ماده‌ی تاریک، هستی یا نیستی

عالم تا کجا امتداد دارد؟ آیا این سوال بجایی است؟ فلاسفه قدیم به تفصیل به این سوال که هر کسی زمانی از خود پرسیده است، پرداخته اند اما فیزیکدانان و کیهانشناسان و طبیعیون جدید، این سوال را مشخص تر مطرح می کنند و پاسخ صریحی برای آن دارند: عالم آنجاست که ماده هست یا اثری از آن.
هنگام طرح اندیشه های انیشتین دیدیم که چگونه فضای عالم می تواند متغیر باشد، منبسط شود، بدون اینکه برای درک این انبساط احتیاج به فضای دیگری باشد. همین طور دیدیم که چگونه هندسه این فضا را ماده تعیین می کند.حتی هندسه فضا در جایی که ماده نیست، توسط ماده در نقاط دیگرفضا تعیین می شود اما توجه کنید که مجموع ماده موجود فضا را تعیین می کند. مثلا ممکن است جایی در عالم توزیع ماده به صورت یک پوسته کروی باشد که در داخل ان دیگر ماده ای نباشد. هر چه هست روی پوسته یا خا رج ان است. در این صورت فضای داخل پوسته جزو عالم به حساب می اید و هندسه ان را ماده روی پوسته تعیین می کند.
بدین ترتیب می بینیم که ماده موجود درعالم، مقدار و توزیع ان برای درک هندسه عالم و تغییرات زمانی و مکانی این هندسه بسیار اهمیت دارد. پس چه قدرماده درعالم هست؟ پاسخ به این سوال می تواند مساله دانشمندان را در مورد این سوال که در اینده چه بر سر عالم خواهد امد و اینکه ایا تا ابد انبساط خواهد یافت یا زمانی به بیشینه اندازه اش می رسد و سپس منقبض می شود حل کند. این وضعیت مثل نحوه حرکت سنگی است که از سطح زمین به طور عمودی پرتاب می شود. معمولا سنگ تا یک ارتفاع بیشینه می رسد و سپس سقوط می کند اگر سرعت اولیه سنگ را افزایش دهیم، سنگ قبل از سقوط تا ارتفاع بیش تری صعود می کند. با این حال این وضعیت فقط زمانی برقرار است که سرعت اولیه کم ترازسرعت بحرانی موسوم به «سرعت فرار» باشد. اگر سنگ با سرعتی بیش تر از سرعت فرار پرتاب شود، آنگاه از جاذبه زمین فرار خواهد کرد و هرگز باز نمی گردد. به بیان دیگر، اگر گرانش به اندازه کافی قوی باشد می تواند جهت سرعت سنگ راتغییر دهد و آن را برگرداند، اما اگر گرانش به اندازه کافی قوی نباشد، سنگ از زمین دورتر و دورترخواهد شد.
می توانیم انبساط عالم رابا سنگی مقایسه کنیم که از سطح زمین به طرف بالا پرتاب می شود. اگر نیروی گرانش ماده موجود در عالم به اندازه کافی زیاد باشد، سرانجام زمانی انبساط عالم متوقف خواهد شد و انقباض اغاز می شود. چون نیروی گرانش متناسب با مقدار ماده افزایش می یابد، سرنوشت عالم به مقدار ماده ای بستگی دارد که در حال حاضر درعالم وجود دارد. اگر چگالی ماده بیش ترازمقداربحرانی باشد، این جاذبه گرانشی در نهایت برانبساط فعلی عالم غلبه خواهد کرد وانقباض عالم اغاز خواهد شد. اگرسرعت انبساط عالم را بدانیم می توانیم مقدار چگالی بحرانی مورد نیاز برای توقف انبساط را تخمین بزنیم. ثابت شدهاست برای آن که در نهایت عالم منقبض شود، باید چگالی ماده حد ود ۵*۱۰-۳۰gmcm۳یا بیش تر باشد. این چگالی را«چگالی بحرانی» عالم می نامند و نقش مهمی در بحث هایمان خواهد داشت.
تا این جا که خوب بوده است. اکنون باید مقدار واقعی چگالی جرمی عالم را بدانیم. ایا مقدار ان بیشتر از چگالی بحرانی است، یا کم تر؟ اینده عالم به پاسخ این سوال بستگی دارد.
می توانیم به شرطی که تابش الکترومغناطیسی ماده به شکل های نور مرئی ، پرتوهای ایکس یا حتی امواج رادیویی باشد ، تخمین نسبتا خوبی از مقدار ماده مو جود در کهکشان ها، خوشه ها ، و ... ارائه کنیم. مدلسازی های نظری به همراه مشاهدات تلسکوپی که کل گستره طیف الکترومغناطیسی را پوشش می دهند ، این امکان را به ما می دهند که مقدار ماده مرئی مو جود در عالم را تعیین کنیم . ثابت شده است که سهم ماده مرئی در چگالی عالم کم تر از یک دهم چگالی بحرانی مورد نیاز برای توقف انبساط عالم است. بنابراین اگر همه ماده عالم مرئی باشد آن گاه عالم تا ابد انبساط خواهد یافت.
