"തമോദ്രവ്യവലയം" എന്ന താളിന്റെ പതിപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം

ഒരു [[താരാപഥം|താരാപഥത്തിന്റെ]] അരികുകളിലെഅരികുകളിൽ കാണപ്പെടുന്ന തമോദ്രവ്യം അതിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനത്തിൽ വളരെയേറെ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. അരികുകളിൽ വലിയതോതിൽ തമോദ്രവ്യം ഇല്ലെങ്കിൽ താരാപഥകേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകലുംതോറും അതിലെ [[നക്ഷത്രം|നക്ഷത്രങ്ങളുടെ]] വേഗത[[Orbital speed | പരിക്രമണവേഗത]] കുറഞ്ഞു വരും. [[sun|സൂര്യനിൽ]] നിന്നും അകന്നു പോകുംതോറും [[planet | ഗ്രഹങ്ങളുടെ]] വേഗത കുറഞ്ഞുവരുന്നതിന് സമാനമായ ഒരു പ്രതിഭാസമാണ് ഇത്. എന്നാൽ സർപ്പിളാകൃതിയുള്ള താരാപഥങ്ങളുടെ [[H I region | ന്യൂട്രൽ അറ്റോമിക് ഹൈഡ്രജൻ]] ലൈൻ സ്പെക്ട്രം പരിശോധിയ്ക്കുന്നതിലൂടെ രൂപപ്പെടുത്തി എടുത്തപരിശോധിച്ച് അവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗതയുടെപരിക്രമണവേഗതകളുടെ (കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള അവയുടെ ദൂരത്തിനനുസരിച്ച്) ഒരു [[ആരേഖം]] ഉണ്ടാക്കിയെടുക്കാവുന്നതാണ്. എന്നാൽ ഈ ആരേഖം കാണിയ്ക്കുന്നത്, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുംതോറും അവയുടെ വേഗത കുറഞ്ഞുവരുന്നില്ല, പകരം സ്ഥിരമായി നിൽക്കുകയാണ് എന്നാണ്.<ref>Bosma, A. (1978), Phy. D. Thesis, Univ. of Groningen</ref> താരാപഥത്തിനുള്ളിൽ ഇത്തരം ഒരു നിരീക്ഷണത്തിന്പ്രതിഭാസത്തിന് കാരണമായേക്കാവുന്ന ദൃശ്യഗോചരമായ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. ഈ അഭാവം കാണാൻ കഴിയാത്ത ഒരു തരം ദ്രവ്യത്തിന്റെ (തമോദ്രവ്യം) സാന്നിധ്യമായി കണക്കാക്കാം. അതല്ലെങ്കിൽ ഇതുവരെയുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ മാതൃകകൾ മെച്ചപ്പെടുത്തിയെടുക്കേണ്ടി വരും. 1970 ൽ [[Ken Freeman (astronomer)|കെൻ ഫ്രീമാൻ]] ആണ് തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ ആശയം നിർദ്ദേശിച്ചത്. തുടർന്ന് മറ്റു പല പഠനങ്ങളും ഈ ഒരു ആശയത്തെ പിന്തുണച്ചു.<ref>Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J. 160,881</ref><ref>Rubin, V. C., Ford, W. K. and Thonnard, N. (1980), Astrophys. J. 238,471</ref><ref>Bregman, K. (1987), Ph. Thesis, Univ. Groningen</ref><ref>Broeils, A. H. (1992), Astron. Astrophys. J. 256, 19</ref>