شرح خبر
شبیه‌سازی‌های عددی نشان می‌دهد که با اندازه‌گیری سرعت ستاره‌های قدیمی‌تر کهکشان خودی (راه شیری) می‌توانیم سرعت ماده تاریک در کهکشان راه شیری را بیابیم.


شکل ۱. (سمت چپ) توزیع همه ستارگان در شبیه‌سازی راه شیری توسط Herzog-Arbeitman و همکاران [4]. مرکز کهکشان در مرکز تصویر قرار دارد. رنگ در تصویر نشان‌دهنده تراکم ستارگان است، از پرتراکم (زرد) تا تراکم پایین (آبی). (وسط- راست) توزیع ستاره‌های پیرتر (وسط) و ماده تاریک (راست) در همان شبیه‌سازی از کهکشان خودی و در همان دستگاه مختصات. در تصویر سمت چپ می‌بینیم که تراکم ستاره‌های پیر در مرکز کهکشان بیشتر است. توزیع ماده تاریک کروی ت رو گسترده‌تر از توزیع همه ستارگان است. [Credit: L. Necib/Caltech[


بیشتر ماده موجود در راه شیری و دیگر کهکشان‌ها ماده نامرئی است. اخترشناسان از حدود یک قرن پیش با بررسی اثر گرانشی ماده تاریک بر ستاره‌های مرئی و گاز درون‌کهکشانی، به وجود ماده تاریک پی‌برده بودند [1]. امروزه به‌طور مرتب، تلسکوپ‌های قوی نقشه‌هایی از جای قرارگرفتن ماده تاریک تهیه می‌کنند [2]. اما این که ماده تاریک با چه سرعتی حرکت می‌کند، به‌خوبی مشخص نیست (این کمیت بر تفسیر آزمایش‌های آشکارسازی ماده تاریک تاثیر دارد). اخترفیزیک‌دان‌ها برای رسیدن به این هدف،‌سرعت مشخصه ماده تاریک را بااستفاده‌از ایده‌های نظری ساده تخمین می‌زنند [3]. Jonah Herzog-Arbeitman از دانشگاه پرینستون، نیوجرسی، و همکارانش [4] پژوهش جدیدی را برای پاسخ به این سوال از دیدگاهی جدید انجام داده‌اند. محققان بااستفاده‌از شبیه‌سازی‌های عددی، ستاره‌های پیر کهکشان خودی را که سرعت مشخصه برابری با ماده تاریک دارند، شناسایی کردند؛ به‌این‌ترتیب پنجره جدیدی به‌سوی سمت مبهم کهکشان خودی گشودند.

با این‌که شواهد محکمی بر وجود ماده تاریک داریم، ذرات تشکیل‌دهنده این شکل از ماده هنوز به‌طور مستقیم آشکارسازی نشده‌است. ذرات سنگین با برهم‌کنش ضعیف (WIMP)، ذرات پیش‌بینی‌شده نظری هستند که جرمی ده‌ها تا صدها برابر پروتون دارند و قدیمی‌ترین ذره کاندید ماده تاریک هستند. آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم زیادی در سراسر جهان به‌دنبال یافتن پراکندگی نادر ذرات ماده تاریک WIMPگونه از هسته اتم در آشکارسازهای زمینی، درحال جمع‌آوری اطلاعات هستند [5]. با این که تاکنون این پژوهش‌ها به جایی نرسیده، آزمایش‌های جدید قیدهای قابل‌توجهی برای شدت برهم‌کنش‌های WIMP- هسته مشخص کرده است.

تعداد رخدادهای پراکندگی بین یک ذره ماده تاریک و هسته‌ها به شدت برهم‌کنش و سطح مقطع پراکندگی (که با نظریه میکروفیزیکی ماده تاریک مشخص می‌شود) بستگی دارد. اما این تعداد به ویژگی‌های بزرگ‌مقیاس ماده تاریک، مثل چگالی و سرعت مشخصه آن در منظومه شمسی نیز بستگی دارد. رصدها نشان داده است که چگالی ماده تاریک محلی، که بااستفاده از حرکت ستارگان نزدیک خورشید به‌دست آمده، تقریبا برابر ۰۱/۰ جرم خورشید درهر پارسک‌مکعب است [۶]. این مقدار معادل حدود یک ذره ماده تاریک در یک فنجان قهوه است. با‌این‌حال اندازه‌گیری توزیع سرعت ماده تاریک محلی مشکل است. درنهایت این توزیع بازتابی از چگونگی تشکیل کهکشان از ماده تاریک است. در آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم فرض می‌شود که توزیع سرعت ماده تاریک، از توزیع ماکسول-بولتزمان پیروی می‌کند [۷]، مانند توزیع حرکت مولکول‌های هوا در اتاق، اما این فقط یک حدس است.