متاسفانه این همه داستان نیست. ثابت شده است که همه ماده عالم مرئی نیست! در واقع نزدیک به نود و پنج درصد ماده عالم «تاریک» است و هیچ تابش الکترومغناطیسی گسیل نمی کند. اگر این طور باشد با توجه به این که ماده تاریک بر دینامیک عالم حاکم است ضروری است که مقدار و نوع ماده تاریک موجود در عالم را تخمین بزنیم.
اما چگونه می توانیم مقدار ماده تاریک موجود در عالم را تخمین بزنیم. اخترشناسان برای اجرام مختلف از روشهای گوناگونی استفاده می کنند اما اساس همه انها جستجوی اثرات گرانشی است. مثلا کهکشان های مارپیچی را در نظر بگیرید. (این ها کهکشان هایی هستند که بیش تر ماد ه مرئی ان ها در صفحه قرص کهکشان قرار دارد) در اطراف چنین کهکشان هایی ابرهای هیدروژنی رقیقی وجود دارند که حول مرکزکهکشان (و در صفحه قرص کهکشانی) می چرخند. اگر چنین کهکشانی را از لبه نگاه کنیم ان گاه به نظر می رسد که این ابرهای کهکشانی در دو طرف کهکشان در جهت های مخالف در حرکت هستند یکی به سمت ما در حرکت است و دیگری در حال دور شدن از ماست. این ابرها تابشی به طول موج ۲۱ سانتیمتر گسیل می کنند ولی به علت اثر دوپلر برای ابرهای یک سر کهکشان قرمز گرایی و برای ابرهای انتهای دیگر ابی گرایی خواهیم داشت با اندازه گیری این جابجایی ها می توانیم سرعت این ابرها را تعیین کنیم و با دانستن سرعت و مکان ابرها می توان مقدار ماده موجود در کهکشان را که بر حرکت ابرها تاثیر می گذارند تخمین زد.
اخترشناسان پس از انجام تجزیه و تحلیل بالا به نتیجه بسیار شگفت انگیزی دست یافتند به نظر می رسد کهکشان هایی مثل کهکشان ما دارای جرمی معادل ده برابر جرم ماده مرئی باشند. این بدان معناست که «ماده تاریک» ده برابرپرجرم تر از ماده مرئی راه کاهکشان است! مطالعاتی که در مورد کهکشان های مختلف انجام شده است نیز این نتیجه را تایید کردند: همه کهکشان ها هاله هایی بزرگ از ماده تاریک در اطرافشان دارند که بخش مرئی شان فقط کسر ناچیزی از انها را تشکیل می دهد بیشتر نیروی گرانشی در کهکشان ناشی از ماده تاریک است و به همین دلیل دینامیک کهکشان عمدتا متاثر از هاله ماده تاریک است و نه ماده مرئی.
دلیل دیگری که می تواند وجود ماده تاریک را به اثبات برساند این است که خوشبختانه اثر ماده کهکشان روی حرکت ستاره های ان اندازه پذیر است. توزیع سرعت ستاره های کهکشان بستگی به توزیع ماده در محل کهکشان دارد. منجمان از روی حرکت ستاره ها دریافته اند که باید ماده به مقدار زیاد در هاله کهکشان دور از مرکز کهکشان وجود داشته باشد تا بتوان حرکت ستاره ها را در داخل کهکشان توضیح داد ستاره های دور از مرکز کهکشان سریعتر از ان می گردند که تنها ماده مرئی ستاره ها بتواند ان را توضیح دهد. محاسبات نشان می دهد که ما از کل ماده کهکشان تنها حدود ۲۰ % ان را به صورت ستاره های شبیه خورشید می بینیم. سپس حدود ۸۰% باید به صورت ماده تاریک باشد.
هم چنین این دلایل را اخترشناسی هلندی به نام یان اوورت برای اثبات وجود ماده تاریک به شیوه دیگری به کار گرفت. او یکی از نخستین کسانی بود که در اوایل دهه ۱۹۳۰ پی برد که تنها راه توضیح رفتار ستاره ها در نزدیکترین همسایگی ما این است که وجود ماده ای تاریک و نامرئی را فرض کنیم که قسمت اعظم فضا را پر کرده است. در ان موقع اخترشناسان ثابت کرده بودند که هر یک از ستاره های دراه کهکشان در مداری به دور مرکز کهکشان می گردد. منظومه شمسی ما در فاصله ای حدود دو سوم کل مسافت تا مرکز این منظومه چرخان در حومه های کهکشانی واقع است. بررسی جزئیات ستاره های مجاور میسر است، و اخترشناسان پی برده اند که هیچ یک از انها دقیقا در صفحه ای واحد حرکت نمی کند بلکه در مدار خود به دور کهکشان به بالا و پایین هم نوسان می کند.
