شکل‌گیری و تکامل کهکشان

 

پذیرفته شده‌ترین دیدگاه در مورد شکل‌گیری و تکامل ساختار مقیاس بزرگ در نتیجه رشد نوسانات اولیه توسط ناپایداری گرانشی شکل گرفته است. کهکشان‌ها می‌توانند در یک فرآیند “از پایین به بالا” شکل بگیرند که در آن واحدهای کوچکتر ادغام شده و واحدهای بزرگتر را تشکیل می‌دهند. همانطور که در نیمه بالایی شکل 05-08a نشان داده شده است به عنوان “نظریه درون به بیرون” یا “ادغام” نامیده می‌شود. در عصر حاضر، تعداد زیادی از کهکشان‌ها (خوشه‌های کهکشانی) هنوز در مرحله شکل گیری هستند. دیدگاه مخالف فرآیند “بالا به پایین” است که در آن توده های بزرگ به واحدهای کوچکتر تقسیم می شوند. همانطور که در نیمه پایینی شکل 05-08a نشان داده شده است به عنوان “نظریه بیرونی” نامیده می‌شود. این شکل همچنین نوع اجرام را نشان می‌دهد که NGST (تلسکوپ فضایی نسل بعدی) طبق دو نظریه مخالف شناسایی خواهد کرد.

شکل 05-08a BH، تشکیل اولیه

شکل 05-08b BH،

 

تکامل پیش‌کهکشان‌ها نظریه «پایین به بالا» در سال 2008 با اولین کشف پیش‌کهکشان‌های نوزاد با یک جلسه 92 ساعته بی‌سابقه در تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه جنوبی اروپا تقویت شد. این پیش کهکشان‌ها شکل نامنظم و با سرعت تشکیل ستاره‌ای پایین داشتند، اما ستارگانی که شکل گرفتند، پرجرم بودند و در نتیجه به صورت ابرنواختر منفجر شدند. تصویر زیر گروهی از پیش کهکشان‌ها را در حال ادغام نشان می‌دهد.

 

فیلمی از “تشکیل کهکشان” را ببینید:

https://apod.nasa.gov/apod/ap120717.html

 

تا سال 2013، نظریه پایین به بالا با کشف اینکه ابرسیاهچاله‌های پرجرم با جرم بیش از بیلیون Msun در سن حدود 750 تا 900 میلیون سال پس از انفجار بزرگ رایج است، کمتر پایدار می‌شوند. فقط زمان کافی برای جمع کردن برای چنین جسم غول پیکری وجود نداشت. طرح‌های مختلفی برای حل این اختلاف پیشنهاد شده‌اند، اما هر یک مشکل خاص خود را دارد (شکل 05-08b را ببینید).

 

نوسانات چگالی تفاوت بین دیدگاه “پایین به بالا” (داخل به بیرون) و “بالا به پایین” (خارج به درون) به این بستگی دارد که جهان از ماده تاریک سرد (CDM، حرکت آهسته) تشکیل شده است یا ماده تاریک داغ. (HDM، حرکت سریع). در سناریوی قبلی نوساناتی در طیف توان در طیف وسیعی از مقیاسهای فیزیکی وجود دارد که در شکل 05-08c نشان داده شده است. اندازه‌های کوچکتر دارای نوسانات بزرگتری هستند، بنابراین ساختار ابتدا با اجسام کوچک تشکیل می‌شود که سپس با هم ادغام می‌شوند و ساختارهای بزرگتر را تشکیل می‌دهند. این تشکیل ساختار «پایین به بالا» نامیده می‌شود. مشاهدات به شدت این سناریو را بر رقیب خود ترجیح می‌دهد: تشکیل ساختار از بالا به پایین. سناریوی نمونه اولیه «بالا به پایین» تشکیل ساختار در جهانی است که ماده تاریک داغ بر آن حاکم است. ماده تاریک داغ نمی‌تواند از نوسانات در مقیاس‌های طول کوچک پشتیبانی کند – آنها با حرکت سریع ذرات شسته می‌شوند. بنابراین تنها نوسانات در مقیاس بزرگ تا عصر حاضر باقی مانده است. ساختار ابتدا اشیاء در مقیاس بزرگ را تشکیل می‌دهد که به اشیاء کوچکتر تقسیم می شوند.

