ഗാലക്ടിക് റോട്ടേഷൻ കർവ്

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
Jump to navigation Jump to search
എം 33 ഗാലക്സിയുടെ റോടേഷൻ കർവ്. മഞ്ഞ നീല എറർ ബാറുകൾ അടയാളപ്പെടുത്തിയിരിയ്ക്കുന്നത് ഇതിലെ ദൃശ്യമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും മറ്റു വസ്തുക്കളുടെയും പിണ്ഡത്തെ അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തി കണക്കാക്കിയ കർവ് ആണ്. വെള്ള കർവ് ഗുരുത്വാകർഷണസിദ്ധാന്ത പ്രകാരം കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്ത വിലകളാണ്. ഈ രണ്ടു കർവുകളും തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം താരാപഥത്തിനു ചുറ്റും ഒരു തമോദ്രവ്യവലയം ഉണ്ടെന്നു വിചാരിച്ചാൽ വിശദീകരിയ്ക്കാവുന്നതാണ്.[1][2]

ഒരു താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ദൃശ്യഗോചരമായ മറ്റു പദാർത്ഥങ്ങളുടെയും താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റിയുള്ള സഞ്ചാരത്തിന്റെ വേഗതയെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരവുമായി ബന്ധപ്പെടുത്തി വരയ്ക്കുന്ന ആരേഖമാണ് ആ താരാപഥത്തിന്റെ ഗാലക്ടിക് റോടേഷൻ കർവ് എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. പൊതുവെ താരാപഥത്തിന്റെ അരികിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗത കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഒരേ ദൂരത്തായാലും രണ്ടു വശത്തും ഒരുപോലെ ആയിരിയ്ക്കില്ല. അതിനാൽ ഇവയുടെ ശരാശരി എടുത്തിട്ടാണ് ഗ്രാഫിൽ അടയാളപ്പെടുത്തുന്നത്. ഈ കർവിന്റെ കൂടെ ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം പ്രവചിയ്ക്കപ്പെട്ട വേഗതയും മറ്റൊരു ഗ്രാഫ് ആയി വരയ്ക്കുന്നു. എന്നാൽ ഈ രണ്ടു കർവുകളും തമ്മിൽ വലിയ ഒരു വ്യതിയാനം നിലനിൽക്കുന്നുണ്ട്. ഈ വ്യതിയാനത്തെ വിശദീകരിയ്ക്കാനായാണ് തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ ആശയം ഉരുത്തിരിച്ചെടുത്തത്.[3]

വിവരണം[തിരുത്തുക]

ഇടത്തുഭാഗത്ത് : സിമുലേറ്റ് ചെയ്യപ്പെട്ട, തമോദ്രവ്യം ഇല്ലാത്ത ഒരു ഗാലക്സി, വലത്ത്: തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം മൂലം നിവർന്ന റൊട്ടേഷൻ കർവ് ഉള്ള ഗാലക്സി. വലത് ഭാഗത്തെ ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെല്ലാം ഒരേ വേഗതയിലാണ് കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുന്നത്.

ഒരു താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റി സഞ്ചരിയ്ക്കുന്നുണ്ട്. അവയുടെ സഞ്ചാരവേഗത കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുമുള്ള അവയുടെ അകലത്തിനനുസരിച്ച് മാറിക്കൊണ്ടിരിയ്ക്കുന്നു. ഈ വേഗതയെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുമുള്ള അവയുടെ അകലത്തെ ആസ്പദമാക്കി ഒരു ആരേഖത്തിൽ രേഖപ്പെടുത്തി കിട്ടുന്ന കർവിനെയാണ് ഗാലക്സി റോടേഷൻ കർവ് എന്നു വിളിയ്ക്കുന്നത്. സർപ്പിളാകൃതിയുള്ള താരാപഥങ്ങളുടെ ഇരുവശത്തേയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗത ഒരുപോലെ അല്ലാത്തതിനാൽ അവയുടെ ശരാശരി എടുത്താണ് ഗ്രാഫിൽ രേഖപ്പെടുത്തുന്നത്.

എന്നാൽ പ്രധാന പിണ്ഡം മധ്യത്തിലും ഈ പിണ്ഡത്തിനെ ആസ്പദമാക്കി ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ഒരു കൂട്ടം ഗോളങ്ങൾ ചുറ്റിലുമുള്ള സാധാരണ ഗുരുത്വാകർഷണ സിസ്റ്റങ്ങളിൽ കാണപ്പെടുന്ന വേഗതയുടെ വിതരണവുമായി ഈ വിലകൾ ഒത്തുപോകുന്നില്ല. കെപ്ലർ നിയമപ്രകാരം കേന്ദ്രത്തിനോട് അടുത്ത ഗോളങ്ങൾ ഉയർന്ന വേഗതയിലും കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും അകലെയുള്ള ഗോളങ്ങൾ കുറഞ്ഞ വേഗതയിലുമാണ് സാധാരണ ഗുരുത്വാകർഷണ സിസ്റ്റങ്ങളിൽ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുന്നത്. എന്നാൽ താരാപഥങ്ങളിൽ കേന്ദ്രത്തോട് അടുത്തും അകലെയുമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരേ വേഗതയിലാണ് കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റുന്നതായി കാണുന്നത്. ഇത്തരം ഒരു വേഗതാവിതരണത്തെ ന്യായീകരിയ്ക്കണമെങ്കിൽ അത്രയധികം പിണ്ഡം താരാപഥത്തിൽ വിതരണം ചെയ്യപ്പെട്ടിരിയ്ക്കണം. എന്നാൽ നമുക്ക് ദൃശ്യമായ പിണ്ഡം അളന്നുനോക്കിയാൽ ഇത്രമാത്രം പിണ്ഡം ഒരു താരാപഥത്തിൽ കണ്ടെത്താൻ സാധിയ്ക്കില്ല.[4][5][6]