● نیروهای نامرئی
البته اورت نتوانست تک ستاره ای را تماشا کند که به این طریق به بالا و پایین حرکت می کند. چنین تغییراتی در ظرف هزاران یا میلیونها سال صورت می گیرد. اما وی از روی توزیع کلی ستاره ها در بالا و پایین صفحه کهکشان و با انداره گیری سرعت انها توانست نتیجه بگیرد که ستاره های مرئی خودشان در یک سوم نیروی گرانشی که انها را در جای خود نگه می دارد دخیل اند.
از ان پس اخترشناسان دیگری به کمک اخترشناسی رادیویی و سایر تکنیکها پی برده اند که همان میزان جرمی از ابرهای سرد گاز و غبار در میان ستاره ها پراکنده است که در داخل تمام ستاره های مرئی اما حتی همین جرم همراه با خود ستاره ها فقط دو سوم جرم گرانشی مورد نیاز برای توضیح دینامیک موضعی کهکشان به حساب می اید باید ماده تاریک بسیار بیشتری در عالم وجود داشته باشد.
ماده تاریک نادیدنی را می توان بر حسب عددی به نام نسبت جرم به نور (M/L) اندازه گیری کرد. این عدد بنابر تعریف برای خورشید یک است: یک جرم ماده خورشیدی به شکل یک ستاره یک درخشندگی نور خورشیدی ایجاد می کند. بنابر ارقامی که اوورت به دست آورد، در همسایگی ما M/L حدود ۳ است. اما این عدد برای کل کهکشان بزرگتر است.
بررسیهای مربوط به چگونگی چرخش کهکشانهایی مانند راه کاهکشان خودمان نشان می دهند که ستارگان درخشان در داخل هاله ای سیاه فرو می روند و گرانش این هاله قرص ستارگان را در همه جا با سرعت یکسانی به چرخش در می آورد.
نکته شگفت انگیزی که در مورد ماده تاریک وجود دارداین است که این ماده در ابعادی تقریبا سه تا چهار برابر بزرگ تر از ماده مرئی پراکنده شده است. در حقیقت تاکنون اخترشناسان نتوانسته اند «لبه» هاله ماده تاریک را در اطراف هیچ یک از کهکشان های مارپیچی تعیین کنند.
● کهکشانهای مارپیچی
در دهه ۱۹۸۰/۱۳۶۰ تکنیکهای طیف نمایی چندان پیشرفت کرد که اخترشناسان می توانستند چرخش کهکشانهای مارپیچی یعنی منظومه هایی شبیه کهکشان خودمان را به دقت اندازه گیری کنند. قسمت مرئی هر کهکشان مارپیچی از یک بر امدگی مرکزی پر ستاره تشکیل می شود که قرص نازکی از ماده ستاره ای ان را احاطه کرده است. نسبت انها تقریبا مانند نسبت زرده و سفیده تخم مرغ در نیمروست. اگر تصادفا لبه کهکشانی در اسمان به سوی ما متوجه شود اندازه گیری سرعت چرخیدن قسمتهای مختلف قرص از طریق قرار دادن شکاف باریکی در عرض تصویر قرص در مکانهای مختلف و اندازه گیری تغییر مکان دوپلر درطیف در فواصل گوناگون از بر آمدگی مرکزی میسر خواهد بود. اخیراً این روش از حوزه مرکز بعضی کهکشانها فراتر رفته و با بهره گیری از روشهای نجوم رادیویی سرعت ابرهای گاز هیدروژن که باز هم جزئی از ان قرص است را اندازه گیری می کنند.
هرگاه اخترشناسان نمودار سرعت ستاره ها را در فواصل مختلف از هسته ان ترسیم کنند به یک منحنی چرخشی دست پیدا می کنند که معمولاً تا حد زیادی متقارن است. در یک سمت این کهکشان در فاصله ای از مرکز آن، ستاره ها با همان سرعتی به طرف ما در حرکتند که ستاره های طرف دیگر کهکشان در همان فاصله از مرکز ان از ما دور می شوند . این امر شگفت انگیز نبود. اما اخترشناسان وقتی به حیرت افتادند که پی بردند در خارج از درونیترین نواحی یک کهکشان مارپیچی درهر دو طرف هسته، سرعت حرکت ستاره ها در تمام طول قرص کمیت واحد و یکسانی است. به زبان اختر شناسان: منحنیهای چرخش بسیار تخت اند.
● هسته درخشان ، هاله نامرئی
این امرعجیب بود، زیرا اخترشناسان بیشترین مقدار جرم واقع در کهکشان مارپیچی را متمرکز در هسته مرکزی درخشان آن، که تعداد زیادی ستاره در آنجا بود فرض کرده بودند. اگر چنین می بود، در این صورت ستاره های دورتر از هسته بایستی در مدراشان آهسته تر حرکت می کردند.
