ماده تاریک

[Dr.Akhavan]

  تاریک  



مقدمه

کیهان شناسان میزان موجود در عالم را با پارامتری به نام امگا مورد بحث قرار می‌دهند. در یک عالم بسته یعنی عالمی که جرم آن در حدی است که عاقبت در خود فرو می ریزد، امگا بیش از 1 تعریف می‌شود. در یک عالم باز یعنی عالمی که تا ابد اجزای آن در حال دور شدن از یکدیگر هستند امگا کمتر از 1 است و یک عالم مسطح بطور ایده‌آل امگایی برابر 1 خواهد داشت. میزان ماده قابل مشاهده موجود در عالم در حدود 0.05 = امگا است و به هیچ وجه بیش از آن نمی‌باشند. نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی در حدود 1 در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک 0.95 = امگا یا 95% عالم را تشکیل داده است.

اما در صورتی که واقع بینانه‌تر نگاه کنیم می‌بینیم که دانشمندان دلیلی برای بیشتر بودن اندازه امگا از 0.4 ندارند با این حساب میزان ماده تاریک 0.35 امگا خواهد بود که 88% جرم عالم است. می‌بینیم که 88% عالم ما کاملا ناشناخته است!!!



ماده تاریک را دیده‌اند !
90 درصد از کل عالم به شکل ماده تاریک است که اصلا دیده نمی‌شود، بنابراین اخترشناسان اوقات زیادی را به بررسی و نقشه برداری از این مواد صرف می‌کنند. نظریه پردازان در تلاشند تا از توزیع این ماده تاریک در عالم، نقشه‌ای ترسیم کنند. برخی از اخترشناسان معتقدند ماده تاریک به شکل کروی پیرامون کهکشانها قرار دارد، در حالی که جمعی دیگر معتقدند که این ماده تاریک به شکل صفحه‌ای در عالم پراکنده است. معضل اصلی اخترشناسان این است که نمی‌توانند این ماده را ببینند، بنابراین اظهار نظر قطعی درباره هر یک از دو نظریه فوق برایشان کاری بسیار سخت است.


برخی از شبیه سازیهای رایانه‌ای نوین نشان می‌دهند صفحات غباری که اطراف برخی از کهکشانها وجود دارد، ممکن است کار یافتن مکان توزیع ماده تاریک را آسان کند. اکثر کهکشانها در صفحه استوایی خود صفحه‌ای از گاز و غبار دارند، اما آنچه اخترشناسان برای تعیین چگونگی توزیع ماده تاریک به آن نیاز دارند، صفحه‌ای غباری است که کمی نسبت به استوای کهکشان کج باشد. چنین صفحه‌ای اخترشناسان را به رانش گرانشی ناشی از توده ماده تاریک راهنمایی می‌کند. یافتن چنین کهکشانی کار سختی است، اما اخیرا کهکشان عدسی مانندی به نام NGC4753 یافت شده است این خصوصیات را دارد.


این کهشکان از قدر 9.9 که در صورت فلکی صفحه گازی پیرامون NGC4753 با ماده تاریک اطراف آن سنبله واقع است و حدود 28 میلیون سال نوری از زمین فاصله دارد، مواد زیادی را از کهکشان دیگری ربوده است. این ربایش حدود 500 میلیون سال قبل یا حتی کمی دورتر از این روی داده است (زمان ربایش ماده از روی سرعت چرخش این کهکشان محاسبه می‌کنند.)

صفحه گاز و غبار پیرامون این کهکشان حدود 15 درجه با صفحه چرخش آن زاویه دارد.

اگر این اختلاف زاویه وجود نداشت، کل صفحه در فضای اطراف کهکشان پخش می‌شد و کهکشان شکل مسطح‌تری می‌یافت، اما اکنون با این اختلاف زاویه سرعت و حرکت و حتی جهت حرکت تغییر می‌یابد، از همین تغییرات می‌توان به تمرکز مواد تاریک و توزیع آن در کهشکان پی برد. شبیه سازیهای رایانه‌ای که از داده‌های رصدی این کهکشان بدست آمده است، پیچ خوردگیهای فراوانی را در صفحه غباری پیرامون آن نشان می‌دهد.


نتایج شبیه سازیها

شبیه سازیهای خاصی که برای کهکشان NGC4753 انجام شده است نشان می‌دهد که بیشتر ماده تاریک این کهکشان به صورتی کروی پیرامون کهکشان قرار گرفته است و کمی هم پخ شدگی دارد (مثل یک همبرگر بزرگ). اهمیت چنین بررسیها و شبیه سازیهایی در این است که اگر اخترشناسان برای بررسی یک کهکشان فقط به شکل آن در محدوده ماده روشنش بپردازند، هیچگاه داده‌های دقیقی بدست نخواهند آورد. در حالی که با اتکا به ماده تاریک هر کهکشان تا حد زیادی شکل حقیقی آن کهکشان بدست می‌آید.


