Umbes 13 miljoni valgusaasta kaugusel Canes Venatici tähtkujudes on pilv. Keskendume Canes Venatici I-le, mis on vaid väike osa Virgo superklastrist ja liigub lihtsalt koos Universumi laienemisega. Selles näeme galaktikat, mis paistab rahva hulgast silma väga mõjuval põhjusel ... sellel on väga vähe või puudub üldse tume aine. Selle nimi? Messier 94.
Kui väga andekas Pierre Mechain 22. märtsil 1781 selle galaktika avastas, kulus kaks päeva, enne kui Charles Messier sai võimaluse kinnitada oma tähelepanekut ja kataloogida see objektiks 94. Messieri märkuste põhjal: “Täheta täht, südame kohal Charles [alpha Canum Venaticorum], tähe nr. 8, jahiseltsi koerte [Canes Venatici] kuuendas suurusjärgus, vastavalt Flamsteedile: Keskel on see hiilgav ja hägusus on pisut hajus. See sarnaneb uduga, mis asub Lepusest nr 79 allpool; kuid see on ilusam ja heledam: M. Mechain avastas selle 22. märtsil 1781. aastal (diam. 2.5 ′) ”.
Ehkki enamik vaatlejaid ja mõned teatmikud viitavad M94-le kui piiratud spiraalgalaktikale (Sb), on kõigi tähelepanuväärne tunnus kahe rõngaga struktuur - tõendid madala ionisatsiooniga tuumaemissioonijoone piirkonna (LINER) galaktilise tuuma kohta. Sisemine tuum on tähekujuline ring, kus paljud tähed moodustuvad kiiresti ja läbivad hämmastava kiirusega supernoovad. Nende tähepurustustega võib kaasneda ka galaktiliste jogade moodustumine, kuna aine langeb keskmisesse musta auku, moodustades resonantsmustri. C. Munoz-Tunon ütleb: „Umbmõõdu ja sisemise varda ajami kettagaasi liikumine, põhjustades sissepoole liikumisi väljaspool H II rõngast ja väljapoole just seespool, kogunedes seeläbi materjalile, mis käivitab tähe moodustumise rõngal. Keskosas juhib latt gaasi keskpunkti poole, mis selgitab tuumas olulist gaasi kogust, vaatamata fossiilse tähepurske olemasolule. Omapäraste liikumistena, mida kirjanduses on viidatud H II tsükli ioniseeritud gaasi suhtes, võib mõista sissetõmbegaasi, mis puutub kokku lööklainetega, mis tekivad H II rõnga tähesurma sõlmedest ja on tõstetud galaktika ketta kohal. HI-rõnga nähtava laieneva liikumise selgitamiseks kasutatavast tuumast väljapoole leviv tähtede moodustumise stsenaarium ei ole täielikult toetatud, pidades silmas HI-rõnga ja FUV-rõnga asukoha võrdlust. FUV-rõnga tipp on umbes 45 ″ -48 ″, mis võib osutada sissepoole liikuvale tähtede moodustumise stsenaariumile. ”
Kuid mõte on vaieldav. John Kormendy ja Robert Kennicutti töö järgi on võimalik, et see, mida me näeme, on lihtsalt vaatenurga põhjustatud tähepurustuse illusioon. “Universum on üleminekujärgus. Varastel aegadel domineeris galaktilises evolutsioonis hierarhiline rühmitamine ja ühinemine, protsessid, mis on vägivaldsed ja kiired. Kaugemas tulevikus on evolutsioon enamasti ilmalik energia ja massi aeglane ümberpaigutamine, mis tuleneb koosmõjudest, mis hõlmavad selliseid nähtusi nagu kangid, ovaalsed kettad, spiraalstruktuur ja triaksiaalsed tumedad halosid. Mõlemad protsessid on praegu olulised. Selles ülevaates käsitletakse sisemist ilmalikku evolutsiooni, keskendudes ühele olulisele tagajärjele - tihedate kesksete komponentide kogunemisele kettagalaktikates, mis näevad välja nagu klassikalised ühinemisel rajatud punnid, kuid mis on aeglaselt kettagaasist eraldatud. Me kutsume neid pseudobulgereid. ”
Sõltumata sellest, mis põhjustas kahekordse rõnga struktuuri ja kahanevad pöördekõverad - tõeline vastus on endiselt tabamatu. Kummalisel kombel tegi Messier 94 veelgi salapärasemaks 2008. aastal välja pakutud ettepaneku - tumeda aine puudumise.