این همان چیزی است که در مورد سیارات بیرونی منظومه شمسی خودمان پیش می آید (قسمت اعظم جرم منظومه شمسی در خورشید، یعنی در مرکز آن، متمرکز است). سیارات بیرونی در مدارشان نسبت به سیارات داخلی تر آهسته تر حرکت می کنند.
آسانترین راه برای توضیح تختی منحنیهای چرخش این است که تصور کنیم مقدار زیادی ماده تاریک در اطراف هر کهکشان مارپیچی به صورت یک هاله غول آسای پنهان پراکنده شده است. اگر این هاله تقریبا کروی باشد، در این صورت در حین چرخش، ستاره های مرئی و درخشان را، درست به همان طریقی که می بینیم با، خودش به اطراف می کشد. به بیان دیگر ، قسمت اعظم جرم کهکشانی مارپیچی شبیه به کهکشان خودمان با ستاره های درخشان هسته (یا حتی ستاره های موجود در قرص) ربطی ندارد ، و نسبت جرم به نور دست کم ۵ است.
دلیل دیگری که می تواند وجود ماده تاریک را ثابت کند، این است که اندازه گیری دمای گاز خوشه ها که چند میلیون درجه دما دارند اشعه x ساطع می کنند و بیشتر ماده معمولی مان کهکشانی ها را تشکیل می دهند . می تواند عمق پتانسیل گرانشی به وجود آمده در اثر ماده تاریک را تعیین کند. به علاوه مقدار گاز میان یک خوشه کهکشانی را می توان به وسیله انحراف کوچکی که در تشعشع مایکرویو پس زمینه کیهانی به وجود می آورد، به دست آورد .
● بررسی در ابعاد وسیعتر عالم
نکته شگفت انگیز دیگری هم در مورد ماده تاریک وجود دارد، به نظر می رسد این ماده در ابعادی تقریبا سه تا چهار برابر بزرگ تر از ماده مرئی، پراکنده شده است. در حقیقت تاکنون اخترشناسان نتوانسته اند «لبه» هاله ماده تاریک را در اطراف هیچ یک از کهکشان های مارپیچی تعیین کنند. به یاد دارید که ایده وجود ماده تاریک بر پایه مشاهدات مربوط به جابجایی های دوپلری تابش۲۱cm ابرهای هیدروژنی، شکل گرفت. این ابرهای هیدروژنی را فقط تا فاصله مشخصی از کهکشان می توان آشکار کرد؛ بنابراین مشاهدات مربوط به ماده تاریک را نمی توان به ناحیه هایی فراتر از جاهایی که ابر های هیدروژنی حضور دارند گسترش د د.
برای برخی از کهکشان ها این فاصله در حدود۷۰ Kpc است درحالیکه اندازه کهکشان فقط۲۰kpc است . به نظر می رسد هاله ماده تاریک تا فراتر از فاصله ۷۰kpc هم گسترش دارد ولی هیچ اطلاعی نداریم که در این ناحیه ها چه اتفاقی می افتد. البته این اعداد از هر کهکشانی تا کهکشان دیگر فرق می کند اما بر اساس همه مشاهدات نکته این جاست که ماده مرئی فقط بخش کوچکی را در میان ساختارهای عظیم ماده تاریک اشغال می کند . اما درباره ساختارهای بزرگ تر از کهکشان چه می توان گفت؟
هر گاه از مقیاس تک کهکشان ها فراتر رویم سطح بعدی ساختار موجود در عالم را خوشه های کهکشانها که از چند کهکشان معدود تا چند صد کهکشان را شامل می شوند به وجود می اورند . سرعت هر کهکشان دریک خوشه را می توان با استفاده از پدیده دوپلربه دست اورد و مقدار جرم در هر کهکشان را می توان به کمک درخشندگی ان بر اورد کرد فرض می کنیم که نسبت جرم به نور حدود ۱ است.
● خوشه های کهکشانی
فریتس تسویکی، اخترشناس سوییسی؛ نخستین کسی بود که راه این بررسی ها را گشود. تقریباً در همان موقع که اوورت داشت شواهدی را از ماده تاریک در مقیاسی عظیم را اغاز کرد. اوحرکت کهکشانها را در خوشه کهکشانهای گیسو اندازه گرفت و دید که کهکشانهای منفرد این خوشه با چنان سرعتی حرکت می کنند که این مجموعه می بایستی تا کنون از هم پاشیده باشد . اما خوشه گیسو هنوز هم وجود دارد .
چنان به نظر می رسید که خیلی قبل در هنگام جوانی عالم، بایستی کهکشانهای متحرک از هم دور می شدند، و خوشه از هم گسیخته می شد. وقتی به سایر خوشه ها نگاه می کرد، چیز مشابهی را هم در آنها یافت، تمام کهکشانهای موجود در آنها باسرعت زیادی از هم دور می شدند و گرانش ماده ای که می بینیم نمی توان آنها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.
