گامی دیگر در حل معمای ماده تاریک

ماده‌ی تاریک، یکی از بزرگ‌ترین معما‌ها‌ی علم است. آیا مشاهده‌ی طیف پرتو X از سایر کهکشان‌ها می‌تواند در کشف ماهیت این ماده کمک کند؟

نتیجه‌ی بررسی پرتو‌ها‌ی X گسیل‌شده از یک خوشه‌ی کهکشانی، می‌تواند به دانشمندان در حل معما‌یی که دهه‌ها با آن درگیر بوده‌اند، یعنی معما‌ی ماهیت ماده‌‌ی تاریک کمک کند. این داده‌ها‌ی جدید، تعدادی از مشاهدات آزمایشگاه پرتو ‌X ناسا به نام چاندرا را که توسط یک تلسکوپ پرتو X ژاپنی به‌ دست آمده است توضیح می‌دهد. اگر این توضیحات توسط مشاهدات آینده تأیید شوند، قدم مهمی در فهم ماهیت این ماده‌ی مرموز و نامرئی که ۸۵٪ از کل جهان را تشکیل می‌دهد، برداشته خواهد‌ شد. به گفته‌ی رهبر این پروژه، جوزف کونلن از دانشگاه آکسفورد: 

از نظر ما این داده‌ها می‌توانند بسیار مهم یا بر‌عکس، کاملا بی‌ارزش باشند. به نظر من زمانی که به دنبال پاسخ یکی از بزرگ‌ترین سؤالات علم هستید، هیچ قطعیتی وجود ندارد.

داستان این کار زمانی آغاز شد که در سال ۲۰۱۴ گروهی از منجمان به رهبری اسرا بالبول که خوشه‌ی کهکشانی پرسیوس را بررسی می‌کردند، در طیف انرژی مشاهده‌شده توسط تلسکوپ XMM-Newton در چاندرا یک تیزی غیرمعمول را مشاهده کردند. 

انرژی این خط گسیلی مشاهده‌شده، ۳.۵ کیلو الکترون‌ولت (KeV) گزارش شد. منجمان نمی‌دانستند این خط را به چه چیزی نسبت بدهند. از آن‌جایی که این خط به هیچ جرم کیهانی معمولی دیگری تعلق نداشت، پیشنهاد دانشمندان، نسبت دادن این خط انرژی به ماده‌ی تاریک بود. بالبول و همکارانش، مشاهده‌ی خط ۳.۵ Kev را در بررسی ۷۳ خوشه‌ی کهکشانی دیگر، باز هم به‌وسیله‌ی تلسکوپ XMM-Newton گزارش کردند. 

پس از گذشت یک هفته از انتشار مقاله‌ی تیم بالبول، گروه دیگری به رهبری الکسی بویارسکی، از دانشگاه لایدن، مشاهدات خود را از خط طیفی ۳.۵ KeV توسط تلسکوپ XMM-Newton در بررسی کهکشانM31 و قسمت‌ها‌یی از خوشه‌ی کهکشانی پرسیوس گزارش و نتایج بالبول و همکارانش را تأیید کردند. 

با این حال نتایج این دو گروه، بسیار بحث‌بر‌انگیز هستند؛ چرا که پس از آن گروه‌ها‌ی دیگری از منجمان، هنگام بررسی کهکشان‌ها خط طیفی ۳.۵ KeV را مشاهده کردند و تعدادی از آن‌ها، مشاهده نکردند. در سال ۲۰۱۶، زمانی که خوشه‌ی کهکشانی پرسیوس توسط تلسکوپ هیتومی بررسی شد، اختلافات پیش‌آمده بسیار بیش‌تر شد. چرا که خط طیفی ۳.۵ KeV در داده‌ها‌ی هیتومی دیده نشد. تلسکوپ هیتومی، برای مشاهده‌ی جزئیات خطوط طیفی پرتو X اجرام کیهانی طراحی و ساخته شده است. به‌گفته‌ی فرانسسکا دی از دانشگاه آکسفورد: 

ممکن است بعضی‌ها تصور کنند که چون خط طیفی ۳.۵ KeV توسط Hitomi مشاهده نشد، باید همه چیز را در مورد مشاهدات قبلی از این خط طیفی دور بریزیم. درحالی‌که این تازه شروع یک معما‌ی جدید در راه کشف ماهیت ماده‌ی تاریک است.

