الفلك

هل كتلة الهالة الفيروسية مبنية على كتلة المادة المظلمة فقط أم أنها تحتوي أيضًا على كتلة باريونية؟

هل كتلة الهالة الفيروسية مبنية على كتلة المادة المظلمة فقط أم أنها تحتوي أيضًا على كتلة باريونية؟


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.

إن عمليات محاكاة المادة المظلمة N-body موجودة في كل مكان وتوجد العديد من الخوارزميات / الأكواد لتحديد وقياس خصائص هالات المادة المظلمة في هذه المحاكاة. إحدى الكميات الأساسية التي تصف هالات المادة المظلمة هي الكتلة الفيروسية (والتي يمكن تعريفها في حد ذاتها بعدة طرق ، عادةً عن طريق إيجاد نصف القطر الذي تساوي فيه كثافة الكتلة عددًا أضعاف متوسط ​​الكثافة الكونية الحالية).

سؤالي هو: كيف يمكننا الوثوق بالكتلة الفيروسية (أو نصف القطر) المقاسة في محاكاة المادة المظلمة فقط ، عندما لا تفسر وجود الباريونات؟ من حيث المبدأ ، يجب أن تكون الكتلة الفيروسية هي إجمالي كتلة هالة الجاذبية: DM + باريونات. ألا نتوقع أن يتغير نصف القطر الذي تساوي فيه الكثافة عددًا محددًا مسبقًا إذا كان لدينا أيضًا باريونات موزعة حول كثافات زائدة من المادة المظلمة؟ كيف تتغلب أكواد "البحث عن الهالة" على هذه المشكلة عند تشغيلها على محاكاة المادة المظلمة فقط؟

بشكل عملي أكثر: هل تم الإبلاغ عن "الكتلة الفيروسية" للهالات بواسطة رموز إيجاد الهالة فقط هي كتلة المادة المظلمة ، أم الكتلة "الكلية" (DM + baryons)؟ إذا كان الأخير ، أعتقد أن هذه الرموز يجب أن تفترض شيئًا ما تحت الغطاء - على سبيل المثال أن كل جسيم المادة المظلمة في محاكاة الجسم N قد ارتبط به جزء الباريون العالمي $ f_b sim15 ٪ $.


هل كتلة الهالة الفيروسية مبنية على كتلة المادة المظلمة فقط أم أنها تحتوي أيضًا على كتلة باريونية؟ - الفلك

تتفق الملاحظات الفيزيائية الفلكية التي تتراوح من مقياس الأفق (& # X223C 15000 Mpc) إلى التباعد النموذجي بين المجرات (& # X223C 1 Mpc) مع الكون الذي تم زرعه بواسطة طيف تقلب شبه متغير والذي يهيمن عليه اليوم بواسطة الطاقة المظلمة (& # X223C 70٪) والمادة المظلمة الباردة (& # X223C 25٪) ، مع مساهمة الباريونات فقط & # X223C 5٪ في كثافة الطاقة (Planck Collaboration et al. 2016 ، Guo et al. 2016) . قدم هذا النموذج الكوني العمود الفقري المقنع لنظرية تكوين المجرات ، وهو مجال أصبح ناجحًا بشكل متزايد في إعادة إنتاج الخصائص التفصيلية للمجرات ، بما في ذلك تعدادها وتجميعها وألوانها وتشكلها وتطورها بمرور الوقت (Vogelsberger et al. 2014 ، Schaye وآخرون 2015). كما هو موضح في هذه المراجعة ، هناك ملاحظات أقل من مقياس & # X223C 1 Mpc والتي أثبتت أنها أكثر صعوبة في الفهم في إطار & # X39BCDM. لم يتضح بعد ما إذا كانت المشكلات الصغيرة مع & # X39BCDM سيتم استيعابها من خلال فهم أفضل للفيزياء الفلكية أو فيزياء المادة المظلمة ، أو ما إذا كانت ستتطلب مراجعة جذرية لعلم الكونيات ، ولكن أي وصف صحيح لكوننا يجب أن يبدو جيدًا جدًا. يشبه إلى حد كبير & # X39BCDM على المقاييس الكبيرة. ومن هذا المنطلق نناقش التحديات الصغيرة للنموذج الحالي. من أجل الدقة ، نفترض أن & # X39BCDM علم الكون الافتراضي له معلمات ح = ح0 / (100 km s & # X22121 Mpc & # X22121) = 0.6727 ، & # X3A9م = 0.3156 ، & # X3A9& # X39B = 0.6844 ، & # X3A9ب = 0.04927 ، & # X3C38 = 0.831 و نس = 0.9645 (Planck Collaboration et al. 2016).

بالنظر إلى نطاق هذا الاستعراض ، يجب أن نضحي بالمناقشات التفصيلية من أجل نهج أكثر شمولاً ورفيع المستوى. هناك العديد من المراجعات الحديثة أو الأوراق العامة التي تغطي ، بمزيد من العمق ، جوانب معينة من هذه المراجعة. يتضمن ذلك Frenk & amp White (2012) و Peebles (2012) و Primack (2012) في السياق التاريخي لـ & # X39BCDM وبعض تنبؤاته الأساسية Willman (2010) و McConnachie (2012) حول عمليات البحث عن خصائص dwarf والملاحظة المجرات في المجموعة المحلية Feng (2010) ، Porter ، Johnson & amp Graham (2011) ، و Strigari (2013) حول طبيعة المادة المظلمة والبحث عنها Kuhlen ، Vogelsberger & amp Angulo (2012) حول المحاكاة العددية لتشكيل البنية الكونية وبروكس (2014) ، واينبرغ وآخرون. (2015) و Del Popolo & amp Le Delliou (2017) حول المشكلات الصغيرة في & # X39BCDM. بالإضافة إلى ذلك ، لن نناقش التسارع الكوني (& # X39B في & # X39BCDM) هنا تتم مراجعة هذا الموضوع في Weinberg et al. (2013). أخيرًا ، لا يسمح لنا الفضاء بمعالجة احتمال أن التحديات التي تواجه & # X39BCDM على نطاقات صغيرة تعكس مشكلة أعمق في فهمنا للجاذبية. نوجه القارئ إلى المراجعات التي أجراها Milgrom (2002) و Famaey & amp McGaugh (2012) و McGaugh (2015) ، والتي تقارن الديناميكيات النيوتونية المعدلة (MOND) بـ & # X39BCDM وتقدم المزيد من المراجع حول هذا الموضوع.

هذه مراجعة للتحديات على نطاق صغير لنموذج & # X39BCDM. شهدت السنوات الـ 12 الماضية & # X223C اكتشافات تحويلية غيرت بشكل أساسي فهمنا & # X201C المقاييس الصغيرة & # X201D & # X2013 على الأقل من حيث حد الإضاءة المنخفضة لتشكيل المجرات.

قبل عام 2004 ، كانت أصغر مجرة ​​معروفة هي دراكو بكتلة نجمية م& # X22C6 & # X2243 5 & # XD7 10 5 م& # X2299. اليوم ، نعرف أن المجرات أقل سطوعًا بألف مرة. في حين تم العثور على جميع أقمار مجرة ​​درب التبانة التي تم اكتشافها قبل عام 2004 من خلال الفحص البصري للوحات التصوير (باستثناء مجرات كارينا والقزم الكروية القزمة) ، فإن ظهور مسوحات رقمية واسعة النطاق للسماء مع تعريضات عميقة وخوارزميات دقيقة لفصل المجرات بين النجوم أحدث ثورة في البحث عن الأنظمة النجمية الباهتة واكتشافها في مجرة ​​درب التبانة (انظر Willman 2010 لمراجعة البحث عن الأقمار الصناعية الباهتة). استهل مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) هذه الثورة ، حيث ضاعف عدد الأقمار الصناعية المعروفة لمجرة درب التبانة في السنوات الخمس الأولى من عمليات البحث النشطة. اكتشف مسح بانداس مجموعة مماثلة من الأقزام الخافتة حول M31 (Richardson et al. 2011). في الآونة الأخيرة ، واصل مسح DES هذا الاتجاه (Koposov et al. 2015 ، Drlica-Wagner et al. 2015). أخيرًا ، نعلم جميعًا عن & # X223C 50 مجرة ​​ساتلية لمجرة درب التبانة و & # X223C 30 من الأقمار الصناعية M31 اليوم (مكونة 2012 ، كتالوج محدث على الإنترنت) ، ومعظمها خافت من أي مجرة ​​معروفة في مطلع العام. مئة عام. كما أنها تهيمن على المادة المظلمة للغاية ، حيث تتجاوز نسب الكتلة إلى الضوء داخل أنصاف أقطارها النجمية & # X223C 1000 في بعض الحالات (Walker et al. 2009 ، Wolf et al. 2010).

بالنظر إلى هذا الاضطراب في فهمنا لحدود المجرات الباهتة على مدار العقد الماضي أو نحو ذلك ، يجدر بنا التوقف مؤقتًا لتوضيح بعض اصطلاحات التسمية. فيما يلي المصطلح & # X201Cdwarf & # X201D سيشير إلى المجرات ذات م& # X22C6 & # X2272 10 9 م& # X2299. سنقسم الأقزام إلى ثلاث فئات جماعية: الأقزام الساطعة (م& # X22C6 & # X2248 10 7 & # X22129 م& # X2299) ، الأقزام الكلاسيكية (م& # X22C6 & # X2248 10 5 & # X22127 م& # X2299) ، والأقزام الخافتة جدًا (م& # X22C6 & # X2248 10 2 & # X22125 م& # X2299). لاحظ أن التصنيف الشائع الآخر للمجرات القزمة هو بين المجرات الكروية القزمية (dSphs) والمجرات القزمية (dIrrs). عادةً ما يُطلق على الأقزام مع الغاز والتشكيل المستمر للنجوم dIrr. مصطلح dSph مخصص للأقزام التي تفتقر إلى الغاز وليس لها تكوين نجمي مستمر. لاحظ أن الغالبية العظمى من أقزام المجال (بمعنى أنها ليست أقمارًا صناعية) هي dIrrs. معظم مجرات dSph هي أقمار صناعية لأنظمة أكبر.

يوضح الشكل 1 الاختلافات المورفولوجية بين المجرات التي تمتد عبر نطاقات الكتلة النجمية هذه. من أعلى إلى أسفل ، نرى ثلاثة أقزام يتوافق كل منها تقريبًا مع الأقزام الساطعة والكلاسيكية والباهتة جدًا ، على التوالي.

الأقزام الكلاسيكية: م& # X22C6 & # X2248 10 5 & # X22127 م& # X2299
& # X2013 أضعف المجرات المعروفة قبل SDSS

الأقزام الخافتة للغاية: م& # X22C6 & # X2248 10 2 & # X22125 م& # X2299
& # X2013 المكتشفة ضمن أحجام محدودة حول M31 ودرب التبانة

مع وجود هذه التعريفات في متناول اليد ، ننتقل إلى النموذج الكوني الذي نهدف من خلاله إلى شرح التعداد والكتل النجمية ومحتوى المادة المظلمة لهذه الأقزام.

يعد نموذج علم الكونيات & # X39BCDM تتويجًا لقرن من العمل على فيزياء تكوين البنية في إطار النسبية العامة. كما يشير أيضًا إلى التقاء فيزياء الجسيمات والفيزياء الفلكية خلال العقود الأربعة الماضية: تحدد الطبيعة الجسيمية للمادة المظلمة الخصائص الأساسية للبنية الكونية غير الخطية بشكل مباشر. في حين أن نموذج & # X39BCDM ظاهري في الوقت الحاضر & # X2013 ، تظل الفيزياء الفعلية للمادة المظلمة والطاقة المظلمة كقضايا نظرية رئيسية & # X2013 ، فهي ناجحة للغاية في شرح البنية واسعة النطاق للكون والخصائص الأساسية للمجرات التي تتشكل داخل هالات المادة المظلمة.

في نموذج & # X39BCDM ، يتم زرع البنية الكونية من خلال التقلبات الثابتة الكونية البدائية وتنمو عن طريق عدم استقرار الجاذبية في الخلفية المتوسعة. طيف القدرة البدائي كدالة للعدد الموجي ك يكاد يكون ثابتًا 1 ، ص(ك) & # X221D ك ن مع ن & # X2243 1. المقاييس التي تدخل الأفق مرة أخرى عندما يكون الكون خاضعًا للإشعاع تنمو ببطء شديد حتى حقبة هيمنة المادة ، تاركة قمعًا معتمدًا على المقياس لطيف الطاقة البدائي الذي يستمر على النحو التالي ك & # X22124 بشكل عام ك. يتم تغليف هذا القمع من خلال وظيفة النقل & # X201C & # X201D تي(ك) ، والذي يتم تعريفه على أنه نسبة اتساع اضطراب الكثافة في عصر ما بعد إعادة التركيب إلى قيمته الأولية كدالة للاضطراب الموجي ك. طيف القدرة المعالج هذا هو المدخلات لحسابات تكوين البنية طيف القدرة المعالجة بدون أبعاد ، المحدد بواسطة

لذلك يرتفع مثل ك 4 للمقاييس الأكبر من الأفق المتجول عند مساواة إشعاع المادة (المقابلة لـ ك = 0.008 Mpc & # X22121) وهي مستقلة تقريبًا عن ك للمقاييس التي تدخل الأفق مرة أخرى قبل مساواة المادة بالإشعاع. هنا، د(أ) هي دالة النمو الخطي ، تم تطبيعها للوحدة عند أ = 1. المعالج ض = 0 (أ = 1) يظهر طيف القدرة الخطية لـ & # X39BCDM بواسطة الخط الصلب في الشكل 2. يمكن رؤية سلوك الشكل المقارب بسهولة في اللوحة السفلية ، والتي تمتد على نطاق عدد الموجة من الاهتمام الكوني. لإجراء مناقشة أكثر اكتمالاً للتقلبات الأولية وطيف الطاقة المعالج ، نوصي القراء باستشارة Mo و van den Bosch & amp White (2010).

من المفيد ربط كل رقم موجي بمقياس كتلة محدد بطولها المميز صل = & # X3BB / 2 = & # X3C0 / ك. في بدايات الكون ، عندما & # X3B4 & # X226A 1 ، كان إجمالي كمية المادة الموجودة داخل مجال من نصف قطر لاغرانج صل في ض = 0 هو

يتم توضيح التعيين بين رقم الموجة ومقياس الكتلة بالمحور العلوي والسفلي في الشكل 2. يمتد طيف الطاقة الخطي المُعالج لـ & # X39BCDM الموضح في اللوحة السفلية (الخط الصلب) على مقياس الأفق إلى مقياس قطع جماعي نموذجي لـ مرشح المادة المظلمة الباردة الأكثر شيوعًا (& # X223C 10 & # X22126 م& # X2299 انظر المناقشة في القسم 1.6). يتم رسم خط عند & # X394 = 1 كمرجع ، مما يدل على أن التقلبات الناتجة عن مقاييس طول أقل من صل & # X2248 10 ح & # X22121 Mpc & # X2248 14 Mpc أصبحت غير خطية اليوم. تم تكبير اللوحة العلوية بالمقاييس الصغيرة ذات الصلة بهذه المراجعة (والتي نحددها بمزيد من الدقة أدناه). لقد انهارت المناطق النموذجية على هذه المقاييس إلى كائنات حية اليوم. هذه الأجسام المنهارة و # X2013 هالات المادة المظلمة و # X2013 هي مواقع تشكل المجرات.

1.3.1. الخصائص العالمية. بعد فترة وجيزة من أن تصبح المناطق الكثيفة في الكون غير خطية ، فإنها تتوقف عن التوسع ، والالتفاف ، والانهيار ، وتحويل الطاقة الكامنة إلى طاقة حركية في هذه العملية. والنتيجة هي هالات من المادة المظلمة معطاة الكتل

حيث & # X394 & # X223C 300 هي معلمة الكثافة الزائدة الفيروسية ، المحددة هنا بالنسبة لكثافة المادة الخلفية. كما هو موضح أدناه ، فإن قيمة مفير هو في النهاية تعريف يتطلب طريقة ما لتحديد الحافة الخارجية للهالة (رفير). يتم ذلك عن طريق اختيار & # X394. غالبًا ما يتم اختيار القيمة العددية لـ & # X394 لتتناسب مع الكثافة الزائدة التي يتوقعها المرء لمنطقة المادة المظلمة التي خضعت لانهيار كروي مثالي (Bryan & amp Norman 1998) ، وسنتبع هذه الاتفاقية هنا. لاحظ أنه نظرا للكتلة الفيروسية مفير، نصف القطر الفيروسي ، رفير، يتم تعريفه بشكل فريد بواسطة المعادلة 4. وبالمثل ، الفيروسي ● السرعة

تم تعريفه أيضًا بشكل فريد. المعلمات مفير, رفير، و الخامسفير هي تسميات جماعية مكافئة & # X2013 أي واحد يحدد الاثنان الآخران ، بالنظر إلى معلمة الكثافة الزائدة المحددة & # X394.

مجموعات المجرة: مفير & # X2248 10 15 م& # X2299 الخامسفير & # X2248 1000 كم ثانية & # X22121
درب التبانة مفير & # X2248 10 12 م& # X2299 الخامسفير & # X2248100 كم ثانية & # X22121
أصغر الأقزام مفير & # X2248 10 9 م& # X2299 الخامسفير & # X2248 10 كم ثانية & # X22121

أحد المعاني الضمنية اللطيفة للمعادلة 4 هو أن جسمًا معاصرًا له كتلة فيريال مفير يمكن أن تترافق مباشرة مع اضطراب خطي مع الكتلة مل. معادلة الاثنين يعطي

نرى أن هالة منهارة بالحجم رفير هو ما يقرب من 7 مرات أصغر في البعد المادي من المقياس الخطي المرتبط بهذه الكتلة اليوم.

مع وضع ذلك في الاعتبار ، تتيح لنا المعادلات 3-6 تحديد المقاييس الصغيرة & # X201CSmall & # X201D لكل من طيف الطاقة الخطي والأجسام المنهارة: م & # X2272 10 11 م& # X2299. كما سنناقش ، المشاكل المحتملة المرتبطة بالمجرات التي تعيش في الهالات الخامسفير & # X2243 50 km s & # X22121 قد يشير إلى طيف طاقة لا يشبه آلية التنمية النظيفة في المقاييس صل & # 8818 1 ميجا بكسل.

