعات الغريبة للمجرات بالقرب من مجرتنا (مجرة درب التبانة في المركز).

الشكل 21.13 من المنظور الكوني ، بقلم بينيت ، دوناهو ، شنايدر وأمبير فويت ، أديسون ويسلي (1998)

يبدو أن المجرات تتحرك وتنخفض إلى أسفل في عدة تراكيز للكتلة. عندما ننظر بعيدًا إلى الكون ، يصبح الهيكل الواسع النطاق للكون واضحًا. هناك مناطق من التجمعات العملاقة ، ومناطق أخرى تسمى الفراغات التي لا تحتوي على مجرات على الإطلاق. يبدو الهيكل العام مثل الإسفنج ، مع وجود فراغات كروية مفصولة بأغشية من الكتلة.

الشكل 21.14 أ
الشكل 21.14 ب
الشكل 21.16 أ النظر إلى الماضي.

لاستكشاف كيفية إنشاء هذا الهيكل ، يمكننا أن نبدأ بالانفجار العظيم ونتخيل بعض التقلبات الصغيرة في الكون المبكر. كان من الممكن أن تكون هذه التقلبات أكثر برودة قليلاً ، مما سمح للكتلة بالتجمع والانهيار ، مما أدى إلى زيادة تبريد المنطقة (عن طريق إشعاع الطاقة الزائدة بعيدًا) ، بحيث تصبح المناطق التي تتجمع فيها المادة أكثر تركيزًا. لذا فإن الهيكل الكبير الحجم الذي نراه يوضح لنا كيف كان يجب أن يكون الكون المبكر. يمكننا تشغيل عمليات المحاكاة ومعرفة الشروط الأولية اللازمة لجعل الكون يظهر كما هو الحال اليوم.

مصير الكون مرتبط بهذا السؤال. هل سيستمر الكون في التوسع إلى الأبد ، أم أنه سيتوقف في النهاية عن التوسع ويبدأ في الانهيار (لينتهي بـ " أزمة كبيرة ، "وهو عكس الانفجار العظيم)؟ الجواب على هذا السؤال يعتمد على كثافة الكون. هناك الكثافة الحرجة حيث يتباطأ الكون ولكن لا يتوقف عن التوسع - فقط موازنة على حافة التمدد إلى الأبد والانهيار. إذا كان الكون أقل من الكثافة الحرجة ، فسيستمر في التوسع إلى الأبد (مما يؤدي إلى الكون المفتوح ) ، بينما إذا كانت الكثافة الحرجة أكبر من الكثافة الحرجة ، فستتوقف في النهاية عن التوسع (مما يؤدي إلى أ كون مغلق ). عند الكثافة الحرجة بالضبط ، سيستمر الكون في التمدد إلى الأبد ، ولكنه سوف يمضي ببطء أكثر فأكثر حتى يتوقف في النهاية بعد مرور وقت غير محدود. وهذا ما يسمى ب الكون المسطح .

لاحظ أن كل من هذه السيناريوهات تشير إلى أن التوسع يجب أن يتباطأ ، حتى لو لم يتوقف أبدًا. عندما نجري قياسات مصممة لتحديد ما إذا كان كوننا مفتوحًا أم مغلقًا ، يبدو دائمًا أنه يشير إلى أننا قريبون جدًا من كون مسطح. هذا يعني أن كوننا قريب من الكثافة الحرجة. ومع ذلك ، عندما نحسب كل المادة ، نجد أنه لا يكفي جعل الكون مسطحًا ، حتى لو قمنا بتضمين المادة المظلمة. في الواقع ، إذا أطلقنا على الكثافة الحرجة r نقد ، ثم يبدو أن كثافة المادة حوالي 0.3 ص نقد . ومع ذلك ، يجب أن نكون قادرين على معرفة ما إذا كان الكون مفتوحًا جدًا (أقل بكثير من الكثافة الحرجة) ، ولا تظهره ملاحظاتنا. لسنوات عديدة كان لدينا هذا التناقض الواضح - يبدو أن الكون مسطح ، ولكن هناك القليل جدًا من المادة (بما في ذلك المادة المظلمة) لجعلها كذلك.

في الآونة الأخيرة ، أصبحت الأمور أكثر غرابة. من خلال قياس المستعرات الأعظمية الأبعد ، والتي نعتقد أنها شموع قياسية ، يبدو أن الكون كان يتمدد مرةً بشكل أبطأ مما هو عليه الآن. بعبارات أخرى، يبدو أن معدل التوسع يتسارع ! يتلاعب علماء الفلك الآن بفكرة وجود شكل غريب من الطاقة يدفع الفضاء بعيدًا - نوع من الجاذبية السلبية. هذا النوع من الطاقة يسمى الطاقة المظلمة ، ومن الممكن أنه إذا كان هناك ما يكفي من الطاقة المظلمة ، فقد يفسر ذلك سبب ظهور الكون مسطحًا.

في المرة القادمة (محاضرتنا الأخيرة) سننظر في مسألة علم الكونيات والانفجار العظيم وبداية الكون.


محتويات

في عام 1932 ، أصبح يان هندريك أورت أول من أفاد بأن قياسات النجوم في الجوار الشمسي أشارت إلى أنها تحركت أسرع من المتوقع عندما افترض توزيع جماعي على أساس المادة المرئية ، ولكن تم تحديد هذه القياسات لاحقًا على أنها خاطئة بشكل أساسي. [6] في عام 1939 ، ذكر هوراس بابكوك في أطروحته للدكتوراه قياسات منحنى دوران المرأة المسلسلة التي اقترحت أن نسبة الكتلة إلى اللمعان تزداد شعاعيًا. [7] وعزا ذلك إما إلى امتصاص الضوء داخل المجرة أو إلى الديناميكيات المعدلة في الأجزاء الخارجية من اللولب وليس إلى أي شكل من أشكال المادة المفقودة. تبين أن قياسات بابكوك تختلف اختلافًا جوهريًا مع تلك التي تم العثور عليها لاحقًا ، ونشر هينك فان دي هولست القياس الأول لمنحنى دوران ممتد متوافقًا جيدًا مع البيانات الحديثة في عام 1957 ، والذين درسوا M31 باستخدام تلسكوب Dwingeloo الذي يبلغ طوله 25 مترًا. . [8] أظهرت ورقة مصاحبة لمارتن شميدت أن منحنى الدوران هذا يمكن أن يتناسب مع توزيع كتلة مسطح على نطاق أوسع من الضوء. [9] في عام 1959 ، استخدمت لويز فولدرز نفس التلسكوب لإثبات أن المجرة الحلزونية M33 لا تدور أيضًا كما هو متوقع وفقًا لديناميكيات كبلر. [10]

في تقرير عن NGC 3115 ، كتب جان أورت أن "توزيع الكتلة في النظام يبدو أنه لا علاقة له تقريبًا بتوزيع الضوء. يجد المرء أن نسبة الكتلة إلى الضوء في الأجزاء الخارجية من NGC 3115 تبلغ حوالي 250". [11] في الصفحة 302-303 من مقالته في المجلة ، كتب أن "النظام المضيء المكثف بقوة يبدو مضمنًا في كتلة كبيرة ومتجانسة إلى حد ما وذات كثافة كبيرة" وعلى الرغم من أنه استمر في التكهن بأن هذه الكتلة قد تكون إما النجوم القزمة الخافتة للغاية أو الغاز بين النجوم والغبار ، اكتشف بوضوح هالة المادة المظلمة لهذه المجرة.