کونلون و همکارانش متوجه شدند که تصاویر تلسکوپ هیتومی مبهم‌تر از تصاویر تلسکوپ چاندرا بوده‌اند و داده‌ها‌ی به‌دست‌آمده از خوشه‌ی کهکشانی پرسیوس، در واقع، ترکیبی از پرتو‌ها‌ی X گسیل‌شده از دو منبع هستند: ترکیبات پراکنده از گاز‌ها‌ی بسیار داغی که اطراف کهکشان را گرفته‌اند و دیگری تابش‌ها‌ی پرتو X از یک سیاهچاله‌ی پرجرم در این کهکشان. تصاویر واضح‌تر چاندرا، این دو منبع را کاملا از یکدیگر متمایز می‌کند. تیم بالبول برای حل مشکل این دو منبع، داده‌ها‌ی مربوط به این منابع را به‌صورت نقاط تاریک از تصاویر خود حذف کردند.

ماده تاریک

برای بررسی دقیق‌تر این مشکل، تیم آکسفورد بار دیگر داده‌ها‌ی چاندرا در نزدیکی این سیاهچاله در سال ۲۰۰۹ را بررسی کردند. نتایج به‌دست‌آمده بسیار حیرت‌آور بود. آن‌ها مشاهده کردند که خط طیفی ۳.۵ KeV جذب می‌شود. این یعنی ماده‌ای در کهکشان پرسیوس، دقیقا این خط طیفی را در ناحیه‌ی پرتو X جذب می‌کند. زمانی که پژوهش‌گران طیف مشاهده‌شده توسط هیتومی را با اضافه کردن این خط طیفی جذبی به خطوط مربوط به گاز داغ و اضافه کردن خط گسیلی مربوط به این انرژی به طیف گسیلی مربوط به تلسکوپ XMM-Newton چاندرا، شبیه‌سازی کردند، در طیف حاصل از این جمع‌زنی، هیچ اثری از خط گسیلی و یا جذبی پرتو X در انرژی ۳.۵ KeV مشاهده نکردند.

مسئله‌ این است که بتوانیم این نتایج را تفسیر کنیم: مشاهده‌ی خط جذبی پرتو X ناشی از سیاهچاله‌ی مرکز کهکشان پرسیوس، مشاهده‌ی خط گسیلی پرتو X ناشی از گاز‌ها‌ی داغ اطراف کهکشان؛ کمی دور‌تر از سیاهچاله.

در حقیقت، این رفتار از طبیعت، برای منجمانی که ابر‌ها و گاز‌ها‌ی میان‌ستاره‌ای را توسط تلسکوپ‌ها‌ی اپتیکی بررسی می‌کنند، ناشناخته نیست. نور ساطع‌شده از ستاره‌ای که توسط هاله‌ای از گاز داغ احاطه شده است، به‌صورت خطوط جذبی مشاهده می‌شود. چرا که تعدادی از خطوط طیفی، توسط اتم‌ها‌ی گاز جذب می‌شوند. فرایند جذب، اتم‌ها را از حالت پایه‌ی انرژی به حالت برانگیخته منتقل می‌کند. بلافاصله اتم از حالت برانگیخته به حالت پایه بازمی‌گردد و فوتونی با انرژی متناسب با همان تراز گسیل می‌کند. اما فوتون گسیل‌شده دوباره در تمامی جهت‌ها جذب می‌شود و به این گونه، این خط از خطوط طیفی در بیناب نگاشته‌شده از ستاره، دیده نمی‌شود. در مقابل، مشاهده‌ی طیف یک ابر گازی در فاصله‌ی دور از ستاره، خطوطی را نشان می‌دهد که ابر گازی دوباره آن‌ها را گسیل کرده است و به آن طیف گسیلی گفته می‌شود. 

نقشه‌ی ماده تاریک

تیم آکسفورد گزارش کرد که ذرات ماده‌ی تاریک می‌توانند شبیه به اتم‌ها‌ی ماده‌ی معمولی باشند؛ با این تفاوت که دو تراز انرژی دارند که خط ۳.۵ KeV آن‌ها را از یک‌دیگر جدا می‌کند. اگر این‌گونه باشد، خط جذبی ۳.۵ KeV را می‌توان در زوایای نزدیک سیاهچاله مشاهده کرد. همچنین خط گسیلی این انرژی را می‌توان دور‌تر از سیاهچاله و نزدیک ابر گازی مشاهده کرد. 

به گفته‌ی نیکولاس جنینگز از آکسفورد:

این تصویر ساده‌ای برای ترسیم کردن نیست. اما ممکن است راهی پیدا کنیم که هم بتوانیم سیگنال‌ها‌ی X رسیده از پرسیوس را تفسیر کنیم و هم ربط آن به ماده‌ی تاریک را بفهمیم.

برای نوشتن قسمت بعدی این مقاله، منجمان باید مشاهدات بیش‌تری از خوشه‌ها‌ی کهکشانی شبیه به پرسیوس داشته باشند.

مقاله‌ی کوتاهی در مورد نتایج این پژوهش‌ها در ۱۹ دسامبر ۲۰۱۷ در Physical Review منتشر شد.

منبع phys.org

از سراسر وب

  دیدگاه
کاراکتر باقی مانده