شکل 05-08c نوسانات چگالی در سه مدل

کیهان اولیه یک زمین بایر از هیدروژن، هلیوم و کمی لیتیوم بود که هیچ یک از عناصر لازم برای زندگی را که ما می‌شناسیم در خود نداشت. از آن گازهای اولیه، ستارگان غول پیکری با جرم چند صد برابر خورشید متولد شدند که سوخت خود را در چنین نقطه‌ای می‌سوزانند.

 

تکامل پیش‌کهکشانها با سرعت فوق‌العاده‌ای انجام گرفت و قبل از انفجار تنها حدود 3 میلیون سال زندگی کردند. این انفجارها عناصری مانند کربن، اکسیژن و آهن را با سرعتی فوق‌العاده به داخل فضای خالی پرتاب کرد. در سن بسیار کم 275 میلیون سال، جهان به طور قابل توجهی با فلزات پرتاب شده توسط ستارگان در حال انفجار پر شد. این فرآیند منجر به تولید بذری برای کمک به ساختار جهان نوزاد انجام شد، جایی که پیش کهکشان‌های کوچک کمتر از یک میلیونم کهکشان راه شیری در ساختارهای رشته‌ای وسیعی در کنار هم قرار گرفتند. ستارگان غو‌ل‌پیکر در محل تلاقی این رشته‌های بزرگ هیدروژن اولیه تشکیل می‌شوند و هسته‌های اولین کهکشان‌ها – پیش‌کهکشانها را تشکیل می‌دهند (شکل 05-08d). اندازه‌های کوچک و فواصل بین این پیش‌کهکشان‌ها به یک ابرنواختر منفرد اجازه می‌دهد تا به سرعت حجم قابل توجهی از فضای شکل‌گیرنده ستاره را بکارد. شبیه‌سازی‌های جدید نشان می‌دهد که اولین نسل بزرگ‌ترین ستارگان، مقادیر باورنکردنی از چنین عناصر سنگینی مانند کربن، اکسیژن و آهن را در هزاران سال نوری فضا پخش می‌کنند و در نتیجه کیهان را با مواد حیات می‌دانند.

شکل 05-08d تکامل پیش کهکشان

 

کهکشانها در گذشته به عنوان “جهان‌های جزیره‌ای” در نظر گرفته می شدند که در گذشته‌های دور شکل گرفته‌اند و از آن زمان جدا از محیط اطراف خود تکامل یافته‌اند. چنین مفهومی با سناریوی رشد سلسله مراتبی جایگزین شد که فعل و انفعالات کهکشان‌ها، برخوردها و ادغامها را برای شکل دادن به کهکشانهای بالغ در عصر کنونی ثبت می‌کند. اخیراً در دهه 2010، مشاهدات نشان می‌دهد که کاهش شکل‌گیری کهکشان‌ها با کاهش هیدروژن اتمی مطابقت ندارد – تنها نیمی از دومی توسط کهکشان‌ها مصرف شده است. آخرین توضیح پیشنهاد می‌کند که سوخت هیدروژن توسط هیدروژن یونیزه شده در محیط بین کهکشانی تامین می‌شود. چنین ایده جدیدی توسط کشف اخیر (2013) هیدروژن خنثی در فضای بین کهکشان‌های آندرومدا و مثلث پشتیبانی می‌شود. تشخیص تابش رادیویی 21 سانتی‌متری از هیدروژن خنثی بسیار آسان‌تر است، اگرچه نوع خنثی آن تنها حدود 1 درصد از نوع یونیزه شده است. کشف جدید یک عنصر دیگر را به روند مونتاژ کهکشان اضافه می‌کند.

شکل 05-08e شبیه‌سازی عددی شکل‌گیری و تکامل کهکشان است که در آن رنگ سبز نشان‌دهنده چگالی هیدروژن یونیزه‌شده بالاتر و رنگ مشکی چگالی کمتر است (a-c زوم در نماها هستند).

