ماده تاریک و ماهیت ماده تاریک یکی از مواردی است که هنوز توسط کیهان شناسان توضیحی برای آن وجود ندارد. در حالی که انفجار بزرگ یا بیگ بنگ در حال حاضر به عنوان بهترین مدل برای پاسخ به این پرسش که چگونه هستی به حالت کنونی خود درآمده مورد قبول قرار گرفته است ولی این نظریه در تشریح و تفسیر برخی جنبه‌های مهم عالم ناکارآمد است. سوالات کلیدی و مهمی در مورد هستی وجود دارد که مدل انفجار بزرگ استاندارد قادر به پاسخگویی به آن‌ها نیست. البته این موضوع به معنای غلط بودن این نظریه نیست بلکه نشان‌دهنده نقص‌ در بخش‌هایی از این نظریه است که لازم است مدل بیگ‌بنگ یا انفجار بزرگ بیشتر به آن‌ها بپردازد. در این مطلب یکی از مواردی که مدل انفجار بزرگ یا بیگ بنگ قادر به توضیح آن نیست یعنی ماهیت ماده تاریک را بررسی می‌کنیم. در حال حاضر هشت سوال بی‌جواب در کیهان شناسی وجود دارد که نظریه استاندارد انفجار بزرگ قادر به پاسخ به آن نیست، یکی از این سوال‌ها ماهیت ماده تاریک است که در ادامه این مطلب این ماده را مورد بررسی قرار می‌دهیم.

ماهیت ماده تاریک

همانگونه که در مطلب اجزای کهکشان راه شیری گفتیم، ماده قابل رویت در هستی از جمله ستاره‌ها و ابرهای گازی تنها بخش کوچکی از هستی را شکل داده‌اند. بر اساس تخمین‌های جدید در حدود $$85\%$$ ماده در هستی ماده تاریک است و ماهیت این ماده هم چنان یک راز باقی مانده است. تا به حال از شما خواسته شده بود وجود این ماده را بدون تحقیق در مورد اینکه ماهیت آن چیست بپذیرید، اما حال وقت آن است که با این پرسش مواجه شویم که ماهیت ماده تاریک چیست؟ برای این منظور برخی موضوعاتی را که در مورد ماهیت ماده تاریک می‌دانیم را مرور می‌کنیم.

ماده تاریک باریونیک و ماده تاریک غیر باریونیک چیست؟

ماده تاریک باریونیک ماده‌ای غیردرخشان است که در آن عمده جرم به باریون‌ها و از همه بیشتر نوترون‌ها و پروتون‌ها مربوط است. ماده تاریک غیر باریونیک ماده‌ای غیردرخشان است که از مواد دیگری ساخته شده است.

فیزیک عالم اولیه به خصوص نوکلئوسنتز عناصر، محدودیت‌هایی بر چگالی ماده باریونیک اعمال کرده است. بر این اساس بیش از $$15\%$$ ماده در هستی نمی‌تواند باریونیک باشد. اگر بتوان به فیزیک عالم اولیه اعتماد کرد آنگاه مقداری از ماده تاریک احتمالاً باریونیک است اما بیشتر آن باید غیر باریونیک باشد. تصویر (1) فهم فعلی ما از ترکیبات هستی را به شکل خلاصه نمایش داده است.

چگالی عناصر عالم
تصویر 1: ماهیت ماده تاریک و بخش‌های اصلی تشکیل دهنده چگالی هستی. بر اساس تخمین‌های جدید، در حدود $$73\%$$ چگالی هستی ناشی از انرژی تاریک و در حدود $$27\%$$ باقیمانده مربوط به مواد از تمام انواع است. تنها $$4.4\%$$ مجموع جرم هستی ناشی از مواد باریونیک است (یعنی تقریباً $$15\%$$ از ماده) و تابش در حدود $$0.005\%$$ چگالی را تشکیل داده است.

سوالی که مطرح می‌شود این است که ماده تاریک چه چیز می‌تواند باشد؟ دو طبقه گسترده از کاندیداها پیشنهاد و نام‌های گوناگون MACHO و WIMP به آن‌ها اختصاص داده شده است.

برای آشنایی بیشتر با کهکشان‌ها، می‌توانید فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی را مشاهده کنید که توسط فرادرس ارائه شده، لینک این آموزش در ادامه آورده شده است.

  • برای دیدن فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی + اینجا کلیک کنید.

ماچو (MACHO) چیست؟

همانگونه که اشاره شد یک احتمال بدیهی آن است که حداقل بخشی از ماهیت ماده تاریک ماده طبیعی یا ماده باریونیک باشد که ما جز از طریق تاثیرات گرانشی‌اش قادر به مشاهده و ردیابی آن نیستیم. ستاره‌ها به دلیل آنکه در حال سوختن هستند قابل مشاهده هستند و اگر چنین نبود ما آن‌ها را نیز به عنوان ماده تاریک به حساب می‌آوردیم.