نحدد & # X201CSMALL الميزان & # X201D على أنها أصغر من:

كما أشرنا أعلاه ، فإن نقطة الالتباس الشائعة هي أن تعريف كتلة الهالة يخضع للقيمة المفترضة لـ & # X394 ، والتي يمكن أن تختلف بعامل & # X223C 3 اعتمادًا على المؤلف. لتعريف الانهيار الكروي ، & # X394 & # X2243 333 في ض = 0 (لعلم الكونيات الإيماني لدينا) والخطوط المقاربة لـ & # X394 = 178 عند الانزياح الأحمر العالي (Bryan & amp Norman 1998). خيار شائع آخر هو ثابت & # X394 = 200 على الإطلاق ض (غالبًا ما يتم تسميته م200 م في الأدب). أخيرًا ، يفضل بعض المؤلفين تعريف الكثافة الزائدة الفيروسية على أنها 200 مرة من الكثافة الحرجة ، والتي وفقًا للمعادلة 4 تعني & # X394 (ض) = 200 & # X3C1ج(ض) / & # X3C1م(ض). عادة ما يتم تسمية هذه الكتلة بـ & # X201Cم200& # X201D في الأدب. بالنسبة لمعظم الأغراض (على سبيل المثال ، حساب الهالات) ، لا يهم الاختيار الدقيق ، طالما أن المرء يتوافق مع تعريف كتلة الهالة في جميع أنحاء التحليل: كل هالة لها نفس المركز ، ولكن نصف قطرها الخارجي (والكتلة الموجودة داخل ذلك radius) حسب التعريف. فيما يلي ، نستخدم تعريف الانهيار الكروي (& # X394 = 333 في ض = 0) والالتزام باتفاقية وضع العلامات على تلك الكتلة & # X201Cمفير& # X201D.

قبل المضي قدمًا ، نلاحظ أنه من الممكن أيضًا (وربما يفضل أيضًا) إعطاء علامة هالة & # X201Cmass & # X201D مرتبطة مباشرة بميزة مادية مرتبطة بكائن مادة مظلمة منهار بدلاً من مجرد تبني علامة & # X394. أكثر من ذلك ، دعا Diemer & amp Kravtsov (2015) إلى استخدام & # X201Csplash-back & # X201D radius ، حيث يُظهر ملف تعريف الكثافة فاصلًا حادًا (يحدث هذا عادةً في & # X223C 2 رفير). خيار شائع آخر هو وسم الهالات ليس على أساس الكتلة ولكن على أساسها الخامسالأعلى، وهي أقصى قيمة للسرعة الدائرية الخامسج(ص) = & # X221A جي م(& lt ص) / ص كما يخرج المرء من مركز الهالة. لأي هالة فردية ، فإن قيمة الخامسالأعلى (& # X2273 الخامسفير) مرتبط بملف تعريف الكتلة الداخلي أو ملف تعريف الكثافة للنظام ، وهو موضوع القسم الفرعي التالي. كما هو موضح أدناه ، النسبة الخامسالأعلى / الخامسفير يزداد مع تناقص كتلة الهالة.

تنبؤات قوية من عمليات محاكاة آلية التنمية النظيفة فقط
السمة المميزة لتشكيل الهيكل الهرمي القائم على آلية التنمية النظيفة هي أن المقاييس الأصغر تنهار أولاً & # X2013 وهي حقيقة تنشأ مباشرة من شكل طيف الطاقة (الشكل 1) وتكمن في صميم العديد من التنبؤات القوية للتهم و هيكل هالات المادة المظلمة اليوم. كما نوقش أدناه ، يمكن للعمليات الباريونية أن تغير هذه التنبؤات بدرجات مختلفة ، لكن محاكاة المادة المظلمة النقية قدمت مجموعة محددة جيدًا من التنبؤات الأساسية المستخدمة لقياس النظرية.

ملامح المادة المظلمة للهالات الفردية متقاربة وكثيفة [الشكل 3]
تزداد ملفات تعريف الكثافة للهالات الفردية & # X39BCDM بشكل مطرد نحو نصف القطر الصغير ، مع تطبيع شامل وشكل مفصل يعكس تجميع كتلة الهالة. في الكتلة الثابتة ، تميل الهالات المبكرة إلى أن تكون أكثر كثافة من الهالات التي تتشكل لاحقًا. كما هو الحال مع وظيفة الكتلة ، كلا الشكل و تم التنبؤ بتطبيع بنية كثافة هالة المادة المظلمة بواسطة & # X39BCDM ، مع تنبؤ جيد الكمية للتشتت في تركيز الهالة عند الكتلة الثابتة.

هناك العديد من الهالات الصغيرة أكثر من الهالات الكبيرة [الشكل 4]
تزداد كثافة عدد هالات المادة المظلمة بشكل حاد نحو الكتل الصغيرة ، dn / د م & # X221D م & # X3B1 مع & # X3B1 & # X2243 & # X22121.9. في كتل الهالة الكبيرة ، تنخفض الأعداد أضعافا مضاعفة فوق مقياس الكتلة الذي أصبح غير خطي اليوم. الأهم من ذلك ، أن كل من شكل وتطبيع وظيفة الكتلة يتم التنبؤ به بقوة بواسطة النظرية.

البنية التحتية وفيرة وتقريباً متشابهة [الشكل 5]
تمتلئ هالات المادة المظلمة بالبنية التحتية ، مع وظيفة كتلة ترتفع مثل dN / د م & # X221D م & # X3B1س مع & # X3B1س & # X2243 & # X22121.8 وصولاً إلى مقياس التدفق الحر منخفض الكتلة (م & # X226A 1 م& # X2299 للنماذج المتعارف عليها). تعكس البنية التحتية النوى عالية الكثافة لهالات الدمج الأصغر التي تنجو من عملية التجميع الهرمي. تتشابه أعداد البنية التحتية تقريبًا مع كتلة المضيف ، مع وجود أضخم سوبهالوس في مالأعلى & # X223C 0.2 ممضيف.

1.3.2. وفرة. من حيث المبدأ ، فإن التعيين بين الطيف الأولي لتقلبات الكثافة عند ض & # X2192 & # X221E والطيف الكتلي لهالات المادة المظلمة المنهارة (المحوَّلة) في أوقات لاحقة يمكن أن تكون معقدة للغاية: نظرًا لأن مقياس معين يصبح غير خطي ، فقد يؤثر على انهيار المناطق المجاورة أو المقاييس الأكبر. من الناحية العملية ، يمكن نمذجة الطيف الكتلي لهالات المادة المظلمة بشكل جيد مع بعض الافتراضات البسيطة.تم أخذ أولهما بواسطة Press & amp Schechter (1974) ، الذي افترض أنه يمكن حساب الطيف الكتلي للأجسام المنهارة عن طريق استقراء مجال الكثافة الزائدة باستخدام النظرية الخطية حتى في النظام غير الخطي للغاية واستخدام نموذج الانهيار الكروي (Gunn) & أمبير جوت (1972)). في نموذج Press-Schechter ، دالة كتلة هالة المادة المظلمة & # X2013 وفرة هالات المادة المظلمة لكل وحدة كتلة لكل وحدة حجم عند الانزياح الأحمر ض، وغالبًا ما يتم كتابتها باسم ن(م, ض) & # X2013 يعتمد فقط على سعة جذر متوسط ​​التربيع لطيف طاقة المادة المظلمة الخطي ، المصقول باستخدام مرشح كروي علوي في الفضاء الحقيقي واستقراء للانزياح الأحمر ض باستخدام النظرية الخطية. وضع العمل اللاحق هذه الشكلية على أسس رياضية أكثر صرامة (Bond et al. 1991 ، Cole 1991 ، Sheth ، Mo & amp Tormen 2001) ، وتنتج نظرية Press-Schechter (EPS) الموسعة وفرة من هالات المادة المظلمة التي ربما تكون دقيقة بشكل مدهش. (انظر Zentner 2007 لمراجعة شاملة لنظرية EPS). يتم اختبار هذه الدقة من خلال المقارنات مع عمليات المحاكاة العددية واسعة النطاق.

تجد كل من المحاكاة ونظرية EPS شكلاً عالميًا لـ ن(م, ض): كثافة عدد كوموفينج لهالات المادة المظلمة هي قانون قوى بمنحدر لوغاريتمي & # X3B1 & # X2243 & # X22121.9 لـ م & # X226A م * ويتم قمعه بشكل كبير لـ م & # X226B م * ، أين م * = م * (ض) هي الكتلة المميزة للتقلبات التي تسير بشكل غير خطي عند الانزياح الأحمر ض من الفائدة 2. الأهم من ذلك ، بالنظر إلى طيف الطاقة الأولي لتقلبات الكثافة ، فمن الممكن عمل تنبؤات دقيقة للغاية داخل & # X39BCDM لمعدلات الوفرة والتكتل والاندماج لهالات المادة المظلمة في أي حقبة كونية.

1.3.3. الهيكل الداخلي. كان Dubinski & amp Carlberg (1991) أول من استخدم ن- محاكاة الجسم لإظهار أن البنية الداخلية لهالة المادة المظلمة في آلية التنمية النظيفة لا تتبع قانون قوة بسيطًا ، ولكنها تنحني من مظهر خارجي شديد الانحدار إلى حد داخلي معتدل يطيع & # X3C1 (ص) & # X223C 1 / ص في نصف قطر صغير. بعد أكثر من عشرين عامًا ، تقدمت عمليات المحاكاة لدرجة أن لدينا الآن فهمًا قويًا إلى حد ما لبنية هالات & # X39BCDM والعوامل المهمة التي تحكم تباين الهالة إلى الهالة (على سبيل المثال ، Navarro وآخرون. 2010 ، Diemer & amp Kravtsov 2015، Klypin et al. 2016) ، على الأقل لمحاكاة المادة المظلمة فقط.

للتقريب الأول ، يمكن وصف ملامح هالة المادة المظلمة بشكل شبه شامل على جميع الكتل ، مع انخفاض حاد في نصف قطر كبير يتحول إلى حد متباعد قليلاً باتجاه المركز. هناك طريقة شائعة لوصف ذلك من خلال الشكل الوظيفي NFW (Navarro، Frenk & amp White 1997) ، والذي يوفر وصفًا جيدًا (ولكن ليس مثاليًا) لملفات تعريف المادة المظلمة:

هنا، ص& # X22122 هو نصف قطر مميز حيث يكون المنحدر اللوغاريتمي لملف تعريف الكثافة هو & # X22122 ، مما يشير إلى نقطة انتقال من الداخلي 1 / ص نتوء خارجي 1 / ص 3 الملف الشخصي. المعلمة الثانية ، & # X3C1& # X22122، يحدد قيمة & # X3C1 (ص) في ص = ص& # X22122. من الناحية العملية ، توصف هالات المادة المظلمة بشكل أفضل ملف تعريف Einasto (1965) ثلاثي المعلمات (Navarro وآخرون 2004 ، Gao وآخرون 2008). ومع ذلك ، بالنسبة للهالات الصغيرة الأكثر أهمية في هذه المراجعة ، فإن NFW تتناسب مع أداء Einasto تقريبًا في وصف ملامح كثافة الهالات في عمليات المحاكاة (Dutton & amp Macci & # 242 2014). نظرًا لأن نموذج NFW أبسط قليلاً ، فقد اخترنا اعتماد هذا التقريب لأغراض توضيحية في هذه المراجعة.

كما توضح المعادلة 7 ، هناك معلمتان (على سبيل المثال ، & # X3C1& # X22122 و ص& # X22122) لتحديد ملف تعريف كثافة NFW الخاص بهالة. لكتلة هالة ثابتة مفير (الذي يصلح رفير) ، غالبًا ما يتم التعبير عن المعلمة الثانية بتركيز الهالة: ج = رفير / ص& # X22122. معا ، أ مفير & # X2212 ج تركيبة تحدد تماما ملف التعريف. في المتوسط ​​، وعبر نظام الكتلة والانزياح الأحمر الذي يهم هذه المراجعة ، تزداد تركيزات الهالة مع تناقص الكتلة والانزياح الأحمر: ج & # X221D مفير & # X2212a (1 + ض) & # X22121 ، مع أ & # X2243 0.1 (بولوك وآخرون 2001). على الرغم من ارتباط تركيز الهالة بكتلة الهالة ، إلا أن هناك تشتتًا كبيرًا (& # X223C 0.1 dex) حول الوسيط عند الثابت مفير (جينغ 2000 ، بولوك وآخرون 2001). يرجع جزء من هذا التشتت إلى التباين في تاريخ تراكم كتلة الهالة (Wechsler et al.2002 ، Ludlow et al. 2016) ، مع وجود هالات مكونة مبكرًا بتركيزات أعلى عند الكتلة الفيروسية النهائية الثابتة.

إن اعتماد ملف تعريف الهالة على معلمة تركيز تعتمد على الكتلة والعلاقة بين وقت التكوين والتركيز في الكتلة الفيروسية الثابتة ناتجة عن التراكم الهرمي للهالات في & # X39BCDM: تجمع الهالات منخفضة الكتلة في وقت سابق ، عندما تكون الكثافة المتوسطة من الكون أعلى ، وبالتالي لديها تركيزات أعلى من الهالات عالية الكتلة (على سبيل المثال ، Navarro ، Frenk & amp White 1997 ، Wechsler et al.2002). عند الكتل الصغيرة جدًا ، من المحتمل أن تتسطح علاقة التركيز والكتلة ، مما يعكس شكل طيف الطاقة عديم الأبعاد (انظر الشكل 1 والمناقشة في Ludlow et al. 2016) عند أعلى الكتل والانزياحات الحمراء ، وهي سمة من القمم النادرة جدًا يبدو أن الاتجاه معكوس (أ & lt 0 Klypin وآخرون. 2016).

تلخص اللوحة اليمنى من الشكل 3 التشكيلات الجانبية المتوسطة لكثافة NFW لـ ض = 0 هالات ذات كتل تمتد على تلك الموجودة في عناقيد المجرات الكبيرة (مفير = 10 15 م& # X2299) لتلك المجرات القزمة الأصغر (مفير = 10 8 م& # X2299). نحن نفترض أن ج & # X2212 مفير علاقة من Klypin et al. 2016. تم رسم هذه الملامح في وحدات مادية (بدون مقياس لنصف قطر الفيروس) للتأكيد على أن هالات الكتلة الأعلى تكون أكثر كثافة في كل نصف قطر من الهالات الكتلية المنخفضة (على الأقل في الوسط). ومع ذلك ، في جزء صغير ثابت من نصف قطر الفيروس ، تكون الهالات الصغيرة أكثر كثافة قليلاً من الهالات الأكبر. هذا نتيجة لعلاقة التركيز والكتلة. تحت ansatz لمطابقة الوفرة (القسم 1.5 ، الشكل 6) ، أحجام المجرات (نصف قطر نصف الكتلة) تتبع جزءًا ثابتًا من نصف قطرها الهالة الفيروسية المضيفة: صفتاه & # X2243 0.015 رفير (كرافتسوف 2013). يتم رسم هذه العلاقة كخط منقط بحيث يتقاطع الخط المنقط مع كل خط متصل عند ذلك ص = 0.015 رفير، أين رفير هل هذا نصف قطر الدائرة الفيروسي # X2019 هالة معينة. نرى أن الهالات الصغيرة تكون أكثر كثافة قليلاً عند نصف قطر المجرات النموذجية التي تستضيفها من الهالات الأكبر. من المثير للاهتمام ، مع ذلك ، أن نطاق الكثافة صغير بشكل ملحوظ ، مع زيادة الكثافة المحلية للمادة المظلمة بعامل فقط & # X223C 6 على مدى الكتلة الكاملة للهالات التي من المتوقع أن تستضيف المجرات ، من أصغر الأقزام إلى أكبر قرص مضغوط. المجرات في الكون.

على اليسار نظهر نفس الهالات المعروضة الآن من حيث منحنيات السرعة الدائرية الضمنية: الخامسج & # X2261 & # X221A GM(& lt ص) / ص . يتقاطع الخط المنقط في اللوحة اليسرى الخامسفير في رفير لكل قيمة مفير. الخط المتقطع يفعل نفس الشيء مع الخامسالأعلى ونصف قطرها المقابل رالأعلى. عادة ما يكون للأنظمة ذات الكتلة الأعلى ، ذات التركيزات المنخفضة الخامسالأعلى & # X2243 الخامسفير، ولكن بالنسبة للهالات الأصغر ، تختلف النسبة بشكل ملحوظ عن واحدة ويمكن أن تكون كبيرة مثل & # X223C 1.5 للقيم المتطرفة عالية التركيز. لاحظ أيضًا أن أقل هالات الكتلة لها رالأعلى & # X226A رفير وبالتالي فهي قيمة الخامسالأعلى (عوضا عن الخامسفير) التي ترتبط ارتباطًا وثيقًا بالمنطقة التي يمكن ملاحظتها & # X201Cflat & # X201D لمنحنى دوران المجرة. بالنسبة لكتلة & # X201C ذات الحجم الصغير & # X201D التي تبلغ مساحتها مفير = 10 11 م& # X2299، عادة الخامسالأعلى & # X2243 1.2 الخامسفير & # X2243 60 كم ثانية & # X22121.

كان ذلك قبل نهاية القرن فقط نكانت عمليات محاكاة الجسم الموضوعة في إطار آلية التنمية النظيفة الكونية قادرة على حل البنية التحتية بقوة في غضون هالات المادة المظلمة الفردية (Ghigna et al. 1998، Klypin et al. 1999a). سرعان ما أصبح واضحًا أن المراكز الكثيفة من الهالات الصغيرة قادرة على البقاء على قيد الحياة في عملية الدمج الهرمي: يجب ملء هالات المادة المظلمة بالبنية التحتية. في الواقع ، تتشابه أعداد subhalo مع كتلة الهالة المضيفة تقريبًا. كان يُنظر إلى هذا على أنه أخبار مرحب بها لهالات الكتلة العنقودية ، حيث يمكن التعرف بسهولة على البنية التحتية مع المجرات العنقودية. ومع ذلك ، كما سنناقش في القسم التالي ، حقيقة أن هالات بحجم مجرة ​​درب التبانة مملوءة بالبنية التحتية لا تتسق بشكل واضح مع ما نراه حول المجرة.

ومع ذلك ، فإن تحديد تعداد subhalo ليس واضحًا جدًا. يعد العد بالكتلة أمرًا صعبًا لأن تعريف & # X201Cmass & # X201D لتوزيع ممتد يدور داخل هالة منهارة يكون محفوفًا بالقرارات الذاتية أكثر من الكتلة الفيروسية. عندما تتراكم هالة صغيرة في هالة كبيرة ، يتم تجريد الكتلة بشكل تفضيلي من الخارج. عادةً ما يتم تضمين الكثافة الزائدة الفيروسية القياسية & # X201Cedge & # X201D بواسطة هالة المضيف المحيط. يتمثل أحد الخيارات في حساب الكتلة المرتبطة بالجهاز الفرعي ، ولكن حتى هذه الكتل تختلف من مكتشف الهالة إلى مكتشف الهالة. قيمة subhalo الخامسالأعلى يتم تعريفه بشكل أفضل ، وغالبًا ما يكون بمثابة علامة جيدة لقياس الهالات.