كان الهدف من تلسكوب كارنيجي (Carnegie Double Astrograph) دراسة مشكلة دوران المجرة. [12]

في أواخر الستينيات وأوائل السبعينيات من القرن الماضي ، عملت فيرا روبين ، عالمة الفلك في قسم المغناطيسية الأرضية في معهد كارنيجي بواشنطن ، مع مطياف حساس جديد يمكنه قياس منحنى سرعة المجرات الحلزونية ذات الحافة العلوية بدرجة أكبر من الدقة أكثر من أي وقت مضى تم تحقيقه. [13] جنبًا إلى جنب مع زميله كينت فورد ، أعلن روبن في اجتماع عام 1975 للجمعية الفلكية الأمريكية عن اكتشاف أن معظم النجوم في المجرات الحلزونية تدور بنفس السرعة تقريبًا ، [14] وهذا يعني أن كتل المجرات تنمو تقريبًا خطيًا بنصف قطر يتجاوز موقع معظم النجوم (الانتفاخ المجري). قدمت روبن نتائجها في ورقة بحثية مؤثرة في عام 1980. [15] اقترحت هذه النتائج إما أن الجاذبية النيوتونية لا تنطبق عالميًا أو أن ما يزيد عن 50٪ من كتلة المجرات محتواة في الهالة المجرية المظلمة نسبيًا. على الرغم من الشك في البداية ، فقد تم تأكيد نتائج روبن على مدى العقود اللاحقة. [16]

إذا افترض أن ميكانيكا نيوتن صحيحة ، فسيتبع ذلك أن معظم كتلة المجرة يجب أن تكون في الانتفاخ المجري بالقرب من المركز وأن النجوم والغاز في جزء القرص يجب أن تدور حول المركز بسرعات متناقصة بمسافة شعاعية من مركز المجرة (الخط المتقطع في الشكل 1).

ومع ذلك ، فإن ملاحظات منحنى دوران اللوالب لا تثبت ذلك. بدلاً من ذلك ، لا تنخفض المنحنيات في علاقة الجذر التربيعي العكسي المتوقعة ولكنها "مسطحة" ، أي خارج الانتفاخ المركزي تكون السرعة ثابتة تقريبًا (الخط الصلب في الشكل 1). يُلاحظ أيضًا أن المجرات ذات التوزيع المنتظم للمادة المضيئة لها منحنى دوران يرتفع من المركز إلى الحافة ، ومعظم المجرات منخفضة السطوع السطحي (مجرات LSB) لها نفس منحنى الدوران الشاذ.

يمكن تفسير منحنيات الدوران من خلال افتراض وجود كمية كبيرة من المادة التي تخترق المجرة خارج الانتفاخ المركزي والتي لا تصدر ضوءًا في نسبة الكتلة إلى الضوء في الانتفاخ المركزي. أُطلق على المادة المسؤولة عن الكتلة الزائدة اسم المادة المظلمة ، والتي افترض وجودها لأول مرة في ثلاثينيات القرن الماضي من قبل يان أورت في قياساته لثوابت أورت وفريتز زويكي في دراساته عن كتل مجموعات المجرات. يعد وجود المادة المظلمة الباردة غير الباريونية (CDM) اليوم سمة رئيسية لنموذج Lambda-CDM الذي يصف علم الكون في الكون.

من أجل استيعاب منحنى الدوران المسطح ، يجب أن يكون ملف تعريف الكثافة للمجرة وضواحيها مختلفًا عن الذي يتركز مركزيًا. تتضمن نسخة نيوتن من قانون كبلر الثالث أن المظهر الجانبي للكثافة الشعاعية المتماثل كرويًا ρ(ص) هو:

ρ (r) = v (r) 2 4 π G r 2 (1 + 2 d السجل ⁡ v (r) د السجل ⁡ r) > <4 pi Gr ^ <2> >> left (1 + 2

أين الخامس(ص) هو ملف تعريف السرعة المدارية الشعاعية و جي هو ثابت الجاذبية. يتطابق هذا الملف الشخصي بشكل وثيق مع توقعات ملف تعريف المجال متساوي الحرارة المفرد حيث إذا الخامس(ص) ثابتة تقريبًا ثم الكثافة ρص −2 لبعض "نصف قطر القلب" الداخلي حيث يُفترض بعد ذلك أن الكثافة ثابتة. الملاحظات لا تتماشى مع مثل هذا الملف الشخصي البسيط ، كما ورد من قبل Navarro و Frenk و White في ورقة بحثية عام 1996. [17]

لاحظ المؤلفون بعد ذلك أن "المنحدر اللوغاريتمي المتغير برفق" لوظيفة المظهر الجانبي للكثافة يمكن أيضًا أن يستوعب منحنيات الدوران المسطحة تقريبًا على المقاييس الكبيرة. وجدوا ملف تعريف Navarro-Frenk-White الشهير ، والذي يتوافق مع عمليات محاكاة الجسم N والملاحظات التي قدمها

حيث الكثافة المركزية ، ρ0 ، ونصف قطر المقياس ، صس ، هي المعلمات التي تختلف من هالة إلى هالة. [18] نظرًا لأن منحدر ملف تعريف الكثافة يتباعد عند المركز ، فقد تم اقتراح أشكال بديلة أخرى ، على سبيل المثال ملف تعريف Einasto ، والذي أظهر اتفاقًا أفضل مع بعض عمليات محاكاة هالة المادة المظلمة. [19] [20]

تشير ملاحظات السرعات المدارية في المجرات الحلزونية إلى وجود بنية جماعية وفقًا لما يلي:

نظرًا لأن ملاحظات دوران المجرات لا تتطابق مع التوزيع المتوقع من تطبيق قوانين كبلر ، فإنها لا تتطابق مع توزيع المادة المضيئة. [15] هذا يعني أن المجرات الحلزونية تحتوي على كميات كبيرة من المادة المظلمة أو ، بدلاً من ذلك ، وجود فيزياء غريبة تعمل على مقاييس المجرات. يصبح المكون غير المرئي الإضافي أكثر وضوحًا بشكل تدريجي في كل مجرة ​​عند نصف القطر الخارجي وبين المجرات في المجرات الأقل إضاءة. [ التوضيح المطلوب ]

التفسير الشائع لهذه الملاحظات هو أن حوالي 26٪ من كتلة الكون تتكون من مادة مظلمة ، وهي نوع افتراضي من المادة التي لا تصدر أو تتفاعل مع الإشعاع الكهرومغناطيسي. يُعتقد أن المادة المظلمة تهيمن على إمكانات الجاذبية للمجرات وعناقيد المجرات. بموجب هذه النظرية ، المجرات عبارة عن تكاثف باريوني للنجوم والغاز (أي الهيدروجين والهيليوم) التي تقع في مراكز هالات أكبر بكثير من المادة المظلمة ، وتتأثر بعدم استقرار الجاذبية الناجم عن تقلبات الكثافة البدائية.

