ماده‌ی تاریک می‌درخشد!

0 0 0 0

توسط هلیا هوشمند , 5 آوریل 2015

ماده‌ی تاریک، همان‌طور که از نامش برمی‌آید، ماده‌ایست که قادر به دیدن آن با تلسکوپ‌هایمان نیستیم. اما این به آن معنا نیست ماده‌ی تاریک نمی‌تواند گاهی با نور برهم‌کنش پیدا کند. در این مقاله، ستاره‌شناسان برای مشاهده و آشکارسازی ماده‌ی تاریک فرضیه‌ای ارائه داده‌اند که بر طبق آن پرتو‌های نور ستارگان توسط ماده‌ی تاریک پراکنده شده و هاله‌ای روشن در اطراف کهکشان به وجود می‌آورند. بررسی روشنایی حاصل از این پراکندگی، روشی برای مطالعه‌ی ماده‌ی تاریک خواهد بود.

شکل ۱. پرتو نور رسیده از بخش‌های میانی دیسک که درخشندگی بیشتری نسبت به باقی نقاط دارد (خط‌چین آبی)، با ذرات ماده‌ی تاریک واقع در هاله برخورد کرده و پراکنده می‌شود. در نتیجه ناظر زمینی، این پرتو را از بخش‌های خارجی دیسک مشاهده خواهد کرد (در راستای پرتو نارنجی که خود از بخش‌های خارجی دیسک می‌آید و واکنشی انجام نداده است).

داده‌های به‌دست‌آمده از بررسی منحنی چرخش نشان می‌دهند که رفتار جنبشی اجرام درخشان مانند ستارگان را نمی‌توان کاملا با گرانش توصیف کرد. این نشان می‌دهد که یا نظریه‌ی گرانش در مقیاس بزرگ جواب نمی‌دهد، یا مؤلفه‌ی جرمی دیگری در کهکشان وجود دارد که ما هنوز موفق به مشاهده‌ی آن نشده‌ایم. امروزه محققان به امکان پراکنده‌شدن نور ستارگان توسط ماده‌ی تاریک پی برده‌اند. پراکنده‌شدن نور منجر به ایجاد روشنایی‌ در اطراف کهکشان‌ها می‌شود. این روشنایی مانند نور لامپی است که در فضای مه‌آلود روشن شده باشد. از آنجایی‌که هاله‌ی نور ناشی از ماده تاریک تاکنون مستقیما رصد نشده است، به‌ نظر منطقی می‌رسد که تصور کنیم ماده‌ی تاریک از ذراتی خنثی‌ (به لحاظ الکتریکی) تشکیل شده‌ که نور را پراکنده نمی‌کنند؛ این تصور لزوما صحیح نیست. بسیاری از مدل‌های ارائه‌شده برای ماده تاریک شامل جفت‌شدگی جزئی با فوتون‌ها می‌شوند و برهم‌کنش ماده‌ی تاریک و فوتون با بررسی اثرات آن بر روی تابش زمینه‌ی کیهانی، شکل کهکشان‌های بیضوی و ساختار‌های بزرگ-مقیاس^(۱)  قبلا مطرح شده‌اند. روشنایی در اطراف کهکشان ناشی از سه عامل می‌تواند باشد: گسیل تابش از دیسک کهکشان، پراکندگی نور از ماده‌ی تاریک، و گسیل تابش ستاره‌های پیر هاله یا پراکندگی نور از ذرات غبار در هاله. در ادامه، بررسی‌های انجام شده برای تشخیص منشأ این روشنایی آورده شده است.

نمونه‌های قیود از M۱۰۱- برای بررسی بیشتر، کهکشان M101 را به عنوان نمونه در نظر می‌گیریم. کهکشان M101 که در تصویر بالای صفحه آن را می‌بینید (عکس از Adam Block)، کهکشان مارپیچی شناخته‌شده‌ای است که ۲۱ میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. رصد روشنایی سطحی این کهکشان توسط ابزار‌های سنجاقک^(۲) انجام شده است. آزمایشات و بررسی‌ها نشان می‌دهند که احتمال دارد بخشی از پرتو‌های نور مشاهده‌شده (که به نظر می‌آید از نقطه‌ی مشخصی بر روی دیسک M101 سرچشمه گرفته باشند)، فوتون‌های گسیل‌شده از نقطه‌ی دیگری بر روی دیسک باشند که توسط ذرات ماده تاریک در راستای خط دید مشاهده‌گر پراکنده می‌شده‌اند.

شکل ۱ مسیر این پرتو‌ها را نشان می‌دهد. پیکان نارنجی مسیر فوتون از دیسک به سمت مشاهده‌گر زمینی را نشان می‌دهد. این پرتو با پرتوی فوتونی‌ که از ناحیه‌ی مرکزی دیسک (خط‌چین آبی) آمده و توسط ذرات ماده‌ی تاریک (جایی در هاله‌ی نور) پراکنده شده، همراه می‌شود. پراکندگی و انحراف مسیر فوتون موجب می‌شود تا به نظر آید از مکانی به سمت کناره‌های دیسک سرچشمه گرفته است. این روشنایی در ظاهر مشابه پراکندگی از ذرات غبار است.

شکل ۲. پراکندگی نور کهکشان M101 از ذرات ماده‌ی تاریک. در این شکل، داده‌های آزمایش «سنجاقک» با مدل بررسی‌شده در این مقاله و مدل‌های پیشین مقایسه شده است.

