مشكلة الباريون المفقود

في علم الكونيات ، تُعرف مشكلة الباريونات المفقودة بأنها تباين ملحوظ بين كمية المادة الباريونية المكتشفة بعد الانفجار العظيم مباشرةً وفي العصور اللاحقة. وقد وضعت رصدات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ودراسات التخليق النووي للانفجار العظيم قيودًا على وفرة الباريونات في الكون المبكر، حيث وُجد أن المادة الباريونية تُشكّل حوالي 4.8% من محتوى طاقة الكون. ^{[ 1 ] [ 2 ]} في الوقت نفسه، أظهر إحصاء للباريونات في الكون المرئي حديثًا أن المادة الباريونية المرصودة تُشكّل أقل من نصف هذه الكمية. ^{[ 3 ] [ 4 ]} يُعرف هذا التباين باسم مشكلة الباريونات المفقودة. وتختلف مشكلة الباريونات المفقودة عن مشكلة المادة المظلمة ، التي لا ترتبط بالباريونات بطبيعتها. ^{[ 5 ]}

يمكن الحصول على وفرة المادة الباريونية في الكون المبكر بشكل غير مباشر من خلال طريقتين مستقلتين:

• تتنبأ نظرية التخليق النووي للانفجار العظيم بالوفرة النسبية المرصودة للعناصر الكيميائية في رصد الكون الحديث. إذ يُفترض أن يؤدي ارتفاع عدد الباريونات في الكون المبكر إلى ارتفاع نسب الهيليوم والليثيوم والعناصر الأثقل مقارنةً بالهيدروجين. ^{[ 6 ] [ 7 ]} ويتطلب التوافق مع الوفرة المرصودة أن تُشكّل المادة الباريونية ما بين 4-5% من الكثافة الحرجة للكون .
• تحليلٌ مُفصّل للتقلبات الصغيرة (التباينات) في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB)، وخاصةً الذروة الثانية لطيف قدرة CMB . تتفاعل المادة الباريونية مع الفوتونات، وبالتالي تترك بصمةً مرئيةً على CMB. ^{[ 8 ]} كما يُشير تحليل CMB إلى نسبة باريونية تُقارب 5%.

إن قيد CMB أكثر دقة بكثير من قيد BBN، ^{[ 9 ] [ 10 ]} لكن الاثنين متفقان.

يمكن الحصول على كثافة المادة الباريونية مباشرةً بجمع جميع المواد الباريونية المعروفة. وهذا ليس بالأمر الهين، فمع أن جمع كثافة المادة المضيئة كالنجوم والمجرات أمرٌ سهل، إلا أن المادة الباريونية قد توجد أيضاً في صورة غير مضيئة، كالثقوب السوداء والكواكب والغاز بين النجوم شديد الانتشار . ومع ذلك، لا يزال بالإمكان القيام بذلك باستخدام مجموعة من التقنيات.

• باستخدام غابة ليمان-ألفا ، يمكن رؤية سحب من الغاز الباريوني المنتشر أو الغبار أحيانًا عند إضاءتها من الخلف بواسطة النجوم. ويمكن استخدام الأطياف الناتجة لاستنتاج الكتلة بين النجم والراصد.
• ظاهرة العدسات الجاذبية الصغرية . إذا تحرك كوكب أو جسم مظلم آخر بين الراصد ومصدر بعيد، فإن صورة المصدر تتشوه. ويمكن استنتاج كتلة الجسم المظلم بناءً على مقدار التشوه.
• تأثير سونيايف-زيلدوفيتش . يترك التفاعل بين فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي والإلكترونات الحرة بصمةً في هذا الإشعاع. هذا التأثير حساس لجميع الإلكترونات الحرة بغض النظر عن درجة حرارتها أو كثافة الوسط المحيط، وبالتالي يمكن استخدامه لدراسة المادة الباريونية التي لا تصل درجة حرارتها إلى مستوى يسمح برصدها.

قبل عام 2017، وُجد أن الباريونات تتوزع بنسبة 10% داخل المجرات، و50-60% في الوسط المحيط بالمجرات ، و30-40% غير مفسرة، وبالتالي فهي تمثل حوالي 70% من التنبؤات النظرية. ^{[ 4 ]}

كشفت المسوحات واسعة النطاق للمجرات في العقد الأول من القرن الحادي والعشرين عن نقص في الباريونات. وقد دفع هذا علماء الفيزياء النظرية إلى إعادة فحص نماذجهم والتنبؤ بضرورة تدفق الغاز بين المجرات وتجمعات المجرات.

