یکی از بزرگ‌ترین رازهای اخترشناسی، ماهیت ماده تاریک است، که تصور می‌کنند حدود ۸۵درصد ماده و ۲۵درصد کل انرژی جهان را تشکیل می‌دهد^۱. شواهد قوی‌ای داریم که نشان می‌دهد ماده تاریک وجود دارد^۲. به‌خصوص، کهکشان‌های مارپیچی، مانند راه شیری خودمان، انحنای چرخش مسطحی دارند^۳. نمودارها نشان می‌دهند که سرعت چرخش ستاره‌ها (به‌دور مرکز کهکشان) تابعی از فاصله آنها از مرکز کهکشان است. این ویژگی نشان می‌دهد که کهکشان‌های مارپیچی با مقدار زیادی ماده‌ی غیرقابل دیدن احاطه شده‌اند. هنوز ماده تاریک به‌طور مستقیم آشکارسازی نشده و بنابراین خصوصیات آن هنوز ناشناخته است. ۲۵ سال پیش، الکوک (Alcock) و همکاران^۴ و اوبورگ (Aubourg) و همکاران^۵ گزارش رصدی را در نشریه نیچر (Nature) منتشر کردند که راهی به‌سوی درک بهتر ویژگی‌های ماده تاریک بود.

بوهدان پالچینسکی، اخترشناس لهستانی، در سال ۱۹۸۶ پیشنهاد یک آزمون رصدی^۶ برای تعیین حضور ماده تاریک در هاله کهکشان خودی داد که از اجرام نجومی مانند ستاره‌های کوچک، کوتوله‌های قهوه‌ای، ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله تشکیل شده است. این اجرام به‌طور ذاتی کم‌فروغ‌اند و بنابراین دیدن آنها از زمین در هاله کهکشانی سخت است.

براساس نظریه نسبیت عام اینشتین، این اجرام هاله‌ایِ متراکمِ پرجرم (MACHO) می‌توانند مانند عدسی، نور را متمرکز کرده و درخشندگی رصدشده ستارگان کهکشان‌های همسایه را تقویت کنند (شکل ۱). این پدیده ریزهمگرایی گرانشی نامیده می‌شود و حتی نسبت به عدسی‌های کم‌جرم نیز حساس است. بنابراین، پالچینسکی فرض کرد که اخترشناسان با بررسی ستارگان در کهکشان‌های نزدیک بتوانند پدیده ریزهمگرایی را بیابند و ببینند که آیا می‌توان MACHO را ماده تاریک درنظر گرفت یا خیر.

شکل ۱. ریزهمگرایی گرانشی. الکوک و همکاران^۴ و اوبورگ و همکاران^۵ در سال ۱۹۹۳، شواهد محتمل برای اجرام اخترفیزیکی‌ای که اجرام هاله‌ایِ متراکمِ پرجرم (MACHO) نامیده می‌شوند را ارائه دادند. چنین اجرامی را می‌توان ماده تاریک درنظر گرفت، ماده گمشده‌ی جهان. وقتی MACHO از جلوی یک ستاره در کهکشانی نزدیک می‌گذرد، می‌توان آن‌را آشکارسازی کرد. MACHO، مسیر نور ستاره را به‌سمت زمین خم می‌کند و با این کار به‌طور موقت، درخشندگی رصدی ستاره تقویت می‌شود. این اثر به ریزهمگرایی گرانشی معروف است.

این آزمایش از‌لحاظ مفهومی، ساده است. اما در عمل به میلیون‌ها ستاره نیاز داریم تا آنها را در یک دوره چندساله بررسی کنیم. دلیل آن این است که احتمال آشکارسازی رخدادهای ریزهمگرایی بسیار پایین است، زیرا ستاره،‌ MACHO و ناظر باید در یک راستا (هم‌خط) باشند. در آن زمان، رصد این تعداد زیاد ستاره، اندازه‌گیری دقیق درخشندگی آنها و تحلیل داده‌های حاصل چالش‌برانگیز بود.

الکوک و همکاران و اوبورگ و همکاران، در اکتبر سال ۱۹۹۳، به‌طور مستقل اولین نامزد رخداد ریزهمگرایی را که اجرام تاریک در هاله کهکشان ایجاد کرده بودند، اعلام کردند. الکوک و همکارانش از یک تلسکوپ ۱.۲۷ متری اختصاصی استفاده کرده بودند. این تلسکوپ با دوربین بازجفت‌شده (CCD) تجهیز شده بود که میدان دید آن ۰.۵ درجه مربع بود و در آن زمان بزرگ به‌حساب می‌آمد. نویسندگان مقاله، در یک سال، ۱.۸ میلیون ستاره را در کهکشان همسایه، موسوم به ابر ماژلانی بزرگ، بررسی کردند و یک نامزد ریزهمگرایی کشف کردند. درمقابل، اوبورگ و همکارانش، از صفحات عکاسی با میدان دید حدود ۲۵ درجه مربع استفاده کردند. آنها طی بیشتر از ۳ سال، ۳میلیون ستاره در ابر ماژلانی بزرگ را بررسی کردند و دو نامزد ریزهمگرایی کشف کردند.