خيار آخر هو وضع علامة على subhalos المربوط باستخدام الكتلة الفيروسية القصوى التي كانت لدى الهالات في الوقت الذي تراكمت فيه لأول مرة 3 على مضيف ، مقمة. يعد هذا خيارًا مفيدًا لأن النجوم في مجرة ​​مركزية تنتمي إلى هالة عند التراكم ستكون أكثر ارتباطًا من المادة المظلمة. من المؤكد أن الكتلة النجمية للقمر الصناعي الناتج أكثر ارتباطًا بها مقمة من كتلة المادة المظلمة المقيدة التي تبقى عند ض = 0. علاوة على ذلك ، فإن خسارة الكتلة اللاحقة (وحتى الخامسالأعلى التطور) اعتمادًا على المحتوى الباريوني لـ مضيف بسبب تسخين المد والجزر والتأثيرات الديناميكية الأخرى (D'Onghia et al. 2010). لهذه الأسباب ، نعتمد مالفرعية = مقمة لأغراض التوضيح هنا.

توضح الخطوط الأرجواني في الشكل 4 وظائف الكتلة الفرعية الوسيطة (مالفرعية = مقمة) لأربع كتل هالة مضيفة مميزة (مفير = 10 12 & # X221214 م& # X2299) وفقًا لنتائج Rodr & # 237guez-Puebla et al. (2016). تتم تسوية هذه الخطوط إلى المحور الرأسي الأيمن. يتم حساب Subhalos فقط إذا كانت موجودة داخل نصف القطر الفيروسي للمضيف ، مما يعني أن حجم العد يزيد كـ & # X221D مفير & # X221D رفير 3 لهذه الأسطر الأربعة. للمقارنة ، يُظهر الخط الأسود (المقيس إلى المحور الرأسي الأيسر) وظيفة كتلة الهالة العالمية (كما تم تقديرها عبر وظيفة التركيب من Sheth، Mo & amp Tormen 2001). ترتفع وظيفة الكتلة subhalo مع منحدر مشابه (على الرغم من ضحالة قليلاً) مثل وظيفة كتلة هالة المجال ، كما أنها متشابهة تقريبًا في كتلة هالة المضيف.

كيف نربط هالات المادة المظلمة بالمجرات؟ أحد التقريب البسيط هو افتراض أن كل هالة لها نصيبها الكوني من الباريونات Fب = & # X3A9ب / & # X3A9م & # X2248 0.15 وأن تلك الباريونات تتحول إلى نجوم ببعض الكفاءة المستمرة & # X454& # X22C6: م& # X22C6 = & # X454& # X22C6 Fب مفير. لسوء الحظ ، كما هو موضح في الشكل 5 ، فشل هذا التقريب البسيط فشلاً ذريعًا. لا تتسع كتل المجرات النجمية خطيًا مع كتلة الهالة ، فالعلاقة أكثر تعقيدًا. في الواقع ، فإن الهدف المتمثل في تشكيل المجرات النمذجة الأمامية من الفيزياء المعروفة ضمن إطار & # X39BCDM هو مجال كامل خاص به (تطور المجرة Somerville & amp Dav & # 233 2015). على الرغم من تقدم نظرية تكوين المجرات بشكل ملحوظ في العقود العديدة الماضية ، إلا أن العديد من المشكلات لا تزال دون حل.

بخلاف النمذجة الأمامية لتشكيل المجرات ، هناك طريقتان شائعتان تعطيان تقييمًا مستقلًا لكيفية ارتباط المجرات بهالات المادة المظلمة. الأول يتضمن مطابقة كثافة الحجم المرصودة لمجرات ذات كتلة نجمية معينة (أو غيرها من الأشياء التي يمكن ملاحظتها مثل اللمعان ، أو عرض السرعة ، أو كتلة الباريون) بالوفرة المتوقعة من الهالات لكتلة فيروسية معينة. الطريقة الثانية هي قياس كتلة المجرة مباشرة واستنتاج خصائص هالة المادة المظلمة بناءً على هذا المقدّر الديناميكي.

1.5.1. مطابقة وفرة. كما هو موضح في الشكل 5 ، فإن وظيفة الكتلة المتوقعة لهالات المادة المظلمة المنهارة لها تطبيع وشكل مختلفان إلى حد كبير عن وظيفة الكتلة النجمية المرصودة للمجرات. ينمو الاختلاف بشكل كبير في كل من الكتل الكبيرة والصغيرة ، مع أقصى قدر من الكفاءة & # X454& # X22C6& # X2243 0.2 على مقياس الكتلة النجمية لمجرة درب التبانة (م& # X22C6 & # X2248 10 10.75 م& # X2299). لقد تم فهم عدم التطابق الأساسي في الشكل منذ ظهور النماذج الأولى لتشكيل المجرات ضمن نموذج المادة المظلمة (White & amp Rees 1978) وهو معروف بشكل عام باعتباره أحد القيود الأساسية على تكوين المجرات الذي يتم تنظيمه بواسطة التغذية المرتدة (White & amp Frenk 1991، Benson et 2003، Somerville & amp Dav & # 233 2015).

في الكتل الصغيرة الأكثر إثارة للقلق في هذه المراجعة ، يتبعها عدد هالات المادة المظلمة dn / د م & # X221D م & # X3B1 بمنحدر حاد & # X3B1DM & # X2243 & # X22121.9 مقارنة بمنحدر وظيفة الكتلة النجمية المرصود لـ & # X3B1ز = & # X22121.47 (Baldry et al. 2012 ، وهو ما يتوافق مع نتائج GAMA المحدثة الموضحة في الشكل 5). المسوحات الحالية التي تغطي سماء كافية لتوفير وظيفة كتلة نجمية عالمية تصل إلى حد الاكتمال م& # X22C6 & # X2248 10 7.5 م& # X2299. عند هذه الكتلة ، يكون عدد المجرات أقل من دالة الكتلة الباريونية الساذجة بأكثر من درجتين Fب مفير. يوضح النطاق المظلل كيف يمكن لوظيفة الكتلة النجمية استقراء النظام الباهت الذي يمتد على مجموعة من المنحدرات ذات النهايات الباهتة & # X3B1 التي تتوافق بشكل هامشي مع الملاحظات عند حد الاكتمال.

يسمح لنا الشكل 6 بقراءة توقعات الكتلة الفيروسية للمجرات ذات الأحجام المختلفة. نرى أن الأقزام الساطعة في حد الاكتشاف في مسوحات السماء الكبيرة (م& # X22C6 & # X2248 10 8 م& # X2299) بسذاجة مع مفير & # X2248 10 11 م& # X2299 الهالات. المجرات ذات الكتل النجمية المشابهة للأقزام الكلاسيكية في م& # X22C6 & # X2248 10 6 م& # X2299 وترتبط مع مفير & # X2248 10 10 م& # X2299 الهالات. كما سنناقش في القسم 3 ، المجرات بهذا المقياس مع م& # X22C6/مفير & # X2248 10 & # X22124 في النطاق الحرج حيث قد لا تكون التغذية المرتدة من تكوين النجوم نشطة بما يكفي لتغيير ملامح كثافة الهالة بشكل كبير. أخيرًا ، الأقزام الخافتة جدًا مع م& # X22C6 & # X2248 10 4 م& # X2299, مفير & # X2248 10 9 م& # X2299، و م& # X22C6 / مفير & # X2248 10 & # X22125 على الأرجح في أقصى كتلة منخفضة لتكوين المجرات.

1.5.2. التدابير الحركية. طريقة بديلة للاتصال بهالة المادة المظلمة التي تستضيف مجرة ​​هي تحديد كتلة المادة المظلمة في المجرة & # X2019s حركيًا. هذا ، بالطبع ، يمكن أن يتم فقط داخل نصف قطر مركزي يتم فحصه بواسطة الباريونات. بالنسبة للمجرات الصغيرة موضع الاهتمام في هذه المراجعة ، فإن قياسات الكتلة الممتدة عن طريق العدسة الضعيفة أو انبعاث الغازات الساخنة غير ممكنة. بدلاً من ذلك ، يجب استنتاج الكتل (أو ملفات تعريف الكتلة) داخل نصف قطر داخلي معين ، محددًا إما من خلال المدى النجمي لنظام dSphs و / أو منحنيات الدوران الخارجية لأقراص الغاز المدعومة بالتناوب.

الأقزام الساطعة ، خاصةً الموجودة في الحقل ، غالبًا ما تحتوي على أقراص غاز ذات حركيات مرتبة. إذا امتد الغاز بعيدًا بدرجة كافية ، فيمكن استخراج منحنيات الدوران التي تمتد حتى الجزء المسطح من منحنى دوران المجرة الخامسمستوي. إذا تم أخذ الحذر في الاعتبار لتشتت السرعة غير التافهة في الاستخراج الشامل (على سبيل المثال ، Kuzio de Naray، McGaugh & amp de Blok 2008) ، فيمكننا ربط الخامسمستوي & # X2248 الخامسالأعلى.

نظرًا لصعوبة اكتشافها ، فإن أضعف المجرات المعروفة هي جميع أقمار مجرة ​​درب التبانة أو M31 وهي dSphs. هذه تفتقر إلى مكونات الغاز الدوارة ، لذا فإن قياسات منحنى الدوران مستحيلة. بدلاً من ذلك ، dSphs هي أنظمة مدعومة بالتشتت النجمي ، مع كتل يتم فحصها بشكل أفضل من خلال قياسات تشتت السرعة التي تم الحصول عليها نجمة تلو الأخرى لأقرب الأقزام (على سبيل المثال ، Walker وآخرون 2009 ، Simon et al. 2011 ، Kirby et al. 2014). بالنسبة للأنظمة من هذا النوع ، يمكن قياس الكتلة بدقة داخل نصف قطر نصف الضوء النجمي (ووكر وآخرون 2009). الكتلة داخل نصف قطر نصف الضوء غير المسقط (ثلاثي الأبعاد) (ص1/2) قوي نسبيًا في حالات عدم اليقين في تباين السرعة النجمية ويعطى بواسطة م(& lt ص1/2) = 3 & # X3C3& # X22C6 2 ص1/2 / جي، أين & # X3C3& # X22C6 هي سرعة تشتت خط البصر المقاسة والمرجحة للسطوع (Wolf et al. 2010). هذه الصيغة تكافئ القول بأن السرعة الدائرية عند نصف قطر نصف ضوء تساوي الخامس1/2 = الخامسج(ص1/2 ) = & # X221A 3 & # X3C3& # X22C6. قيمة ال الخامس1/2 (& # X2264 الخامسالأعلى) يوفر قياسًا من نقطة واحدة لمنحنى دوران هالة المضيف عند ص = ص1/2.

على الرغم من أن فكرة & # X201Cdark & ​​# X201D كانت موجودة منذ زويكي (1933) على الأقل ، إلا أن قياسات منحنى دوران المجرات في السبعينيات كشفت عن الحاجة إلى كميات كبيرة من المادة غير المضيئة (Freeman 1970، Rubin، Thonnard & amp Ford 1978، Bosma 1978، Rubin، Ford & amp Thonnard 1980) أن المادة المظلمة تم أخذها على محمل الجد من قبل المجتمع الفلكي الأوسع (وبعد ذلك بوقت قصير ، تم الاعتراف بأن المجرات القزمة قد تعمل كمجسات حساسة للمادة المظلمة Aaronson 1983، Faber & amp لين 1983 ، لين وأمبير 1983). وبسرعة كبيرة ، أدرك علماء فيزياء الجسيمات الآثار المحتملة على تخصصهم أيضًا. تم تجميع المواد المظلمة المرشحة في فئات بناءً على تأثيرها على تكوين البنية. & # X201Cot & # X201D جزيئات المادة المظلمة (HDM) تظل نسبية حتى وقت متأخر نسبيًا في الكون وتطور # X2019 وتخفيف الاضطرابات حتى على المقاييس فائقة المجرة & # X201Cwarm & # X201D جزيئات المادة المظلمة (WDM) بسرعات ابتدائية أصغر ، تصبح غير -النسبية في وقت سابق ، وقمع الاضطرابات على المقاييس المجرية (وأصغر) و CDM لها سرعة حرارية ضئيلة ولا تمنع تكوين البنية على أي مقياس ذي صلة بتكوين المجرات. كانت النيوترينوات النموذجية القياسية في البداية مادة جذابة (ساخنة) مظلمة مرشحة بحلول منتصف الثمانينيات ، ومع ذلك ، تم استبعاد هذا الاحتمال على أساس الحجج العامة لفضاء الطور (Tremaine & amp Gunn 1979) ، التوزيع الواسع النطاق للمجرات ( White، Frenk & amp Davis 1983) ، وخصائص المجرات القزمة (Lin & amp Faber 1983). أدى عدم وجود نموذج معياري مناسب مرشح للمادة المظلمة للجسيمات إلى عمل كبير على امتدادات فيزياء الجسيمات للنموذج القياسي. من منظور علم الكونيات وتشكيل المجرات ، فإن طبيعة الجسيمات غير المعروفة للمادة المظلمة تعني أن علماء الكونيات يجب أن يضعوا افتراضات حول أصول المادة المظلمة وخصائص فيزياء الجسيمات ثم التحقيق في الآثار الكونية الناتجة.

المادة المظلمة الباردة (CDM)
م & # X223C 100 GeV ، الخامسالعاشر z = 0 & # X2248 0 كم ثانية & # X22121
المادة المظلمة الدافئة (WDM)
م & # X223C 1 كيلو فولت ، الخامسالعاشر z = 0 & # X223C 0.03 كم ثانية & # X22121
المادة المظلمة الساخنة (HDM)
م & # X223C 1 فولت ، الخامسالعاشر z = 0 & # X223C 30 كم ثانية & # X22121

الفئة العامة من النماذج التي جذابة في بساطتها هي فئة الاثار الحرارية. إن إنتاج وتدمير جسيمات المادة المظلمة في حالة توازن طالما كانت درجة حرارة الكون كيلو ت أكبر من كتلة جسيم المادة المظلمة مDM ج 2. في درجات الحرارة المنخفضة ، يتم قمع الوفرة بشكل كبير ، حيث يسود التدمير (عن طريق الإبادة) على الإنتاج. في مرحلة ما ، ينخفض ​​معدل تفاعل جسيمات المادة المظلمة إلى ما دون معدل هابل ، ومع ذلك ، فإن جسيمات المادة المظلمة & # X201C تتجمد & # X201D بكثافة رقم ثابتة (انظر ، على سبيل المثال ، Kolb & amp Turner 1994 ، يُعرف هذا أيضًا باسم مادة كيميائية فصل). بشكل مثير للدهشة ، إذا كان المقطع العرضي للإبادة نموذجيًا للفيزياء ذات المقياس الضعيف ، فإن كثافة التجميد الناتجة للآثار الحرارية مع م & # X223C 100 GeV يساوي تقريبًا الكثافة المرصودة للمادة المظلمة اليوم (على سبيل المثال ، Jungman ، Kamionkowski & amp Griest 1996). يشار إلى هذه المجموعة الفرعية من الآثار الحرارية باسم جزيئات ضخمة ضعيفة التفاعل (WIMPs). تُعرف الملاحظة القائلة بأن الفيزياء الجديدة على النطاق الضعيف تؤدي بشكل طبيعي إلى الوفرة الصحيحة للمادة المظلمة في شكل WIMPs باسم & # X201CWIMP miracle & # X201D (Feng & amp Kumar 2008) وقد كانت الإطار الأساسي للمادة المظلمة فوق الثلاثين سنة الماضية.

ومع ذلك ، لا تعتبر WIMPs هي المادة المظلمة الوحيدة القابلة للتطبيق ، ومن المهم ملاحظة أن معجزة WIMP يمكن أن تكون رنجة حمراء. أكسيونات، وهي جسيمات يتم استدعاؤها لشرح مشكلة الشحنة القوية للديناميكا اللونية الكمومية (QCD) ، والنيوترينوات اليمنى (غالبًا ما تسمى نيوترينوات معقمة) ، والتي تعد امتدادًا ضئيلًا للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات التي يمكن أن تفسر عدم تناسق الباريون الملحوظ ولماذا تكون كتل النيوترينو صغيرة جدًا مقارنة بالفيرميونات الأخرى ، وهما جسيمان افتراضيان آخران قد يكونان مادة مظلمة (من بين حديقة حيوانات حقيقية تحتوي على مواد إضافية) انظر الاحتمالات Feng 2010 لمراجعة حديثة). في حين أن WIMPs والأكسيونات والنيوترينوات المعقمة قادرة على إنتاج الوفرة المرصودة من المادة المظلمة في الكون الحالي ، يمكن أن يكون لها تأثيرات مختلفة جدًا على الطيف الكتلي للاضطرابات الكونية.

في حين أن طيف الاضطراب الكوني تم تحديده مبدئيًا بواسطة الفيزياء في بداية الكون (التضخم في السيناريو القياسي) ، تؤثر الفيزياء الدقيقة للمادة المظلمة على تطور تلك التقلبات في أوقات لاحقة. في نموذج WIMP القياسي ، يتم تعيين نهاية الكتلة المنخفضة للتسلسل الهرمي لآلية التنمية النظيفة عن طريق التخميد التصادمي الأول (بعد الفصل الكيميائي ولكن قبل الفصل الحركي لـ WIMPs) ، متبوعًا بالتدفق الحر (على سبيل المثال ، Hofmann ، Schwarz & amp St & # 246cker 2001، Bertschinger 2006). بالنسبة لـ 100 مرشح نموذجي لـ GeV WIMP ، تمحو هذه العمليات الاضطرابات الكونية باستخدام م & # 8818 10 & # X22126 م& # X2299 (على سبيل المثال ، كتلة الأرض الخضراء ، هوفمان وأمبير شوارتز 2004). يحدد التدفق الحر أيضًا الكتلة المنخفضة للطيف الكتلي في النماذج حيث تنفصل النيوترينوات العقيمة عن البلازما بينما تكون نسبية. في هذه الحالة ، يمكن تقريب مقياس التدفق الحر من خلال الحجم (المقوس) للأفق عندما تصبح النيوترينوات العقيمة غير نسبية. حجم الأفق comoving في ض = 10 7 ، الموافق م & # X2248 2.5 keV ، ما يقرب من 50 كيلوبتامين ، وهو أصغر بكثير من المقياس المشتق أعلاه لـ إل * المجرات. لذلك فإن النيوترينوات المعقمة على نطاق keV هي مادة مظلمة قابلة للمراقبة قابلة للتطبيق (انظر Adhikari et al. 2016 لمراجعة حديثة وشاملة). عادةً ما تكون محاور QCD & # X223C & # XB5جسيمات مقياس eV ولكنها تنتج من التوازن الحراري (Kawasaki & amp Nakayama 2013). مقياس التدفق الحر أصغر بكثير من مقياس WIMP النموذجي (انظر القسم 3.2.1).