ماده تاریک

همانطور که گفته شد کیهان شناسی که علم مطالعه آغاز، شکل گیری و تکامل عالم است هنوز نمی داند 99% عالم را چه چیز تشکیل داده است. به نظر می رسد جزء غیر قابل مشاهده، قسمت اعظم عالم را تشکیل داده است که قابل شناسایی نیست.


این ماده واقعا چیست؟ چگونه آن را بشناسیم؟

اثبات وجود ماده تاریک :


جاذبه دلیل وجود ماده تاریک

وجود یک پدیده را از دو روش می توان اثبات کرد: مشاهده مستقیم پدیده یا مشاهده تاثیر آن بر پدیده هایی که راحت تر مشاهده می شوند.

این مطلب که در آسمان شب چیزهایی هست که به راحتی دیده نمی شود و همیشه مورد توجه بوده است. هنگام استفاده از تلسکوپ یا رادیو تلسکوپ فقط اشیایی رصد می شوند که از خود نور یا امواج رادیویی گسیل می کنند. اما هر پدیده ای این خصوصیات را ندارد حتی سیاره خودمان زمین نیز به علت تاریکی بیش از حد قابل مشاهده نیست.


خوشه های کهکشانی

مقدار قابل توجهی ماده در بررسی خوشه های کهکشانی وجود دارد که ما نمی توانیم به آسانی آنها را ببینیم. خوشه هایی که از تجمع چند صد تا چند هزار کهکشان یا کهکشان های تک در فضا بوجود آمده اند. در دهه 1930، Zwicky Smith ، دو خوشه تقریبا نزدیک به هم Coma و Virgo را از لحاظ کهکشان های تشکیل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسی قرار دادند، و سرعتی که بدست آوردند چیزی بین 10 تا 100 برابر مقداری بود که انتظار داشتند.

معنی این چیست؟ در یک گروه از کهکشان ها مثل خوشه تنها نیروی موثر بر کهکشان ها گرانش است و این گرانش اثر کششی کهکشان ها بر یکدیگر است که باعث بالا رفتن سرعت آنها می شود.



سرعت می تواند مقدار ماده موجود در کهکشان را به دو طریق مشخص کند:


جرم خوشه ها

جرم بیشتر کهکشان باعث می شود نیروی شتاب دهنده به کهکشان نیز بیشتر شود.



شتاب و سرعت خوشه ها

اگر شتاب یک کهکشان خیلی زیاد باشد می تواند از میدان جاذبه خوشه خارج شود. اگر شتاب کهکشان بیش از سرعت فرار باشد، خوشه را ترک خواهد کرد.

به این ترتیب همه کهکشان ها سرعتی پایین تر از سرعت فرار (گریز) خواهند داشت. و با این نگرش می توان جرم کل خوشه را حدس زد که مقدار قابل توجهی از میزان مشاهده شده است. با این حال این نظریه به علت اینکه مبنی بر مشاهده بود و مشاهدات غالبا با اشتباه همراهند مدت طولانی مورد توجه قرار نگرفت.

هنگامی که به چیزی به وسعت یک خوشه کهکشانی نگاه می کنید با اینکه ممکن است سرعت ها زیاد باشند، در مقابل وسعت خوشه ها چیزی به حساب نمی آیند؛ پس مشاهده مداوم یک خوشه در طی چندین سال تصویر یکسانی از آن بدست می دهد. ما نمی توانیم کهکشان هایی را که بدون الگو حرکت می کنند با دقت ببینیم. پس یک کهکشان با سرعت زیاد ممکن است از خوشه جدا شده باشد یا اصلا متعلق به خوشه نباشد. حتی ممکن است بعضی از کهکشان ها، فقط مقابل کهکشان های دیگر، در راستای خط دید آنها باشند. با این حساب این کهکشان گمراه کننده خواهد بود.



منحنی حرکت انتقالی کهکشان ها

دلایل قابل اعتماد تری در دهه 1970 در پی اندازه گیری منحنی های دوران کهکشان ها ارایه شد. علت قابل اعتماد تر بودن آنها این است که اطلاعات موثق تری در مورد تعداد بیشتری کهکشان بدست می دهند.

از گذشته می دانستیم که کهکشان ها حول مرکز شان دوران دارند درست شبیه به چرخش سیارات به دور خورشید و مانند سیارات از قوانین کپلر پیروی می کنند. این قوانین می گویند سرعت چرخشی حول یک مرکز فقط به فاصله از مرکز و جرم موجود در مدار بستگی دارد.

