ഗാലക്ടിക് റോട്ടേഷൻ കർവ്

ലഘുചിത്രം|400x400ബിന്ദു|സർപ്പിള ഗാലക്സി UCG11455 ന്റെ ഭ്രമണ വക്രം. നിരീക്ഷിച്ച ഭ്രമണം ഡാറ്റാ പോയിന്റുകളായി കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിൽ നിന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്ന ഭ്രമണം വരകൾ ഉപയോഗിച്ച് കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കൊണ്ട് വ്യത്യാസം വിശദീകരിക്കാം.

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.

## വിവരണം

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.

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.

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.

## ഇതും കൂടി കാണുക
*തമോദ്രവ്യം
*വേര റൂബിൻ
*തമോദ്രവ്യവലയം

## ഫുട്നോട്സ്

## കൂടുതൽ വായനയ്ക്ക്

*  Primary research report discussing Oort limit, and citing original Oort 1932 study.

## ഗ്രന്ഥസൂചി

* 
*  
* *Galactic Astronomy*, Dmitri Mihalas and Paul McRae.W. H. Freeman 1968.

## പുറംകണ്ണികൾ

* 
* The Case Against Dark Matter. About Erik Verlinde's approach to the problem. (Nov 2016)
വർഗ്ഗം:താരാപഥങ്ങൾ
വർഗ്ഗം:തമോദ്രവ്യം
വർഗ്ഗം:ഭൗതിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രം
വർഗ്ഗം:ജ്യോതിർഭൗതികം
വർഗ്ഗം:ഗാലക്റ്റിക് ജ്യോതിശാസ്ത്രം