 

 

شبیه سازی ادغام پس از مرحله اولیه شکل‌گیری کهکشان‌ها، دوره ای از آتش بازی‌های کیهانی وجود داشت: کهکشان‌ها با هم برخورد کردند و ادغام شدند (نگاه کنید به شکل 05-08f)، سیاهچاله های قدرتمند در اختروشها در گردابهای عظیم گاز مکیده شدند و ستارگان در انبوهی بی‌رقیب متولد شدند. فعالیت تشکیل ستاره حدود چهار تا شش بیلیون سال به اوج خود رسید. از آن زمان ادغامهای کهکشانی بسیار کمتر رایج شد، سیاهچاله‌های غول پیکر با سیاهچاله‌های متوسط متعدد جایگزین شدند، شکل‌گیری ستارگان اما بیشتر در انواع کم جرم ادامه یافت. به عبارت دیگر، محتویات جهان از تعداد کمی از اجرام درخشان به تعداد زیادی از اجسام کم نور منتقل شده است. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان می‌دهند که چنین تغییری ممکن است پیامد مستقیم انبساط کیهانی باشد.

شکل 05-08f شبیه سازی ادغام کهکشانی

 

با انبساط جهان، کهکشان‌ها بیشتر از هم جدا می‌شوند و ادغام نادرتر می‌شود. علاوه بر این، وقتی گاز اطراف کهکشان‌ها داغ‌تر و پراکنده‌تر می‌شود، از نظر گرانشی به آسانی در چاه پتانسیل کهکشان فرو نمی‌ریزد. چند بیلیون سال بعد، کهکشان‌های کوچک‌تر شبیه‌سازی تکامل کهکشان‌ها که امروزه فعال هستند، بیشتر سوخت خود را مصرف کرده‌اند و مجموع تشعشع خروجی کیهانی به‌شدت کاهش می‌یابد. با ادامه انبساط کیهانی، کهکشان‌های کوتوله – که هر کدام تنها چند میلیون ستاره را در خود جای داده‌اند، اما پرتعدادترین نوع کهکشان در جهان هستند – به نقاط داغ اولیه تشکیل ستاره تبدیل خواهند شد. با این حال، به ناچار جهان تاریک خواهد شد و تنها محتویات آن فسیل کهکشان‌های گذشته‌اش خواهد بود. شکل 05-08g تکامل پس از فاز اولیه را نشان می‌دهد. شکل 05-08h شبیه‌سازی تکامل دیگری را با ماده تاریک سرد نشان می‌دهد.

شکل 05-08g تاریخچه تکامل

شکل 05-08h شبیه سازی تکامل

 

به نظر می‌رسد که تشکیل کهکشان فرآیند بسیار پیچیده‌ای است که شامل تاریخچه ستاره سازی، تاریخ ادغام، جرم، اندازه، تکانه زاویه‌ای و محیط خارجی است. اما تحقیقات در سال 2008 نشان می‌دهد که جرم تنها عامل غالب در تعیین ویژگی‌های کهکشان‌های منفرد است. نمونه‌ای از حدود 200 کهکشان از یک بررسی آسمان برای انتشار هیدروژن خنثی (HI) با استفاده از خط طیفی هیدروژن در طول موج 21 سانتی متر انتخاب شده است. برای هر کهکشان در کاتالوگ، آنها تعدادی کمیت را اندازه گرفتند: 1. کل جرم هیدروژن. 2. عرض خط طیفی هیدروژن. 3. انتقال به قرمز. 4. تمایل نسبت به خط دید. 5. دو شعاع که به ترتیب حاوی 50% و 90% نور هستند. و 6. درخشندگی نوری در چهار باند رنگی مختلف. مشخص شد که شش جزء مستقلی که آنها برای توصیف کهکشانهای نمونه خود استفاده می‌کنند، همگی با یکدیگر و با یک جزء اصلی – جرم کهکشان – همبستگی دارند. این یافته با پیشرفت جرم در بین انواع سازگار است.