به مدت دهها سال ، هر چند که تمامی شواهد همچنان دلالت می کردند که خوشه های کهکشانها حاوی مقادیر عظیمی ماده تاریکند ، با نسبتهای جرم به نوری اب ۳۰۰ ، معدودی اختر شناس بودند که نسبت به این مساله نگرانی به خودر اه دادند. در دهه ۱۳۱۰/۱۹۳۰ ، مفهوم عالم در حال انبساط و حتی این واقعیت که عالم خیلی فراتر از کهکشان انبساط پیدا می کند ، ایده های جدیدی به شمار می آمدند . وجود متحمل ماده تاریک در مقایسه با پدید اوردن تصویری کلی از منشاء و تکوین عالم و در واقع خود کهکشانها معمایی کوچک وفرعی به نظر می رسید . بالاخره دردهه ۱۳۴۰/۱۹۶۰ مدل مهبانگ (انفجار بزرگ ) به مثابه مدل استاندارد عالم ، به تدریج جا افتاد ، و بالاخره پس از انکه مدل مهبانگ تثبیت شد اختر شناسان توجه زیادی را به جزئیات یافتن توضیحی برای رفتار دینامیکی کهکشانهای مو جود درخوشه ، مبذول داشتند .
یکی از پیروزیهای نظریه مهبانگ این بود که به نظر می رسید توضیح می دهد که چقدر ماده باید در عالم وجود داشته باشد . پیشگوییها با مقدار ماده ای که می بینیم ، منطبق به نظر می رسید . تابش زمینه میکرو موجی کیهانی مشهور ، که آرنوپنز یاس و رابرت ویلسون ، اختر شناسان آمریکائی در سال ۱۳۴۴/۱۹۶۵ کشف کردند ، به عنوان بقایای آ تشگویی تعبیر شد که عالم در آ ن زاده شد . از زمینه میکروموجی برای مشخص کردن و درجه بندی شرایط آ تشگویی اولیه بهره بردند . به کمک این درجه بندی ، مدل استانداردمهبانگ پیشگویی کرد که در مهبانگ هیدروژن اولیه باید دقیقاً به همان مقدار هلیم تبدیل می شد که توضیح دهد چگونه پیرترین ستاره ها از حدود ۲۵ درصد هلیم و ۷۵ در صد هیدروژ ن ساخته می شوند .
اما همین محاسبه ، مقدار کل ماده ای را که می تواند به شکل هیدروژن ،هلیم وبقیه عناصر شیمیایی آشنا(ماده باریونی) وجود داشته باشد ، محدود می کند . کیهان شناسان به خاطر انطباق شرایط دقیقی که در آنهلیم در آتشگویی مهبانگ ساخته شد ، با فراوانی هیدروژن و هلیمی که در عالم امروز یافت می شود ، ناگریز شدند چگالی کلی باریونهای موجود در عالم از باریون (همان نوع ماده ای که ما و هر چه پیرامونمان در زمین و تمام ستاره های در خشان از انها تشکیل می شوند ) ساخته شده اند ، برای کل عالم این چگالی به نسبت جرم به نور تبدیل می شود و عددی که برای ان به دست می آید کمتر از ۱۰۰ است.
در آغاز دهه۱۳۶۰/۱۹۸۰ ، این امر بتدریج به مسئله مورد علاقه اختر شناسان تبدیل شد . با بهبود تلسکوپها و تکنیکهای رصدی ، به شوا هدی دست یافتند که در مورد خوشه های کهکشانها ، M/L دست کم ۳۰۰ به دست آمد . اما بنابر نظریه مهبانگی که به تازگی جا افتاده و بسیار موفق بوده است ، گفته شده است که M/L برای تمام باریونهای عالم باید کمتر از ۱۰۰ باشد به نظر می رسید که مقدار زیادی جرم اضافی لازم است و همچنین واضح به نظر می رسید که این ماده نمی تواند وبه شکل باریون باشد .
در این صورت ، خود نظریه مهبانگ با ظهور ایده تورم دو گانه دستخوش دگرگونی شگرفی قرار گرفت، این ایده نخستین دوره عالم راتشریح می کند . در این دوره آتشگوی تولید ..که در آن هیدروژن به هلیم تحول یافت . تورم برخی از معماهای باقی مانده در باب مدل مهبانگ حل کرد ، و هم اکنون بخشی از خود مدل استاندارد به شمار می آید . اما در حالی که این مدل قسمتی از معضلات کیهان شناختی کهن را بر طرف می کند ، یک پیشگویی قطعی هم ، درباره چگالی عالم به جا می آورد . بنابراین مدل، در عالم باید ماده کافی وجود داشته باشد تا تمام کهکشانها و خوشه های کهکشانها را درست به همان ترتیبی که خوشه های کهکشانها به کمک گرانش کنار یکدیگر نگه داشته می شوند در دام گرانش نگه دارد. در این صورت، از آ ن پس باید چندان ماده در عالم وجود داشته باشد که نسبت جرم به نور کلی حدود ۱۰۰۰ ( بیش از سه برابر رقم مربوط به خوشه های کهکشانی ) باشد . باید ماده موجود در عالم دست کم ده بار، و شاید یکصد بار، بیشتر از آن باشد که می توان به کمک تمامی ماده باریونی تولید شده در آتشگوی مهبانگ توضیح داد.