پس با پیدا کردن سرعت چرخش یک کهکشان می توانیم جرم موجود در کهکشان را محاسبه کنیم. همان طور که در کناره های کهکشان میزان نور به سرعت کم می شود انتظار می رود سرعت چرخش نیز پایین بیاید ولی این اتفاق نمی افتد و سرعت در همان میزانی که محاسبه شده بود ثابت می ماند و این مطلب آشکارا نشان می دهد در کناره های کهکشان جرمی وجود دارد که ما نمی بینیم. این آزمایش در مورد چندین کهکشان حلزونی - از جمله کهکشان راه شیری خودمان - انجام شده و هر بار به همین نتیجه رسیده است. و این محکمترین و بهترین اثبات برای وجود ماده تاریک است.



مواد تشکیل دهنده ماده تاریک


حدس و گمان های زیادی در باره جنس ماده تاریک وجود دارد.


* ماده معمول

- سیارات

- ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوله های قهوه ای، کوتوله های سفید



* ماده عجیب

- نوترینوها

- ویمپ ها ( WIMPs )



ماده معمول

سیارات


ماده تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد، ولی سیاراتی مثل زمین به اندازه کافی جرم ندارند، پس ممکن است ژوپیترها تشکیل دهنده ماده تاریک باشند.

اما این نظریه چندین مشکل دارد، اول اینکه ما فرض کرده ایم سیارات فقط در اطراف ستارگان شکل گرفته اند، بنا بر این ستارگان به میزان بسیار کمی جرم آن ها را بالا می برند. با این حساب امگا = 0.005 خواهد بود که برای تشکیل دادن 88% جرم عالم کافی نیست.

دومین و مهمترین مشکل از ترکیب هسته ای مهبانگ ( Big Bang Nacleosynthesis ) ناشی می شود. در لحظه تولد عالم وقتی مهبانگ رخ داد عالم، ماده ای بسیار گرم، تشکیل شده از انواع ذرات بود، در حالی که عالم، بزرگ و بزرگتر، و به سردی می گرایید، ذرات ماده معمول مثل الکترون، نوترون و پروتون ها نیز سرد می شدند و اتمهای مواد موجود در عالم را تشکیل می دادند. غالب این اتمها مربوط به هلیوم و هیدروژن هستند.

BBN یک تئوری موفق است که نه تنها هیدروژن و هلیوم را به عنوان بیشترین عناصر جهان معرفی می کند بلکه نسبت آنها را نیز به درستی بیان می کند.

اما مسئله ای وجود دارد. مقدار هر ماده ای که تشکیل می شود، به میزان ماده معمول تشکیل دهنده اتم (ماده بارنوییک) بستگی دارد و BBN مقدار این ماده را برای عالم کنونی چیزی در حدود امگا = 0.1 پیش بینی می کند.

باید توجه کرد که این میزان ماده بارنوییک برای مواد قابل مشاهده در عالم ما زیاد است در نتیجه مقداری ماده معمول تاریک (از جمله سیارات و ستارگان سوخته) وجود دارد اما این مواد نمی توانند توجیه کننده سرعت خوشه و منحنی دوران آنها باشند.



ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوله های قهوه ای، کوتوله های سفید

ماده معمول دیگری که می تواند تشکیل دهنده ماده تاریک باشد ستارگانی هستند که جرم کافی برای سوختن و درخشان شدن ندارند- کوتوله های قهوه ای - یا ژوپیترها - ژوپیترها کوتوله هایی به مراتب (حدود 10 برابر) سنگین تر هستند و به صورت ستارگان بسیار کوچک و کم نور فعالیت دارند. اما این احتمالات مثل سیارات در مقابل BBN با مشکل مواجه می شوند و باز باریون کافی وجود ندارد. احتمال این نیز می رود که نظریه BBN اشتباه باشد ولی چون این نظریه تا کنون بسیار موفق بوده است به دنبال انتخاب های دیگری برای ماده تاریک هستیم.





ماده عجیب

این ماده آنقدر ها هم عجیب نیست. فقط ماده ای است که الکترون، نوترون و پروتون ندارد. بسیاری از چنین ذرات شناخته شده اند و چند مورد از آن ها در حد تئوری هستند تا بتوان مشکل ماده تاریک را حل کرد.

نوترینوها

نوترینوها ذرات بدون جرمی هستند که وجودشان ثابت شده و لی دلایلی وجود دارد که نشان داده گاهی اوقات جرم بسیار کوچکی دارند. در عالم مقدار بسیار زیادی از این ذرات وجود دارد، با این حال حتی یک جرم بسیار کوچک تر برای ماده تاریک پر اهمیت است. جرمی به اندازه 5000/1 جرم الکترون، امگایی به اندازه 1 بدست می دهد.

ویمپ ها ( WIMPs )

بیشتر انتخاب های ماده عجیت در دسته ویمپ ها – Weakly Interaching Massive Particles - قرار می گیرند. ویمپ ها دسته ای از ذرات سنگین هستند که به سختی با ذرات دیگر واکنش می دهند. از این ذرات می توان، تراسنیو ها و آکسیون ها را نام برد.