آزمون رصدی مدل ماده‌ی تاریک سرد

0 0 0 0

توسط تیمور سیف‌اللهی , 28 نوامبر 2016

شکل ۱: مطالعات نجومی (از جمله همگرایی گرانشی) در دو دهه‌ی اخیر نشان می‌دهد که گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی توسط هاله‌ی بزرگی از ماده‌ی تاریک احاطه شده‌اند. مطالعه‌ی‌ شکل و توزیع ماده‌ی تاریک در هاله، تنها در چند سال اخیر و با پیشرفت ابزارهای رصدی و و افزایش توان محاسباتی کامپیوترها امکان‌پذیر شده است. این تصویر از نتایج شبیه‌سازی illustris برگرفته شده است که توزیع ماده‌ی تاریک و کهکشان‌ها را نشان می‌دهد. (تصویر برگرفته شده از وب سایت پروژه‌ی illustris)

گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی به عنوان بزرگ‌ترین آزمایشگاه‌های نجومی، این فرصت را در اختیار دانشمندان قرار می‌دهند تا به مطالعه بیشتر ماده‌ی تاریک و یا جستجوی ردپای تئوری‌های گرانشی جایگزین برای ماده‌ی تاریک بپردازند. منظور از ماده‌ی تاریک، به طور دقیق‌تر، ماده‌ی تاریک سرد^(۱) (بدون برهم‌کنش) است که در مقابل ماده‌ی تاریک گرم قرار می‌گیرد. ماده‌ی تاریک سرد بیش از ۸۰ درصد سهم ماده را در کیهان شامل می‌شود و نقش عمده‌ای در شکل‌گیری و تحول کهکشان‌ها، گروه‌ها، خوشه‌ها و ساختارهای بزرگ‌مقیاس عالم دارد. 

مشاهده‌ی تغییر شکل کهکشان‌های زمینه بر اثر گرانش پس از عبور نور آن‌ها از نزدیکی یک گروه یا خوشه‌ی کهکشانی تحت تأثیر گرانش آن‌ها، این امکان را به وجود می‌آورد که تصویری از توزیع ماده (شامل کهکشان‌ها، گاز میان‌کهکشانی و ماده‌ی تاریک) در این سیستم‌ها (خوشه‌ها و گروه‌های کهکشانی) به دست بیاوریم. این روش که با عنوان همگرایی گرانشی ضعیف شناخته می‌شود، از قوی‌ترین ابزارها برای مطالعه‌ی ماده‌ی تاریک مستقل از ماده‌ی قابل مشاهده در کیهان (ستاره‌ها و گاز درون کهکشان‌ها و گاز میان‌کهکشانی) است. در سایر روش‌ها، مطالعه‌ی نور تابش‌شده از این اجرام، به طور غیر مستقیم اطلاعاتی از توزیع ماده‌ی تاریک به دست می‌دهد. مطالعات نجومی (از جمله همگرایی گرانشی) در دو دهه‌ی اخیر نشان می‌دهد که گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی توسط هاله‌ی بزرگی از ماده‌ی تاریک احاطه شده‌اند. مطالعه‌ی شکل و توزیع ماده‌ی تاریک در هاله، تنها در چند سال اخیر و با پیشرفت ابزارهای رصدی و افزایش توان محاسباتی کامپیوترها امکان‌پذیر شده است.

شبیه‌سازی‌های کیهانی همگی در توصیف توزیع کلی ماده‌ی تاریک در کیهان، نتیجه‌ی یکسانی را ارائه می‌کنند. اما مدل‌های مختلف ماده‌ی تاریک ذره‌ای (در فیزیک ذرات استاندارد و غیراستاندارد) در جزییات تفاوت‌ دارند. این تفاوت در مدل‌های گرانش تعمیم‌یافته به عنوان جایگزینی برای ماده‌ی تاریک نیز مشاهده می‌شود. بیضویت هاله‌ی ماده‌ی تاریک در گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی از جمله مشاهده‌پذیرهایی است که می‌تواند چنین تفاوتی را آشکار کند. از این رو، گروهی از دانشمندان با استفاده از داده‌های مساحی همگرایی گرانشی ضعیف KiDS و مساحی GAMA به مطالعه‌ی شکل و بیضویت هاله‌ی ماده‌ی تاریک در یک نمونه‌ی آماری بزرگ گروه‌های کهکشانی پرداخته‌اند و نتایج آن را با مدل ماده‌ی تاریک سرد (در مدل استاندارد کیهان‌شناسی) مقایسه کرده‌اند.