آیا می دانید ماده تاریک از چه چیزی ساخته شده است؟ بیشتر کیهان شناسان بر این باورند که ماده تاریک از ذرات عجیبی ساخته شده است؛ ذراتی که فقط به طور ضعیف بر همکنش دارند و در مراحل بسیار اولیه تحول عالم به مقدار خیلی زیادی تولید شده اند.
● ماده تاریک از چه چیزی ساخته شده است؟
در ابتدا ممکن است این فکر مطرح شود که ماده تاریک هم مثل بقیه مولد عالم از پروتون ها و نوترون ها تشکیل شده است . علی القاعده یک کهکشان می تواند مقدار عظیمی از جرم را به صورت سیاراتی شبیه مشتری در خود جای دهد که ان قدر کم نورند که با تلسکوپ های موجود قابل آشکار سازی نیستند . با این حال شواهد غیر مستقیم حکایت از آن دارند که این طور نیست. بر اساس مشاهدات مربوط به فراوانی دوتریوم می توان در مورد چگالی عددی نوکلئون های موجود د رعالم قضاوت کرد . این قید ایجاب می کند که نوکلئون ها در بهترین حالت ممکن ، فقط ده درصد چگالی بحرانی را تشکیل دهند . مقدار ماده تاریک دیده شده در سیستم های مختلف آن قدر زیاد است که نمی تواند از جنس ماده معمولی باشد . بیش تر کیهان شناسان بر این باورند که ماده تاریک از ذرات عجیب تری ساخته شده است ؛ ذراتی که فقط به طور ضعیف بر همکنش دارند و در مراحل بسیار اولیه تحول عالم به مقدار خیلی زیادی تولید شده اند .
به عنوان مثال، ذره بنیادی نوترینو را در نظر بگیرید متناظر با سه لپتون ( الکترون ، میون ، تاو ) سه نوع نوترینو وجود دارد. البته این نوترینو ها در آزمایشگاه دیده شده اند و هیچ شکی درباره وجود آنها نیست. اما نکته مورد بحث جرم این ذرات است. همه آنچه از نتایج آرمایش ها می دانیم این است که جرم نوترینوی الکترون، نوترینوی میون و نو ترینوی تاو به ترتیبت از مقادیر ۱۲e و۲۵۰ KeV و۳۵MeV کم ترند، و البته جرم آ نها ممکن است صفر هم باشد. مثلاً نوترینوی میون ممکن است جرم ناچیزی در حدود۳۰ eV داشته باشد، بدون آنکه هیچ یک از نتایج مشاهدات آزمایشگاهی نقض شود. این جرم تقریباً سی میلیون مرتبه کمتر از جرم یک نوکلئون است، اما عالم نیز تقریباً تعداد نوترینوهایش سیصد میلیون برابر پروتون هاست. بنابراین، چگالی جرم کل ناشی از نوترینوها ممکن است ده برابر بیش تر از نوکلئون ها باشد و به همین دلیل است که این ذره احتمالاً همان ماده تاریک است. با این حال نوترینوها تنها احتمال ممکن برای ماده تاریک محسوب نمی شوند .
پس باید به دنبال نامزدهای دیگری برای ماده تاریک بود می دانیم که ماده تاریک به صورت غبار نیست چون مقادیر عظیم غبار ، نور کهکشانهای دور دست را تیره و تار می کند و هم چنین اینکه قسمت عمده ماده تاریک به شکل سیاهچاله یا ستاره نوترونی نیست . چرا که ریزش گاز و غبار به این گردابهای گرانشی آن قدر پرتو x تولید می کند که مسلماً بخش بیشتری از آن را می توان آشکار کرد . از جمله نامزدهایی که برای ماده تاریک در نظر گرفته اند به اسامی کوتوله های قهوه ای ، کوتوله های سیاه ، سیاره های مشتری وار و سرانجام ذرات عجیب بر می خوریم . کوتو له های قهوه ای د ر واقع ستاره های نارس هستند ، نه در جرگه سیاره ای گازی مثل مشتری قرار می گیرند و نه آنقدر بزرگند که به ستاره تبدیل شوند . این گونه کوتوله ها ممکن است د رداخل کهکشانها به وجود آمده باشند . اگر ماده تاریک کهکشان ما که باید به تعداد زیاد در هاله کهکشان موجود باشد از این کوتوله ها تشکیل شده باشد ، چگونه می توان آن را یافت ، در حالی که نمی درخشند و تاریک است ؟ خوشبختانه جرم نیروی گرانش تولید می کند ؛ و دیدیم که چگونه گرانش سراب تولید می کند ، یعنی کوتوله ها می توانند شبیه به یک عدسی عمل کنند برای ستاره هایی که در خط دید ما ، پشت آنها قرار گرفته اند . اما چون این اثر بسیار ضعیف است ؛ اولا باید نزدیکبرین کهکشان به خودمان را بگیریم و دوم اینکه به چه روشی اثر بسیار ضعیف عدسی گرانشی را دریابیم . این کار حساس و بسیار ظریف را دو گروه از منجمان چند سال پیش به عهده گرفتند . در میان ۴ میلیون ستاره از ابر ماژلان که این دو گروه بررسی کرده اند سه مورد پیدا شده است که از خود اثر عدسی گراشی نشان می دهند . محاسبات آماری بر مبنای این کشف ، نشان می دهد که بخش اعظم ماده تاریک کهکشان ما را احتمالا کوتوله های قهوه ای ، که در این ارتباط «ماخو» نامیده می شوند، تشکیل می دهد.