يسعى العديد من علماء الكونيات إلى فهم طبيعة وتاريخ هذه الهالات المظلمة المنتشرة في كل مكان من خلال التحقيق في خصائص المجرات التي تحتوي عليها (أي لمعانها ، وعلم حركتها ، وأحجامها ، وتشكلها). أصبح قياس الحركية (مواقعها وسرعاتها وتسارعاتها) للنجوم والغازات التي يمكن ملاحظتها أداة لاستقصاء طبيعة المادة المظلمة من حيث محتواها وتوزيعها بالنسبة لمكونات الباريونات المختلفة لتلك المجرات.

تتميز ديناميكيات الدوران للمجرات جيدًا بموقعها على علاقة تولي-فيشر ، مما يدل على أن سرعة الدوران بالنسبة للمجرات الحلزونية مرتبطة بشكل فريد بإجمالي لمعانها. تتمثل إحدى الطرق المتسقة للتنبؤ بسرعة دوران مجرة ​​حلزونية في قياس لمعانها البوليومتري ثم قراءة معدل دورانها من موقعها على مخطط تولي-فيشر. على العكس من ذلك ، فإن معرفة السرعة الدورانية لمجرة حلزونية يعطي لمعانها. وبالتالي يرتبط حجم دوران المجرة بالكتلة المرئية للمجرة. [22]

في حين أن التركيب الدقيق لمحات الانتفاخ والقرص وكثافة الهالة هي عملية معقدة نوعًا ما ، فمن السهل نمذجة ملاحظات المجرات الدوارة من خلال هذه العلاقة. [23] [ أفضل مصدر مطلوب ] لذلك ، في حين أن أحدث عمليات المحاكاة الكونية وتشكيل المجرات للمادة المظلمة مع تضمين مادة باريونية عادية يمكن أن تتطابق مع ملاحظات المجرات ، لا يوجد حتى الآن أي تفسير مباشر لسبب وجود علاقة القياس المرصودة. [24] [25] بالإضافة إلى ذلك ، أظهرت التحقيقات التفصيلية لمنحنيات الدوران لمجرات منخفضة السطوع السطحي (مجرات LSB) في التسعينيات [26] وموقعها في علاقة تولي-فيشر [27] أن مجرات LSB يجب أن لها هالات من المادة المظلمة أكثر اتساعًا وأقل كثافة من تلك الموجودة في المجرات ذات السطوع العالي للسطح ، وبالتالي فإن سطوع السطح مرتبط بخصائص الهالة. قد تحمل مثل هذه المجرات القزمة التي تهيمن عليها المادة المظلمة مفتاح حل مشكلة المجرة القزمة المتمثلة في تكوين البنية.

والأهم من ذلك ، أن تحليل الأجزاء الداخلية للمجرات ذات السطوع المنخفض والعالي للسطح أظهر أن شكل منحنيات الدوران في مركز الأنظمة التي تهيمن عليها المادة المظلمة يشير إلى ملف تعريف مختلف عن ملف تعريف توزيع الكتلة المكانية NFW. [28] [29] ما يسمى بمشكلة الهالة المظلمة هذه مشكلة مستمرة بالنسبة لنظرية المادة المظلمة الباردة القياسية. غالبًا ما يتم استدعاء عمليات المحاكاة التي تتضمن ردود فعل الطاقة النجمية إلى الوسط بين النجوم من أجل تغيير توزيع المادة المظلمة المتوقع في المناطق الأعمق من المجرات في هذا السياق. [30] [31]

كان هناك عدد من المحاولات لحل مشكلة دوران المجرات عن طريق تعديل الجاذبية دون استدعاء المادة المظلمة. واحدة من أكثر العوامل التي تمت مناقشتها هي الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MOND) ، التي اقترحها في الأصل مورديهاي ميلجروم في عام 1983 ، والتي تعدل قانون القوة النيوتونية عند التسارع المنخفض لتعزيز الجاذبية الفعالة. حقق MOND قدرًا كبيرًا من النجاح في التنبؤ بمنحنيات دوران المجرات ذات السطوع المنخفض للسطح ، [32] مطابقة لعلاقة باريونيك تالي فيشر ، [33] وتشتت سرعة مجرات الأقمار الصناعية الصغيرة للمجموعة المحلية. [34]

باستخدام بيانات من قاعدة بيانات Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) ، وجدت مجموعة أن التسارع الشعاعي الذي تتبعه منحنيات الدوران يمكن التنبؤ به فقط من توزيع الباريون المرصود (أي بما في ذلك النجوم والغاز ولكن ليس المادة المظلمة). [35] قدمت نفس العلاقة ملاءمة جيدة لـ 2693 عينة في 153 مجرة ​​دوارة ، بأشكال وكتل وأحجام وأجزاء غازية متنوعة. تم استخدام السطوع في الأشعة تحت الحمراء القريبة ، حيث يسود الضوء الأكثر استقرارًا من العمالقة الحمراء ، لتقدير مساهمة الكثافة بسبب النجوم بشكل أكثر اتساقًا. تتوافق النتائج مع MOND ، وتضع قيودًا على التفسيرات البديلة التي تتضمن المادة المظلمة وحدها. ومع ذلك ، فإن عمليات المحاكاة الكونية داخل إطار Lambda-CDM التي تتضمن تأثيرات التغذية الراجعة الباريونية تعيد إنتاج نفس العلاقة ، دون الحاجة إلى استدعاء ديناميكيات جديدة (مثل MOND). [36] وبالتالي ، فإن المساهمة الناتجة عن المادة المظلمة نفسها يمكن التنبؤ بها تمامًا من مساهمة الباريونات ، بمجرد أخذ التأثيرات المرتدة الناتجة عن الانهيار المبدِّد للباريونات في الاعتبار. MOND ليست نظرية نسبية ، على الرغم من أن النظريات النسبية التي تقلل إلى MOND قد تم اقتراحها ، مثل الجاذبية المتجهية العددية (TeVeS) ، [5] [37] الجاذبية العددية ، الموتر ، المتجه (STVG) ، و f ( R) نظرية Capozziello و De Laurentis. [38]

تم اقتراح نموذج للمجرة يعتمد على مقياس النسبية العامة ، يوضح أن منحنيات الدوران لمجرة درب التبانة ، NGC 3031 ، NGC 3198 و NGC 7331 متوافقة مع توزيعات كثافة الكتلة للمادة المرئية ، متجنبة الحاجة إلى كتلة ضخمة. هالة من المادة المظلمة الغريبة. [39] [40]

وفقًا لتحليل عام 2020 للبيانات التي أنتجتها مركبة جايا الفضائية ، يبدو أنه من الممكن شرح منحنى دوران مجرة ​​درب التبانة على الأقل دون الحاجة إلى أي مادة مظلمة إذا تم اعتماد مجموعة كاملة من معادلات النسبية العامة بدلاً من التقريب النيوتوني. [41]

في مارس 2021 ، نشر جيرسون أوتو لودفيج نموذجًا يعتمد على النسبية العامة يشرح منحنيات دوران المجرات باستخدام الجاذبية الكهرومغناطيسية. [42]


هل من الممكن حساب مركز كتلة الكون المرئي؟ - الفلك

سر الكتلة المفقودة

[159] معظم الكتلة في الكون مفقودة. أم أنها مخفية فقط في شكل غريب لا يزال غير قابل للكشف؟ لا أحد متأكد من أي. شيء واحد مؤكد ، رغم ذلك. وصلت مشكلة الكتلة المفقودة إلى النقطة التي أصبحت فيها أكثر من مجرد مشكلة. إنه أمر محرج ، وعقبة أمام فهم أشياء مثل بنية المجرات ، وتطور مجموعات المجرات ، والمصير النهائي للكون.