ركزت الفقرات السابقة على تأثيرات التخميد غير المتصادم والتدفق الحر و # X2013 النتائج المباشرة لطبيعة الجسيمات للمادة المظلمة & # X2013 في النظام الخطي لتشكيل البنية. يمكن أن تؤثر الفيزياء الدقيقة للمادة المظلمة أيضًا على النظام غير الخطي لتشكيل البنية. على وجه الخصوص ، ستؤثر التفاعلات الذاتية للمادة المظلمة والتشتت # X2013 بين جسيمين من المادة المظلمة & # X2013 على توزيع فضاء الطور للمادة المظلمة. ضمن قيود المراقبة ، يمكن أن تكون التفاعلات الذاتية للمادة المظلمة ذات صلة بالمراكز الكثيفة لهالات المادة المظلمة. من خلال نقل الطاقة الحركية من جسيمات عالية السرعة إلى جسيمات منخفضة السرعة ، فإن عمليات التشتت & # X201Cheat & # X201D إلى مراكز هالات المادة المظلمة ، وتقليل كثافتها المركزية وجعل توزيعات سرعتها متساوية الحرارة تقريبًا. سيكون لهذا تأثير مباشر على تكوين المجرات ، حيث تتشكل المجرات داخل مراكز هالات المادة المظلمة وتتتبع حركات نجومها وغازاتها إمكانات الجاذبية المركزية. تمت مناقشة هذه التأثيرات بمزيد من التفصيل في القسم 3.2.2.

لذلك تنعكس الطبيعة الجسيمية للمادة المظلمة في طيف الاضطراب الكوني ، في وفرة هياكل المادة المظلمة المنهارة كدالة للكتلة ، وفي كثافة وسرعة توزيع المادة المظلمة في هالات المادة المظلمة.

ثلاثة تحديات للتنبؤات الأساسية & # X39BCDM
هناك ثلاث مشاكل كلاسيكية مرتبطة بالتنبؤات على نطاق صغير للمادة المظلمة في إطار & # X39BCDM. توجد حالات شاذة أخرى ، بما في ذلك بعض التي نناقشها في هذه المراجعة ، ولكن هذه الثلاثة مهمة لأنها 1) تتعلق بالتنبؤات الأساسية حول المادة المظلمة والتي تعتبر أساسية للطبيعة الهرمية للنظرية و 2) لقد حظوا باهتمام كبير في الأدبيات.

أقمار صناعية وأقزام مفقودة [الأشكال من 4 إلى 8]
وظائف الكتلة النجمية المرصودة لمجرات المجال والمجرات الساتلية في المجموعة المحلية تكون أكثر انبساطًا عند الكتل المنخفضة من وظائف الكتلة الهالة المتوقعة للمادة المظلمة: dn / دم& # X22C6 & # X221D م& # X22C6 & # X3B1ز مع & # X3B1ز & # X2243 & # X22121.5 (مقابل & # X3B1 & # X2243 & # X22121.9 للمادة المظلمة). هذه القضية أكثر حدة بالنسبة للأقمار الصناعية المجرة ، حيث تكون قضايا الاكتمال أقل إثارة للقلق. لا يوجد سوى & # X223C 50 مجرة ​​معروفة بامتداد م& # X22C6 & GT 300 م& # X2299 في حدود 300 كيلو باسكال من مجرة ​​درب التبانة مقارنة بما يصل إلى & # X223C 1000 سوبهالوس مظلم (مع مالفرعية & GT 10 7 م& # X2299) التي يمكن تصورها أن تستضيف المجرات. أحد الحلول لهذه المشكلة هو افتراض أن تشكيل المجرات يصبح غير فعال بشكل متزايد مع انخفاض كتلة الهالة. أصغر هالات المادة المظلمة فشلت ببساطة في تكوين النجوم تمامًا.

النوى منخفضة الكثافة مقابل النوى عالية الكثافة [الشكل 9]
تميل المناطق المركزية للمجرات التي تهيمن عليها المادة المظلمة كما هو مستدل من منحنيات الدوران إلى أن تكون أقل كثافة (في التطبيع) وأقل حدًا (في منحدر المظهر الجانبي للكثافة المستنتج) من المتوقع بالنسبة للهالات القياسية & # X39BCDM (مثل تلك المرسومة في الشكل 3 ). السؤال المهم هو ما إذا كانت التغذية الراجعة الباريونية تغير بنية هالات المادة المظلمة.

اكبر من ان تفشل [الشكل 10]
يحتوي الكون المحلي على عدد قليل جدًا من المجرات ذات الكثافة المركزية التي تشير إلى مفير & # X2243 10 10 م& # X2299 الهالات. يُعتقد عمومًا أن هالات هذه الكتلة أكبر من أن تفشل في تشكيل النجوم ، لذا يصعب فهم حقيقة أنها مفقودة. الكتلة النجمية المرتبطة بمقياس كتلة الهالة هذا (م& # X22C6& # X2243 10 6 م& # X2299، الشكل 6) قد يكون صغيرًا جدًا بالنسبة لعمليات الباريونية لتغيير هيكل الهالة (انظر الشكل 13).

1 تجد القياسات الحديثة ن = 0.968 & # XB1 0.006 (Planck Collaboration et al. 2016) ، أي صغيرة ولكنها تختلف إحصائيًا عن ثبات المقياس الحقيقي. عودة.

2 يوضح الخط الأسود في الشكل 4 وظيفة الكتلة لهالات المادة المظلمة # X39BCDM. عودة.

3 هذه الكتلة القصوى مماثلة للكتلة الفيروسية في وقت التراكم ، على الرغم من أن الهالات المتساقطة يمكن أن تبدأ في فقدان الكتلة قبل عبور نصف القطر الفيروسي أولاً. عودة.

هذه الصفحة مدارة بواسطة كرين فراير
آخر تعديل: 11 يناير 18 ->


العنوان: إعادة إنتاج علاقة الكتلة النجمية / الكتلة الهالو في محاكاة مجرات آلية التنمية النظيفة: نظريات مقابل تقديرات المراقبة

نحن ندرس النسبة الحالية للكتلة النجمية إلى الهالة (SHM) كدالة لكتلة الهالة لعينة جديدة من مجرات المجال المحاكاة باستخدام علم الكون بالكامل ، آلية التنمية النظيفة ، محاكاة عالية الدقة لـ SPH + N- الجسم. تتضمن هذه المحاكاة معالجة صريحة لتبريد الخطوط المعدنية والغبار والحماية الذاتية ، H- تكوين نجمي (SF) ، وتدفقات غازات مدفوعة بمستعرات أعظم. وتتراوح كتل الهالات الـ 18 التي تمت محاكاتها بين بضع مرات 10 إلى ما يقرب من 10 م. عند z = 0 ، تحتوي مجراتنا المحاكاة على محتوى باريون وتشكل نموذجي لمجرات المجال. على مدى كتلة نجمية من 2.2 علامة الضرب 10-4.5 علامة الضرب 10 م وجدنا اتفاقًا جيدًا للغاية بين نسبة SHM في عمليات المحاكاة والتنبؤات الحالية من تقنية مطابقة الوفرة الإحصائية المقدمة في Moster et al. يرجع هذا التحسن على عمليات المحاكاة السابقة إلى عدد من العوامل المنهجية ، كل منها يقلل من نسب SHM: (1) تدفقات الغاز الخارج التي تقلل من كفاءة SF الكلية ولكنها تسمح بتكوين مكون غاز بارد (2) تقدير الكتل النجمية للمجرات المحاكاة باستخدام ملاحظات اصطناعية وتقنيات قياس ضوئي مماثلة لتلك المستخدمة في الملاحظات و (3) المحاسبة عن تقدير منهجي يصل إلى 30٪ في إجمالي كتل هالة أكبر و raquo في محاكاة DM فقط ، بسبب إهمال فقدان الباريون على مر العصور الكونية. يشير تحليلنا إلى أن تقديرات الكتلة النجمية المستندة إلى المقاييس الضوئية يمكن أن تقلل من مساهمة المجموعات النجمية القديمة في إجمالي الكتلة النجمية ، مما يؤدي إلى أخطاء في الكتلة النجمية تصل إلى 50٪ للمجرات الفردية. تسلط هذه النتائج الضوء على أن تنفيذ عتبة كثافة عالية واقعية لـ SF يقلل بشكل كبير من الكفاءة الكلية لـ SF بسبب ردود الفعل الأكثر فعالية. ومع ذلك ، فقد أظهرنا أنه من أجل تقليل التوتر المدرك بين كفاءة SF في نماذج تكوين المجرات وفي المجرات الحقيقية ، من المهم جدًا استخدام التقنيات المناسبة لمقارنة عمليات المحاكاة مع الملاحظات. وقوو أقل


العنوان: إلقاء الضوء على ملامح كثافة هالة المادة المظلمة بدون هالات فرعية

تتكون هالات المادة المظلمة الباردة من مكون مادة مظلمة أملس نسبيًا بالإضافة إلى نظام من الأجزاء الفرعية المقيدة. إنها الممارسة السائدة لتشمل كل الكتلة ، بما في ذلك الكتلة في subhaloes ، في دراسات ملامح كثافة الهالة في عمليات المحاكاة. ومع ذلك ، في كثير من الأحيان في الدراسات القائمة على الملاحظة ، يتم التعامل مع الأقمار الصناعية على أنها تمتلك سمات كثافة المادة المظلمة الخاصة بها بالإضافة إلى المظهر الجانبي للمضيف. هذا الاختلاف يمكن أن يجعل المقارنات بين النتائج النظرية والنتائج المرصودة صعبة. في هذا العمل ، نقوم بفحص ملفات تعريف الكثافة للمكونات الملساء لهالات المضيف عن طريق استبعاد الكتلة الموجودة داخل الهالات الفرعية. نجد أن ملامح الكثافة لمكون الهالة الملساء (بدون الهالات الفرعية) تختلف اختلافًا كبيرًا عن المظهر الجانبي لكثافة الهالة التقليدية ، حيث تنخفض بسرعة أكبر في نصف القطر الكبير. وجدنا أيضًا أن التركيزات المشتقة من ملامح الكثافة الملساء تظهر تشتتًا أقل عند الكتلة الثابتة واعتمادًا على الكتلة أضعف من التركيزات القياسية. يمكن وصف كل من ملامح الهالة الملساء والقياسية بواسطة ملف تعريف Einasto المعمم ، ملف تعريف Einasto مع منحدر مركزي معدل ، مع بقايا أصغر من أي ملف جانبي Navarro-Frenk-White أو ملف تعريف Einasto. علاوة على ذلك ، فإن هذه النتائج تنطبق على كل من كتلة مجرة ​​درب التبانة وهالات الكتلة العنقودية. يمكن أن يكون هذا التوصيف الجديد لمحات الهالة الملساء أكثر فائدة للعديد من التحليلات ، مثل العدسة وإبادة المادة المظلمة ، حيث يجب حساب المكونات الملساء والمتكتلة للهالة بشكل منفصل. وقوو أقل


ابحث في هذه المدونة

لقد كتبت & # 8217t كثيرًا هنا مؤخرًا. هذا في الغالب لأنني كنت مشغولًا ، ولكن أيضًا لأنني كنت أمتنع بنشاط عن التنفيس عن بعض الأشياء الأكثر سخافة التي قيلت في الأدبيات العلمية. ذهبت إلى العلم للابتعاد عن النزعة البشرية لما يسمى في الوقت الحاضر & # 8220 الأخبار الزائفة ، & # 8221 لكننا نحن العلماء بشر أيضًا ، ولسنا محصنين من نفس خداع الذات الذي يراه المرء كثيرًا يمارس في أماكن أخرى.

لذا دعونا نتحدث عن شيء إيجابي. نشر طالب الدراسات العليا الحالي Pengfei Li مؤخرًا ورقة حول وظيفة كتلة الهالة. ما هذا ولماذا يجب أن نهتم؟

أحد التنبؤات الأساسية للنموذج الكوني الحالي ، ΛCDM ، هو أن المادة المظلمة تتجمع في هالات. تُعرف المعلمات الكونية بدقة كافية بحيث تكون لدينا فكرة جيدة جدًا عن عدد هذه الهالات التي يجب أن توجد. يُطلق على عددهم لكل وحدة حجم كدالة للكتلة (العديد من الهالات الكبيرة ، والعديد من الهالات الصغيرة الأخرى) وظيفة كتلة الهالة.

وبالتالي ، فإن أحد الاختبارات المهمة للنموذج هو قياس وظيفة كتلة الهالة. هل يتطابق الرقم المتوقع مع الرقم المرصود؟ هذا صعب ، لأن هالات المادة المظلمة غير مرئية! فكيف نفعل ذلك؟

يُعتقد أن المجرات تتشكل داخل هالات المادة المظلمة. في الواقع ، هذا هو الهدف الكامل لنموذج تشكيل مجرة ​​ΛCDM. لذلك من خلال عد المجرات ، يجب أن نكون قادرين على عد هالات المادة المظلمة. كان حساب المجرات مهمة واضحة قبل فترة طويلة من اعتقادنا بوجود مادة مظلمة ، لذلك يجب أن يكون هذا واضحًا: كل ما يحتاجه المرء هو دالة لمعان المجرات المقاسة & # 8211 كثافة عدد المجرات كدالة لمدى سطوعها ، أو ما يعادله ، كم عدد النجوم التي تتكون منها (كتلتها النجمية). لسوء الحظ ، هذا يسير بشكل خاطئ بشكل مأساوي.

الشكل 5 من مراجعة Bullock & amp Boylan-Kolchin. تظهر كثافة عدد الأجسام كدالة لكتلتها. النقاط الملونة هي المجرات. الخط الصلب هو العدد المتوقع لهالات المادة المظلمة. الخط المنقط هو ما يتوقعه المرء للمجرات إذا تحولت كل المادة الطبيعية المرتبطة بكل هالة من المادة المظلمة إلى نجوم.

يوضح هذا الشكل مقارنة بين وظيفة الكتلة النجمية المرصودة للمجرات ووظيفة كتلة الهالة المتوقعة. إنه مأخوذ من مراجعة حديثة ، لكنه يوضح مشكلة تعود لأطول فترة ممكنة أتذكرها. قضينا نحن علماء الفلك خارج المجرة جميع & # 821790s مهووسًا بهذه المشكلة. [ظننت لفترة وجيزة أنني قد قمت بحل هذه المشكلة ، لكنني كنت مخطئًا.] وظيفة اللمعان المرصودة مسطحة تقريبًا بينما وظيفة كتلة الهالة المتوقعة شديدة الانحدار. وبالتالي ، يجب أن يكون هناك الكثير والكثير من المجرات الباهتة لكل مجرة ​​ساطعة ، ولكن بدلاً من ذلك هناك عدد قليل نسبيًا. يصبح هذا التناقض أكثر حدة تدريجياً بالنسبة للكتل الأقل ، مع اختفاء العدد المتوقع من الهالات بعامل يصل إلى عدة آلاف بالنسبة لأضعف المجرات. تزداد المشكلة خطورة في المجموعة المحلية ، حيث تُعرف أضعف المجرات القزمة. يُطلق عليها محليًا مشكلة القمر الصناعي المفقود ، ولكن هذه مجرد حالة خاصة لمشكلة أكثر عمومية تنتشر في الكون بأسره.

في الواقع ، العدد الصغير للأجسام منخفضة الكتلة هو مجرد جزء واحد من المشكلة. هناك أيضًا عدد قليل جدًا من المجرات ذات الكتل الكبيرة. حتى عندما تقترب الأرقام المرصودة والمتوقعة ، حول مقياس درب التبانة ، فإنها لا تزال تفوتها عامل كبير (هذه مؤامرة لوغاريتمية ، حتى الإزاحات الصغيرة كبيرة). إذا قمنا بتعيين & # 8220 شرح وظيفة لمعان المجرة المرصودة & # 8221 كمسألة واجبات منزلية وعاد الطلاب كإجابة سطرًا له شكل خاطئ في كلا الطرفين ولم يتقاطع مع البيانات في أي وقت ، فسنخفق معهم. هذا ، في الواقع ، ما كان يفعله المنظرون على مدار الثلاثين عامًا الماضية. بدلاً من التفكير في التفسير الواضح بأن النظرية خاطئة ، فإنهم يقدمون تفسيرات أكثر تفصيلاً.

في مواجهة الاختيار بين تغيير عقل الشخص وإثبات أنه لا توجد حاجة للقيام بذلك ، ينشغل الجميع تقريبًا بالإثبات.

جى كيه جالبريث

يستمر المنظرون لأن هذا هو ما تتوقعه آلية التنمية النظيفة ، مع أو بدون ، ونحن بحاجة إلى مادة مظلمة باردة لأسباب مستقلة. إذا كنا غير راغبين في التفكير في أن ΛCDM قد يكون خاطئًا ، فنحن ملزمون بدفع الوتد المربع في الفتحة المستديرة ، وثني وظيفة كتلة الهالة في وظيفة اللمعان المرصودة. يُعتقد أن هذا التحول يحدث نتيجة لمجموعة متنوعة من تأثيرات التغذية الراجعة المعقدة ، وكلها حقيقية ومن المحتمل أن يكون لقليل منها التأثيرات المادية المطلوبة لحل هذه المشكلة. هذا & # 8217s بعيدًا عن نطاق هذا المنشور ، كل ما نحتاج إلى معرفته هنا هو أن هذا هو & # 8220physics & # 8221 وراء التحول الذي يؤدي إلى ما يسمى حاليًا بمطابقة الوفرة.

تتلخص مطابقة الوفرة في رسم خطوط أفقية في الشكل أعلاه ، وبالتالي مطابقة المجرات بهالات المادة المظلمة ذات الكثافة العددية المتساوية (الوفرة). إذن ، مجرد قراءة الرسم البياني ، مجرة ​​ذات كتلة نجمية م* = 10 8 م يتواجد في هالة من المادة المظلمة 10 11 M، واحدة مثل درب التبانة مع M.* = 5 × 10 10 م يتواجد في 10 12 م هالة ، ومجرة عملاقة مع M.* = 10 12 م هي المجرة & # 8220central & # 8221 من مجموعة مجرات كتلتها هالة من عدة 10 14 M. وما إلى ذلك وهلم جرا. في الواقع ، نتخلى عن الافتراض الواضح الذي طال أمده بأن الكتلة في النجوم يجب أن تكون متناسبة ببساطة مع تلك الموجودة في المادة المظلمة ، واستبدالها بعامل فدج متداول يرسم ما نراه لما نتوقعه. يُطلق على عامل الهراء المتداول الذي يتبع مطابقة الوفرة اسم الكتلة النجمية & # 8211 علاقة الكتلة. العديد من المناقشات حول تأثيرات التغذية الراجعة في الأدبيات تصل إلى أ آخر مخصص تبرير هذا التكاثر في أشكال التغذية الراجعة.