Niisiis, miks peaks tume aine oluliseks? See on lihtne. Me teame selle gravitatsioonilist mõju nähtavale ainele ja seeläbi saame selgitada spiraalsete galaktikate tasapinnalisi pöördekõveraid, rääkimata tumedast ainest, millel on keskne roll galaktikate struktuuri kujunemisel ja galaktikate evolutsioonil. Me võlgneme need leiud Fritz Zwickyle, kes ütles meile, et kõrge massi ja valguse suhe näitab tumeaine olemasolu galaktikates - just nagu ta õpetas meile, et tume mateeria mängib rolli ka galaktikaparvedes. Dr Zwicky mõtteviis oli selleks ajaks radikaalne ... Kuid kas radikaalseks mõtlemiseks on veel ruumi? Miks mitte?
Joanna Jalocha, Lukasz Brateki ja Marek Kutschera töö kohaselt moodustavad M94 kogu materjali tavalised helendavad tähed ja gaas - ilma ruumi tumeda ainega. “Massi funktsioonide ja pöörlemisseaduste võrdlus eelmise jaotise lõpus illustreerib tõsiasja, et lamestatud massijaotusega mudelid on tõhusamad kui tavaliselt sfäärilise haloga mudelid. Esimesed on paremini arvestatavad nii suure pöörlemiskiiruse kui ka pöörlemiskõverate väikese skaala struktuuri osas ja on märgatavalt väiksema ainehulgaga kui viimased (pöörlemis- ja massijaotuse suhe kettamudelis on ketta gradientide puhul väga tundlik) pöördekõver). Ketasmudeli kasutamine on õigustatud sfäärilisuse tingimust rikkuvate pöördekõveratega galaktikate puhul. See on vajalik (ehkki mitte piisav) sfäärilise massjaotuse tingimus. Spiraalse galaktika NGC 4736 pöörlemist saab Newtoni füüsika raames täielikult mõista. Leidsime galaktikast massijaotuse, mis sobib suurepäraselt selle suure eraldusvõimega pöördekõveraga, I-riba heleduse jaotusega, mis annab madala riba massi ja valguse suhte 1,2 selles vöötmes kogumassiga 3,43 × 1010 M, ja on kooskõlas galaktika kaugemates osades täheldatud HI kogusega, jättes tumeda aine jaoks vähe ruumi (kui seda on). Märkimisväärne on see, et oleme selle järjepidevuse saavutanud ilma massiivse tumeda halo hüpoteesile tuginemata ega modifitseeritud gravitatsioone kasutamata.
On olemas spiraalgalaktikate klass, mis on sarnane NGC 4736-ga, kus sfääriline massjaotus suurema raadiusega ei domineeri. Kõige tähtsam on see, et selles piirkonnas tuleks pöördekõverad täpselt rekonstrueerida, et mitte massi jaotust ülehinnata. Antud pöördekõvera jaoks saab hõlpsalt kindlaks teha, kas kerakujulist halo võib suurtes raadiustes lubada või mitte, uurides pöördekõverale vastavat Kepleri massimassi funktsiooni (nn sfäärilisuse test). Kasutades pöördekõverast sõltumatut massijaotuse lisateavet, ületasime ketta mudeli piiriprobleemi, nii et antud pöördekõvera jaoks ei leitud massijaotust ainulaadselt, kuna see sõltus pöörlemiskõvera suvalisest ekstrapoleerimisest . ”
Rohkem selgitust? Seejärel astuge MOND - modifitseeritud Newtoni dünaamika juurde, kus galaktika pöörlemisprobleemi selgitamiseks kasutatakse Newtoni teise dünaamika seaduse (F = ma) modifikatsiooni. Selles öeldakse lihtsalt, et kiirendus ei ole lineaarselt võrdeline jõuga madalatel väärtustel. Kuid kas see töötab siin? Kes teab? Jacob Bekenstein ütleb: “Milgromi modifitseeritud newtoni dünaamika (MOND) paradigma võib kiidelda galaktika dünaamikaga seotud mitmete edukate ennustuste üle; need on tehtud eeldusel, et tume aine mängib olulist rolli. MOND nõuab Newtoni teooriast ekstragalaktilises režiimis, kus dünaamilised kiirendused on väikesed, kõrvalekaldumiseks gravitatsiooni. Siiani on MOND-i toetamiseks välja pakutud relativistlikud gravitatsiooniteooriad olnud kas Newtoni-järgsete üldrelatiivsuse testidega kokkupõrkel või pole osutanud olulist gravitatsioonilise läätse funktsiooni või rikkunud pühitsetud põhimõtteid, kuvades superluminaalseid skalaarlaineid või {a priori} vektorvälja.
Nii et järgmine kord, kui olete galaktikaid jälgimas, vaadake “Kassi silma” galaktikat. Isegi väike teleskoop paljastab selle ereda, vaieldava tuuma ja targa kuju. Ja tänu silmapaistvatele astrofotograafidele nagu Roth Ritter, lubatakse meil näha veel palju muud ...
Täname Roth Ritterit Põhja-Galaktikast tema uskumatu töö jagamise eest!