تشبيه بسيط يوضح المشكلة. لنفترض أن الصواريخ التي تدخل مركبة فضائية في مدار حول الأرض ستحترق لفترة طويلة جدًا ، مما يوفر قوة دفع أكثر من اللازم. ثم سيتم التغلب على جاذبية الأرض ، وستطلق المركبة الفضائية من المدار إلى الفضاء بين الكواكب. لحسن الحظ بالنسبة لرواد الفضاء ، يمكن للعلماء أن يحسبوا بدقة مقدار الدفع المطلوب لمدار معين ، لذلك لا يحدث هذا. لكن لنفترض ، من خلال خطأ في الكمبيوتر ، أن الصواريخ احترقت لفترة طويلة وتم تسريع المركبة الفضائية إلى ضعف السرعة المدارية المناسبة - ومع ذلك ظلت المركبة الفضائية في المدار! ستضطر إلى استنتاج أن إما أن الأرض لديها كتلة أكبر مما كنت تتوقع ، وبالتالي قوة جاذبية أقوى ، أو أن النظرية التي استخدمتها لإجراء الحساب كانت خاطئة.

هذا عن الموقف الذي وجد علماء الفيزياء الفلكية أنفسهم فيه اليوم. ليس في محاولة فهم حركة الكواكب حول الشمس - تعمل النظرية بشكل جيد هناك - ولكن في محاولة فهم حركة النجوم والغاز في المناطق الخارجية للمجرات ، أو المجرات والغازات في مجموعات المجرات.

في السنوات القليلة الماضية ، قام علماء الفلك بقياس معدل دوران النجوم والسحب الغازية في الأجزاء الخارجية من المجرات الحلزونية حول مركز كتلة تلك المجرات. تُظهر الصور البصرية أن المجرات الحلزونية هي دواليب رشيقة من مليارات النجوم ، مع تساقط الضوء بشكل مطرد من المناطق المركزية إلى المناطق الخارجية. نظرًا لأن النجوم تنتج الضوء ، فإننا نتوقع بطبيعة الحال أن تُظهر المادة ومجال قوة الجاذبية المرتبط بها تركيزًا مشابهًا. ويترتب على ذلك أن سرعة دوران النجوم والغاز يجب أن تنخفض عندما ينتقل المرء من المناطق الداخلية إلى المناطق الخارجية للمجرات.

لم يكن هذا ما يتم ملاحظته ، مما أثار دهشة وخوف علماء الفلك. As radio and optical observations have extended the velocity measurements for the stars and gas to the outer regions of spiral galaxies, they have found that the stars and gas clouds are moving at the same speed as the ones closer in! A substantial part of the mass of the galaxy is not concentrated toward the center of the galaxy but must be [ 160 ] distributed in some dark, unseen halo surrounding the visible galaxy. The outer regions of galaxies, faint and inconspicuous on a photograph, may actually contain most of the matter. In the words of astronomers Margaret and Geoffrey Burbidge, it appears that "the tail wags the dog."

Just how large is this unseen halo? Why can't it be seen? No one knows the answer to either question. What is known is that the problem involves more than a few isolated galaxies. Most of the spiral galaxies in which the rotation pattern has been studied in detail, including our own Milky Way Galaxy, show evidence for an extensive halo of dark matter.

Nor is the problem confined to spiral galaxies. Perhaps the most spectacular evidence for a halo of dark matter around a galaxy comes from the giant spherically shaped galaxy, M87. X-ray observations show that M87 is enveloped in a cloud of hot, X-ray emitting gas nearly a million light years across. If this hot gas is not confined somehow, it will expand. In about 100 million years, it would disperse. Although this may seem like a long time, it is only 1 percent of the total lifetime of the galaxy. To account for the gas cloud as it is now observed, there are three possibilities: (1) some force is confining the gas to the galaxy (2) the gas is being continuously replenished or (3) we are observing the galaxy at a special time in its history, before the gas has had time to disperse. The third alternative is possible but improbable. The second not only requires an exorbitant amount of energy but also implies that the hot cloud should be spread out over a much larger volume of space than is observed. That leaves the first alternative, confinement by a force. The confining force could either be gravity or the pressure of an even hotter gas outside the M87 halo. Observations from the HEAOs rule out this latter possibility. That leaves gravity.

This is an important result. It means that X-ray observations can be used to measure the gravitational forces around galaxies. From the distribution of the X-ray brightness of the gas cloud, one can estimate the distribution of the gas in space. From that distribution, the mass needed for gravitational confinement can be estimated. Observations with HEAO 2 imply the presence of a halo of dark matter containing the mass of 30 trillion suns! This is several hundred times the mass observed in the disk of large spiral galaxies such as ours and the Andromeda Galaxy and about 30 times larger than the previous estimates of the mass of M87.

The same principles can be used to measure the gravitational field on a much larger scale. X-ray observations of clusters of galaxies show that the mass needed to confine the hot gas observed in clusters of galaxies is about 5 or 10 times greater than the mass that can be detected in these clusters through observation in any wavelength band, from radio through X-ray. This is in agreement with optical observations. They show that the motions of galaxies orbiting around the center of mass of the cluster can be understood only if the gravitational field is much stronger than would be deduced from the amount of detectable matter. That is, they imply that about 80 to 90 percent of the mass of the cluster has escaped detection.

Coma Cluster. This rich cluster of galaxies in the constellation Coma Berenices contains thousands of galaxies. Studies of the motions of the galaxies indicate that they are held together by their mutual gravitational attraction. The amount of mass present as visible matter, however, falls far short of the amount needed for gravitational stability. (Kits Peak Observatory photo)

On an even larger scale, studies of the motion of the Local Group of galaxies that includes our Milky Way Galaxy indicate that we are part of a supercluster of galaxies. An analysis of the motion of the Local Group suggests that a large amount of hidden matter is necessary to provide the gravitational force needed to keep the supercluster from flying apart. The amount of missing mass is about 10 times the amount of visible mass.

In summary then, radio, optical, and X-ray observations of galaxies, clusters of galaxies, and superclusters of galaxies indicate that 80 to 90 percent of the matter is either missing or hidden from view. If this ratio holds throughout the universe, then our ideas as to the ultimate fate of the universe may be profoundly affected. In a large measure, the fate of the universe is determined by the mass density of the universe, that is, the amount of mass in a unit volume. If the mass density is larger than a certain critical value, the expansion of the universe that began with the initial "big bang" will not continue forever but will slow down, and the universe will collapse. The endpoint of such a collapse is unknown. The universe could collapse forever into a universe-sized black hole, or it could go through an unending cycle of expansion, collapse, and reexpansion. On the other hand, if the mass density is too low, the universe will expand forever it will be "open." Current estimates indicate that the mass density of the universe falls short of the critical density by a factor of 10 or more, implying that the [ 162 ] universe will expand forever. However, if the mass density is 10 times greater than it appears to be, as suggested by the missing mass mystery, then the universe may be closed after all. Seen in this light, the hidden mass problem becomes a very big problem indeed.