هذه مقدمة مطولة ولكنها غير كافية لموضوع معقد. أردنا الابتعاد عن هذا ، واختبار وظيفة كتلة الهالة بشكل مباشر. نقوم بذلك عن طريق استخدام دالة السرعة بدلاً من دالة الكتلة النجمية.

دالة السرعة هي كثافة عدد المجرات كدالة لمدى سرعة دورانها. وهي أقل استخدامًا من وظيفة اللمعان ، نظرًا لوجود بيانات أقل: يحتاج المرء إلى قياس سرعة الدوران ، والتي يصعب الحصول عليها من اللمعان. ومع ذلك ، فقد تم القيام به ، كما هو الحال مع هذا القياس من مسح HIPASS:

كثافة عدد المجرات كدالة لسرعة دورانها (Zwaan et al. 2010). تُظهر اللوحة السفلية العدد الأولي للمجرات التي لوحظت تُظهر اللوحة العلوية وظيفة السرعة بعد تصحيح الحجم الذي يمكن من خلاله اكتشاف المجرات. لا يمكن رؤية الدوارات الخافتة والبطيئة على مسافة بعيدة مثل الدوارات الساطعة والسريعة ، لذلك دائمًا ما يتم تمثيل الأخيرة بشكل زائد في كتالوجات المجرات.

الفكرة هنا هي أن سرعة الدوران المسطحة هي السمة المميزة لهالة المادة المظلمة ، مما يوفر قيدًا ديناميكيًا على كتلتها. يجب أن يؤدي ذلك إلى قياس أنظف لوظيفة كتلة الهالة. اتضح أن هذا صحيح ، لكنه ليس & # 8217t نظيفًا كما نحب & # 8217d.

أولئك الذين ينتبهون منكم سيلاحظون أن وظيفة السرعة التي قاسها مارتن زوان لها نفس الشكل الأساسي مثل وظيفة الكتلة النجمية: مسطحة تقريبًا عند الكتل المنخفضة ، مع قطع شديد الانحدار عند الكتل العالية. هذا لا يشبه وظيفة كتلة الهالة أكثر من وظيفة لمعان المجرة. فكيف يساعد هذا؟

لقياس دالة السرعة ، يتعين على المرء استخدام بعض القياسات التي تم الحصول عليها بسهولة لسرعة الدوران مثل عرض خط الخط 21 سم. هذا ، في حد ذاته ، ليس قياسًا جيدًا جدًا لكتلة الهالة. إذن ما فعله Pengfei هو ملاءمة نماذج هالة المادة المظلمة لمجرات عينة SPARC التي لدينا منحنيات دوران جيدة لها. بفضل عمل Federico Lelli ، لدينا أيضًا علاقة تجريبية بين عرض الخط وسرعة الدوران المسطحة. معًا ، يوفران اتصالًا بين عرض الخط وكتلة الهالة:

العلاقة التي وجدها Pengfei بين كتلة الهالة (M200) وعرض الخط لنموذج الهالة NFW (معيار ΛCDM) يتناسب مع منحنيات الدوران من عينة مجرة ​​SPARC.

بمجرد أن نحصل على علاقة عرض خط الكتلة ، يمكننا تخصيص كتلة هالة لكل مجرة ​​في مسح HIPASS وإعادة حساب دالة التوزيع. لكن ليس لدينا الآن دالة السرعة ، ولكن دالة كتلة الهالة. لقد تخطينا تحويل الضوء إلى كتلة نجمية إلى الكتلة الكلية واستخدمنا الديناميكيات للتخطي مباشرة إلى دالة كتلة الهالة:

دالة كتلة الهالة. النقاط هي البيانات التي تناسبها وظيفة Schechter (الخط الأسود يستخدم بشكل شائع لوظيفة لمعان المجرة). الخط الأحمر هو توقع ΛCDM لهالات المادة المظلمة.

تتوافق وظيفة الكتلة المرصودة مع الوظيفة المتوقعة! نجح الاختبار! حسنًا ، في الغالب. دعونا نفكر في الجوانب المختلفة هنا.

أولاً ، التطبيع على حق. لا يحتوي على الإزاحة التي شوهدت في الشكل الأول. كما لا ينبغي & # 8211 ، ذهبنا مباشرة إلى كتلة الهالة في هذا التمرين ، ولم نستخدم اللمعان كوكيل وسيط. لذلك هذا نجاح حقيقي. لم يكن & # 8217t مضطرًا إلى حل هذا الأمر جيدًا ، ولن يفعل ذلك في علم كون مختلف تمامًا (مثل SCDM).

ثانيًا ، يتحلل عند الكتلة العالية. تُظهر البيانات قطع Schechter المعتاد عند الكتلة العالية ، بينما يستمر العدد المتوقع لهالات المادة المظلمة كقانون قوة لا هوادة فيه. قد يكون هذا جيدًا إذا كانت هالات المادة المظلمة عالية الكتلة تحتوي على القليل من الهيدروجين المحايد. إذا كان هذا هو الحال ، فسيكون غير مرئي لـ HIPASS ، المسح 21 سم الذي يعتمد عليه هذا. يتوقع المرء هذا ، إلى حد ما: تميل المجرات الأكثر ضخامة إلى أن تكون مجرات إهليلجية فقيرة بالغاز. هذا يساعد ، ولكن فقط عن طريق تحويل التراجع إلى كتلة أعلى قليلاً. لا يزال موجودًا ، لذا لم يتم علاج التناقض تمامًا. في مرحلة ما ، نتحدث عن هالات المادة المظلمة الكبيرة التي هي مجموعات أو حتى عناقيد غنية من المجرات ، وليست مجرات فردية. ومع ذلك ، فإن هؤلاء لديهم HI بداخلهم ، لذلك ليس الأمر كما لو كانوا غير مرئيين. والأسوأ من ذلك ، عند فحص عمليات المحاكاة التفصيلية التي تتضمن تأثيرات التغذية المرتدة ، يبدو أن هناك المزيد من الهالات عالية الكتلة التي كان من المفترض اكتشافها أكثر مما هو متوقع بالفعل. هذه مشكلة مجرة ​​غنية بالغاز مفقودة محتملة في نهاية الكتلة العالية حيث يسهل اكتشاف المجرات. ومع ذلك ، فإن عمليات المحاكاة المتاحة لنا حاليًا لا توفر المعلومات التي نحتاجها لاتخاذ هذا التحديد بوضوح. إنهم لا يبدون صحيحين ، بقدر ما نستطيع أن نقول ، لكن ليس من الواضح بما يكفي لتقديم بيان نهائي.

أخيرًا ، يكون المنحدر الخافت حول اليمين. هذا & # 8217s مذهل. المشكلة التي كافحنا معها لعقود من الزمن هي أن المنحدر الملحوظ مسطح للغاية. هنا يقع منحدر شديد الانحدار. إنه يتفق مع ΛCDM وصولاً إلى أدنى كتلة. إذا كانت هناك مشكلة من نوع القمر الصناعي مفقودة هنا ، فهي عند كتل أقل مما نتحقق منه.

هذا يبدو رائعًا ، وهو كذلك. ولكن قبل أن نشعر بالحماس الشديد ، آمل أن تكون قد لاحظت أن وظيفة السرعة من نفس الاستطلاع مسطحة مثل وظيفة اللمعان. فلماذا تكون دالة كتلة الهالة شديدة الانحدار؟

عندما نلائم منحنيات الدوران ، فإننا نفرض مقدمات مختلفة. تتحدث إحصاءات 8217 عن طريقة للحفاظ على المعلمات ضمن حدود معقولة. على سبيل المثال ، لدينا فكرة جيدة عما يجب أن تكون عليه نسبة الكتلة إلى الضوء لمجموعة النجوم. لذلك يمكننا أن نفرض مسبقًا أن الملاءمة تعيد شيئًا ما ضمن حدود العقل.

كان أحد المقدمات التي فرضناها على نوبات منحنى الدوران هو أنها تتوافق مع علاقة الكتلة النجمية والكتلة الهالة. تعد مطابقة الوفرة الآن جزءًا لا يتجزأ من ΛCDM ، لذلك كان من المنطقي تطبيقها كسابق. إن الكتلة الكلية لهالة المادة المظلمة عبارة عن منحنيات كمية افتراضية تمامًا لدوران الكميات (وغيرها من أدوات التتبع) إلى حد كبير لا تمتد إلى حد كبير بما يكفي لقياس هذا. لذا فإن مطابقة الوفرة أمر رائع لفرض المعنى على معلمة تكون بخلاف ذلك مقيدة بشكل سيء. في هذه الحالة ، فهذا يعني أن ما يحرك منحدر دالة كتلة الهالة هو السابق الذي يبني في المنحدر الأيمن. هذا & # 8217s ليس خطأ ، لكنه ليس اختبارًا مستقلاً. لذا ، في حين أن وظيفة كتلة الهالة المقيدة بالملاحظة تتوافق مع تنبؤات ΛCDM ، فإننا لم ندعم التنبؤ ببيانات مستقلة. ما نحتاجه حقًا للكتلة المنخفضة هو طريقة ما لتقييد الكتلة الكلية للمجرات الصغيرة إلى أنصاف أقطار أكبر بكثير المتوفرة حاليًا. سيبقينا مشغولين لبعض الوقت في المستقبل.


خيارات الوصول

احصل على الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


خطر التخصص المفرط

أدى التوسع الهائل في المعرفة الذي بدأ في منتصف القرن التاسع عشر إلى التخصص المفرط داخل الأوساط الأكاديمية وخارجها. حتى في مجال تخصص واحد ، كما تقول الفلسفة أو الفيزياء ، غالبًا ما لا يفهم المحترفون بعضهم البعض. كما كتبت هنا من قبل ، "هذا التجزئة للمعرفة داخل وخارج الأوساط الأكاديمية هو السمة المميزة لعصرنا ، وهو تضخيم للصراع بين الثقافتين الذي وجهه الفيزيائي والروائي سي بي سنو إلى زملائه في كامبريدج عام 1959." الخسارة واضحة فكريا واجتماعيا. المعرفة ليست بارعة في الاختزال. بالتأكيد ، سيحقق الاختصاصي تقدمًا في المجال الذي اختارته ، لكن الرؤية النفقية للتخصص المفرط تخلق فقدانًا للسياق: فأنت تقوم بالعمل دون أن تعرف كيف يتناسب مع الصورة الأكبر أو ، بشكل أكثر إثارة للقلق ، كيف يمكن أن يؤثر على المجتمع.

العديد من المخاطر الوجودية التي نواجهها اليوم - الذكاء الاصطناعي وتأثيره على القوى العاملة ، والفقدان الخطير للخصوصية بسبب التنقيب عن البيانات ومشاركتها ، وخطر الحرب الإلكترونية ، وخطر الحرب البيولوجية ، وخطر الاحتباس الحراري ، وخطر الإرهاب النووي ، فإن التهديد الذي يتعرض له إنسانيتنا من خلال تطوير الهندسة الوراثية - هو عواقب السهولة المتزايدة للوصول إلى التقنيات المتطورة والاعتماد الذي لا رجعة فيه لدينا جميعًا على أجهزتنا. الابتكار التكنولوجي مغر: نريد أن يكون لدينا أحدث هاتف "ذكي" ، وتلفاز 5k ، ونظارات VR لأنها أشياء مرغوبة ومكانة اجتماعية.


CRSQ المجلد 36 رقم 4 مارس 2000

لم تتم ملاحظة المادة المظلمة بشكل مباشر. يشار إلى وجوده من خلال تأثيرات الجاذبية غير المبررة على النجوم والمجرات. يتم البحث عنه داخل المجرات ، في مجموعات المجرات وفي جميع أنحاء الفضاء. من المثير للدهشة أن المادة المظلمة تشكل الجزء الأكبر من الكون بأكمله. تستعرض هذه المقالة الأدلة جنبًا إلى جنب مع المواد المظلمة الدقيقة والعيانية المحتملة. ثم يتم تقييم الفكرة بأكملها من منظور الخلق. هناك أيضا آثار لاهوتية.

يتم تقديم علم الفلك أحيانًا على أنه قد نجح في الإجابة على معظم الأسئلة الأساسية حول الكون. يحاول أحد الكتب الشهيرة شرح التطور الكامل للكون في غضون 10 إلى 43 ثانية من أصله (هوكينج ، 1996). يُطلق على هذا الرقم وقت بلانك ، عندما يعتقد بعض علماء الكونيات أن قوانين الفيزياء الحالية قد نشأت. في الحقيقة ، بالطبع ، لا تزال هناك العديد من الأسئلة الأساسية. نحن في الواقع لا نعرف سوى القليل جدًا عن كواكبنا المجاورة ، وأقل بكثير عن الفضاء السحيق وراءنا. ضع في اعتبارك عددًا قليلاً من الألغاز في علم الفلك الحديث:

    • أصل القمر
    • تشكل النجوم والمجرات ، مصدر الأشعة الكونية
    • طبيعة الكوازارات ومسافاتها ، وغياب الحياة المتطورة في مكان آخر
    • المادة المظلمة

    يتم استكشاف الإدخال الأخير في هذه المقالة. تسمى المادة المظلمة بذلك لأنها لا تصدر أي إشعاع يمكن اكتشافه. في فهمنا الحالي لعلم الفلك والفيزياء ، يجب أن تشكل المادة المظلمة غالبية الكتلة في الكون ، بين 90-99٪. ومع ذلك ، لم يتم اكتشافه على وجه اليقين ، إذا كان موجودًا بالفعل. وصفها كارل ساجان بأنها أشياء مظلمة وجوهرية وغامضة للغاية غير معروفة تمامًا على الأرض (ساجان ، 1994 ، ص 399). لذلك ليس لدى علماء الفلك أي فكرة عن تكوين الجزء الأكبر من الكون بأسره. الكثير من أجل فهم أساسي للكون المادي! المادة المظلمة هي موضوع مناسب للمراجعة وتقييم الخلق. يوجد عدد كبير من مناقشات ومراجع المادة المظلمة المتاحة حاليًا على الإنترنت.

    ما هي المادة المظلمة لا

    لا يشير مصطلح المادة المظلمة إلى السدم المظلمة. هذه غيوم غبار بين النجوم وفيرة ، تحجب الضوء من نجوم الخلفية ، وبالتالي تظهر كظلال داكنة. تشمل الأمثلة القريبة سديم Orion's Horsehead والصدع الكبير في Cygnus وكيس الفحم بالقرب من الصليب الجنوبي.

    وصف بعض تلاميذ الكتاب المقدس منطقة مظلمة معينة في السماء الشمالية. تم اقتراح هذا أيضًا باعتباره الاتجاه الحرفي نحو السماء. تستند الفكرة إلى أيوب 26: 7 التي تصف الشمال الممتد "فوق المكان الفارغ". ومع ذلك ، لا توجد منطقة شمالية من الفضاء خالية من النجوم أو المجرات. يصف مرجع الوظيفة ببساطة اتساع الفضاء الذي توجد فيه النجوم ، بما في ذلك السماء الشمالية (DeYoung ، 1986).

    كما لا تشير المادة المظلمة إلى أطياف الخطوط المظلمة. تظهر أطياف الضوء النجمي عادةً خطوطًا مظلمة حيث تم امتصاص أطوال موجية معينة بواسطة غازات الغلاف الجوي للنجم. كما أن المادة المظلمة لا تشير إلى الثقوب السوداء. أخيرًا ، لا تتضمن المادة المظلمة مفارقة أولبر ، السؤال العميق عن سبب ظلام السماء في الليل ، على الرغم من النجوم التي تبدو بلا نهاية.

    موقع المادة المظلمة

    هناك عدة أسماء بديلة للمادة المظلمة بما في ذلك الكتلة المفقودة ، والمادة الخفية ، والظل ، والمادة المظلمة الساخنة أو الباردة. لماذا يعتقد أنها موجودة وأين يجب أن تكون موجودة؟ ستتم مناقشة المادة المظلمة في ثلاث فئات هرمية. يتم البحث عنه أولاً داخل المجرات الفردية. بعد ذلك ، يُعتقد أن المادة غير المرئية تعمل على "لصق" مجموعات أو عناقيد المجرات معًا. أخيرًا ، تتطلب الإصدارات الشائعة من نموذج الانفجار الأعظم كميات هائلة من المادة المظلمة الموجودة في جميع أنحاء الفضاء. سيتم النظر في هذه الخزانات الثلاثة للمادة المظلمة في الأقسام التالية.

    في نظامنا الشمسي ، تنتقل الكواكب الداخلية أسرع من الكواكب الخارجية. تبلغ سرعة عطارد المدارية حوالي 107000 ميل / ساعة (172000 كم / ساعة) ، في حين أن متوسط ​​سرعة بلوتو أقل بعشر مرات تقريبًا ، فقط 10000 ميل / ساعة (16000 كم / ساعة). هذا الاختلاف في السرعة يتبع مباشرة قانون كبلر الثالث لحركة الكواكب ،

    هنا T و r و v هي الفترة المدارية للكوكب ، ومتوسط ​​المسافة الشعاعية من الشمس والسرعة. G هو ثابت الجاذبية العالمي و M هي الكتلة الشمسية.

    تتعرض النجوم داخل المجرات أيضًا لحركة مدارية. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، لا تتركز كتلة الجاذبية الرئيسية في المركز كما هو الحال في النظام الشمسي. بدلاً من ذلك ، تنتشر الكتل النجمية في جميع أنحاء المجرة ، مع وجود مدارات شاسعة حول المركز. أثبت إسحاق نيوتن أنه بالنسبة لمثل هذه المدارات ، فإن الكتلة الموجودة داخل مدار النجم فقط هي التي تؤثر على حركة النجم. تلغي قوة الجاذبية من الكتلة الخارجية تمامًا. هذا صحيح تمامًا فقط بالنسبة لتوزيع كروي أو دائري موحد للكتلة. ومع ذلك ، فإن المجرة توفر تقريبًا عادلًا ، بما في ذلك المجرات الحلزونية على شكل قرص.

