عرض مصدر منحنى دوران المجره

[[ملف:Rotation_curve_of_spiral_galaxy_Messier_33_(Triangulum).png|تصغير| منحنى دوران المجرة الحلزونية مسييه 33 (نقاط صفرو وزرقاء مع أبوليس خطأ)، ومنحنى متوقع من توزيع المادة المرئية (خط رمادى). ممكن تفسير التناقض بين المنحنيين بإضافة هالة المادة المظلمة المحيطة بالمجرة.<ref>{{Cite journal|last=Corbelli|first=E.|last2=Salucci|first2=P.|year=2000|title=The extended rotation curve and the dark matter halo of M33|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=311|issue=2|pages=441–447|arxiv=astro-ph/9909252|bibcode=2000MNRAS.311..441C|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03075.x}}</ref><ref>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
</ref>]]
[[ملف:Galaxy_rotation_under_the_influence_of_dark_matter.ogv|تصغير|على اليسار: مجرة محاكاة بدون مادة مظلمة. على اليمين: مجرة ذات منحنى دوران مسطح ممكن توقعه مع المادة المظلمة.]]

'''منحنى دوران''' المجره القرصية (ويسمى كمان '''منحنى السرعة''' ) هو رسم بيانى للسرعات المدارية [[نجمه|للنجوم]] المرئية أو الغازات فى تلك المجرة مقابل بعدها الشعاعى عن مركز تلك المجرة. يتم تقديمه فى العاده بيانى كمؤامرة ، وتكون البيانات المرصودة من كل جانب من المجرة الحلزونية غير متماثلة بشكل عام، بحيث يتم حساب متوسط البيانات من كل جانب لإنشاء المنحنى. فيه تناقض كبير بين المنحنيات التجريبية المرصودة، والمنحنى ال من تطبيق نظرية الجاذبية على المادة المرصودة فى المجرة. النظريات اللى تتضمن المادة المظلمة هيا الحلول المفترضة الرئيسية لحساب التباين. السرعات الدورانية/المدارية للمجرات/النجوم مابتتبعش القواعد الموجودة فى الأنظمة المدارية التانيه زى النجوم/الكواكب والكواكب/الأقمار اللى معظم كتلتها فى المركز. تدور النجوم حول مركز مجرتها بسرعة متساوية أو متزايدة على مدى كبير من المسافات. فى المقابل، السرعات المدارية للكواكب فى الأنظمة الكوكبية والأقمار اللى تدور حول الكواكب تتناقص مع المسافة حسب قانون كبلر التالت . وده يعكس التوزيعات الجماعية جوه تلك الأنظمة. تقديرات كتلة المجرات بناء على الضوء اللى تنبعث منه منخفضة اوى بحيث لا يمكنها تفسير ملاحظات السرعة.<ref>{{Cite thesis|last=Bosma|first=A.|date=1978|title=The Distribution and Kinematics of Neutral Hydrogen in Spiral Galaxies of Various Morphological Types|degree=PhD|publisher=[[Rijksuniversiteit Groningen]]|url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March05/Bosma/frames.html}}</ref> مشكلة دوران المجرة هيا التناقض بين منحنيات دوران المجرة المرصودة والتنبؤ النظري، بافتراض وجود كتلة مسيطر عليها مركزى مرتبطة بالمادة المضيئة المرصودة. لما يتم حساب ملامح كتلة المجرات من توزيع النجوم فى الحلزونات ونسب الكتلة لالضوء فى الأقراص النجمية، فإنها لا تتدور مع الكتل المستمدة من منحنيات الدوران المرصودة [[جاذبيه|وقانون الجاذبية]] . الحل لده اللغز هو افتراض وجود المادة المظلمة وافتراض توزيعها من مركز المجرة لهالتها .

رغم أن المادة المظلمة هيا التفسير الاكتر قبول لمشكلة الدوران، فقد تم تقديم مقترحات تانيه بدرجات متفاوتة من النجاح. من البدائل الممكنة ، واحد من أبرزها هو ديناميكيات نيوتن المعدلة (MOND)، اللى تتضمن تعديل قوانين الجاذبية.