What is the answer to the problem? Is something wrong with our understanding of gravity? Is there some additional force that comes into play over these very large scales, a force that is missing from our calculations of the orbits or of the confinement of hot gas? Or is the universe full of dark matter that has escaped detection? Although attempts have been made to modify gravitational theory in the required way, most of the effort has been concentrated into ways that the matter could be hidden from view.

Astronomers have searched long and hard for this matter. They have used radio, infrared, optical, ultraviolet, and X-ray telescopes to scan the outer regions of galaxies and the intergalactic spaces for enough cool gas, hot gas, or dust. They have found some of each, but not enough to solve the problem of the missing mass.

A large population of white dwarfs, neutron stars, or black holes could remain hidden from the view of optical telescopes, but they would have to be 50 to 100 times more abundant on the outer edges of galaxies than in the regions of our galaxy that have been carefully observed so far. No plausible explanation as to why this should be has been advanced. Furthermore, if the population of collapsed stars were in fact 50 or more times larger in the outer regions, we might expect to find far more X-ray sources in the outer regions of galaxies than are observed. In addition, heavy elements ejected from these stars prior to their collapse should be 50 or more times more abundant in the outer regions of galaxies than in the inner regions. This is just the opposite of what is observed. Thus collapsed stars are unlikely candidates to explain the missing mass.

Another durable suggestion has been that a major part of the missing mass in galaxies and clusters of galaxies is made up of very low mass stars. These stars, which would have masses of only a few percent that of the Sun, are red, brown, and black dwarf stars. These stars are very dim because of their small size and low surface temperature. The red dwarfs, which have a mass of 10 to 50 percent that of the Sun, are known to be very common in the solar neighborhood. Of the 90 nearest stars to the Sun that have been classified, 62 of them are red dwarfs. Red dwarf stars produce intense radio, optical, and X-ray flares. This property should make it possible for advanced X-ray telescopes, working in concert with the Space Telescope, to attack the question as to whether 90 percent of the matter on the edges of galaxies is in the form of red dwarf stars.

Brown and black dwarfs are a much more difficult proposition. These objects, which are essentially freely wandering Jupiter-like objects, are so dim that it may be impossible to ever detect them. Although there are no sound theoretical reasons for believing that they exist in the required [ 163 ] numbers, it is possible that such objects were produced in large numbers by the star formation process in globular clusters long ago, when galaxies were just beginning to form. The black and brown dwarfs may then have diffused out of their star clusters and formed very large halos around galaxies. Because of their low luminosities, they would be extremely difficult to detect, even if there were quadrillions of them around every galaxy.

One argument against the missing mass being in the form of normal matter of any type comes from cosmologic considerations. According to the big-bang model, the deuterium (heavy hydrogen) that is observed to exist in interstellar space was created about three minutes after the "beginning" in a billion degree broth of neutrons, protons, photons, and neutrinos. But if the broth were too thick, that is, if the mass density were too high, the deuterium would have all been processed into helium. The greater the mass density, the greater the fusion of deuterium nuclei into helium nuclei, and the less deuterium remains. By observing the amount of deuterium in interstellar space, we can get an idea as to the mass density of normal matter in the universe. The observations suggest that the mass density of normal matter is at most 10 percent of the value needed to turn around the present expansion.

This result lends support to yet another hypothesis for the missing mass, namely, that it is in the form of neutrinos. Neutrinos are elusive subatomic particles that are produced in certain nuclear reactions. Nuclear reactions of the type that produce neutrinos are thought to have been so common in the early universe that many cosmologists have believed for some time that we are literally awash in a sea of neutrinos.

Until recently, however, it did not seem to matter much, because neutrinos were thought to be particles with some energy but no mass, in the same way that photons have energy but no mass. Since it was thought that the energy of the neutrinos was by now quite low, the great abundance of neutrinos was of no practical consequence, or so it seemed.

Then a recent experiment suggested that the neutrino might have a very small mass. The mass of an individual neutrino might be very small, 100 million times smaller than that of a hydrogen atom. Yet, because there are so many neutrinos in the universe, their combined mass could dominate the universe! Thus, the solution to astronomy's greatest riddles, that of the missing mass, might have been found, not by studying distant galaxies, but in a series of experiments right here on Earth.

Serious questions about the neutrino hypothesis must still be answered. For one thing, further experiments have clouded the issue as to whether neutrinos really have mass, and if so how much. There is also a problem in understanding how it is possible for matter to form into galaxy-sized clumps in a universe dominated by fast-moving neutrinos. An analysis of this question suggests that clumps the size of superclusters would form first and that galaxies and clusters of galaxies would condense from these clumps. Yet the [ 164 ] HEAO observations of clusters of galaxies indicate that just the opposite happened. The neutrino hypothesis also suggests that the fraction of missing mass around galaxies should be much less than in clusters of galaxies. This is apparently not observed. These problems have led some astrophysicists to postulate that the existence of yet another particle, the gravitino, is responsible for the missing mass. Gravitinos would have been formed in the very early universe, less than about one millionth of a second after the expansion began, when the temperature was around 100 billion degrees. These particles, which are expected to be more massive than neutrinos, would condense into galaxy-sized clumps. The theory therefore predicts that the fraction of missing mass around galaxies is about the same as in clusters of galaxies. This is what the data now available suggest-a point in favor of the gravitino hypothesis. However, the data are sparse, and no one believes that the final answer is in. More data and calculations are needed.

Thus, the plot thickens, and the number of suspects multiplies in the mystery of the missing mass. And why not? That's the way a good mystery should read, and this is one of the best around.


36. Have computers discovered the biblical ‘long days’?

The report that computers have discovered the biblical ‘long days’ continues to be told but is unfounded. It is challenged here because false ideas should never be used to “support” Scripture. Furthermore, the computer story appears to raise modern science to a level of certainty that it does not possess.

As printed in tracts and magazines, the story describes a problem that scientists faced in the space program. Apparently a missing day turned up in the computer positions for the sun and moon over the past centuries. These celestial bodies were not quite where they belonged! The key to the problem was then found in the Old Testament. Mathematical corrections seemed to be needed for the “long days” of Joshua and Hezekiah ( Josh. 10:13 , 2 Kings 20:11 ). These events, when inserted into the computer, made everything turn out exactly right. Although this apparent verification of Scripture makes a very interesting story, computers are not this smart! The only way to determine a change in the sun’s or moon’s location is to know their exact positions prior to the change, but there is no such reference point available. We do not know exactly where the created sun and moon were first placed in the sky. Even eclipse records do not prove useful in solving the problem.

Can we not conclude that the long day of Joshua occurred exactly as described? And also that the backward motion of the sun in Hezekiah’s time was a literal sign of God ’s power? Computers are neither needed nor able to prove these Old Testament events scientifically.


