തമോദ്രവ്യവലയം

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
Jump to navigation Jump to search
സിമുലേറ്റ് ചെയ്തെടുത്ത തമോദ്രവ്യവലയം

ഒരു താരാപഥത്തിന്റെ നമുക്കു കാണാവുന്ന ഡിസ്ക്കിന്റെ അരികുകളിൽ തുടങ്ങി അതിനെ വലയം ചെയ്ത് കാണുന്ന ഒരു സാങ്കല്പിക വലയമാണ് തമോദ്രവ്യവലയം(dark matter halo). ഇതിന്റെ പിണ്ഡം താരാപഥത്തിന്റെ നമുക്ക് അളന്നെടുക്കാവുന്ന പിണ്ഡത്തെക്കാൾ കൂടുതലായിരിയ്ക്കും എന്ന് വിശ്വസിയ്ക്കപ്പെടുന്നു. തമോദ്രവ്യത്താൽ നിർമ്മിതമാണെന്നു വിശ്വസിയ്ക്കപ്പെട്ടിരിയ്ക്കുന്ന ഈ വലയത്തെ ഇതുവരെ നേരിട്ട് നിരീക്ഷിയ്ക്കാൻ സാധിച്ചിട്ടില്ല. താരാപഥത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും വാതകങ്ങളുടെയും ചലനത്തെ നിരീക്ഷിച്ചതിൽ നിന്നുമാണ് ഇത്തരം ഒരു വലയത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം പരികൽപ്പിയ്ക്കപ്പെട്ടിരിയ്ക്കുന്നത്. താരാപഥങ്ങളുടെ ഉത്ഭവത്തെയും പരിണാമത്തെയും പറ്റി ഇന്നുള്ള അറിവുകൾ പ്രധാനമായും തമോദ്രവ്യത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്.[1][2]

ആകാശഗംഗയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണനിരക്കിന്റെ ആരേഖം ലംബഅക്ഷത്തിൽ താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗതയാണ് കാണിച്ചിരിയ്ക്കുന്നത്. തിരശ്ചീന അക്ഷത്തിൽ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള അകലവും.  മഞ്ഞനിറത്തിൽ അടയാളപ്പെടുത്തിയിട്ടുള്ളതാണ് സൂര്യൻ. നിരീക്ഷിയ്ക്കപ്പെട്ട വേഗതയുടെ കർവ് നീലനിറത്തിൽ അടയാളപ്പെടുത്തിയിരിയ്ക്കുന്നു. ആകാശഗംഗയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പൊടിപടലങ്ങളുടെയും പിണ്ഡത്തെ അടിസ്ഥാനപ്പെടുത്തി കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്ത വേഗതകൾ ചുവന്ന നിറത്തിലുള്ള കർവിൽ രേഖപ്പെടുത്തിയിരിയ്ക്കുന്നു. ഈ രണ്ടു വിലകൾക്കുമുള്ള വ്യത്യാസം വിശദീകരിയ്ക്കണമെങ്കിൽ ഒന്നുകിൽ തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ സഹായം തേടണം. അല്ലെങ്കിൽ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ മാറ്റിയെടുക്കണം.[3][4][5]

ഗാലക്സി റോടേഷൻ കർവുകൾ തമോദ്രവ്യവലയത്തിന്റെ തെളിവുകൾ ആയി കണ്ടാൽ[തിരുത്തുക]

ഒരു താരാപഥത്തിന്റെ അരികുകളിൽ കാണപ്പെടുന്ന തമോദ്രവ്യം അതിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനത്തിൽ വളരെയേറെ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. അരികുകളിൽ വലിയതോതിൽ തമോദ്രവ്യം ഇല്ലെങ്കിൽ താരാപഥകേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകലുംതോറും അതിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിക്രമണവേഗത കുറഞ്ഞു വരും. സൂര്യനിൽ നിന്നും അകന്നു പോകുംതോറും ഗ്രഹങ്ങളുടെ വേഗത കുറഞ്ഞുവരുന്നതിന് സമാനമായ ഒരു പ്രതിഭാസമാണ് ഇത്. സർപ്പിളാകൃതിയുള്ള താരാപഥങ്ങളുടെ ന്യൂട്രൽ അറ്റോമിക് ഹൈഡ്രജൻ ലൈൻ സ്പെക്ട്രം പരിശോധിച്ച് അവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിക്രമണവേഗതകളുടെ (കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള അവയുടെ ദൂരത്തിനനുസരിച്ച്) ഒരു ആരേഖം ഉണ്ടാക്കിയെടുക്കാവുന്നതാണ്. എന്നാൽ ഈ ആരേഖം കാണിയ്ക്കുന്നത്, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുംതോറും അവയുടെ വേഗത കുറഞ്ഞുവരുന്നില്ല, പകരം സ്ഥിരമായി നിൽക്കുകയാണ് എന്നാണ്.[6] താരാപഥത്തിനുള്ളിൽ ഇത്തരം ഒരു പ്രതിഭാസത്തിന് കാരണമായേക്കാവുന്ന ദൃശ്യഗോചരമായ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. ഈ അഭാവം കാണാൻ കഴിയാത്ത ഒരു തരം ദ്രവ്യത്തിന്റെ (തമോദ്രവ്യം) സാന്നിധ്യമായി കണക്കാക്കാം. 1970 ൽ കെൻ ഫ്രീമാൻ ആണ് തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ ആശയം നിർദ്ദേശിച്ചത്. തുടർന്ന് മറ്റു പല പഠനങ്ങളും ഈ ഒരു ആശയത്തെ പിന്തുണച്ചു.[7][8][9][10]

ഇതും കൂടി കാണുക[തിരുത്തുക]

അവലംബങ്ങൾ[തിരുത്തുക]

  1. Alcock, C (10 October 2000). "The MACHO Project: Microlensing Results from 5.7 Years of Large Magellanic Cloud Observations". The Astrophysical Journal. 542: 281.
  2. Alcock, C (20 September 2000). "Binary Microlensing Events from the MACHO Project". The Astrophysical Journal. 541: 270–297.
  3. Peter Schneider (2006). Extragalactic Astronomy and Cosmology. Springer. p. 4, Figure 1.4. ISBN 3-540-33174-3.
  4. Theo Koupelis; Karl F Kuhn (2007). In Quest of the Universe. Jones & Bartlett Publishers. p. 492; Figure 16-13. ISBN 0-7637-4387-9.
  5. Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams (2004). An Introduction to Galaxies and Cosmology. Cambridge University Press. p. 21; Figure 1.13. ISBN 0-521-54623-0.
  6. Bosma, A. (1978), Phy. D. Thesis, Univ. of Groningen
  7. Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160,881
  8. Rubin, V. C., Ford, W. K. and Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238,471
  9. Bregman, K. (1987), Ph. Thesis, Univ. Groningen
  10. Broeils, A. H. (1992), Astron. Astrophys. J. 256, 19

കൂടുതൽ വായനയ്ക്ക്[തിരുത്തുക]

പുറംകണ്ണികൾ[തിരുത്തുക]

"https://ml.wikipedia.org/w/index.php?title=തമോദ്രവ്യവലയം&oldid=3127275" എന്ന താളിൽനിന്ന് ശേഖരിച്ചത്