سوال: لیستی از انواع شناخته شده اشیای نجومی که می‌توانند هاله ماده تاریک درون کهکشان راه شیری را شکل دهند نام ببرید.

پاسخ: برخی اجرام نجومی شناخته شده که می‌توانند به عنوان کاندیدهای هاله ماده تاریک کهکشان راه شیری معرفی شوند شامل موارد زیر هستند:

  • کوتوله‌های قهوه‌ای که جرم بسیار کمی دارند به طوری که سوختن هیدروژن در هسته‌های آن‌ها نمی‌تواند آغاز شود.
  • بقایای ستاره‌ای همانند کوتوله‌های سفید و سرد شده، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها
  • اجسام کوچک مانند سیاره‌ها، سیارک‌ها و شهاب ‌سنگ

در پاسخ به پرسش بالا ممکن است متوجه شده باشید که این اشیای تاریک را می‌توان به دو بخش اصلی تقسیم کرد. در حقیقت این مواد یا باقیمانده‌های ستاره‌ای هستند و یا اجرامی که جرمی پایین‌تر از ستاره‌های رشته اصلی دارند. چنین اجرامی را MACHO نام‌گذاری کرده‌اند که در واقع برگرفته از حروف اول Massive Astrophysical Compact Halo Object هستند. ماچوها اگر واقعاً وجود داشته باشند، اجرامی آشنا هستند که یا تابش اندکی از خود ساطع می‌کنند و یا تابش نمی‏‌کنند و به همین دلیل تنها می‌توان آنها را از تاثیرات گرانشی ردیابی کرد.

می‌توان به شکل منطقی انتظار داشت که برخی ماچوها (ستاره‌های مرده و غیره) وجود داشته باشند. بنابراین مسئله مهم پاسخ به این پرسش است که آیا ماده تاریک درون کهکشان ما و به عبارت کلی‌تر ماده تاریک درون کهکشان‌ها و نیز مجموعه‏‌های کهکشانی را می‌توان به طور کامل به ماچوها نسبت داد یا مواد دیگری نیز وجود دارند.

یک راه حل این مسئله اتخاذ دیدگاه تئوری است، از آنچه که ما در مورد تکامل ستاره‌ای و عمر راه شیری می‌دانیم می‌توان تخمین زد که چه تعداد از انواع مختلف اجرام ممکن است شکل گرفته باشند و بدین ترتیب می‌توان اندازه آنها را در چگالی کیهانی تخمین زد. با آنکه این دیدگاه کمک کننده است اما به اندازه دیدگاه رصدی متقاعد کننده نیست. پس آیا راهی وجود دارد که بتوان از طریق آن ماچوها را اندازه‌گیری و ردیابی کرد؟

بله، وجود دارد. با استفاده از لنز گرانشی می‌توان نحوه توزیع ماده تاریک در مجموعه‌‏های کهکشانی را بررسی کرد. این تکنیک را به طور مشابه می‌توان برای جستجوی ماچوها در راه شیری نیز به کار برد. اجرام تاریک در راه شیری گاهی از جلوی ستاره‌های پس زمینه عبور کرده و نور آنها را خم می‌کنند و باعث می‌شوند این ستاره‌ها درخشان‌تر به نظر برسند. حتی یک جسم تاریک کوچک در اندازه یک سیاره نیز می‌تواند به عنوان لنز خمشی عمل کند.

این پدیده که در مقیاس‌های کوچکتر رخ می‌دهد را میکرولنز گرانشی نامگذاری کرده‌اند. تمام آنچه باید انجام داد رصد ستاره‌های به اندازه کافی دور و تشخیص درخشان‌تر شدن این ستاره‌ها به دلیل عبور ماچوها از جلوی آن‌ها است.

این روش رصد کردن ماچوها چه مشکلی دارد؟

از آنجا که هم ماچوها و هم ستاره‌ها اندازه زاویه‌ای بسیار کوچکی خواهند داشت، احتمال رخ دادن میکرولنز گرانشی اندک است. به همین دلیل باید تعداد بسیار زیادی ستاره را زیر نظر گرفت و منتظر یک رخداد میکرولنز گرانشی باقی ماند. علاوه بر این باید مطمئن شد که ستاره تحت نظر، ستاره‌ای با نور متغیر نیست و یا درخشان‌تر شدن آن به واسطه تاثیرات دیگر رخ نداده است.

خوشبختانه هر تغییر شدت تابش ناشی از میکرولنز گرانشی را می‌توان با نوع ویژه‌ای از منحنی نوری مشخص کرد. از این منحنی می‌توان برای تشخیص دادن تفاوت میان میکرولنز گرانشی و سایر رخدادها بهره برد. روش‌های دیگری نیز برای پی بردن به این تفاوت وجود دارد که در ادامه آن‌ها را معرفی می‌کنیم. سوال دیگری که باید به آن پاسخ داد این است که میکرولنز چه تاثیری بر رنگ ستاره‌ها دارد؟

در حقیقت میکرولنز گرانشی هیچ تاثیری بر رنگ ستاره‌ها ندارد. زیرا نور در تمام طول موج‌ها باید به شکل مشابهی تحت تاثیر قرار گیرد و بنابراین رخداد میکرولنز تاثیری بر رنگ ستاره‌ها نخواهد داشت.