 

محدوده جرم کهکشان‌ها در شکل 05-08i نشان داده شده است که در آن کهکشان‌های کوتوله در کمترین محدوده جرمی 107 – 108 Msun هستند، جرم کهکشان‌های نامنظم بین 108 – 1010 Msun است، محدوده کهکشان‌های مارپیچی 11010 – است. 1012 Msun، در حالی که کهکشان‌های بیضوی غول پیکر در محدوده 1012 – 1013 Msun قرار دارند. محدوده جرمی a را تشکیل می دهند

شکل 05-08i محدوده جرمی کهکشان‌ها

 

بنابراین، توالی پیوسته بدون همپوشانی اگر جرم کهکشان مشخص باشد، نوع آن مطابق شکل 05-08i خواهد بود. بالعکس، آنقدرها هم مستقیم نیست، زیرا اگر نوع کهکشان را بدانیم، محدوده‌ای از جرم در آن نوع وجود دارد.

 

یک رصد منفرد در سال 2009 کشف کرد که به نظر می‌رسد کهکشان‌های بیضوی از زمان 3 بیلیون سال پس از انفجار بزرگ تا امروز از نظر اندازه در حال گسترش هستند. با این حال، جرم این گونه کهکشان‌های بیضوی در تناقض با روابط مقیاس ثابت باقی می‌ماند.

 

یک رصد منفرد در سال 2009 کشف کرد که به نظر می رسد کهکشان های بیضوی از زمان 3 میلیارد سال پس از انفجار بزرگ تا امروز از نظر اندازه در حال گسترش هستند. با این حال، جرم این گونه کهکشان‌های بیضوی در تناقض با رابطه مقیاس‌پذیری بین

جرم کهکشان بیضوی و شعاع موثر برای کهکشان های نزدیک (شکل 05-08j). تصویر سمت چپ شکل، کهکشان‌های بسیار فشرده را نشان می‌دهد که به اجرام بزرگ‌تر و پراکنده‌تر تکامل یافته و فراوان‌تر شده‌اند. نمودار سمت راست رابطه مقیاس کهکشان های نزدیک (نقطه های سیاه) و کهکشان انتقال به سرخ بالا 1255-0 را نشان می دهد (در z = 2.186 در نماد قرمز، جرم دینامیکی به جرم به دست آمده از پراکندگی سرعت ستارگان اشاره دارد). تئوری کنونی پیش‌بینی می‌کند که کهکشان‌ها بر اساس قانون مقیاس‌پذیری احتمالاً با ادغام (فلش آبی) تکامل می‌یابند. مشاهده جدید حاکی از مسیر دیگری است که توسط فلش قرمز نشان داده شده است.

شکل 05-08j تکامل کهکشان بیضوی

 

تحقیقات بیشتری برای تایید مشاهدات غیر‌معمول مورد نیاز است. باید دید که آیا برای تکامل کهکشان های بیضوی به توضیحات متعارف یا بدیع نیاز داریم.

 

جدول 05-01 توالی تکاملی را خلاصه می‌کند. دوره زمانی t از یک برنامه کامپیوتری در مورد تکامل کیهانی با m = 0.26 و = 0.74 محاسبه می‌شود.

جدول 05-01 تکامل کهکشان‌ها

 

شکل 05-08k تکامل کهکشان‌ها را در قالب اجرام نجومی مختلف نشان می‌دهد که به گذشته نگاه می‌کنیم:

جسم کهکشانی

کهکشان‌های مجزای نزدیک (مثلث).

خوشه‌های کهکشانی مانند خوشه کما.

کهکشان‌های SDSS (Sloan Digital Sky Survey).

ابرخوشه‌ها (نوارهای خالی: صفحات راه شیری که نور را از بیرون سد می‌کنند).

GRB ( انفجار پرتو گاما) با فواصل شناخته شده (ستاره).

مرز بین کاهش شتاب کیهانی و شتاب در z = 0.7554.

اختروش‌های SDSS.

SN 1997ff، دورترین نوع ابرنواختر Ia در z = 1.7.

GRB 050904، دورترین GRB در z = 6.295.

