شاید “انرژی تاریک” در دوره‌های کیهانی دچار تغییر شود

[ßяɪcε]

اخترشناسان با استفاده از داده‌های حاصل از رصدخانه پرتو ایکس چاندرا ناسا و تلسکوپ پرتو ایکس نیوتن آژانس فضایی اروپا به شواهدی دست یافتند که نشان می دهد نیرویی نامرئی به نام «انرژی تاریک» که انتظار می رفت همواره ثابت باشد، با گذشت زمان شاید قوی‌تر شده است. اگر این نتیجه مورد تایید قرار بگیرد، می تواند اخترشناسان را مجاب کند تا پژوهش‌های قبلی خود دربارۀ تاریخچه و ساختار کیهان را دوباره بررسی کرده و احتمالا تجدید نظر نمایند.

دیدن لینک ها برای شما امکان پذیر نیست. لطفا ثبت نام کنید یا وارد حساب خود شوید تا بتوانید لینک ها را ببینید.

این عکس نشان می دهد که دانشمندان چگونه با تعیین فاصله نسبت به اختروش‌ها، اثرات انرژی تاریک را تا یک میلیارد سال پس از بیگ بنگ دنبال کرده‌اند. اختروش‌ها اجرام درخشانی هستند که با نور خیلی زیادی در فضا به درخشش خود ادامه می دهند. دو نمونه از اختروش‌هایی که به بیشترین میزان مورد مطالعه قرار گرفته‌اند، در عکس‌های چاندارا به تصویر کشیده شده‌اند.

به گزارش بیگ بنگ، بر اساس سناریوی غالبی که وجود دارد، جهان ما درصد کمی از مادۀ معمولی را در دل خود جای داده است. یک چهارم کیهان از ماده تاریکِ فرّار و گریزان تشکیل شده است. ما قادر به مشاهده این ماده نیستیم، اما از روی اثرات گرانشی آن به وجودش پی می بریم. بقیه قسمت‌های کیهان از انرژی تاریک تشکیل شده که رازآلودتر از ماده تاریک است. این انرژی که تقریبا ۲۰ سال قبل کشف شد، در انبساط فعلی جهان و شدت ِ شتاب آن تاثیرگذار بوده است. این مدل بر پایه طیف وسیعی از داده‌هایی استوار است که در طول چند دهه گذشته جمع‌آوری شده است. از تابش پس زمینه مایکرویو کیهانی (نخستین نور در تاریخ کیهان که تنها ۳۸۰۰۰۰ سال پس از بیگ بنگ آزاد شد و با جزئیات بی‌سابقه‌ای در طی عملیات پلانک آژانس فضایی اروپا مشاهده شد) گرفته تا مشاهدات محلی.

مشاهدات محلی شامل انفجارهای ابرنواختری، خوشه‌های کهکشانی و انحراف گرانشی ناشی از ماده تاریک در کهکشان‌های دوردست می باشد. از آنها می توان برای بررسی انبساط کیهان در دوره‌های اخیر تاریخچه کیهانی استفاده کرد. مطالعه جدید، به یک مسئله کیهانی دیگر (اختروش‌ها) اشاره می کند. اختروش‌ها می توانند شکاف میان این مشاهدات را پر کرده و زمینه را برای اندازه‌گیری انبساط کیهان تا ۱۲ میلیارد سال گذشته فراهم کنند.

در روش جدید، از داده‌های پرتو ایکس و فرابنفش برای تخمین فواصل اختروش‌ها استفاده شد. در اختروش‌ها، دیسکی از ماده در پیرامون سیاهچالۀ غول‌پیکر در مرکز کهکشان، نور فرابنفش تولید می کند. بعضی از فوتون‌های فرابنفش با الکترون در ابری از گاز داغ در بالا و پایین دیسک برخورد می کنند. این برخوردها می توانند انرژی نور فرابنفش را تقویت کرده و آنها را به حد انرژی پرتوهای ایکس برسانند.

این برهمکنش باعث ایجاد نوعی همبستگی میان مقادیر فرابنفش مشاهده شده و تابش پرتو ایکس می شود. این رابطه به درخشندگی اختروش بستگی دارد. با استفاده از این روش، اختروش‌ها به شمع استاندارد تبدیل می شوند. وقتی میزان درخشندگی معلوم باشد، میتوان یا میزان تابشِ مشاهده شده، فاصله تا اختروش‌ها را نیز بدست آورد. محققان داده‌های فرابنفش مربوط به ۱۵۹۸ اختروش را جمع‌وری کردند تا رابطه‌ای میان جریان پرتو ایکس و فرابنفش برقرار کنند. آنان سپس از این اطلاعات برای مطالعه میزان انبساط کیهان تا دوره‌های ابتدایی آن استفاده کردند. آنان با یافتن شواهدی به این نتیجه رسیدند که مقدار انرژی تاریک با گذشت زمان در حال رشد و افزایش است.

دکتر «الیزابتا لوسو»، محقق و اخترشناس در دانشگاه دورهام بیان کرد: «از آنجا که ما در اینجا روش تازه‌ای را به کار برده‌ایم، با برداشتن گام‌های اضافی نشان دادیم که این روش میتواند نتایج قابل اطمینانی در اختیارمان قرار بدهد. ما نشان دادیم که نتایج حاصل از این روش جدید، با نتایج حاصل از اندازه‌گیری ابرنواختری در ۹ میلیارد سال گذشته مطابقت دارد. لذا این اطمینان را به ما می دهد که میتوان به نتایج اعتماد کرد؛ حتی در ارتباط با دوره‌های ابتدایی جهان.»

دکتر لوسو و همکارش، دکتر «گوئیدو ریسالیتی» از دانشگاه فلورنس دقت بالایی در انتخاب اختروش‌هایشان به خرج دادند تا خطاهای آماری را به حداقل رسانده و از خطاهای سیستماتیکی که شاید به فاصله از زمین تا جرم سماوی مورد نظر مربوط باشد، پرهیز کنند. اگر این نتیجه تایید گردد، نشان می دهد که انرژی تاریک یک ثابت کیهانی است. اخترشناسان با استفاده از مشاهدات ابرنواختر قبلا گزارش کرده بودند که جهان ظاهرا سریع‌تر از آن چیزی که پیش‌بینی می‌شد، در حال انبساط است. دانشمندان مدعی شده‌اند که مطالعات و فیزیک جدیدی برای بررسی و توضیح این ناهمخوانی مورد نیاز است. جزئیات بیشتر این پژوهش در مجله Nature Astronomy منتشر شده است.