با این‌همه اخترفیزیک‌دان‌ها می‌توانند بااستفاده از شبیه‌سازی عددی شکل‌گیری راه‌شیری، توزیع سرعت ماده تاریک محلی را تخمین بزنند. این شبیه‌سازی بااستفاده‌از حجم ماده تاریک و ماده مرئی که در مقیاسی بسیار بزرگ‌تر از اندازه راه‌شیری گسترده شده است، شروع می‌شود. در این حجم‌های بزرگ‌تر، اجرامی که جرم و ساختار مشابه کهکشان ما دارند، شناسایی می‌شوند. پس‌از‌آن شبیه‌سازی روی این اجرام مشابه راه‌شیری تمرکز می‌کند و آنها را با وضوح فضایی بالاتری نسبت به حجم اولیه، بازشبیه‌سازی می‌کند. با بررسی رفتار ذرات ماده تاریک نزدیک خورشید و با تمرکز بر شبیه‌سازی‌هایی که فقط دربردارنده ماده تاریک هستند، مشاهده شده است که توزیع سرعت ماده تاریک محلی با توزیع ماکسول-بولتزمان فرق دارد [۸و۹]، تعداد ذرات با حرکت سریع آن، کمتر و ذرات کند آن، بیشتر است. بااین‌حال، شبیه‌سازی‌های دربردارنده فیزیک ستاره‌ها و گازها نشان می‌دهد توزیع سرعت ماده تاریک احتمالا به مدل توزیع ماکسول-بولتزمان نزدیک‌تر است. حل این مسئله، اهمیت بیشتری در آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم دارد، زیرا این ذرات، سریع‌ترین ذراتی هستند که آشکارسازی آنها راحت است.

اما ماهیت توزیع سرعت از چه الگویی پیروی می‌کند؟ در اینجا کار Herzog-Arbeitman و همکارانش مطرح می‌شود. نویسندگان مقاله از بزرگ‌نمایی شبیه‌سازی راه‌شیری بهره برده‌اند (شکل ۱)، که در فیزیک گرانشی ماده تاریک و ماده مرئی هر دو،‌ استفاده می‌شود و در برخی جنبه‌های برهم‌کنش‌های الکترومغناطیسی بین ستاره‌ها و گاز نیز دیده می‌شود. درست مثل کهکشان خودی واقعی، ستاره‌هایی که در این شبیه‌سازی ساخته شده‌اند، به دو نوع تقسیم‌بندی می‌شوند: ستاره‌های پیرتر با عناصر سنگین کمتر از خورشید و ستاره‌های جوان‌تر با عناصر سنگین بیشتر از خورشید (توجه داریم که منظور ستاره‌شناسان از عناصر سنگین، عناصر بسیار سنگین‌تر از هلیم است) [۱۰].گروه، بااستفاده از شبیه‌سازی‌ها، توزیع سرعت انواع مختلف ستاره‌ها را مانند توزیع سرعت ماده تاریک، محاسبه کرد. آنها به روند جالبی رسیدند: توزیع سرعت ذرات ماده تاریک تقریبا نزدیک به توزیع سرعت ستاره‌های پیر کهکشان است. به‌این‌ترتیب با اندازه‌گیری سرعت ستاره‌های پیر، بااستفاده از داده‌های تحقیقات نجومی،‌ می‌توان سرعت ذرات ماده تاریک را اندازه‌گیری کرد. تشخیص این که سرعت ماده تاریک و ستارگان پیر یکسان است احتمالا به این حقیقت که هردوی آنها از دوره‌های اولیه تشکیل کهکشان بوده‌اند و دوره‌های تعادلی یکسانی داشته‌اند، مربوط است.