کوتوله های سیاه نقطه پایان حیات ستاره های کم جرمند. ولی تا ستاره ای به کوتوله سیاه تبدیل شود دست کم ۱۰ میلیارد سال باید بگذرد . عمر کهکشان ها هم در همیمن حدود است . آیا اصلا در کهکشان ما کوتوله سیاهم به وجود آمده است ؟ سیاره های مشتری وار را باید در کنار ستاره مادرشان جستجو کرد و تاکنون این جستجو به نتایج مثبتی نرسیده است . می ماند ذرات عجیب ، یا ذرات فرضی مثل آکسیون ، گراویتون ، نوترالینو و ... گروهی از ذرات فرضی به نام ویمپ ( مخفف عبارت انگلیسی به معنی ذرات پر جرم با بر هم کنش ضعیف) ذراتی هستند که با شکلهای دیگر ماده به راحتی بر هم کنش نمی کنند این ذره ها ممکن است بسیار سنگینتر از پروتون ها باشند اما با فراوانی کمتر . اگر چنین ذره ای وجود داشته باشد باید آن را به فهرست ذرات تولید شده در عالم آغازین اضافه کنیم . در حال حاضر آزمایش هایی انجام می شود تا این ذرات را بیایند . کشف ذره ای در آزمایشگاه که احتمالا سازنده ماده تاریک است شناخت ما را از عالم متحول می کند و ارتباطی جالب توجه بین فیزیک در کوچکترین و بزرگترین مقیاس برقرار می کند .
● کم نورترین کهکشان عالم ؛ نامزدی دیگر برای ماده تاریک
گروهی از ستاره شناسان به سرپرستی « دانیل زاکر » از موسسه ستاره شناسی ماکس پلانک آلمان ، کم نورترین و کوچکترین کهکشان عالم را در نزدیکی کهکشان معروف آندرومدار مرسوم به (M۳۱) کشف کردند . این کهکشان ، یک کهکشان ، یک کهکشان کروی کوتوله و بسیار کم نور با قطر ۳۰۰۰ سال نوری است که در فاصله تقریبی ۵/۲ میلیون سال نوری از زمین قرار دارد . این کهکشان کوتوله دارای کمترین روشنایی سطحی در میان کلیه کهکشانهای شناخته شده است و روشنایی آ ن هزار بار کمتر از کهکشان راه شیری است .
به گفته ذاکر کشف این کهکشان مهمی به ستاره شناسان برای حل مسأله ماده تاریک در عالم است . بر اساس نظریه های کیهان شناختی ، ماده تاریک در جریان انفجار بزرگ به وجود آمد و با انبساط جهان به صورت توده ای شکل د رآمد و بدین ترتیب بذر اولیه کهکشانها در عالم پاشیده شده اما بعد از آن ماده قابل رؤیت موجود در عالم ، به علت سرد شدن بیش از اندازه توسط ماده تاریک جذب شد . با موجه به محاسبات صورت گرفته د رمورد مقدار ماده تاریک موجود د رعالم ، تعداد کهکشانهای اقماری کهکشانهایی مانند راه شیری و آندرومدا بایستی ۱۰۰ برابر بیشتر از تعدادی باشد که ستاره شناسان تا کنون موفق به کشف آنها شده اند ، کشف این کهکشان کوتوله و کم نور ممکن است بخشی از مسأله ماده تاریک عالم که قبلاً قابل رؤیت نبود را حل کند .
● ماده تاریک با دو مزه : داغ و سرد
اختر شناسان ماده تاریک را به دو دسته داغ و سرد تقسیم می کنند این دو نوع ماده تاریک به الگوهای مختلف افت و خیز چگالی در عالم منجر می شوند و د ر نتیجه برای شکل گیری ساختارها ، مراحل تحولی مختلفی به دست می آید.