دورترین اختروش SDSS در z = 6.42 (T 13.0 بیلیون سال).

دورترین کهکشان SDF (میدان عمیق سوبارو) در z = 6.578 (تا z = 6.96 در سال 2006).

دوره تشکیل اولین ستاره با z ~ 20.

پس زمینه مایکروویو کیهانی در z ~ 1100.

شکل 05-08k تکامل کهکشان‌ها

 

زمان نگاه T (به بیلیونها سال) از تغییر قرمز z با فرمول: T 13.7 x [1 – (1 + z)-3/2] محاسبه می‌شود. شکل 05-08l یک جدول زمانی کیهانی به روز شده را نشان می‌دهد که در شماره سپتامبر 2012 نجوم نشان داده شده است.

 

شکل 05-08l جدول زمانی کیهانی

 

نزدیک به پایان سال 2004، گزارش شده است که تلسکوپ مداری ناسا کهکشان اوولوشن کاوشگر حدود سه ده کهکشان درخشان و فشرده (Baby Galaxy) را در فاصله یک بیلیون سال نوری کهکشان راه شیری کشف کرده است.

کهکشان نوزاد این اجرام نور ماوراء بنفش قوی (از ستارگان تازه متولد شده و ابرنواخترهای در حال انفجار) ساطع می‌کنند، محتوای فلزی کمی دارند و به شکل حباب بی‌شکلی هستند. گاز کهکشان حاوی تنها 2 درصد از فراوانی عناصر سنگین یا فلزات خورشید است – بکرترین گاز کهکشانی که از زمان انفجار بزرگ دیده شده است (مناطق تشکیل ستاره در کهکشان راه شیری 100 تا 200 بیشتر از این عناصر را نسبت به کهکشان نوزاد دارند). تصور می‌شود که این نوع از اجرام نجومی بیش از 10 بیلیون سال پیش (چند بیلیون سال پس از انفجار بزرگ) وجود داشته باشد. چنین کهکشان‌های کوچک نزدیک احتمالاً به صورت یک ابر گازی کوچک در یک منطقه نسبتاً خالی از فضا شروع شده‌اند. بسیار آهسته رشد کرد تا اینکه پس از نزدیک به 13 بیلیون سال، چگالی کافی برای تشکیل ستارگان داشت. تصاویر بالای شکل 05-09a کهکشانهای بالغ و تازه متولد شده را در نور مرئی و فرابنفش مقایسه می‌کنند. تصویر پایینی کهکشان کوچک I Zwicky 18 است که تنها 45 میلیون سال نوری فاصله دارد. نزدیکی کهکشان به دوربین پیشرفته هابل اجازه داد تا چند هزار ستاره از 20000 ستاره تخمینی خود را شناسایی کند. رنگ و روشنایی ستارگان نشان می‌دهد که هیچ کدام بیش از 500 میلیون سال قدمت ندارند.

 

شکل 05-09یک کهکشان نوزاد

 

مشاهدات HST بیشتر در سال 2008 نشان می‌دهد که شکل‌گیری ستاره در I Zwicky 18 حداقل یک بیلیون – و شاید تا 10 بیلیون – سال پیش آغاز شده است، که باعث می‌شود کهکشان از بیشتر همسایگانش قابل توجه‌تر نباشد.

 

یک کهکشان دیگر در جهان اولیه در سال 2005 شناسایی شد. این کهکشان در نقطه ای حدود 800 میلیون سال پس از انفجار بزرگ قرار دارد. جرم آن هشت برابر کهکشان راه شیری است. این کشف شگفت‌انگیز بود، زیرا ستاره‌شناسان مدت‌ها این نظریه را مطرح کرده‌اند که کهکشان‌ها زمانی شکل می‌گیرند که ستارگان به تدریج در کنار هم قرار می‌گیرند و کهکشان‌های کوچکی قبل از کهکشان‌های بزرگ‌تر هستند. اکنون شواهد جدید نشان می‌دهد که فرآیند شکل‌گیری کهکشان‌ها خیلی زود شروع شده است. این کهکشان با نام HUDF-JD2 توسط محققان با استفاده از تلسکوپهای فضایی هابل و اسپیتزر ناسا کشف شد. این جسم قرمز کوچکتر در شکل 05-09b است. بررسی‌های دیگر نشان می‌دهد که کهکشان‌های پرجرم 700 میلیون سال پس از بیگ بنگ منشأ گرفته‌اند، در حالی که کهکشان‌های کوتوله ظاهراً قدیمی آخرین دوره‌های تشکیل ستاره را نشان داده‌اند.