28.4 The Challenge of Dark Matter

So far this chapter has focused almost entirely on matter that radiates electromagnetic energy—stars, planets, gas, and dust. But, as we have pointed out in several earlier chapters (especially The Milky Way Galaxy), it is now clear that galaxies contain large amounts of dark matter as well. There is much more dark matter , in fact, than matter we can see—which means it would be foolish to ignore the effect of this unseen material in our theories about the structure of the universe. (As many a ship captain in the polar seas found out too late, the part of the iceberg visible above the ocean’s surface was not necessarily the only part he needed to pay attention to.) Dark matter turns out to be extremely important in determining the evolution of galaxies and of the universe as a whole.

The idea that much of the universe is filled with dark matter may seem like a bizarre concept, but we can cite a historical example of “dark matter” much closer to home. In the mid-nineteenth century, measurements showed that the planet Uranus did not follow exactly the orbit predicted from Newton’s laws if one added up the gravitational forces of all the known objects in the solar system. Some people worried that Newton’s laws may simply not work so far out in our solar system. But the more straightforward interpretation was to attribute Uranus’ orbital deviations to the gravitational effects of a new planet that had not yet been seen. Calculations showed where that planet had to be, and Neptune was discovered just about in the predicted location.

In the same way, astronomers now routinely determine the location and amount of dark matter in galaxies by measuring its gravitational effects on objects we can see. And, by measuring the way that galaxies move in clusters, scientists have discovered that dark matter is also distributed among the galaxies in the clusters. Since the environment surrounding a galaxy is important in its development, dark matter must play a central role in galaxy evolution as well. Indeed, it appears that dark matter makes up most of the matter in the universe. But what هو dark matter? What is it made of? We’ll look next at the search for dark matter and the quest to determine its nature.

Dark Matter in the Local Neighborhood

Is there dark matter in our own solar system? Astronomers have examined the orbits of the known planets and of spacecraft as they journey to the outer planets and beyond. No deviations have been found from the orbits predicted on the basis of the masses of objects already discovered in our solar system and the theory of gravity. We therefore conclude that there is no evidence that there are large amounts of dark matter nearby.

Astronomers have also looked for evidence of dark matter in the region of the Milky Way Galaxy that lies within a few hundred light-years of the Sun. In this vicinity, most of the stars are restricted to a thin disk. It is possible to calculate how much mass the disk must contain in order to keep the stars from wandering far above or below it. The total matter that must be in the disk is less than twice the amount of luminous matter. This means that no more than half of the mass in the region near the Sun can be dark matter.

Dark Matter in and around Galaxies

In contrast to our local neighborhood near the Sun and solar system, there is (as we saw in The Milky Way Galaxy) ample evidence strongly suggesting that about 90% of the mass in the entire galaxy is in the form of a halo of dark matter. In other words, there is apparently about nine times more dark matter than visible matter. Astronomers have found some stars in the outer regions of the Milky Way beyond its bright disk, and these stars are revolving very rapidly around its center. The mass contained in all the stars and all the interstellar matter we can detect in the galaxy does not exert enough gravitational force to explain how those fast-moving stars remain in their orbits and do not fly away. Only by having large amounts of unseen matter could the galaxy be holding on to those fast-moving outer stars. The same result is found for other spiral galaxies as well.

Figure 28.23 is an example of the kinds of observations astronomers are making, for the Triangulum galaxy, a member of our Local Group. The observed rotation of spiral galaxies like Andromeda is usually seen in plots, known as rotation curves, that show velocity versus distance from the galaxy center. Such plots suggest that the dark matter is found in a large halo surrounding the luminous parts of each galaxy. The radius of the halos around the Milky Way and Andromeda may be as large as 300,000 light-years, much larger than the visible size of these galaxies.

Dark Matter in Clusters of Galaxies

Galaxies in clusters also move around: they orbit the cluster’s center of mass. It is not possible for us to follow a galaxy around its entire orbit because that typically takes about a billion years. It is possible, however, to measure the velocities with which galaxies in a cluster are moving, and then estimate what the total mass in the cluster must be to keep the individual galaxies from flying out of the cluster. The observations indicate that the mass of the galaxies alone cannot keep the cluster together—some other gravity must again be present. The total amount of dark matter in clusters exceeds by more than ten times the luminous mass contained within the galaxies themselves, indicating that dark matter exists between galaxies as well as inside them.

There is another approach we can take to measuring the amount of dark matter in clusters of galaxies. As we saw, the universe is expanding, but this expansion is not perfectly uniform, thanks to the interfering hand of gravity. Suppose, for example, that a galaxy lies outside but relatively close to a rich cluster of galaxies. The gravitational force of the cluster will tug on that neighboring galaxy and slow down the rate at which it moves away from the cluster due to the expansion of the universe.

Consider the Local Group of galaxies, lying on the outskirts of the Virgo Supercluster. The mass concentrated at the center of the Virgo Cluster exerts a gravitational force on the Local Group. As a result, the Local Group is moving away from the center of the Virgo Cluster at a velocity a few hundred kilometers per second slower than the Hubble law predicts. By measuring such deviations from a smooth expansion, astronomers can estimate the total amount of mass contained in large clusters.

There are two other very useful methods for measuring the amount of dark matter in galaxy clusters, and both of them have produced results in general agreement with the method of measuring galaxy velocities: gravitational lensing and X-ray emission. Let’s take a look at both.

As Albert Einstein showed in his theory of general relativity, the presence of mass bends the surrounding fabric of spacetime. Light follows those bends, so very massive objects can bend light significantly. You saw examples of this in the Astronomy Basics feature box Gravitational Lensing in the previous section. Visible galaxies are not the only possible gravitational lenses. Dark matter can also reveal its presence by producing this effect. Figure 28.24 shows a galaxy cluster that is acting like a gravitational lens the streaks and arcs you see on the picture are lensed images of more distant galaxies. Gravitational lensing is well enough understood that astronomers can use the many ovals and arcs seen in this image to calculate detailed maps of how much matter there is in the cluster and how that mass is distributed. The result from studies of many such gravitational lens clusters shows that, like individual galaxies, galaxy clusters contain more than ten times as much dark matter as luminous matter.

The third method astronomers use to detect and measure dark matter in galaxy clusters is to image them in the light of X-rays. When the first sensitive X-ray telescopes were launched into orbit around Earth in the 1970s and trained on massive galaxy clusters, it was quickly discovered that the clusters emit copious X-ray radiation (see Figure 28.25). Most stars do not emit much X-ray radiation, and neither does most of the gas or dust between the stars inside galaxies. What could be emitting the X-rays seen from virtually all massive galaxy clusters?

It turns out that just as galaxies have gas distributed between their stars, clusters of galaxies have gas distributed between their galaxies. The particles in these huge reservoirs of gas are not just sitting still rather, they are constantly moving, zooming around under the influence of the cluster’s immense gravity like mini planets around a giant sun. As they move and bump against each other, the gas heats up hotter and hotter until, at temperatures as high as 100 million K, it shines brightly at X-ray wavelengths. The more mass the cluster has, the faster the motions, the hotter the gas, and the brighter the X-rays. Astronomers calculate that the mass present to induce those motions must be about ten times the mass they can see in the clusters, including all the galaxies and all the gas. Once again, this is evidence that the galaxy clusters are seen to be dominated by dark matter.