    يمكن تطبيق المعادلتين 1 و 2 على مجرة ​​كاملة من النجوم الدوارة. يستجيب كل نجم للجاذبية الكلية للكتلة الجزئية للمجرة التي تقع داخل مدارها. ويبدو الأمر كما لو أن هذه الكتلة كلها موضوعة في مركز المجرة. يمكن قياس السرعة المدارية لنجم من انزياح دوبلر لضوءه. إذا كان النجم بالقرب من الحافة الخارجية لمجرة ، مع الأخذ في الاعتبار r نصف قطر المجرة ومعرفة v ، فإن المعادلة 2 تعطي الكتلة الكلية M للمجرة. وهنا تبرز مشكلة كبيرة. في كل حالة ، كتلة المجرة المحسوبة هي على الأقل 5-10 أضعاف كتلة كل النجوم المرئية والمواد الأخرى في المجرة ، ويعتبر عنصر الكتلة المفقود مادة مظلمة غير مرئية.

    هناك طريقة ثانية للنظر في مشكلة الكتلة مع المجرات الحلزونية. يمكن للمرء أن يرسم منحنى دوران ، رسم بياني للسرعة مقابل المسافة من مركز المجرة للنجوم المكونة. توضح المعادلة 2 أنه بالنسبة للنظام الشمسي ، تقل سرعة الكوكب باعتباره الجذر التربيعي العكسي للمسافة من الشمس. بسبب التوزيع الكتلي لمجرة حلزونية ، لا يتم اتباع المعادلة 2 بدقة. ومع ذلك ، يجب أن تنخفض سرعات النجوم مع زيادة المسافة الخارجية. وبدلاً من ذلك ، تُظهر القياسات منحنيات دوران مسطحة للمجرات (الشكل 1). أي أن السرعات المدارية لنجوم المجرات البعيدة ثابتة إلى حد كبير ، أو حتى تزيد قليلاً مع المسافة. تمت ملاحظة الطبيعة غير المتوقعة لمنحنى الدوران لأول مرة من قبل الفلكيين فيرا روبين وكينت فلويد في عام 1970 لمجرة أندروميدا. بطريقة أخرى ، تدور نجوم المجرة الخارجية بسرعة غير متوقعة. إذا كانت المجرات مستقرة ، فهذا يعني أن كمية كبيرة من المادة المظلمة تؤثر على الحركة النجمية. خلاف ذلك ، يجب أن تتطاير المجرات الحلزونية. أحد التوزيعات الكتلية المحتملة هو وجود هالة عملاقة من المادة غير المرئية تحيط بالمجرات بأكملها وتتخللها. أظهرت تلسكوبات الأشعة السينية ، بما في ذلك روسات ، دليلاً محتملاً على وجود هذه الهالة حول مجرة ​​درب التبانة. لكن يبقى السؤال ، كيف يمكن أن تظل 90٪ من كتلة المجرة غير مرئية للتلسكوبات البصرية؟

    الشكل 1. منحنى دوران تخطيطي لمجرة حلزونية نموذجية. يوضح الخط المتقطع اتجاه سرعات النجوم المتوقعة من المعادلة 2 ، إذا كانت معظم كتلة المجرة على بعد 40 مليون سنة ضوئية من المركز. يُظهر الخط الصلب القياسات الفعلية (Hawley and Holcomb.، 1998، p.390).

    تم اقتراح المصطلحين المفقودين للكتلة والمادة المظلمة لأول مرة في عام 1933 من قبل عالم الفيزياء الفلكية في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا فريتز زويكي. لاحظ مجموعة كوما ، وهي مجموعة من 1000 مجرة ​​على الأقل تقع على بعد 400 مليون سنة ضوئية. يُفترض أن هذه المجرات مرتبطة ببعضها جاذبيًا. لاحظ زويكي أن المجرات لها سرعات عشوائية ، وتتحرك أسرع بكثير مما كان متوقعًا. في الواقع ، يجب أن يتفكك العنقود المجري الآن. هذه الحركة الشاذة تنطبق أيضًا على مجموعتنا المحلية من المجرات. تتكون هذه المجموعة المحلية من درب التبانة ، أندروميدا ، غيوم ماجلان وحوالي 30 مجرة ​​أخرى ، تقع جميعها في منطقة حوالي ثلاثة ملايين سنة ضوئية.
    لماذا لم تفلت هذه المجرات داخل العناقيد من بعضها البعض؟ كما كان من قبل ، تعتبر الكتلة الرابطة غير المرئية لمجموعات المجرات مادة مظلمة. تشير حركات المجرات إلى أن كتلة المادة المظلمة تبلغ على الأقل عشرة أضعاف كتلة كل المجرات المرئية. هذا النقص في الكتلة أكبر بكثير بالنسبة للعناقيد المجرية منه داخل المجرات الفردية. تم العثور على مجموعة الكوما مفقودة بنسبة 90 في المائة. مثال آخر ، مجموعة برج العذراء مفقودة بنسبة 98 بالمائة. وهذا يعني أنه من المفترض أن تكون الكتلة أكبر بمقدار 50 مرة مما لوحظ بالفعل. الشكل 2 هو صورة فوتوغرافية سلبية لمركز العنقود المجري أبيل 1060. النقاط الدقيقة للضوء هي نجوم مجرة ​​درب التبانة القريبة. المجرات الحلزونية والإهليلجية الموضحة في الشكل هي عدد قليل من مجرات أبيل 1060 البالغ عددها مئتي مجرة. الكتلة تبعد حوالي 220 مليون سنة ضوئية.

    الشكل 2. الجزء المركزي من العنقود المجري أبيل 1060. الصورة مأخوذة من المرصد الملكي ، إدنبرة ، إنجلترا (بروك ، 1990 ، ص 96).

    كما أضافت سحب الغازات المرئية داخل عناقيد المجرات متطلبات المادة المظلمة. تكشف ملاحظات الأشعة السينية عن سحب شاسعة من الغازات الساخنة منخفضة الكثافة داخل العناقيد ، وفي أماكن أخرى ، يبدو أن السحب المماثلة تشبع مناطق من الفضاء بعيدة عن مجموعات المجرات. تتحرك جزيئات الغاز النشطة هذه بسرعة كبيرة بحيث تتسرب السحب المرصودة بسرعة وتتبدد على نطاق زمني تطوري. لذلك نستنتج أن الغيوم يجب أن تحتوي على مادة أكثر بكثير مما نراه ، وتربطها معًا.

    في العديد من الحالات ، يبدو أن عدسات الجاذبية تعطي صورًا متعددة لنفس الكوازار. يُعتقد أن الكوازارات بعيدة جدًا ، ومصادر ضوء ساطعة جدًا. على ما يبدو ، يمكن أن تنحني إشارات الضوء المنفصلة من كوازار بعيد بواسطة مجرة ​​متداخلة ثم توجيهها نحو الأرض. في بعض الحالات ، يمكن أيضًا رؤية المجرات التي تنحرف الضوء. على نطاق محلي ، يبدو أن عدسة الجاذبية المتشابهة تحدث أحيانًا للنجوم داخل مجرة ​​درب التبانة أو بالقرب منها. ومع ذلك ، في هذه الحالات لا يوجد كائن متداخلة ملحوظة. يُقترح أن تكون المادة المظلمة هي سبب انحراف الضوء هذا. العديد من الدراسات الاستقصائية لعدسات الجاذبية جارية حاليًا. من المأمول أن تساعد النتائج الإيجابية في تحديد حجم أجسام المادة المظلمة (هولز ، 1999).

    يمكن استخدام النظرية الفيروسية لحساب كتلة مجرة ​​واحدة أو عنقود مجري. يتم تطبيقه إذا كان النظام مستقرًا جاذبيًا ، دون حدوث انهيار أو تفكك. تنص النظرية على أن إجمالي طاقة الجاذبية الكامنة للنظام النجمي يساوي بالضبط ضعف إجمالي الطاقة الحركية. إذا لم يتم استيفاء هذا الشرط ، فإن الكائنات المكونة إما ستتدفق إلى الداخل أو تهرب ، اعتمادًا على اتجاه عدم التوازن.

    من النظرية الفيروسية تأتي صيغة الكتلة للعنقود المجري (Bruck، 1990، p. 99) ،

    هنا V هو متوسط ​​السرعات الشعاعية المربعة التي لوحظت للمجرات الأعضاء داخل العنقود. R تقدير نصف القطر الهندسي للمجموعة بأكملها و G هو ثابت الجاذبية.

    على سبيل المثال ، انظر إلى Abell 1060 ، وهو مجموعة من حوالي 200 مجرة ​​تقع على بعد 220 مليون سنة ضوئية (الشكل 2). تبلغ V حوالي 7.14 × 10 5 م / ث (0.24٪ سرعة الضوء) و R 6.1 × 1022 م (6.5 مليون سنة ضوئية). نتيجة الكتلة الفيروسية هي 14 × 10 44 كجم ، أو حوالي 7 × 10 14 كتلة شمسية. إذا كان هناك 200 مجرة ​​، فإن متوسط ​​كتلة كل منها هو 3.5 × 10 12 كتلة شمسية. وهذا يزيد بحوالي 10 مرات عن الكتلة المعروفة لمجرة المرأة المسلسلة ودرب التبانة. ربما لا تحتوي مجرات أبيل 1060 على هذه الكتلة الزائدة. بدلاً من ذلك ، قد توجد الكتلة بينما تنتشر المادة المظلمة بين المجرات. يوجد تناقض عددي مماثل لكل مجموعة مجرية ، بافتراض أنها تخضع للحالة الفيروسية.

    اقترح بعض علماء الفيزياء الفلكية أن عناقيد المجرات ليست مرتبطة بالجاذبية بعد كل شيء ، لذا فإن النظرية الفيروسية لا تنطبق. يُطلق على استخدام النظرية لحساب الكتلة غير المرئية "غير معقول تمامًا" (Burbidge، et al.، 1999، p. 42).ومع ذلك ، إذا كانت المجرات تتعطل ، فيجب أن تكون العناقيد أصغر بكثير من عمر عدة مليارات من السنين المخصصة لها عادةً (Bowers and Deemings ، 1984 ، ص 504).

    المادة المظلمة مطلوبة أيضًا على أوسع نطاق ، أي الكون بأسره. في هذه الحالة ، يتم ربطها بنسخ من نظرية الانفجار الأعظم بطريقتين على الأقل. أولاً ، تم تجنيد المادة المظلمة لشرح بنية الكون واسعة النطاق. من وجهة النظر هذه ، لا بد أن توسع الكون الأولي من التفرد قد اختبر تغيرات موضعية في درجة الحرارة أو كثافة الطاقة. نتج عن ذلك "تكتل" المادة ، مع تكوّن لاحقًا للغيوم الغازية والنجوم والمجرات. نمت التكتلات الأولية بهذه الطريقة بسبب جاذبية تراكيز المادة المظلمة الباردة غير المرئية.

    تشارك المادة المظلمة أيضًا في نموذج الانفجار الأعظم التضخمي الشائع والذي يتنبأ بأن انحناء الكون يجب أن يكون مسطحًا (الشكل 3). هذا يعني أن كثافة المادة متوازنة تمامًا بين كون ينهار في النهاية (كون مغلق ومحدود) ، وكون يتمدد إلى الأبد (كون مفتوح لا نهائي). تبلغ الكثافة الحرجة المطلوبة لكون مسطح حوالي 10-26 جم / سم 3. هذا يتوافق مع ما يقرب من 10 ذرات هيدروجين لكل متر مكعب من الفضاء. تقديرات الكثافة المرصودة ، على الرغم من أنها بدائية ، تؤدي إلى قيمة 10-100 مرة أصغر من الكثافة الحرجة. لذلك ، هناك حاجة إلى كمية كبيرة من المادة المظلمة لإنتاج كون مسطح ومغلق بدون انحناء.

    الشكل 3. ثلاث آراء حول توسع الكون عبر الزمن التطوري. الكون إما: مغلق ، وفي النهاية ينهار على نفسه ، ب: مسطح ، توقف التوسع بعد زمن غير محدود أو ج: مفتوح ، يتمدد إلى الخارج إلى الأبد.

    هذا سؤال بلا إجابة لأن المادة المظلمة لم تتم ملاحظتها بشكل مباشر مطلقًا ، وقد لا توجد حتى. ومع ذلك ، فقد تم اقتراح العديد من المرشحين المحتملين (Trimble ، 1987). سيتم سرد العديد منها وتقييمها بإيجاز هنا.

    تشمل النجوم غير المضيئة الثقوب السوداء البدائية ، الأقزام السوداء أو البنية أو الحمراء والأقزام البيضاء المستنفدة للطاقة. ستكون هناك حاجة إلى عدد هائل من هذه النجوم غير المضاءة لتزويد المادة المظلمة اللازمة. إذا كان متوسط ​​كتلة الشمس 0.1 كتلة شمسية ويشكلون 90٪ من إجمالي كتلة الكون المعروفة ، فيجب أن يكون هناك على الأقل 10 25 من هذه النجوم. المشكلة الأساسية هي أنه لم يتم اكتشاف أي منها وتحديدها على وجه اليقين. بالتأكيد ، يجب بسهولة اكتشاف هذا العدد المذهل من النجوم غير المضيئة باستخدام الأدوات الحديثة. حتى الثقوب السوداء نفسها تظل بمثابة بنى نظرية لم يتم التحقق منها على وجه اليقين.

    الأقزام البنية هي حالة خاصة من النجوم الفاشلة منخفضة الكتلة التي لم تشعل أبدًا تفاعلات الاندماج النووي الداخلية. يتم تصويرهم أحيانًا على أنهم كواكب غازية كبيرة ، إلى حد ما مثل كوكب المشتري. وقد أطلقوا عليها أيضًا اسم MACHOS ، أو أجسام هالة مدمجة ضخمة. بذلت جهود للكشف عن الأقزام البنية بشكل غير مباشر من خلال كسوفها للنجوم العادية. أي أن المرء يشاهد نجمًا بعيدًا يختفي مؤقتًا عند تغطيته. قد يتم أيضًا تشويه ضوء النجوم في الخلفية بتنسيق العدسة الدقيقة تأثير. لم يتم العثور على دليل واضح على وجود قزم بني بهذه الطريقة ، على الرغم من عمليات البحث التفصيلية (Hawley and Holcomb ، 1998 ، ص 391). ربما يكون هناك العديد من النجوم القزمية البنية ، أو قد تختلف بشكل نادر.

    مادة منتشرة قد تتكون من جزيئات غبار أو غاز غير مرئية منتشرة على نطاق واسع. وقد وصفت بأنها غيوم جزيئية ، ومادة بين المجرات ، وهالة أو مادة إكليلية تحيط بالمجرات وتتخللها. تحتوي مجرة ​​درب التبانة على 11 كتلة شمسية. المادة المظلمة غير المرئية المطلوبة أكبر 100 مرة ، تساوي 10 13 كتلة شمسية. سيكون هذا مقدارًا لا يُصدق من المادة المنتشرة غير المرئية.

    نيوترينوات هي نتاج وفير للاندماج النووي ، وهي العملية التي يعتقد أنها تنشط النجوم بما في ذلك شمسنا. اقترح علماء الخلق أن تقلص الجاذبية قد يحدث أيضًا داخل النجوم (Steidl ، 1983). مهما كان المزيج ، فإن بعض الاندماج النووي يحدث مع إنتاج النيوترينو الناتج. من الشمس ، يرسل هذا تدفقًا مستمرًا من النيوترينوات نحو الأرض بتدفق يصل إلى 10 12 نيوترينوات / سم 2.

    تم الكشف عن النيوترينوات الشمسية ، على الرغم من أنها كانت في حوالي ثلث عددها المتوقع فقط. تتطلب النيوترينوات أجهزة كشف كبيرة ومتخصصة للغاية لأن الجسيمات بعيدة المنال وغير تفاعلية. يسافر معظمهم مباشرة عبر قطر الأرض البالغ 8000 ميل دون حدوث أي اصطدامات ذرية.

    حتى الآن ، أظهرت الدراسات المختبرية للنيوترينوات كتلة صفرية. ومع ذلك ، هناك اقتراح بأن النيوترينوات قد تتأرجح بين الأشكال المختلفة أثناء انتقالها بسرعة الضوء. هذا السلوك يمكن أن يخفي كتلة صغيرة متلاشية ولكنها محدودة. وبفضل وفرتها الكبيرة في جميع أنحاء الفضاء ، يمكن أن تشكل النيوترينوات الكثير من المادة المظلمة المطلوبة. قد يفسر السلوك الديناميكي المقترح للنيوترينوات أيضًا وفرتها المنخفضة كما تم قياسها من الشمس. ومع ذلك ، تظل المشكلة أنه لم يلاحظ أحد أي كتلة على الإطلاق للنيوترينوات. يبدو أن فكرة كتلة النيوترينو هي أمل يائس في حل مشكلة عجز الكتلة المحرج.

    الجسيمات الغريبة هي خصلات من الطاقة الموضعية في الفضاء تم تنظيرها ولكن لم يتم ملاحظتها مطلقًا. في لغة الفيزياء ، الجسيمات الغريبة هي غير باروني. لديهم كتلة أقل بكثير من الباريونات العادية مثل النيوترونات والبروتونات. غالبًا ما تُعطى الجسيمات الغريبة اختصارات خيالية. تم توقع WIMPS ، أو الجزيئات الضخمة ضعيفة التفاعل ، من خلال بعض نماذج الفيزياء النظرية. لا أحد يعرف ما إذا كانت جسيمات المادة المظلمة هذه موجودة. ومع ذلك ، فقد تم تجنيدهم للمساعدة في حل مشكلة النيوترينو الشمسي. يُقترح أن WIMPS داخل الشمس قد يساعد في نشر الحرارة في جميع أنحاء النواة الشمسية. يمكن بعد ذلك توليد الطاقة الشمسية عند درجة حرارة منخفضة قليلاً ، مع إنتاج نيوترينوات أقل مما هو متوقع الآن.

    تم بناء كاشف WIMP في إنجلترا ، في أعماق الأرض. يتكون من 200000 لتر من الماء النقي. يأمل العلماء في أن جسيم WIMP عرضي يتسارع من الفضاء قد يتفاعل مع ذرة الهيدروجين بطريقة يمكن اكتشافها. النتائج حتى الآن لم تكن مشجعة (سيف ، 1999).

    الأكسيونات ، التي يطلق عليها اسمًا غريبًا لمنظف الغسيل ، هي نوع آخر من الجسيمات دون الذرية المفترضة التي تساهم في الكتلة في الفضاء. تشمل الجسيمات الأخرى المقترحة ولكن غير المرصودة الفوتينات ، والنيوترالينوس ، والجرافيتون ، والثقوب السوداء الصغيرة ، والمادة المضادة. يتحدث علماء الفلك أيضًا عن كرات البولينج، عنوان مختصر لمادة فضائية عادية في شكل يصعب اكتشافه.

    تشتمل الجسيمات الغريبة الأخرى المرشحة على أوتار أو أغشية كونية ، وبريونات وأحادية القطب. بالتأكيد لا يوجد نقص في الاقتراحات لتحديد المادة المظلمة. لكن في الواقع ، يظل لغز المادة المظلمة بلا حل تمامًا بعد سبعة عقود من الدراسة المكثفة.