 

شکل 05-09b HUDF-JD2

 

4 بیلیون سال پیش ملاحظات نظری همچنین نشان می‌دهد که کهکشان‌های اولیه در جهان اولیه ممکن است توسط ابرنواختر (همانطور که در شکل 05-08b نشان داده شده است) از بین رفته باشند و بنابراین قادر به پشتیبانی از “ادغام” نباشند. این شواهد جدید «نظریه درون به بیرون» را که ستاره شناسان در دهه 1990 گرامی داشتند، وارونه کرده است. اگر کاملاً اشتباه نباشد، حداقل ناقص است.

 

در سال 2010، رصدخانه فضایی هرشل آژانس فضایی اروپا شواهد قطعی برای افزایش چشمگیر تولد ستاره در جمعیت تازه کشف شده از کهکشان‌های پرجرم در کیهان اولیه به دست آورد. اندازه‌گیری‌ها این ایده را تأیید می‌کند که ستارگان با بیشترین سرعت در حدود 11 بیلیون سال پیش یا حدود 3 بیلیون سال پس از انفجار بزرگ شکل گرفته‌اند، و سرعت تشکیل ستاره‌ها بسیار سریع‌تر از حد انتظار است. رصدخانه فضایی هرشل یک تلسکوپ مادون قرمز با آینه‌ای به قطر 3.5 متر است که در سال 2009 به فضا پرتاب شد. این تلسکوپ برای مطالعه جزئیات اجرام دور با دوربین گیرنده تصویربرداری طیفی و فتومتریک (SPIRE) استفاده می‌شود.

 

گزارش میدان فوق عمیق هابل در سال 2011، قدیمی‌ترین کهکشان (تا به امروز) را در فاصله 13.2 بیلیون سال نوری از زمین یا 480 میلیون پس از انفجار بزرگ در یک جابجایی به سرخ حدود 8 نشان می‌دهد (شکل 05-09c). برخلاف حدود 60 کهکشان کشف شده در یک دوره تقریباً 650 میلیون سال پس از انفجار بزرگ، این جسم تنها نشان می‌دهد که کهکشان‌های بزرگی که به سرعت از کهکشان‌های کوچکتر در یک بازه کوتاه کمتر از 200 میلیون سال ساخته شده‌اند و سرعت تشکیل ستاره افزایش یافته است. ده برابر این کشف معما را در مورد منابع کافی برای یونیزه کردن مجدد هیدروژن خنثی در این دوره ایجاد می‌کند. مشاهدات بیشتر با هابل و جیمزوب برای رفع این اختلاف مورد نیاز است. مقاله‌ای در Nature Online در 13 آوریل 2012 گزارش می‌دهد که یک کهکشان بسیار قدیمی دیگر وجود داشته است.

 

شکل 05-09c قدیمی‌ترین کهکشان

 

در یک انتقال سرخ 9.6 یافت شد (حدود 490 میلیون سال پس از انفجار بزرگ). قدمت آن بیش از 200 میلیون سال نیست و تنها 1 درصد جرم راه شیری را دارد. بر حسب تصادف، دقیقاً در پشت یک خوشه کهکشانی قرار می‌گیرد که تصویر را 15 بار تقویت می‌کند و به جیمزوب امکان می‌دهد در آینده (~ 2018؟) بررسی دقیق انجام دهد.

 

N.B. بر‌اساس یک برنامه کامپیوتری در مورد تکامل کیهانی (همچنین به نظریه تورم و شتاب کیهانی مراجعه کنید)، برای m = 0.26 و = 0.74، سن جهان مربوط به z = 9.6 حدود 450 میلیون سال است، در حالی که حدود 600 میلیون سال است. برای z = 8. این مقادیر با سن های ذکر شده در بالا تفاوت دارند. این اعداد نیز با یکدیگر متناقض هستند.