ഗുരുത്വാകർഷണനിയമങ്ങൾ പ്രവചിയ്ക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗതയും അവയുടെ അളന്നെടുക്കുന്ന വേഗതയും തമ്മിലുള്ള വ്യതിയാനമാണ് ഗാലക്സി റോടേഷൻ പ്രോബ്ലം എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. ഈ വേഗത കിട്ടണമെങ്കിൽ അത്രയ്ക്കധികം പിണ്ഡം ഗാലക്സിയിൽ ഉണ്ടായിരിയ്ക്കണം. എന്നാൽ ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിതരണവും അവയിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തി അളന്നെടുക്കുന്ന അവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ അളവും അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തിയാൽ ഈ വേഗതാവ്യതിയാനം വിശദീകരിയ്ക്കാൻ സാധ്യമല്ല. ഇതിനുള്ള ഒരു പരിഹാരം ഗാലക്സിയ്ക്ക് ചുറ്റും നമുക്ക് കാണാനോ അളക്കാനോ കഴിയാത്ത പിണ്ഡത്തിന്റെ (തമോദ്രവ്യം, ഡാർക്ക് മാറ്റർ) ഒരു വിതരണം ഉണ്ടെന്ന് പരികൽപ്പിയ്ക്കലാണ്. ഒരു താരാപഥത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ ഈ സാങ്കൽപ്പികവലയത്തെയാണ് തമോദ്രവ്യവലയം എന്ന് വിളിയ്ക്കുന്നത്.[7]

എന്നാൽ തമോദ്രവ്യം മാത്രമല്ല ഇതിനുള്ള വിശദീകരണങ്ങൾ. പ്രധാനമായും ഗുരുത്വാകർഷണ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ മെച്ചപ്പെടുത്തുക എന്നുള്ളതിലാണ് മറ്റു വിശദീകരണങ്ങൾ ശ്രദ്ധ കേന്ദ്രീകരിയ്ക്കുന്നത്. ഇതിൽ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ടത് 1983 ൽ പ്രൊഫസർ എറിക് ഫെർലിൻഡെ മുന്നോട്ടുവെച്ച മോഡിഫൈഡ് ന്യൂട്ടോണിയൻ ഡയനാമിൿസ് (MOND) ആണ്.[8][9]

ഇതും കൂടി കാണുക[തിരുത്തുക]


ഫുട്നോട്സ്[തിരുത്തുക]

  1. Data for the image are from Corbelli, E.; Salucci, P. (2000). "The extended rotation curve and the dark matter halo of M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 311 (2): 441–447. arXiv:astro-ph/9909252. Bibcode:2000MNRAS.311..441C. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x.
  2. The explanation of the mass discrepancy in spiral galaxies by means of massive and extensive dark component was first put forward by A. Bosma in a PhD dissertation, see
  3. Hammond, Richard (May 1, 2008). The Unknown Universe: The Origin of the Universe, Quantum Gravity, Wormholes, and Other Things Science Still Can't Explain. Franklin Lakes, NJ: Career Press.
  4. Bosma, A. (1978). The Distribution and Kinematics of Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies of Various Morphological Types (PhD). Rijksuniversiteit Groningen. Retrieved മെയ് 20, 2018 – via NASA/IPAC Extragalactic Database. Check date values in: |access-date= (help)
  5. "1996 November 8 meeting of the Royal Astronomical Society". The Observatory. 117: 129–135. June 1997. Bibcode:1997Obs...117..129.
  6. Bahcall, Neta A. (February 28, 2017). "Vera C. Rubin: Pioneering American astronomer (1928–2016)". Proceedings of the National Academy of Sciences (in ഇംഗ്ലീഷ്). 114 (9): 2099–2100. doi:10.1073/pnas.1701066114. ISSN 0027-8424. PMID 28167783. Retrieved മെയ് 20, 2018. Check date values in: |access-date= (help)
  7. Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. p. 4-8, Figure 1.4, Figure 1.4, Figure 1.7, Figure 1.8. ISBN 3-540-33174-3.
  8. For an extensive discussion of the data and its fit to MOND see Milgrom, M. (2007). "The MOND Paradigm". arΧiv: 0801.3133 [astro-ph]. 
  9. Choi, Charles (11 April 2012). "Who's Afraid of the Dark? Alternatives to Dark Matter". PBS.org. Retrieved May 20, 2018.

കൂടുതൽ വായനയ്ക്ക്[തിരുത്തുക]

ഗ്രന്ഥസൂചി[തിരുത്തുക]

പുറംകണ്ണികൾ[തിരുത്തുക]