    لقد رأينا أن المادة المظلمة مطلوبة إذا كانت قوانين الحركة والجاذبية تنطبق على المجرات ، وإذا كانت أنظمة المجرات مستقرة. نظرًا لأن الخلقيين ليسوا منغلقين على نظرية الانفجار الأعظم أو الزمن التطوري ، فهناك العديد من الخيارات للنظر فيها. سيتم مناقشتها هنا كأسئلة.

    هل قوانين الطبيعة عالمية؟ يسمح هذا السؤال بقوانين مختلفة وغير معروفة تمامًا تعمل في مكان آخر في الفضاء. قد تكون المادة المظلمة إذن مجرد وهم ، بناءً على فهمنا المحلي للفيزياء. ومع ذلك ، لا يوجد سبب لتوقع مثل هذا غير معروف متعددآية بدلا من كون. بدلاً من ذلك ، تبدو الإشارات الضوئية القادمة من الفضاء السحيق ، في جميع التفاصيل المعقدة لأطيافها ، مثل مصادر الضوء داخل مختبراتنا. لذلك لا يمكن حل مشكلة المادة المظلمة بسهولة برفض الفيزياء المعروفة. يبدو أن قوانين الحركة والجاذبية لنيوتن وكبلر عالمية في مداها وتطبيقها.

    هل المجرات مستقرة؟ إذا كانت المجرات تفتقر إلى المادة المظلمة ، فسوف تتفكك بمرور الوقت. ستكون هذه مشكلة كبيرة بالنسبة للزمن التطوري ، حيث أن المجرات لم تعد موجودة. ومع ذلك ، في طريقة عرض الخلق الحديثة ، سيكون هناك تغيير طفيف في المجرة ملحوظًا منذ حدث الخلق. بعد كل شيء ، يبلغ متوسط ​​قطر المجرات 100000 سنة ضوئية. في غضون 10000 عام فقط ، سيكون توسع المجرات في حده الأدنى.

    لا يزال هناك سبب وجيه لتوقع أن المجرات غير مستقرة بهذه الطريقة. مع استثناءات قليلة ، خاصة داخل النظام الشمسي ، لم يتم العثور على العابرين وعدم الاستقرار في دراسات الفضاء. بدلاً من ذلك ، يتميز الكون المخلوق بمتانة كبيرة ، ولنتأمل هنا شمسنا ، التي تحتوي على وقود هيدروجين كافٍ للبقاء لبلايين السنين في المستقبل ، على الرغم من أن الخالق ، بالطبع ، قد يكون لديه خطط أخرى. يمكن افتراض أن المجرات مستقرة ، وبالتالي يجب أن تحتوي على شكل من أشكال المادة المظلمة.

    هل مجموعات المجرات مستقرة؟ العناقيد هي فئة منفصلة تمامًا عن المجرات الفردية. لا يوجد سبب وجيه من منظور الخلق لضرورة ربط هذه المجموعات ببعضها البعض بواسطة مادة غير مرئية. قد يكون الخالق قد وضع هذه العناقيد ببساطة في جميع أنحاء الفضاء كما نراها ، بسرعات مجرة ​​عشوائية. حتى لو كانت هذه المجموعات غير منضمة ، فإنها ستتبدد فقط على نطاق زمني مليار سنة بسبب حجمها الهائل. قد تكون مجموعات المجرات غير مستقرة على المدى الطويل.

    هل يجب أن يكون الكون مسطحًا؟ عرض الخلق ليس له مثل هذا الشرط. ينشأ شرط التسطيح فقط مع نظرية الانفجار العظيم. كان بإمكان الخالق ، بنفس السهولة ، أن يصنع كونًا مغلقًا أو مسطحًا أو مفتوحًا. ومع ذلك ، أقترح أنه قد يكون مفتوحًا ، مع نقص المادة المظلمة على نطاق واسع. قد يكون السبب البسيط هو إحباط جميع نظريات الأصل الطبيعي ، والتي يدعو معظمها إلى كون مغلق أو مسطح. يحدث شيء مشابه للكواكب. نجد تنوعًا وتفردًا كافيين في النظام الشمسي لإلغاء جميع المحاولات الطبيعية للتفسير ، بما في ذلك الفرضية السدمية الشائعة.

    ما هي إذن المادة المظلمة؟ لقد اقترحت أن المادة المظلمة موجودة داخل المجرات ، إن لم يكن في مكان آخر. لقد نظرنا في مختلف الاحتمالات المادية الجزئية والكبيرة الحجم. ولكن هناك خيار آخر. ربما تكون المادة المظلمة التي نبحث عنها هي في الواقع اليد غير المرئية للخالق. نحن نعلم من كولوسي 1: 17 أن الله بطريقة ما يربط كل الأشياء معًا. لذلك ، في مرحلة ما ، يجب أن يتماشى الواقع المادي مع الروحاني. وقد تكمن هذه النقطة في المشاكل غير القابلة للتفسير للعلم الحديث.

    عُرف قانون الجاذبية منذ أن شرحه إسحاق نيوتن لأول مرة في عام 1687. ولكن على مستوى عميق ، تظل الجاذبية لغزا ، أي ليس لدينا أي فكرة عن كيفية توصيل الأشياء لمواقعها وتفاعلها مع بعضها البعض. هذا الجهل بالجاذبية أو المادة المظلمة ، لكل من الخلقيين وغير الخلقيين على حد سواء ، يجب أن يكون تجربة متواضعة. نحن لا نعرف سوى القليل عن الواقع المادي ، لأننا في الوقت الحاضر "نرى من خلال زجاج مظلم" (كورنثوس الأولى 13: 12). يتطلع الخلقيون إلى المستقبل ، عندما يكتمل فهمنا.

    أرني ، ت. 1998 الاستكشافات - مقدمة في علم الفلك. ماكجرو هيل ، نيويورك.

    بوربيدج ، جي ، إف هويل وجي في نارليكار. 1999. نهج مختلف لعلم الكونيات. الفيزياء اليوم 52(4):38-44.

    باورز ، R.L. و T. Deemings. 1984. الفيزياء الفلكية II. جونز وبارتليت للنشر ، بوسطن.

    بروك ، إم تي .1990. تمارين في علم الفلك العملي باستخدام الصور. آدم هيلجر ، نيويورك.

    DeYoung، D. 1986. هل يوجد "مكان فارغ" في الشمال؟ جمعية أبحاث الإبداع الفصلية 23(3): 129-131.

    هوكينج ، ستيفن. 1996. التاريخ الموجز المصور للزمن. كتب بانتام ، نيويورك.

    هاولي وجي إف وك. هولكومب. 1998. أسس علم الكون الحديث. مطبعة جامعة أكسفورد ، نيويورك.

    هولز ، دي. 1999. تسليط الضوء على المادة المظلمة. طبيعة 400( 6747):819-820.

    ساجان ، سي 1994. نقطة زرقاء شاحبة. راندوم هاوس ، نيويورك.

    Seife، C. 1999. في أعماق منجم الفحم تحرك شيء ما. عالم جديد 163(2201):16.

    Steidl، P. 1983. النيوترينوات الشمسية والشمس الفتية. في Mulfinger ، G. ، محرر. التصميم والأصول في علم الفلك. كتب جمعية بحوث الخلق ، سانت جوزيف ، ميزوري. ص 113 - 125.

    Trimble، V. 1987. وجود وطبيعة المادة المظلمة في الكون. المراجعة السنوية لفيزياء الفلك 25:425-72.


    العلاقة بين المجرات وهالات مادتها المظلمة

    في فهمنا الحديث لتشكيل المجرات ، تتشكل كل مجرة ​​داخل هالة المادة المظلمة. يرتبط تكوين المجرات ونموها بمرور الوقت بنمو الهالات التي تتكون فيها. لقد أتاح ظهور مسوحات المجرات الكبيرة وكذلك عمليات المحاكاة الكونية عالية الدقة نافذة جديدة على العلاقة الإحصائية بين المجرات والهالات وتطورها. هنا ، نعرّف اتصال المجرة-الهالة هذا بأنه التوزيع متعدد المتغيرات لخصائص المجرة والهالة التي يمكن اشتقاقها من الملاحظات والمحاكاة. يوفر هذا الارتباط بين المجرة والهالة اختبارًا رئيسيًا لنماذج تكوين المجرات الفيزيائية ، كما أنه يلعب دورًا أساسيًا في قيود النماذج الكونية باستخدام مسوحات المجرات وفي توضيح خصائص المادة المظلمة باستخدام المجرات. نراجع تقنيات استنتاج ارتباط المجرة بالهالة والأفكار التي نشأت من هذه الأساليب. بعض الأشياء التي تعلمناها هي أن كفاءة تكوين المجرات هي وظيفة قوية لكتلة الهالة في ذروتها في هالات حول كتلة هالة محورية تبلغ 10 12 م، أقل من 20٪ من الباريونات المتاحة قد تحولت إلى نجوم بحلول يومنا هذا ، يكون الانتثار الجوهري في الكتلة النجمية للمجرة صغيرًا ، وأقل من 0.2 ديكس عند كتلة هالة معينة فوق هذه الكتلة المحورية أسفل هذه الكتلة النجمية ذات الكتلة المحورية تكون قوية وظيفة كتلة الهالة تشكلت غالبية النجوم عبر الزمن الكوني في منطقة ضيقة حول هذه الكتلة المحورية. نسلط الضوء أيضًا على الأسئلة الرئيسية المفتوحة حول كيفية ارتباط المجرات والهالات ، بما في ذلك فهم الارتباط بالخصائص الثانوية وربط هذه الخصائص بتكتل المجرات.


    شرح الورقة: مسابر الجاذبية لفيزياء المادة المظلمة

    هذا وصف لورقيتي الأخيرة مع Annika Peter من OSU ، حيث نفكر في كيفية استخدام قياسات الجاذبية للمادة المظلمة (أي: علم الفلك وعلم الكونيات) لفهم فيزياء الجسيمات من المادة المظلمة. لدي منشور منفصل في قسم ممتع جدًا من الورقة ، حيث نفكر في ما يمكن أن تتعلمه عن النموذج القياسي إذا كنت مصنوعًا من مادة مظلمة ويمكن أن ترى المادة المظلمة (لكنك لا تستطيع رؤية الباريونات). بعيدًا عن تلك التجربة الفكرية المحفزة ، يحاول وحش الورقة (126 صفحة وأكثر من 600 اقتباس) تغطية الكثير من الأرضية.

    تتمثل الفرضية المركزية للورقة في أن هناك إمكانية هائلة للتعرف على خصائص المادة المظلمة: أشياء مثل الكتلة والتفاعلات والإنتاج ، إلخ باستخدام قياسات من علم الفلك. هذه ليست فكرة جديدة تمامًا: نحن نعرف الكثير عن المادة المظلمة من علم الفلك وعلم الكونيات (على سبيل المثال: المادة المظلمة "باردة" وليست "ساخنة"). ومع ذلك ، هناك فرصة هائلة في المستقبل القريب لعمل المزيد ، وذلك بفضل التحسينات في المحاكاة وبعض المسوحات الفلكية الجديدة القوية التي ستحدث.

    للاستفادة من كل هذه البيانات الفلكية الجديدة ، نحتاج نحن علماء فيزياء الجسيمات إلى البدء في أداء واجباتنا المدرسية. إحدى المشكلات المتعلقة بدمج نتائج الفيزياء الفلكية مع الأسئلة التي يريد علماء فيزياء الجسيمات الإجابة عنها حول المادة المظلمة هي أن المجموعتين تتحدثان لغات مختلفة. بالنسبة لعلماء فيزياء الجسيمات ، نحن مهتمون بالتفاصيل الدقيقة لكيفية انسجام المادة المظلمة (وأي جسيم آخر يتفاعل مع المادة المظلمة) معًا على مستوى حبيبي حقًا. نحن لا نعرف الكثير عما تفعله المسوحات الفلكية الكبيرة ، وكيف يمكن أن تؤثر على نظرياتنا. يعتبر علماء الفلك صورة أكبر بكثير ، كما تتوقع من الأشخاص الذين ينظرون إلى الأشياء التي ، على الأقل ، حوالي 10 ^ <50> دولارًا أكبر من الجسيمات الفردية. إنهم غير معتادين على إلقاء نماذج من الجسيمات حيث يكون كل شيء معلمة حرة. لا يوجد أي من النهجين أسوأ أو أفضل من الآخر ، إنه مجرد مجموعتين مختلفتين من التدريب وحل المشكلات.

    أضف إلى ذلك أن علماء فيزياء الجسيمات قاموا بعمل جيد للغاية في بيع نوع معين من المادة المظلمة (الجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل ، كما هو موجود في التناظر الفائق) لزملائنا من علماء الفلك. لن تغير WIMP النتائج الفلكية كثيرًا ، فهي تقريبًا أكثر الفانيليا المرشحة للمادة المظلمة ، لكنها مجرد مرشح لما قد تكون المادة المظلمة. تكمن المشكلة في أننا على ما يبدو قد أقنعنا عددًا لا يستهان به من علماء الفلك بأن كل المادة المظلمة تعمل مثل WIMP ، لذا فهم لا ينظرون إلى النماذج المثيرة للمادة المظلمة التي قد تقيدها نتائجهم. إذن لديك مجموعة واحدة (علماء فيزياء الجسيمات) لا تعرف ما يستطيع علماء الفلك فعله ، ومجموعة أخرى (علماء الفلك) لا يعرفون أن ما يفعلونه يمكن إعادة توجيههم لقياس خصائص المادة المظلمة بطرق جديدة.

    كان أحد الدوافع الرئيسية للورقة محاولة التوصل إلى لغة مشتركة يمكن أن تستخدمها كلتا المجموعتين لتوصيل ما يتحدثان عنه عندما يتحدثان عن المادة المظلمة. تتلخص القضية في الاحتمالات الهائلة التي يمكن أن تكمن في فيزياء القطاع المظلم. قد تكون المادة المظلمة شيئًا "مملًا" مثل WIMP أو قد تكون نسخة معكوسة كاملة من النموذج القياسي ، مع كل التعقيد والبراعة التي قد توحي بها. ولكن إذا كنت تحاول بناء جسور بين الحقول ، فأنت بحاجة إلى أن تكون قادرًا على تقليص كل ذلك إلى معيار واحد أو اثنين ، على الأقل للبدء. مثل هذا التبسيط سيفتقد الكثير مما هو مثير للاهتمام حول نموذج معين للمادة المظلمة ، ولكن نأمل أن يسمح لكلا المجموعتين بإيجاد أرضية مشتركة.

    هناك العديد من الطرق لمحاولة التقاط فيزياء المادة المظلمة في مجموعة من المعلمات. ولكن عندما قمنا أنا والبروفيسور بيتر باستطلاع الخيارات ، لم نجد شيئًا يعجبنا حقًا. لذلك صنعنا منطقتنا. أردنا معلمتين: أحدهما فيزياء الجسيمات والآخر فيزياء فلكية. ثم يمكننا تخيل تصنيف نظريات المادة المظلمة وفقًا لهاتين المعلمتين.

    المعلمتان اللتان اخترناهما نسميهما $ Lambda ^ <-1> $ و $ M _ < rm halo> $.

    الأول ، $ Lambda ^ <-1> $ ، هو معلمة فيزياء الجسيمات: تحتوي على وحدات للطاقة العكسية. إنه في الأساس مقياس للتفاعل بين المادة المظلمة (مهما كانت) والنموذج القياسي. إذا تخيلت أن المادة المظلمة تتبادل بعض الجسيمات بالأشياء التي نعرفها ، فإن لهذا الجسيم بعض الروابط (قياس "مدى قوة" تفاعله مع كل من المادة المظلمة والنموذج القياسي) ، وبعض الكتلة. تقريبًا ، يتوقع المرء أن يكون أي معدل من التفاعل متناسبًا مع المجموعة

    حيث $ g ^ 2 $ (بشكل استكشافي للغاية) هو مزيج من النموذج القياسي ووصلات المادة المظلمة ، و $ M $ هي كتلة أي جسيم يسمح للمادة المظلمة "بالتحدث" إلى النموذج القياسي. كلما كان هذا الرقم أصغر ، كان من الصعب على النموذج القياسي التفاعل مع المادة المظلمة. أدوات التوصيل $ g ^ 2 $ مجرد أرقام ، والكتلة $ M $ يمكن كتابتها (بواسطة علماء فيزياء الجسيمات) كطاقة (عبر $ E = mc ^ 2 $) ، لذا فإن هذا المزيج يحتوي على وحدات طاقة معكوسة.لذلك نحن فقط نسميها $ Lambda ^ <-1> $ و viola ، لدينا معلمة تلتقط بعض المقاييس لواحد من الأسئلة المركزية التي يطرحها علماء فيزياء الجسيمات حول المادة المظلمة ، أي "مدى صعوبة رؤية المادة المظلمة في تجربة؟"

    بالطبع ، الجواب الحقيقي على هذا السؤال له علاقة الذي جسيمات النموذج القياسي تتفاعل معها المادة المظلمة ، بالإضافة إلى الكثير من القضايا الأخرى. لكن مهلا ، نحن نضغط كل شيء إلى معاملين ، علينا التبسيط في مكان ما.

    المعلمة الثانية ، $ M _ < rm halo> $ هي معلمة الفيزياء الفلكية. يتم تعريفه على أنه

    حسنًا ، علينا أولاً تحديد ما نعنيه بـ "الهالة" ثم ما نعنيه بـ "المادة المظلمة الباردة النقية". نحن في الواقع نقضي قدرًا كبيرًا من الوقت في الورقة نصف بدقة ما هي هالة المادة المظلمة هو وكيف يحدده علماء الفلك. بشكل عام ، نعلم أنه في بداية الكون ، كانت المادة والطاقة موزعة بشكل موحد للغاية. ولكن ليس الأمر كذلك تمامًا ، فقد نمت تلك المناطق التي كانت فيها زيادة طفيفة في الكثافة (لأن الجاذبية جذابة) ، وأصبحت أكثر كثافة. على الرغم من ذلك ، كان هناك توزيع لهذه الكثافات الزائدة في المدى المادي: كانت هناك كثافات زائدة لم تكن سوى بضع فرسخ فرسخ ، والكثافات الزائدة من بضع عشرات من الفرسخ ، والمئات ، والكيلوبارسك ، وما إلى ذلك. تحتوي الهالات الأكبر حجمًا على هالات أصغر ، وهكذا على المقياس.