 

از دهه 1990، ستاره شناسان گمان می‌کنند که در کنار انرژی تاریک و ماده تاریک، بخش بزرگی از ماده باریونی نیز وجود ندارد.

 

WHIM Detection WHIM Replenishing طبق داده‌های WMAP، ماده باریونی حدود 5 درصد از کل انرژی جرم-انرژی در جهان قابل مشاهده را تشکیل می‌دهد، یعنی حدود 2×1054 گرم. در دوران اولیه، این بخش از ماده باریونی عمدتاً اتم‌های هیدروژن خنثی بودند که می‌توان آن‌ها را در طیف جذبی به نام «جنگل آلفا لیمان» اندازه‌گیری کرد. به نظر می‌رسد که حدود 5 بیلیون سال پس از بیگ بنگ، تعادل در نگهداری جرم باریونی با تشکیل کامل کهکشان‌ها به هم ریخته بود.

 

ممیزی انواع مختلف اجزای کهکشانی

شکل 05-09d تشخیص WHIM

شکل 05-09e پر کردن WHIM

 

(مانند ستارگان، بقایای ستارگان، گاز خنثی، گاز یونیزه، غبار، سیارات، …) از طریق‌اندازه گیری اشکال مختلف تابش الکترومغناطیسی نشان می‌دهد که کل تنها 10/1 موجودی اولیه است. بقیه کجاست؟

پیشنهاد می‌شود که ماده باریونی از دست رفته به شکل گاز یونیزه شده است که به اندازه کافی داغ نیست که در اشعه ایکس شعله‌ور شود و بنابراین از شناسایی جلوگیری می‌کند. رصدخانه پرتو ایکس چاندرا با استفاده از تکنیکی مشابه تشخیص “جنگل آلفای لیمان” اما به جای هدف قرار دادن جذب در طیف اشعه ایکس، داده‌هایی را به دست آورده است که به وجود اکسیژن بسیار یونیزه اشاره می‌کند (شکل 05-09d). ). یک نظریه به روز تکامل کهکشانی پیشنهاد می‌کند که ستارگان و سیاهچاله‌ها ماده را به محیط بین ستاره‌ای و بین کهکشانی برگردانند (شکل 05-09e) در چرخه‌ای از کشیدن ماده سرد و بیرون ریختن گاز داغ برای تشکیل محیط بین کهکشانی گرم و داغ (WHIM). ). بنابراین، جهان باریونی عمدتاً گازی است، نه کهکشانی.

 

ماده تاریک گرم در سال 2013، مطالعه کامپیوتری کهکشان‌های کوتوله نشان داد که ماده تاریک سرد مانند WIMP شبیه‌سازی بسیار متراکم برای چیزهای واقعی ایجاد می‌کند. ماده تاریک داغ مانند نوترینوها خیلی سریع حرکت می‌کند تا در ساختارهای فشرده مانند کهکشانها مستقر شوند. فقط ماده تاریک گرم مانند نوترینوهای عقیم به علاوه اختلالات ناشی از انفجارهای ابرنواختر می‌تواند کهکشانهایی با چگالی مناسب ایجاد کند (شکل 05-09f). به نظر می‌رسد این کار با تشخیص WHIM همانطور که در بالا ذکر شد مطابقت خوبی دارد.

شکل 05-09f ماده تاریک گرم

 

روایات فوق در مورد یافتن انواع کهکشان ها در فواصل مختلف بسیار گیج کننده به نظر می‌رسد زیرا در زمان‌های مختلف خبری جمع‌آوری شده است. شاید خواندن یک ارائه منسجم با بررسی یک مرجع 73 صفحه ای در مورد “تشکیل کهکشان و تکامل” مفید باشد.

 

ترجمه: سارا سیدحاتمی

منبع:

Formation and Evolution of Galaxy

https://universe-review.ca/F05-galaxy07.htm