برای شروع نخست ، باید مفهوم داغ و سرد در ارتباط با ماده تاریک را بشناسیم . همان طور که قبلاً دیدیم شواهد بسیاری وجود دارد مبنی براین که ماده تاریک از نوعی ذره بنیادی عجیب تشکیل شده است چون فرض می شود که ماده تاریک از نظر الکتریکی خنثی است ، ویژگی کلیدی این ذره بنیادی جرم آن خواهد بود . فرض کنیم جرم آن در مقایسه با سایر ذرات بنیادی شناخته شده بسیار کم باشد . الکترون با جرمی در حدود ./۵ M ev ، سبک ترین ذره شناخته شده است . ( البته فقط ذراتی با جرم غیر صفر را د رنظر می گیریم ؛ به عنوان مثال ، فوتون دارای جرم صفر است)حال فرض می کنیم ذره ماده تاریک دارای جرم ۱۰ev ، یعنی پنجاه هزار مرتبه سبکتر از الکترون باشد . درعالم بسیار اولیه با توجه به این که همه ذرات با یکدیگر بر خورد می کردند و بر همکنش داشتند به دمای مشترکی رسیده بودند و می دانیم که تمای یک سیستم معیاری است ازانرژی جنبشی تک تک ذرات . بنابراین د رعالم بسیار اولیه ، هم ذرات ماده تاریک و هم الکترون ها می بایست انرژی جنبشی یکسانی می داشتند . اما با توجه به این که ذره ماده تاریک بسیار سبک تر از الکترون است ، برای آن که انرژی جنبشی یکسانی با الکترون داشته باشد ، بسیار سریع تر حرکت می کرد . همچنان که عالم سرد می شد ، مرحله ای فرا رسید که ذره ماده تاریک کاملاً از بقیه ماده جدا شد . البته هنوزهم با سرعت بسیار زیادی حرکت می کرد . صفت « داغ » بدان معناست که وقتی ذره ماده تاریک از بقیه ماده جدا شد ، همچنان با سرعت خیلی زیاد ( تقریباً قابل مقایسه با سرعت نور ) حرکت می کرد .
از سوی دیگر، اگر ذره ماده تاریک بسیار سنگین تراز ذرات بینادی شناخته شده باشد ، وضعیتی که توصیف شد برعکس می شود . به عنوان مثال ، جرم پروتون۱Gev است. حال ذره ماده تاریکی با جرم ، مثلاً ۵۰Gev را در نظر بگیرید . بر اساس استدلال بالا ، نتیجه می گیریم که در عالم آغازین چنین ذره ماده تاریکی با سرعتی بسیار کم تر از پروتون ها و الکترون ها حرکت می کرده است . بنابراین ، وقتی این ذره از بقیه ماده جدا شد ، سرعت بسیار کم تری داشته است . چنین ذره ماده تاریکی ، ماده تاریک « سرد » نامیده می شود .
در خلال حدود ۱۰ سال گذشته یکی ا زتلاشهای عمده اختر شناسان عبارت بوده است از تعیین این که آیا الگوی کهکشانها در آسمان بیشتر به الگوی مربوط به ماده تاریک سرد شبیه است یا به الگوی مربوط به ماده تاریک داغ . تفاوت عمده بین این دو الگو عبارت است از نفوذ دو نوع ماده تاریک در عالم اولیه ، دقیقاً پس از آتشگوی مهبانگ ( زمانی که تشکیل ستاره ها و کهکشانها شروع شد . )
در عالم ماده تاریک داغ ، نخستین ساختارهایی که تشکیل می شوند در مقیاس ابر خوشه های کهکشانها هستند ،که شکلشان شبیه به ورقه و رشته هایی است که شکسته باشند تا کهکشانها و ستاره ها را تشکیل دهند .
● ابر خوشه های کهکشانها
اما در عالمی تحت تسلط ماده تاریک سرد ، کمی پس از مهبانگ ، ساختار در مقیاسهای کوچک شروع به تشکیل می کند . کپه های ماده تاریک ، ماده باریونی را جذب می کنند و ستاره ها و کهکشانهایی که کنار هم گرد می آیند که ابر خوشه ها و رشته ها را می سازند .
هم نتایج نظری و هم شبیه سازیهای کامپیوتری کمک می کنند تا بفهمیم درعالم تحت تسلط ماده تاریک سرد باید انتظار چه نوع کپه ای شدن ماده را داشته باشیم . پیش بینی می شد که عالم تحت تسلط نوترینوهای داغ ساختار نسبتاً ساده ای ؛ مانند خانه های شانه عسل (هر چند که نه آنچنان منظم ) دارند که در آنها کهکشانهای درخشان فقط در صفحات معینی تشکیل می شوند . عالم ماده تاریک سرد در هم ریخته تر و پیچیده تر است ،‌ با ساختاری غنی تر که به عالم واقعی شبیه است . صفحات (ورقه ها ) و رشته ها تشکیل می شوند ، ‌اما به نحو پیچیده تری در هم می تابند و فضاهای خالی واقعاً هم به طور کامل خالی نیستند .

vostoday

منبع : صدای آسمان