    كتاب تمهيدي عن هالات المادة المظلمة من ورقتنا. "الكتلة الفيروسية" هي كتلة المادة المظلمة الموجودة في الهالة (وترسم خرائط لمعلماتنا الفيزيائية الفلكية). ومع ذلك ، لا يستطيع علماء الفلك قياس الكتلة بشكل مباشر ، ولذلك يستخدمون وكلاء مثل السرعات المدارية للأجسام المرئية (المجرات والنجوم والغاز) لتقدير الكتلة. من المفترض أن الهيكل الهرمي للهالات يستمر نزولاً إلى نطاقات أصغر باستمرار ، ولكن تحت المجرات القزمة ، لا توجد أجسام مرئية معروفة بأنها مغروسة في هالات المادة المظلمة.

    بشكل ساذج ، تتوقع أن تحتوي هالات المادة المظلمة الأكبر حجمًا على المزيد من المواد الباريونية ، وهذا ما نراه تقريبًا. تم العثور على مجموعات من المجرات في هالات المادة المظلمة التي تبلغ كتلتها 100 تريليون إلى كوادريليون شمس ($ 10 ^ <14-15> ، M_ odot $). تحتوي هذه المجرات على مجرات من نوع درب التبانة ، والتي كتلتها تريليون شمس ($ 10 ^ <12> ، M_ odot $). تحتوي المجرات مثل مجراتنا على مجرات تابعة تسمى "الأقزام" والتي تظهر أيضًا "في الحقل" (بعيدًا عن المجرات الأم). قد يكون لأصغر الأقزام المعروفة كتلة مادة مظلمة تبلغ مائة مليون شمس ($ 10 ^ 8 ، M_ odot $). من المفترض أن هناك هالات أصغر من المادة المظلمة ، والتي تحتوي على غاز الباريونيك. ومع ذلك ، لم يتم رؤية هذه الأجسام الصغيرة بشكل مباشر بعد ، لأنها لا تحتوي على العديد من النجوم (أو ربما أي منها) ، وبالتالي فهي غير ظاهرة في المسوحات التي أجراها علماء الفلك. واحدة من خصائص البرد المادة المظلمة هي أن هذا التسلسل الهرمي من الهالات العنقودية يجب أن يستمر إلى أسفل ، إلى مقاييس صغيرة عشوائية. يجب أن تكون هناك هالات من المادة المظلمة بقيمة 100 $ أو M_ odot $ أو حتى كتلة شمس واحدة: $ M_ odot $. لم نرهم أبدًا على الرغم من ذلك ، لذلك لا نعرف ما إذا كانوا موجودين بالفعل. لكن هذا هو التنبؤ مما يمكننا استنتاجه حول توزيع اضطرابات الكثافة البدائية هذه.

    لكن إذا بدأت في تعديل فيزياء جسيمات المادة المظلمة ، فسوف تمحو أو تعدل هذا التسلسل الهرمي للهالات. لقد أطلقت هنا على المادة المظلمة اسم "بارد" عدة مرات ، وهذا مثال جيد. المادة المظلمة الباردة تعني فقط المادة المظلمة التي لم تكن تتحرك بسرعات نسبية في وقت مبكر من تاريخ الكون (على وجه الخصوص ، عندما كان الكون يتألف من كثافة متساوية تقريبًا من المادة والإشعاع). المواد التي تتحرك بسرعة الضوء أو بالقرب منها لا يمكن حصرها داخل اضطرابات الجاذبية بخلاف الثقوب السوداء ، لذلك إذا لم تكن المادة المظلمة "باردة" (أي إذا كانت "ساخنة") ، فستخرج منها اضطرابات الكثافة الأولية ومحوها. ومع ذلك ، يمكنهم فقط التحرك حتى الآن قبل أن يبرد الكون بدرجة كافية حتى يصبحوا غير نسبيين ، لذا فهم يمحون فقط اضطرابات الكثافة الصغيرة بما يكفي - أي أن هالات المادة المظلمة الضخمة جدًا اليوم يجب أن تكون جيدة ، ولكن لا ينبغي أن توجد أصغر. وهكذا ، فإن وجود المجرات القزمية يحد من المادة المظلمة لتكون "باردة" (أو على الأكثر "فاترة"). يمكننا تمييز نموذج للمادة المظلمة الساخنة أو الدافئة من خلال الحد الأدنى من كتلة هالة المادة المظلمة الباقية: ستكون هذه هي المعلمة $ M _ < rm halo> $ لهذه النماذج.

    لكن النماذج الأخرى للمادة المظلمة ستنحرف أيضًا عن تنبؤات المادة المظلمة الباردة إلى حد ما. حتى الجسيمات مثل "الفانيليا" مثل WIMP ستنهي التسلسل الهرمي للهالات على نطاق ما ، إلا أنه من المتوقع أن يكون هذا المقياس صغيرًا (غالبًا $ 10 ^ <-6> ، M_ odot $ ، وهي عبارة عن كتلة الأرض). لا يمكننا اكتشاف مثل هذه الهالات الصغيرة حتى الآن (أو ربما على الإطلاق) ، لأنها لا تحتوي على باريونات تقريبًا ، ولكن إذا استطعنا ، فسيوفر ذلك قيودًا قوية على نوع فيزياء جسيمات المادة المظلمة التي يمكن أن تلعبها.

    تغير المادة المظلمة الساخنة (أو WIMPs) التنبؤ بالمادة المظلمة الباردة في أوقات مبكرة جدًا ، أي أنها تحدد M $ _ < rm halo> $ بدائي. ولكن يمكنك أيضًا أن تتخيل أن فيزياء جسيمات المادة المظلمة يمكن أن تحدث تغييرات طفيفة بمرور الوقت في بنية هالات المادة المظلمة على نطاق ما $ M _ < rm halo> $ بمرور الوقت ، أي تطوري انحراف. قد يكون أحد الأمثلة نموذجًا للمادة المظلمة ذاتية التفاعل (SIDM) ، حيث يمكن لجسيمات المادة المظلمة أن ترتد عن بعضها البعض بمعدلات لا تُهمل. سيسمح هذا للطاقة بالتحرك بكفاءة عبر هالة المادة المظلمة ، وتسخين بعض الأجزاء وتبريد أجزاء أخرى. لن يؤدي ذلك إلى محو البنية بالضرورة ، ولكن هذا من شأنه أن يقدم بعض السمات $ M _ < rm halo> $ حيث يجب أن ترى بعض الاختلاف عن النموذج بدون تفاعلات ذاتية.

    لذا فإن هاتين المعلمتين ، $ Lambda ^ <-1> $ و $ M _ < rm halo> $ ، تسمحان لك بالتقاط الكثير من فيزياء المادة المظلمة المثيرة للاهتمام في مساحة مؤامرة. كلما كان $ Lambda ^ <-1> $ أكبر ، كان من الأسهل على فيزيائي الجسيمات العثور على المادة المظلمة في تجاربهم (كل شيء آخر متساوٍ). كلما كان $ M _ < rm halo> $ ، كان الأمر أسهل بالنسبة لعلماء الفلك (على الرغم من أننا نعتقد أن هناك الكثير من العمل الذي يتعين القيام به لجعل هذا ممكنًا للنظريات العامة للمادة المظلمة ، وبالتالي الورقة). لقد وضعنا مخططًا لتقدير مكان وقوع العديد من النماذج الشائعة للمادة المظلمة في فضاء المعلمة الخاص بنا.

    تقديرات فيزياء الجسيمات ومعلمات الفيزياء الفلكية لعدد من نماذج المادة المظلمة. انظر ورقة للحصول على التفاصيل.

    استنتاجنا من كل هذا هو أن هناك مجموعة كبيرة من نظريات المادة المظلمة التي تحتوي على قيمة منخفضة جدًا من $ Lambda ^ <-1> $ ليتم البحث عنها بشكل معقول في تجارب فيزياء الجسيمات. الطريقة الوحيدة التي يمكن أن تظهر بها مثل هذه النماذج هي الفيزياء الفلكية. علاوة على ذلك ، حتى لو كان النموذج يحتوي على $ Lambda ^ <-1> $ قابل للقياس ، فهذا مجرد تفاعل بين المادة المظلمة والباريونية ، فقد تكون هناك تفاعلات داخلية وفيزياء في اللعب قد تكون غير مرئية تمامًا ، على سبيل المثال ، لمصادم الهادرونات الكبير. مرة أخرى ، الأمل الوحيد لإيجاد مثل هذه الفيزياء هو التحول إلى الفيزياء الفلكية.

    بعد أن قدمنا ​​ما نأمل أن يكون طريقة مفيدة للتفكير في المادة المظلمة لكل من علماء فيزياء الجسيمات وعلماء الفلك ، نحول الورقة إلى ما قد نأمل أن نتعلمه من المسوحات الفلكية ، وما العمل الذي يجب القيام به من أجل قوة عمليات البحث هذه لكي تتحقق بالكامل. نبدأ بمناقشة مجموعة من "التلميحات" لفيزياء المادة المظلمة غير التافهة التي كانت ذات أهمية كبيرة خلال السنوات العشر الماضية. تسمى هذه التلميحات عمومًا بـ "أزمة في بنية صغيرة الحجم" ، وهي تتلخص أساسًا في عدد من التناقضات بين توقعاتنا للمادة المظلمة الباردة وملاحظاتنا في هالات من كتلة المجرة القزمة وما فوقها. وهذا يعني أن الأزمة قد تشير إلى وجود $ M _ < rm halo> $ 10 ^ <8-11> ، M_ odot $.

    ملخص لتلميحات الانحرافات عن تنبؤات المادة المظلمة الباردة في مقاييس كتلة هالة معينة (BTF هي "علاقة باريونيك Tully-Fisher" و "TBTF" هي "أكبر من أن تفشل.") ، مقارنة بكتل الهالة حيث التأثيرات الباريونية من المتوقع وجودها ويجب حسابها بشكل صحيح.

    ومع ذلك ، تكمن المشكلة في أننا لا نستطيع أن نكون متأكدين حتى الآن من أننا نفهم حقًا التنبؤ بالمادة المظلمة الباردة (أي توزيع الهالات بدون أي فيزياء غير تافهة) ، ولا يمكننا التأكد من أننا " إعادة رسم الخرائط بشكل صحيح للخصائص المرصودة لمجموعات النجوم والغاز في كتلة الهالة. المشكلة الأولى هي أن هذه الفئة من المجرات هي بالضبط المكان الذي نتوقع فيه أن تصبح الباريونات مهمة. يمكن أن تشكل الباريونات النجوم. يمكنهم تبريد وتشكيل أقراص في المجرات. يسمح ذلك بحقن الطاقة في الهالة (عبر المستعر الأعظم ، على سبيل المثال) ، ويزيد من تأثيرات المد الجاذبي. بدون نمذجة كل هذه التأثيرات بشكل صحيح ، وهي مكلفة من الناحية الحسابية ، لا يمكننا التأكد من أن ما نراه ليس مجرد فيزياء الجاذبية العادية في القطاع المظلم جنبًا إلى جنب مع الباريونات.

    ثانيًا ، علينا أن نتذكر أن الفلكيين لا يمكنهم رؤية المادة المظلمة مباشرة. إنهم لا يرون إلا النجوم والغاز. يستخدمون حركة تلك النجوم لاستنتاج مجال الجاذبية المحلي ، ومن ذلك يحصلون على خريطة للمادة المظلمة (هذا يتجاهل عدسة الجاذبية ، والتي تحصل على صورة مباشرة أكثر لتأثيرات الجاذبية للمادة المظلمة). من سرعات النجوم إذن ، يجب علينا تعيين كتلة هالة معينة. إذا تم إيقاف هذا التعيين لسبب أو لآخر ، فستظهر البيانات انحرافًا عن تنبؤات المادة المظلمة الباردة حيث لا يوجد شيء.

    بعد مسح الأدبيات ، هذا هو المكان الذي أتيت إليه بشكل أساسي ، وآمل أن توضح الورقة ذلك للقراء: هناك مجال لفيزياء جديدة بمقاييس صغيرة في المادة المظلمة. لكن "الأزمة" يمكن حلها على الأرجح دون اللجوء إلى فيزياء جديدة: فهي على الأرجح مزيج من التأثيرات الباريونية والنظاميات في القياسات التي يمكن تصحيحها. لذلك نحن لا نفعل يحتاج فيزياء جديدة حتى الآن ، لكننا بحاجة إلى مواصلة البحث. تعتبر أزمة البنية الصغيرة الحجم مثالًا رائعًا لنوع الفيزياء الفلكية - التي تُعلم - فيزياء الجسيمات التي نهتم بها ، والحكاية التحذيرية.

    لذا إذا كانت القياسات التي أدت إلى أزمة البنية الصغيرة الحجم ليست دليلاً على فيزياء جديدة ، فماذا سنفعل؟

    ما تبقى من ورقتنا البحثية هو نقاش طويل حول الفرص العديدة التي ستتيحها الفيزياء الفلكية لقياس $ M _ < rm halo> $ وصولاً إلى المقاييس الأصغر باستمرار.

    نقطتنا الأولى هي أننا نحتاج حقًا إلى تحديد تأثيرات الباريونات ، والتي تتضمن تحسين عمليات المحاكاة الخاصة بنا لتشكيل بنية المادة المظلمة. هذا بالفعل في التقدم. هناك صعوبة ، في أن هذه المحاكاة كثيفة الاستخدام للكمبيوتر: ملايين الساعات من وقت وحدة المعالجة المركزية على مجموعات كبيرة. إذا كنت ترغب في اختبار تأثير فيزياء المادة المظلمة الجديدة ، فعليك فعل ذلك بالتزامن مع هذه المحاكاة الباريونية. ومع ذلك ، نظرًا لأن تشغيلها باهظ التكلفة ، لا يمكن للمحاكيات طرح نموذج جديد مجنون من أحد النظريين لمعرفة ما سيحدث. لذلك نحن بحاجة إلى اكتشاف طرق للحصول على نتائج حول كيفية تأثير النظريات الجديدة للمادة المظلمة على البنية دون استخدام محاكاة صحيحة تقريبًا على الأقل. إذا كانت لدينا فكرة مثيرة للاهتمام تشير هذه التقديرات إلى أنها ستكون لها بعض النتائج المثيرة للاهتمام ، فيمكننا حينئذٍ الضغط على زملائنا المهتمين بالمحاكاة لإجراء حساب أكثر تكلفة ودقة.

    ثم نحتاج نحن علماء فيزياء الجسيمات أن نبدأ في أن نصبح أكثر وعيًا بالفرص التي تأتي في طريقنا من الملاحظات. قمنا بتضمين رسم تخطيطي للمسبارات الفلكية المتوفرة أو التي ستكون متاحة ، ومقياس $ M _ < rm halo> $ الذي نأمل أن تكون حساسة تجاهه.

    انتقاء بعضها (نظرًا لأن المناقشة الكاملة تزيد عن 20 صفحة في الورقة) ، على نطاقات كبيرة جدًا ، يمكننا البحث عن تأثيرات جديدة للمادة المظلمة في تاريخ توسع الكون. هناك بالفعل بعض التلميحات الطفيفة على أن علم الكونيات القياسي قد لا يناسب جميع البيانات ، لكن هذه ليست ذات أهمية إحصائية عالية بما يكفي لأخذها على محمل الجد. لكن في السنوات القليلة المقبلة ، سوف نحصل على قياسات منفصلة لذلك التاريخ الكوني ، والتي نأمل أن تحل هذا السؤال بطريقة أو بأخرى. إذا استمرت التناقضات ، فيجب أن تكون فيزياء المادة المظلمة واحدة من الأماكن الأولى التي يمكن اللجوء إليها للحصول على حل.

    على نطاق أصغر ، بدأ علماء الفلك مؤخرًا في تحديد المجرات "شديدة الانتشار" التي يصعب ملاءمتها للقصة الحالية لتطور المجرات. يتم اكتشاف هذه الأشياء الآن بينما نرسم خريطة أكثر للسماء بمزيد من التفصيل ، وقد تساعدنا هذه الكائنات في حل الأزمة الحالية في بنية صغيرة الحجم بشكل مرضٍ أكثر. ومن يدري ، ربما يكشف عن أزمة جديدة تتطلب فيزياء جديدة.

    في النطاقات الأصغر ($ sim 10 ^ 9 ، M_ odot $ ، أي المجرات القزمية) ، كلما زادت دقة المسوحات التي تكتشف مجرات جديدة وتحل بنية سرعتها (وبالتالي كثافة المادة المظلمة بها) بشكل أكثر دقة. مرة أخرى ، سيكون هذا مهمًا للأزمة على المقاييس الصغيرة ، بالإضافة إلى اختبار العديد من نماذج المادة المظلمة غير التافهة. هناك مجموعات بيانات هائلة ذات صلة بهذا المقياس $ M _ < rm halo> $ ، وسيكون المزيد في الطريق.

    تحت هذا المقياس الكتلي توجد الهالات التي نتوقع وجودها من المادة المظلمة الباردة ، لكننا لم نرها من قبل. لدينا بعض الأفكار لتقليل قياساتنا ، ولكن في الحقيقة ، هذه هي الحدود النهائية والمطلوب ابتكارات جديدة. هاجسي الشخصي فيما يتعلق بالفيزياء الفلكية للمادة المظلمة في الوقت الحالي هو قمر غايا الفضائي ، الذي يرسم خرائط موقع وموقع بلايين النجوم القريبة. سيتيح لنا ذلك القيام بالعديد من الأشياء ، لكن حلمي اليومي هو أنه سيسمح لنا بالتقاط أدلة على هالات المادة المظلمة الصغيرة التي تنجرف عبر أقرب كيلومتر من المجرة أو نحو ذلك. سواء حدث ذلك ، أو إذا كان بإمكان Gaia اكتشافه إذا حدث ، فهو سؤال مفتوح حتى الآن.

    كما هو واضح من طول الورقة ، فكرنا لفترة طويلة في هذه الأنواع من المشاكل ، وكتبنا لفترة طويلة أيضًا. المادة المظلمة هي واحدة من أكبر الأسئلة المفتوحة في الفيزياء اليوم ، ونعتقد أن الفيزياء الفلكية قد تحتوي على المفتاح. قد لا يكون الأمر كذلك ، ولكن إذا لم ننظر ، فلن نعرف أبدًا. هناك الكثير للقيام به ، والكثير من المرح. وهذا هو سبب قيامنا بالعلم ، أليس كذلك؟ لأنه ممتع.


    شاهد الفيديو: ما الفرق بين المادة المظلمة والطاقة المظلمة . شرح مبسط (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Colby

    أنا في انتظار استمرار المنشور ... ؛)

  2. Bressal

    أهنئكم ، لقد زارتكم فكرة رائعة

  3. Hagan

    أهنئكم ، تفكيركم رائع

  4. Inness

    الموضوع بلا حدود

  5. St?ane

    الجواب المؤمن



اكتب رسالة