همه نامزدها، منحنی نوری نسبتا متقارن داشتند؛ نمودارهایی که نشان می‌داد درخشندگی رصدشده یک ستاره تابعی از زمان است (شکل ۱). هر دو گروه، منحنی نوری ستاره‌ها را در دو رنگ مختلف (قرمز و آبی) به‌دست آوردند و دریافتند که شکل این نمودارها بسیار شبیه به‌هم است. این منحنی‌های نوری بی‌رنگ و متقارن با آنچه از رخدادهای ریزهمگرایی انتظار داشتند، سازگار بود.

بااین‌حال، منحنی‌های نوری نامزدهای به‌دست‌آمده از صفحات عکاسی، نسبت سیگنال به نویز (نوفه) (معیاری برای نمایش میزان سیگنال مفید به سیگنال مضر یا نویز) پایینی داشت. و در مورد هر سه نامزد، پوشش رویداد درخشندگی، به‌خصوص در نزدیکی درخشندگی بیشینه، کامل نبود. علاوه بر این، با اینکه فراوانی نامزدهای رصدشده با پیش‌بینی‌های نظری سازگار بود، تعداد اندک آنها مانع از تایید قطعی این شد که انحنای نور، به‌جای اینکه ناشی از دسته‌ای از اجرام نجومی با درخشندگی متغیرباشد، ناشی از ریزهمگرایی است.

باوجود این محدودیت‌ها، کشف بالقوه ریزهمگرایی اجرام تاریک در هاله کهکشان خودی غیرعادی بود. این مسئله امکان استفاده از ریزهمگرایی برای آشکارسازی اجرام/ستارگان بسیار کم‌فروغ یا اجرام زیرستاره‌ای در هاله کهکشانی را ممکن می‌ساخت و درنتیجه امکان بررسی اینکه آیا ماده تاریک در کهکشان‌های مارپیچی از چنین اجرامی تشکیل شده یا نه را ممکن می‌ساخت. بررسی‌های ریزهمگرایی نشان داد که امکان بررسی میلیون‌ها ستاره طی چند سال و تحلیل حجم عظیم داده‌های به‌دست‌آمده وجود دارد، که پیشرفت بسیار بزرگی در نجوم رصدی بود.

با کار الکوک و همکاران و اوبورگ و همکاران، انگیزه انجام تحقیقات ریزهمگرایی طی ۲۵ سال بعدی به میزان قابل توجهی افزایش یافت و به امکان رصد حدود یک میلیارد ستاره در هر شب^۷ دست یافتند. مجموعه عظیم داده‌های با کیفیت بالا از داده‌های منحنی نوری، انقلابی اساسی در بسیاری از زمینه‌های ستاره‌شناسی، مثلا مطالعه ستاره‌های تپنده، سیارات فراخورشیدی و تشکیل ستاره^{۸ و ۹} ایجاد کرد. علاوه‌براین، میلیون‌ها جرم با درخشندگی متغیر و هزاران پدیده ریزهمگرایی آشکارسازی شدند که اغلب آنها درجهت برآمدگی کهکشانی (ساختار کروی نزدیک به مرکز کهکشان خودی) بودند.

بااین‌حال، براساس رصد ۳۵ میلیون ستاره طی ۸ سال، فقط ۴ پدیده ریزهمگرایی درجهت ابر ماژلانی بزرگ رصد شد^۱۰. اگر این سیگنال‌ها ناشی از MACHO بودند، باید سهم این اجرام در جرم هاله کهکشان پایین باشد (فقط چند درصد). اما به‌احتمال زیاد توضیح این رصدها اصلا MACHO را دربر نمی‌گیرد و به همگرایی ستاره‌ها در ابر ماژلانی بزرگ با دیگر اجرام در این کهکشان تکیه دارد.

درهرصورت، MACHO را نمی‌توان همه ماده تاریک در کهکشان‌های مارپیچی به‌شمار آورد و ماهیت این ماده گمشده همچنان ناشناخته باقی مانده است. درنهایت آزمایش‌های ریزهمگرایی نتیجه منفی داشتند. بااین‌حال، تاثیر زیادی بر زمینه‌های مختلف اخترفیزیک جدید گذاشتند و انگیزه و هیجان زیادی برای کل جامعه نجومی ایجاد کردند.

مقالات مرتبط:

https://www.nature.com/articles/365621a0

https://www.nature.com/articles/365623a0

مراجع:

1. Planck Collaboration. Astron. Astrophys. 594, A13 (2016)
2. Trimble, V. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 25, 425–472 (1987)
3. Rubin, V. C., Ford, W. K. Jr & Thonnard, N. Astrophys. J. 238, 471–487 (1980)
4. Alcock, C. et al. Nature 365, 621–623 (1993)
5. Aubourg, E. et al. Nature 365, 623–625 (1993)
6. Paczyński, B. Astrophys. J. 304, 1–5 (1986)
7. Udalski, A. EPJ Web Conf. 152, 01002 (2017)
8. Soszyński, I. EPJ Web Conf. 152, 01001 (2017)
9. Gaudi, B. S. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 50, 411–453 (2012)
10. Wyrzykowski, Ł. et al. Mon. Not. R. Astron. Soc. 413, 493–508 (2011)