بلغ عدد الباريونات المعروفة في الكون حوالي 60% من إجمالي الباريونات حتى حل مشكلة الباريونات المفقودة. وهذا يختلف عن تركيب الكون ككل، الذي يشمل الطاقة المظلمة والمادة المظلمة، حيث لا تشكل المادة الباريونية سوى 5% منه. ^{[ 19 ]} يوجد حوالي 7% من الباريونات في النجوم والمجرات، بينما يتركز معظمها حول المجرات أو عناقيد المجرات. تحتوي غابة ليمان-ألفا على حوالي 28% من الباريونات. ^{[ 17 ]} تم رصد المرحلة الدافئة من الوسط بين المجرات الدافئ (WHIM) بواسطة امتصاص الأشعة السينية اللينة في عام 2012، مما حدد 15% من إجمالي محتوى الباريونات. [ ^{4 ] [ 22 ] يمثل} الوسط بين العناقيد (ICM) حوالي 4% من إجمالي محتوى الباريونات. ويتكون في معظمه من الهيدروجين المتأين، ويشكل حوالي 10% من إجمالي كتلة عنقود المجرات؛ أما الباقي فهو المادة المظلمة. الوسط بين المجرات ( ICM) منخفض الكثافة، إذ يحتوي على حوالي 10⁻³ ^جسيم لكل سنتيمتر ^مكعب . وقد تم تأكيد وجود الوسط المحيط بالمجرات (CGM) عام 2003 بواسطة مرصد تشاندرا وتلسكوب إكس ملم-نيوتن . ويُعدّ الوسط المحيط بالمجرات كرة كبيرة تحيط بالمجرات، بنصف قطر يتراوح بين 70 و200 كيلوبارسيك. ^{[ 17 ]} ويمثل هذا الوسط 5% من إجمالي الباريونات في الكون. ^{[ 14 ]}

هناك ثلاث طرق رئيسية للكشف عن WHIM حيث توجد الباريونات المفقودة: تأثير سونيايف-زيلدوفيتش، وخطوط انبعاث ليمان-ألفا، وخطوط امتصاص المعادن.

تأثير سونيايف-زيلدوفيتش

يحدث تأثير سونيايف-زيلدوفيتش الحراري (tSZ) عندما تتشتت الفوتونات الناتجة عن تأثير كومبتون العكسي لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) بفعل الغاز المتأين. وللكشف عن الباريونات، يتشتت الغاز المتأين من الوسط بين الذرات الثقيلة والثقيلة (WHIM) بواسطة فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. يُحدد المعامل y قوة تأثير tSZ ويُعرّف كما يلي:

${\displaystyle y=\int {\frac {k_{\rm {B}}T_{e}}{m_{e}c^{2}}}n_{e}\sigma _{T}d\ell }$, ^{[ 23 ]}

أين${\displaystyle k_{b}}$هو ثابت بولتزمان ،${\displaystyle \sigma _{T}}$هو المقطع العرضي لثومبسون،${\displaystyle n_{e}}$كثافة عدد الإلكترونات ،${\displaystyle m_{e}c^{2}}$هي طاقة كتلة سكون الإلكترون ، و${\displaystyle T_{e}}$هي درجة الحرارة. يُمكّن إيجاد معامل y ومطابقته مع خريطة للخيوط الكونية من ملايين المجرات علماء الفلك من العثور على الإشارة الضعيفة من الوسط بين المجرات الساخنة والباردة. تُطابق إشارة معامل y من زوج من المجرات مع نموذج لهالات المجرات. تُطرح الإشارات للكشف عن إشارة بين المجرتين. ^{[ 23 ]} هذه الإشارة الناتجة هي الخيط. وللتأكد من أن الإشارة لا تأتي من أي مصدر آخر، يُنشئ علماء الفلك محاكاة تحكم يستخدمونها للمقارنة، ويتمكنون من تحديد أن هذا المصدر لا بد أن يكون من الوسط بين المجرات الساخنة والباردة. ^{[ 24 ]}

انبعاث ليمان-ألفا

تُكتشف خطوط انبعاث لايمان ألفا (Lyα) من الهيدروجين المتأين في الخيوط الكونية. يقوم مصدر، مثل الكوازار ، بتأيين الهيدروجين في الخيوط الكونية تاركًا انخفاضات قابلة للكشف في خطوط الامتصاص. ^{[ 25 ]}