در این مطالعه، در ابتدا با استفاده از داده‌های مساحی GAMA و با توجه به انتقال‌به‌سرخ کهکشان‌ها، گروه‌های کهکشانی و اعضای آن‌ها استخراج شده‌اند. از آنجا که انتقال‌به‌سرخ کهکشان‌ها (با توجه به قانون هابل) با فاصله‌ی آن‌ها رابطه دارد، کهکشان‌هایی با انتقال‌به‌سرخ مشابه و فاصله‌ی زاویه‌ای کوچک نسبت به یکدیگر، در حقیقت در نزدیکی یکدیگر قرار داشته و اعضای یک گروه کهکشانی هستند. از آنجا که مساحی GAMA شامل انتقال‌به‌سرخ کهکشان‌های کم‌نور تا قدر ظاهری ۲۰ می‌شود، استفاده از آن از برتری‌های این کار نسبت به پروژه‌های مشابه قبلی است.

شکل ۲: برهم‌نهی داده‌های همگرایی گرانشی ضعیف برای گروه‌های کهکشانی نیازمند انتخاب یک محور مرجع نماینده‌ی راستای کشیدگی توزیع ماده است. در میان روش‌های متنوع موجود، استفاده از راستای کشیدگی کهکشان پرنور مرکزی (AX1) و جهت کشیدگی توزیع کهکشان‌های ماهواره (AX2) رایج‌تر هستند. در این مقاله در مجموع از ۷ روش مختلف استفاده شده است. (منبع تصویر: مقاله اصلی)

در مرحله‌ی بعد، با استفاده از داده‌های مساحی KiDS، توزیع ماده (بیش از ۸۰ درصد ماده‌ی تاریک) در گروه‌ها استخراج شده است. البته از آنجا که گروه‌های کهکشانی سیستم‌های کم‌جرمی هستند، تغییر شکل کهکشان‌های زمینه ناشی از گرانش گروه، کوچک‌تر از مقدار قابل تشخیص توسط ابزارهای امروزی است. برای افزایش سیگنال، باید با برهم‌نهی داده‌های یک جامعه‌ی آماری بزرگ، توزیع جرم در گروه‌ها را به طور آماری بررسی کرد. باید توجه کرد که توزیع جرم در یک گروه به طور خاص قابل مطالعه نیست.

از آنجا که جهت‌ کشیدگی (بیضویت) توزیع ماده در هر گروه مشخص نیست، باید در هر گروه، راستای ویژه‌ای را به عنوان راستای کشیدگی توزیع ماده در نظر گرفت تا برهم‌نهی با انطباق این محورها روی هم صورت گیرد. روش‌ها و رویکردهای متنوعی برای انتخاب چنین محوری وجود دارد. در این مقاله، این جهت مرجع، مشابه با جهت کشیدگی کهکشان پرنور مرکزی در نظر گرفته شده است. همین‌طور توزیع کهکشان‌های ماهواره حول کهکشان پرنور مرکزی نیز می‌تواند تخمین دیگری از این راستا باشد ( در این مقاله از هر دو روش استفاده و نتایج با هم مقایسه شده است.)

این مقاله پس از بررسی تأثیر این دو روش در نتیجه‌ی نهایی، در انتها مقدار ۰.۳۸ با خطای ۰.۱۲ را برای بیضویت توزیع ماده در گروه‌ها ارائه می‌کند. همین‌طور با اشاره به اینکه شبیه‌سازی‌های ماده‌ی تاریک سرد (در مدل استاندارد کیهان‌شناسی) مقدار ۰.۳ را پیش‌بینی می‌کنند، تطابق خوبی میان رصد و شبیه‌سازی دیده می‌شود. در مقایسه با این مدل، دینامیک نیوتونی تصحیح یافته (MOND)، بیضویت بیشتری را پیش‌بینی می‌کند و در مقابل، مدل‌های ماده‌ی تاریک خود-برهمکنشی (self-interacting) بیضویت کمتری را برای توزیع ماده به دست می‌دهند. مطمئناً افزایش دقت رصدی در سال‌های آینده، با کاهش خطا می‌تواند مقایسه‌ی بهتری میان مشاهدات و مدل‌های مختلف ماده‌ی تاریک ارائه کند.