Mass-to-Light Ratio

We described the use of the mass-to-light ratio to characterize the matter in galaxies or clusters of galaxies in Properties of Galaxies. For systems containing mostly old stars, the mass-to-light ratio is typically 10 to 20, where mass and light are measured in units of the Sun’s mass and luminosity. A mass-to-light ratio of 100 or more is a signal that a substantial amount of dark matter is present. Table 28.1 summarizes the results of measurements of mass-to-light ratios for various classes of objects. Very large mass-to-light ratios are found for all systems of galaxy size and larger, indicating that dark matter is present in all these types of objects. This is why we say that dark matter apparently makes up most of the total mass of the universe.

Type of Object Mass-to-Light Ratio
شمس 1
Matter in vicinity of Sun 2
Mass in Milky Way within 80,000 light-years of the center 10
Small groups of galaxies 50–150
Rich clusters of galaxies 250–300

The clustering of galaxies can be used to derive the total amount of mass in a given region of space, while visible radiation is a good indicator of where the luminous mass is. Studies show that the dark matter and luminous matter are very closely associated. The dark matter halos do extend beyond the luminous boundaries of the galaxies that they surround. However, where there are large clusters of galaxies, you will also find large amounts of dark matter. Voids in the galaxy distribution are also voids in the distribution of dark matter.

What Is the Dark Matter?

How do we go about figuring out what the dark matter consists of? The technique we might use depends on its composition. Let’s consider the possibility that some of the dark matter is made up of normal particles: protons, neutrons, and electrons. Suppose these particles were assembled into black holes, brown dwarfs, or white dwarfs. If the black holes had no accretion disks, they would be invisible to us. White and brown dwarfs do emit some radiation but have such low luminosities that they cannot be seen at distances greater than a few thousand light-years.

We can, however, look for such compact objects because they can act as gravitational lens es. (See the Astronomy Basics feature box Gravitational Lensing.) Suppose the dark matter in the halo of the Milky Way were made up of black holes, brown dwarfs, and white dwarfs. These objects have been whimsically dubbed MACHOs (MAssive Compact Halo Objects). If an invisible MACHO passes directly between a distant star and Earth, it acts as a gravitational lens, focusing the light from the distant star. This causes the star to appear to brighten over a time interval of a few hours to several days before returning to its normal brightness. Since we can’t predict when any given star might brighten this way, we have to monitor huge numbers of stars to catch one in the act. There are not enough astronomers to keep monitoring so many stars, but today’s automated telescopes and computer systems can do it for us.

Research teams making observations of millions of stars in the nearby galaxy called the Large Magellanic Cloud have reported several examples of the type of brightening expected if MACHOs are present in the halo of the Milky Way (Figure 28.26). However, there are not enough MACHOs in the halo of the Milky Way to account for the mass of the dark matter in the halo.

This result, along with a variety of other experiments, leads us to conclude that the types of matter we are familiar with can make up only a tiny portion of the dark matter. Another possibility is that dark matter is composed of some new type of particle—one that researchers are now trying to detect in laboratories here on Earth (see The Big Bang).

The kinds of dark matter particles that astronomers and physicists have proposed generally fall into two main categories: hot and cold dark matter. The terms hot و cold don’t refer to true temperatures, but rather to the average velocities of the particles, analogous to how we might think of particles of air moving in your room right now. In a cold room, the air particles move more slowly on average than in a warm room.

In the early universe, if dark matter particles easily moved fast and far compared to the lumps and bumps of ordinary matter that eventually became galaxies and larger structures, we call those particles hot dark matter . In that case, smaller lumps and bumps would be smeared out by the particle motions, meaning fewer small galaxies would get made.

On the other hand, if the dark matter particles moved slowly and covered only small distances compared to the sizes of the lumps in the early universe, we call that cold dark matter . Their slow speeds and energy would mean that even the smaller lumps of ordinary matter would survive to grow into small galaxies. By looking at when galaxies formed and how they evolve, we can use observations to distinguish between the two kinds of dark matter. So far, observations seem most consistent with models based on cold dark matter.

Solving the dark matter problem is one of the biggest challenges facing astronomers. After all, we can hardly understand the evolution of galaxies and the long-term history of the universe without understanding what its most massive component is made of. For example, we need to know just what role dark matter played in starting the higher-density “seeds” that led to the formation of galaxies. And since many galaxies have large halos made of dark matter, how does this affect their interactions with one another and the shapes and types of galaxies that their collisions create?

Astronomers armed with various theories are working hard to produce models of galaxy structure and evolution that take dark matter into account in just the right way. Even though we don’t know what the dark matter is, we do have some clues about how it affected the formation of the very first galaxies. As we will see in The Big Bang, careful measurements of the microwave radiation left over after the Big Bang have allowed astronomers to set very tight limits on the actual sizes of those early seeds that led to the formation of the large galaxies that we see in today’s universe. Astronomers have also measured the relative numbers and distances between galaxies and clusters of different sizes in the universe today. So far, most of the evidence seems to weigh heavily in favor of cold dark matter, and most current models of galaxy and large-scale structure formation use cold dark matter as their main ingredient.

As if the presence of dark matter —a mysterious substance that exerts gravity and outweighs all the known stars and galaxies in the universe but does not emit or absorb light—were not enough, there is an even more baffling and equally important constituent of the universe that has only recently been discovered: we have called it dark energy in parallel with dark matter. We will say more about it and explore its effects on the evolution of the universe in The Big Bang. For now, we can complete our inventory of the contents of the universe by noting that it appears that the entire universe contains some mysterious energy that pushes spacetime apart, taking galaxies and the larger structures made of galaxies along with it. Observations show that dark energy becomes more and more important relative to gravity as the universe ages. As a result, the expansion of the universe is accelerating, and this acceleration seems to be happening mostly since the universe was about half its current age.

What we see when we peer out into the universe—the light from trillions of stars in hundreds of billions of galaxies wrapped in intricate veils of gas and dust—is therefore actually only a sprinkling of icing on top of the cake: as we will see in The Big Bang, when we look outside galaxies and clusters of galaxies at the universe as a whole, astronomers find that for every gram of luminous normal matter, such as protons, neutrons, electrons, and atoms in the universe, there are about 4 grams of nonluminous normal matter, mainly intergalactic hydrogen and helium. There are about 27 grams of dark matter, and the energy equivalent (remember Einstein’s famous ه = mc 2 ) of about 68 grams of dark energy. Dark matter, and (as we will see) even more so dark energy, are dramatic demonstrations of what we have tried to emphasize throughout this book: science is always a “progress report,” and we often encounter areas where we have more questions than answers.

Let’s next put together all these clues to trace the life history of galaxies and large-scale structure in the universe. What follows is the current consensus, but research in this field is moving rapidly, and some of these ideas will probably be modified as new observations are made.


Is it Possible to Calculate The Centre of Mass of the Visible Universe? - الفلك

Key points: Evidence for dark matter ideas for what it is Evidence for Dark Energy

The rotation of our galaxy and many others have been measured using Doppler shifts of the 21cm (radio) line of hydrogen (from The Essential Cosmic Perspective, Bennett et al.)