نتایج کار Herzog-Arbeitman و همکارانش، نشان‌دهنده یک گام مهم به‌سمت پیداکردن ارتباط بین سرعت ذرات در بخش تاریک کهکشان خودی و سرعت ستاره‌ها در بخش مرئی آن است. گروه، آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم، با روشی برای تخمین تجربی توزیع سرعت ماده تاریک طراحی کرد که در تفسیر داده‌ها اهمیت دارد. اما دراین‌مورد هنوز کارهای زیادی باقی مانده است. در مورد شبیه‌سازی‌ها، انجام جزئیات فیزیکی بیشتر برهم‌کنش‌های الکترومغناطیسی بین ستاره‌ها و گاز اهمیت دارد، زیرا بر توزیع سرعت ستاره‌ها و گاز و درنتیجه سرعت ماده تاریک تاثیر دارد. علاوه‌براین، تجزیه‌وتحلیل کهکشان‌های شبیه‌سازی‌شده بیشتر برای کسب توزیع‌های سرعت، از لحاظ آماری اهمیت دارد. از دیدگاه رصدی، اندازه‌گیری‌های دقیق توزیع سرعت پیرترین ستاره‌ها بااستفاده‌‌از داده‌های به‌دست‌آمده از سری دوم نتایج پژوهش GAIA، جالب‌توجه خواهد بود [۱۱]. پژوهش‌هایی مانند کار Herzog-Arbeitman و همکارانش، بااستفاده از داده‌های جدید و شبیه‌سازی‌های پیشرفته، که با ویژگی‌های بزرگ‌مقیاس ماده تاریک و آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم ارتباط دارد، در راه ما برای شناخت ماهیت ماده تاریک اهمیت فزاینده‌ای دارد.


منبع خبر: Viewpoint: A Dark Matter Speedometer

مراجع

  1. F. Zwicky, “Die Rotverschiebung von Extragalaktischen Nebeln,” Helv. Phys. Acta 6, 110 (1933).
  2. D. Clowe, M. Bradač, A. H. Gonzalez, M. Markevitch, S. W. Randall, C. Jones, and D. Zaritsky, “A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter,” Astrophys. J. 648, 109 (2006).
  3. M. Lisanti, L. E. Strigari, J. G. Wacker, and R. H. Wechsler, “Dark Matter at the End of the Galaxy,” Phys. Rev. D83, 023519 (2011).
  4. J. Herzog-Arbeitman, M. Lisanti, P. Madau, and L. Necib, “Empirical Determination of Dark Matter Velocities Using Metal-Poor Stars,” Phys. Rev. Lett. 120, 041102 (2018).
  5. L. Baudis, “Direct Dark Matter Detection: The Next Decade,” Phys. Dark Univ. 1, 94 (2012).
  6. J. I. Read, “The Local Dark Matter Density,” J. Phys. G 41, 063101 (2014).
  7. J. D. Lewin and P. F. Smith, “Review of Mathematics, Numerical Factors, and Corrections for Dark Matter Experiments Based on Elastic Nuclear Recoil,” Astropart. Phys. 6, 87 (1996).
  8. M. Vogelsberger, A. Helmi, V. Springel, S. D. M. White, J. Wang, C. S. Frenk, A, Jenkins, A. Ludlow, and J. F. Navarro, “Phase-Space Structure in the Local Dark Matter Distribution and its Signature in Direct Detection Experiments,” Mon. Not. R. Astron. Soc. 395, 797 (2009).
  9. Y.-Y. Mao, L. E. Strigari, and R. H. Wechsler, “Connecting Direct Dark Matter Detection Experiments to Cosmologically Motivated Halo Models,” Phys. Rev. D 89, 063513 (2014).
  10. A. Frebel and J. E. Norris, “Near-Field Cosmology with Extremely Metal-Poor Stars,” Annu. Rev. Astron. Astrophys. 53, 631 (2015).
  11. M. A. C. Perryman, K. S. de Boer, G. Gilmore, E. Høg, M. G. Lattanzi, L. Lindegren, X. Luri, F. Mignard, O. Pace, and P. T. de Zeeuw, “GAIA: Composition, Formation and Evolution of the Galaxy,” Astron. Astrophys. 369, 339 (2001).




نویسنده خبر: سمانه نوروزی
کد خبر :‌ 2430
«استفاده از اخبار انجمن فیزیک ایران و انتشار آنها، به شرط
ارجاع دقیق و مناسب به خبرنامه‌ی انجمن بلا مانع است.»‌



حامیان انجمن فیزیک ایران   (به حامیان انجمن بپیوندید)

کلیه حقوق مربوط به محتویات این سایت محفوظ و متعلق به انجمن فیریک ایران می‌باشد.
Webmaster : Ali Meschian : www.irandg.com

www.irandg.com