== تاريخ ==
 سنة 1932،  بقا [[يان اورت|جان هندريك أورت]] أول من ذكر أن قياسات النجوم فى الجوار الشمسى أشارت لأنها تتحرك بشكل أسرع من المتوقع عند افتراض توزيع الكتلة على أساس المادة المرئية، لكن تم تحديد دى القياسات بعدين على أنها غلطة بشكل أساسي.   سنة  1939، ذكر هوراس بابكوك فى أطروحته للدكتوراه قياسات لمنحنى دوران أندروميدا اللى أشارت علشان نسبة الكتلة لاللمعان تزيد شعاعى.<ref>{{Cite journal|last=Babcock|first=H. W.|year=1939|title=The rotation of the Andromeda Nebula|journal=[[Lick Observatory Bulletin]]|volume=19|pages=41–51|bibcode=1939LicOB..19...41B|doi=10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B}}</ref> وعزا ذلك إما لامتصاص الضوء جوه المجرة أو لالديناميكيات المعدلة فى الأجزاء الخارجية من المجرة مش لأى شكل من أشكال المادة المفقودة. تبين أن قياسات بابكوك تختلف لحد كبير مع تلك اللى  اتلقا عليها  بعدين ، وتم نشر أول قياس لمنحنى الدوران الممتد فى توافق جيد مع البيانات الحديثة  سنة  1957 على ايد هينك فان دى هولست ومعاونيه، اللى  درسوا M31 باستخدام تلسكوب دوينجيلو اللى طوله 25 متر. .<ref>{{Cite journal|last=Van de Hulst|first=H.C|display-authors=etal|year=1957|title=Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line|journal=[[Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands]]|volume=14|page=1|bibcode=1957BAN....14....1V}}</ref> و أظهرت ورقة مصاحبة لمارتن شميدت أن منحنى الدوران ده ممكن أن يكون مناسب منفىتوزيع كتلة مسطحة اكتر اتساع من الضوء.<ref>{{Cite journal|last=Schmidt|first=M|year=1957|title=Rotation and density distribution of the Andromeda nebula derived from observations of the 21-cm line|journal=[[Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands]]|volume=14|page=17|bibcode=1957BAN....14...17S}}</ref>  سنة  1959، استخدمت لويز فولدرز نفس التلسكوب لإثبات أن المجرة الحلزونية M33 كمان لا تدور زى ما هو متوقع حسب  لديناميكيات كبلر .<ref>{{Cite journal|last=Volders|first=L.|year=1959|title=Neutral hydrogen in M 33 and M 101|journal=[[Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands]]|volume=14|issue=492|page=323|bibcode=1959BAN....14..323V}}</ref>

فى تقريره عن [[NGC 3115]] ، كتب [[يان اورت|جان أورت]] أن "توزيع الكتلة فى النظام يبدو أنه لا علاقة له بالتقريب بتوزيع الضوء... يجد المرء أن نسبة الكتلة لالضوء فى الأجزاء الخارجية من NGC 3115  حوالى 250" .<ref>Oort, J.H. (1940), [http://adsabs.harvard.edu/abs/1940ApJ....91..273O Some Problems Concerning the Structure and Dynamics of the Galactic System and the Elliptical Nebulae NGC 3115 and 4494]</ref> فى الصفحة 302-303 من مقالته فى مجلته، كتب أن "النظام المضيء المكثف اوى يبدو مدمج فى كتلة كبيرة ومتجانسة لحد ما ذات كثافة كبيرة" و رغم أنه استمر فى التكهن بأن دى الكتلة ممكن تكون إما قزم خافت اوى النجوم أو الغاز والغبار بين النجوم، فقد اكتشف بوضوح هالة المادة المظلمة لهذه المجرة.

كان الهدف من تلسكوب كارنيجى (Carnegie Double Astrograph) هو دراسة مشكلة دوران المجرة.<ref>{{Cite journal|title=1947PASP...59..182S Page 182|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|bibcode=1947PASP...59..182S|last=Shane|first=C. D.|year=1947|volume=59|issue=349|page=182|doi=10.1086/125941}}</ref>

== ملامح كثافة هالة ==
علشان استيعاب منحنى الدوران المسطح، لازم يكون ملف تعريف الكثافة للمجرة وضواحيها مختلف عن تلك اللى تكون مركزة مركزى. تشير نسخة نيوتن من قانون كبلر التالت علشان ملف الكثافة الشعاعية المتماثل كروى {{Math|''ρ''(''r'')}} هو:

: <math>\rho(r) = \frac{v(r)^2 }{4 \pi G r^2}\left(1+2~ \frac{d\log~ v(r)}{d\log~ r}\right) </math>

{{Math|''v''(''r'')}} هو الشكل الجانبى للسرعة المدارية الشعاعية و {{Math|''G''}} هو ثابت الجاذبية . يتدور ده الملف بشكل وثيق مع توقعات ملف تعريف الكرة متساوى الحرارة المفرد حيث إذا كانت {{Math|''v''(''r'')}} ثابتة بالتقريب الكثافة {{Math|''ρ'' ∝ ''r''<sup>−2</sup>}} لبعض "نصف القطر الأساسي" الداخلى حيث يُفترض أن الكثافة ثابتة. الملاحظات لا تتوافق مع زى الملف البسيط ده ، كما ذكر نافارو وفرينك ووايت فى ورقة بحثية هامة سنة 1996.<ref name="NAVARROETAL1996">{{Cite journal|last=Navarro|first=J. F.|last2=Frenk|first2=C. S.|last3=White|first3=S. D. M.|year=1996|title=The Structure of Cold Dark Matter Halos|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1996-06-01_463_2/page/n178|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=463|pages=563–575|arxiv=astro-ph/9508025|bibcode=1996ApJ...462..563N|doi=10.1086/177173}}</ref>

== شوف كمان ==

* التحليل الطيفى طويل الشق
* نظرية الجاذبية غير المتماثلة
* قائمة المسائل غير المحلولة فى الفيزياء

== لينكات برانيه ==

* {{Cite journal|last=Bergstrom|first=Lars|date=2009|title=Dark Matter Candidates|journal=New Journal of Physics|volume=11|issue=10|page=105006|arxiv=0903.4849|bibcode=2009NJPh...11j5006B|doi=10.1088/1367-2630/11/10/105006}}
* [https://www.quantamagazine.org/20161129-verlinde-gravity-dark-matter/ The Case Against Dark Matter]. About [[اريك ڤيرليند|Erik Verlinde]]'s approach to the problem. (November 2016)

[[تصنيف:مجرات]]