If the mass followed the "normal" matter -- stars and gas -- the rotation speed would drop like the "Keplerian motion" line, like for the planets. Then their speeds would be as we derived when we were discussing Kepler's Laws. This relation assumes essentially all the mass is in the central object (the sun for the planetary system). Instead, the rotation curve is nearly flat with increasing radius. Evidently there are huge amounts of unseen "dark" matter in the outer parts of the galaxy that add gravitational field beyond that just from the center, causing the stars and gas to orbit faster. (Figures from The Essential Cosmic Perspective, by Bennett et al.)
Like the Milky Way, virtually all galaxies have flat rotation curves to well beyond where they have many stars, indicating that they are all surrounded by large halos of dark matter. (From The Essential Cosmic Perspective, by Bennett et al.)

When we account carefully for the mass in stars in a galaxy, it turns out to be much less than the mass we measure from Newton's laws! In addition, there appears to be mass we can't see outside the region occupied by the stars. As much of 90% of galaxies may be in some form of unseen mass.

We have no good idea of what galaxies are mostly made!! Is there some basic particle of physics that we don't know about that accounts for the unseen mass? This is evidently the dark matter we know played such a central role in shaping the Universe, but all we know about local examples is from galaxy rotation curves. A good link for further information is at http://www.eclipse.net/

To left: from Supernova Cosmology Project, Knop et al., Lawrence Berkeley National Laboratory, http://supernova.lbl.gov/

Thus, the distance measurements using Type 1 supernovae indicate that the expansion of the Universe is getting faster.

Brian Schmidt at the Nobel Prize ceremony

It is humbling, perhaps even humiliating, that we know almost nothing about 96% of what is "out there"!!

What eventually happens depends on the behavior of the dark energy with time, and since we don't know what it is we certainly don't know how it is going to behave billions of years from now. (from http://www.scholarpedia.org/article/Dark_energy)

Test your understanding before going on

Galaxy quilt, by Paula van der Zwaan, from http://members.lycos.nl/hollandquilt/id211.htm

In the 18th Century, Thomas Wright proposed that theUniverse was filled with groupings of stars like the Milky Way, fromhttp://homepage.mac/com/kvmagruder/bcp/milky/shape.htm

Click to return to syllabus

hypertext G. H. Rieke


Binary Stars

Stars do not form in isolation. When clumps of gas in a GMC begin to collapse, the clumps usually fragment into smaller clumps, each of which forms a star. After the formation process ends, many stars wind up gravitationally bound to one or more partner stars. The fraction of stars that are found in multiple star systems is actually a difficult measurement to make, but the fractions are likely higher than you might expect. For massive stars, we think a large fraction may be in multiple systems—for Sun-like stars it may be about half of all stars, and for low mass stars, less than half.

For example, take some famous bright stars in the sky: Albireo (we saw an image of Albireo in Lesson 4) appears in a telescope to be a pair of stars. The brightest star in the winter sky, Sirius, also has a companion (an X-ray image of the Sirius pair is available at Astronomy Picture of the Day). Also, there is a star in the handle of the Big Dipper known as Mizar, which can be resolved into a double star, too.

Try this with Starry Night!

There are a number of "visual binary" stars that you can observe with small telescopes or with Starry Night. Using the "find" feature on Starry Night, search for the stars listed below. You may have to vary the date and time so they are visible at night. Once you have them centered in your field of view, use the zoom feature to zoom in to see how they would appear magnified through a telescope. Also, read the descriptions that pop up when you mouse over them.

  1. Mizar & Alcor (be sure to zoom in even further on Mizar)
  2. Albireo
  3. Algieba (gamma Leonis)
  4. Castor
  5. Epsilon Lyrae (to find this in Starry Night, go first to Vega, and Epsilon Lyrae is one of the bright stars in Lyra near Vega)

Stars classified as visual binaries are rare examples of stars that are close enough to the Earth that in images we can directly observe that they have a companion. In most cases, however, stars are so far away and their companions are so close that images taken by even the most powerful telescopes in the world cannot tell if there is one star or two present. However, we have observational methods to determine if a star is in a binary system even if an image appears to show only one point of light. Three of these techniques are:

    Spectroscopy: Recall that stars were originally separated into different spectral types by their spectral lines. Occasionally, the spectrum of what appears to be a single star will contain absorption lines from two different spectral types (e.g., G and K), indicating that this is really a binary star system, not a single star. Just like the planets in our Solar System orbit the center of mass of the Solar System, the two stars in a binary star system will orbit the common center of mass of the binary system as shown in this animation (:21):

As demonstrated in the animation, we can also occasionally observe the motion of the stars in a binary star system by observing periodic changes in their spectral lines. This is explained in a bit more detail in the spectroscopic binary movie at an Ohio State astronomy course website. (Once you click on the link, you will see three links at the top of the new window. You can click on any of the links because they all show the same animation. They are just different file formats.)

Binary stars are very useful tools in the study of the properties of stars. In the previous lesson, we discussed that we can measure a star's luminosity, distance, and velocity, but we did not discuss any methods for measuring the mass or radius of a star. You might be curious how those properties correlate with the other properties we did discuss, like luminosity, for example. Our knowledge of the masses and radii of stars comes mostly from the study of stars in binary systems. For example, we can use Kepler's third law to derive the masses of the stars in a binary system. Recall that when two objects orbit each other the following equation applies:

If we measure the separation between the objects (a) and the period of their orbit (P), we can calculate their masses. Unfortunately, depending on the type of binary (e.g., spectroscopic, eclipsing, astrometric), we are often unable to directly measure its orbital properties unambiguously. Since the inclination angle of a binary star's orbit with our line of sight (that is, is it edge-on, face-on, or somewhere in between?) is often unknown or only able to be estimated, in many cases what you measure is not the mass of the star, but the mass times sin (i) where i is the inclination angle of the orbit. Thus, you get a limit on the mass, but not the true value. If you have a spectroscopic binary that is also eclipsing, you can measure the velocities, period, separation, and inclination angle, because you know that the orbital plane has to be edge-on or nearly edge-on for us to witness eclipses from Earth. Thus, it is these systems that really help us measure stellar masses quite accurately.

Eclipsing binaries also provide us with a tool for measuring the radius of a star. In the following animation (:29), you can watch the binary stars orbit their center of mass several times.

In the next animation (:33), the inclination of the orbit with respect to the viewer (you) has been set to 85 degrees, and the orbital eccentricity has been set to 0.0.

Note the stars' orientation to each other at the beginning of the deep eclipse and at the end of the deep eclipse.

Want to learn more?

In the interests of time and space, I am skipping the details of making the calculations of stellar mass and stellar radii using binary systems, but you can read about these topics in more detail in the online astronomy textbook Astronomy Notes:


How do barycenters help us find other planets?

If a star has planets, the star orbits around a barycenter that is not at its very center. This causes the star to look like it’s wobbling.

As seen from above, a large planet and a star orbit their shared center of mass, or barycenter.

As seen from the side, a large planet and a star orbit their shared center of mass, or barycenter. The slightly off-center barycenter is what makes the star appear to wobble back and forth.

Planets around other stars—called exoplanets—are very hard to see directly. They are hidden by the bright glare of the stars they orbit. Detecting a star's wobble is one way to find out if there are planets orbiting it. By studying barycenters—and using several other techniques—astronomers have detected many planets around other stars!


شاهد الفيديو: CENTER OF MASS AND CENTER OF RIGIDITY - حساب مركز الكتله و مركز الجساءه مانويل بمثال محلول بالارقام (شهر نوفمبر 2022).