اکنون نتایج به‌دست‌آمده از داده‌های رصدی M101 را با فرضیه‌های خود مقایسه می‌کنیم. فرض کرده‌ایم که گسیل تابش حاصل از هاله‌ی ستاره‌ای است و نه ذرات غبار. برای توصیف توزیع ذرات پراکننده‌ی ماده‌ی تاریک از توزیع Navarro-Frenk-White استفاده نموده و فاصله تا M101 را برابر با ۷ مگاپارسک در نظر گرفته‌ایم. نتایج حاصل به صورت نمودار در شکل ۲ آمده است. از آنجایی‌که پرتوی نور حاصل از پراکندگی از ماده‌ی تاریک به دو عامل درخشندگی سطحی دیسک و توزیع ذرات ماده‌ی تاریک بستگی دارد، نمایش مقدار آن بر حسب فاصله‌ی شعاعی از مرکز دیسک (r_d در شکل یک)، بسیار یکنواخت‌تر از پرتو نوری است که از دیسک ناشی می‌شود. در مورد روشنایی ظاهری دیسک در فواصل شعاعی بزرگ، بخشی از پرتوی نوری که از نواحی درخشان‌تر مرکزی می‌آیند، به سمت گوشه‌ها – یعنی جایی که گسیل تابش از دیسک به تنهایی کمتر است- پراکنده می‌شوند. قسمت پیچیده‌ی ماجرا، گسیل تابش از هاله‌ی ستاره‌ای است که سهم آن نیز حتی در فاصله‌ی شعاعی بزرگ هم قابل توجه است.

استفاده از داده‌های طیفی برای تشخیص ماده‌ی تاریک از ذرات غبار و هم‌چنین هاله‌ی ستاره‌ای – گرچه مقدار گسیل تابش از دیسک در فواصل دور کم است، اما تابش زمینه وجود دارد که می‌تواند ناشی از ستاره‌های پیر و یا فوتون‌های پراکنده‌شده از ماده‌ی تاریک باشد. برای تشخیص منبع تابش زمینه از داده‌های طول‌موج‌های مختلف استفاده می‌کنیم. آنچه در شکل ۳ مشاهده می‌شود طیف مورد انتظار به صورت تابعی از طول‌موج برای پراکندگی از ماده‌ی تاریک (با سطح مقطع‌های پراکندگی متفاوت) و هم‌چنین منابع مختلف تابش زمینه است.

برای توصیف پراکندگی از ذرات غبار از مدلی ساده استفاده می‌کنیم که در آن اندازه‌ی ذرات غبار کوچک‌تر از طول‌موج پرتو‌ی پراکنده‌شده است. بنابراین مطابق پراکندگی ریلی^(۳)، سطح مقطع پراکندگی از مرتبه‌ی توان چهارم طول‌موج خواهد بود. بنابراین طیف پراکندگی از ذرات غبار در محدوده‌ی فرابنفش دارای قله خواهد بود. از آنجایی‌که هاله‌ی ستاره‌ای به‌ صورت کلی از ستاره‌های پیر تشکیل شده، فرض می‌کنیم طیف آن مانند ستاره‌ی معمولی باشد، یعنی طیف جسم سیاهی^(۴) با دمای ۵۰۰۰ کلوین. در حالی‌که ما دیسک را جسم سیاهی با دمای ۶۰۰۰ کلوین (مانند خورشید) فرض می‌کنیم. در واقع در این فرضیه هر دو را به صورت تقریبی، متشکل از ستاره‌هایی با طیف وسیعی از رنگ‌ها در نظر می‌گیریم. دیسک به تنهایی دارای گرادیان رنگ‌ها است، به‌طوری‌که ستاره‌های جوان‌تر یا آبی‌رنگ در کناره‌ها قرار گرفته‌اند.

شکل ۳. طیف نور پراکنده‌شده از ماده‌ی تاریک برحسب طول‌موج رسم شده است. سطح‌مقطع پراکندگی به دو صورت یکتا و تابعی از طول‌موج در نظر گرفته شده است. مدل‌های تابشی که ناشی از هاله‌ی ستاره‌ای و پراکندگی ریلی هستند نیز برای مقایسه آورده شده‌اند.

همان‌طورکه در شکل ۳ می‌بینید، مشاهده و بررسی پراکندگی فوتون از ماده‌ی تاریک به‌شدت به تغییرات سطح مقطع پراکندگی نسبت به طول‌موج وابسته است. مثلا پرتوی پراکنده‌شده از ماده‌ی تاریک در حالی‌که سطح مقطع پراکندگی از مرتبه‌ی مجذور طول‌موج باشد، در طول‌موج‌های بزرگ‌تر بیشتر قابل مشاهده خواهد بود. در حالی‌که سهم منابع دیگر کمتر است (این مطلب برای حالتی که سطح مقطع پراکندگی با توان چهارم طول‌موج متناسب باشد نیز صادق است). در حقیقت مشاهده‌ی فوتون پراکنده‌شده از ماده‌ی تاریک هنگامی‌که سطح مقطح پراکندگی از مرتبه‌ی توان چهارم طول‌موج است، آسان‌تر خواهد بود. بدین ترتیب توسط این مدل قادر هستیم سیگنال‌های قابل مشاهده‌ای از برهم‌کنش فوتون و ماده تاریک به‌دست آوریم حتی اگر مجموع گسیل تابش آن‌ها کمتر از شدت پرتو‌های ناشی از ذرات غبار یا هاله‌ی ستاره‌ای باشد.