خطوط امتصاص المعادن

خطوط امتصاص الأكسجين عالي التأين مثل O ⁺⁶ و O ⁺⁷ و O ⁺⁸ في الأشعة السينية اللينة عند طاقات تتراوح بين 0.6 و 0.8  كيلو إلكترون فولت. كثافة عمود هذه الخطوط${\displaystyle F(N_{O})}$يمكن اشتقاقها:

${\displaystyle \Omega _{O}={\frac {H_{0}m_{O}}{c\rho _{c}}}\int _{0}^{\infty }F(N_{O})N_{O}dN_{O}}$،

أين${\displaystyle \Omega _{O}}$هو وفرة أيون أكسجين معين،${\displaystyle H_{0}}$ثابت هابل ،${\displaystyle \rho _{c}}$الكثافة الحرجة${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}$[ ^{9 ]​}

بشكل عام، تُعدّ مشكلة الباريونات المفقودة مشكلة رئيسية لم تُحلّ بعد في الفيزياء. وقد اقترح العديد من العلماء تفسيرات لها، لكن لم يُقبل أي منها كحلّ كافٍ لهذه المشكلة.

نُشرت إحدى الادعاءات المتعلقة بحل هذه المشكلة عام 2017، عندما أعلن فريقان من العلماء عن عثورهما على أدلة تُشير إلى موقع الباريونات المفقودة في المادة بين المجرات. وكان يُفترض أن هذه الباريونات المفقودة موجودة على شكل خيوط ساخنة بين أزواج المجرات في الوسط بين المجرات الدافئ الساخن (WHIM). ونظرًا لأن هذه الخيوط منتشرة وليست ساخنة بما يكفي لإصدار أشعة سينية، يصعب رصدها. استخدم الفريقان تأثير سونيايف-زيلدوفيتش الحراري لقياس كثافة هذه الخيوط في الكون المحلي. فإذا كانت الباريونات موجودة هناك، فمن المفترض أن تفقد كمية من الطاقة عندما يتشتت ضوء إشعاع الخلفية الكونية الميكروي عنها. وتظهر هذه الطاقة على شكل بقع خافتة جدًا في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. هذه البقع خافتة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها مباشرة، ولكن عند دمجها مع توزيع المجرات المرئي، تصبح قابلة للرصد. وتصل كثافة هذه الخيوط إلى حوالي 30% من كثافة الباريونات، وهي النسبة التي ذكرها الفريقان بأنها الكمية المطلوبة لحل المشكلة. ^{[ 13 ] [ 26 ] [ 23 ] [ 16 ]} حتى لو افترضنا أنها دقيقة، فإن هذه الأعمال تصف فقط توزيع الباريونات بين المجرات القريبة ولا تقدم صورة كاملة للغاز الكوني في الكون المتأخر.

افترضت مقالة نُشرت عام 2021 أن حوالي 50% من جميع المواد الباريونية تقع خارج هالات المادة المظلمة ، وتملأ الفراغ بين المجرات، وأن هذا من شأنه أن يفسر الباريونات المفقودة التي لم يتم تفسيرها في ورقة بحثية نُشرت عام 2017. ^{[ 27 ]}

في أواخر العقد الأول من القرن الحادي والعشرين وبداية العقد الثاني منه، رصدت عدة مجموعات الوسط بين المجرات والوسط المحيط بالمجرات للحصول على المزيد من القياسات والملاحظات للباريونات لدعم الملاحظات الرئيسية. وقد تم اكتشاف الباريونات بشكل أو بآخر، لذا تعمل المجموعات على رصدها بمستوى أعلى من الدقة. وتشمل الطرق المستخدمة الأشعة السينية اللينة، وامتصاص OVI وOVII وOVIII. ^{[ 14 ]}

في عام 2019، رصد فريق بقيادة أورسوليا إي. كوفاتش امتصاصًا لخط OVII في طيف الأشعة السينية لـ 17 كوازارًا متراصًا، وهو ما يتوافق مع وجود مادة WHIM في خيوط ذات كثافة زائدة تتراوح بين 5 و9 أضعاف متوسط ​​الكثافة الكونية في حقب الكوازارات الفردية. ^{[ 12 ]} وفي عام 2020، أبلغ علماء الفيزياء الفلكية عن أول قياس مباشر لانبعاثات الأشعة السينية للمادة الباريونية في خيوط الشبكة الكونية. ^{[ 25 ] [ 14 ]} وتتفق كلتا النتيجتين مع فرضية أن مادة WHIM هي المسؤولة عن الباريونات المفقودة. ^{[ 12 ] [ 25 ]}