علیرغم تمامی مشکلات، این روش با موفقیت برای جستجوی ماچوهای در حال عبور از جلوی پس‌ زمینه‌های چگال ستاره‌ای برآمدگی میانی راه شیری و نیز ابرهای ماژلانیک استفاده شده است. از زمان آغاز این تحقیقات در سال 1992 میلادی تعداد بسیاری رخداد میکرولنز رصد شده است که یک مثال آن در تصویر (2) نمایش داده شده است.

پدیده میکرولنزینگ
تصویر 2: ماهیت ماده تاریک و میکرولنز گرانشی، یک ستاره در ابر ماژلانیک بزرگ با عبور یک جرم تاریک غیر قابل رویت از جلوی آن هفت برابر درخشان‌تر شده است. شکل منحنی نوری مشخص کننده میکرولنز گرانشی است و می‌توان آن را از نظریه گرانش پیش‌بینی کرد. همانگونه که انتظار می‌رود منحنی‌های نوری برای نور آبی در شکل اول و نور قرمز در شکل دوم یکسان هستند.

رصدهای اخیر نشان می‌دهند که ماچوها تنها $$20\%$$ جرم هاله ماده تاریک کهکشان راه شیری را تشکیل می‌دهند، برای اطلاعات بیشتر در مورد ساختار کهکشان راه شیری این مطلب را مطالعه کنید. بنابراین هر چند مقداری از ماده تاریک درون هاله ممکن است ماچو باشد اما عمده آن ماچو نیست. در حقیقت این موضوع چندان هم تعجب آور نیست. همانگونه که دیدید دلایل بسیار محکمی از نظر تئوری وجود دارند که تائید می‌کنند که بیشتر ماده تاریک نمی‌تواند از ماچو یا هر نوع دیگر ماده باریونیک باشد.

 WIMP چیست؟

ذرات سنگین برهم کنش‌کننده ضعیف یا WIMP مخفف Weakly Interacting Massive Particles هستند. این ذرات هنگامی که از رشد ساختار عالم تحت تاثیر گرانش در هستی اولیه صحبت به میان می‌آید، معرفی می‌شوند. هدف از پیشنهاد ذراتی که تنها به گرانش و بر هم کنش ضعیف واکنش نشان می‌دهند این است که بتوان توجیهی برای نوسانات چگالی و توانایی رشد قبل از بازترکیب پیدا کرد. لازم به ذکر است که در حال حاضر کسی نمی‌داند WIMPها چه چیزی هستند اما چندین فرضیه مطرح شده است که در ادامه آن‌ها را بررسی می‌کنیم.

کاندیدای اصلی WIMP و تنها موردی که می‌دانیم وجود دارند نوترینوها هستند. نوترینوها در هستی فراوان وجو دارند اما برهمکنش‌های مهم آن‌ها با سایر اشکال ماده هنگامی که هستی در حدود یک ثانیه عمر داشته و درست پیش از نابودی مقیاس بزرگی از  الکترون‌ها و پوزیترون‌ها متوقف شده است. در نتیجه هستی باید همچنان با گازی از نوترینوهای کیهانی که در حال حاضر تا درجه حرارت حدود 2 کلوین خنک شده و نیز چگالی تعداد آن در حدود $$10^{8}$$ بر هر مترمکعب است پر شده باشد. این نوترینوها مقدار بسیار اندکی انرژی با خود حمل می‌کنند و در حال حاضر غیرقابل ردیابی هستند اما با کنار هم قرار گرفتن آن‌ها این نوترینوها می‌توانند بخش عمده‌ای از ماده تاریک را شکل دهند.

تا به امروز تصور بر این است که نوترینوها جرم ساکن صفر دارند و با سرعت نور حرکت می‌کنند. چنین ذرات بدون جرمی نیز بر پارامتر مجموع چگالی عالم یعنی $$\Omega$$ تاثیر دارند چرا که این پارامتر یعنی چگالی شامل تمام انواع انرژی است. با این حال میزان تاثیر این ذرات بدون جرم کوچک خواهد بود. البته تا به امروز فیزیکدانان دلایل بنیادینی برای اینکه چرا نوترینوها بدون جرم هستند و چرا اگر نوترینوها جرم بسیار کوچکی هم داشته باشند نقش مهمی در چگالی کیهانی ایفا می‌کنند ارائه نداده‌اند.

اندازه‏‌گیری‌های اخیر از نوترینوهای خورشید نشان می‌دهد جرم نوترینوها در حدود پنج میلیون بار از جرم الکترون کمتر است. هرچند این نتیجه مهمی است، اما چنین جرم اندکی نمی‌تواند بخش قابل توجهی از ماده تاریک را شکل داده باشد. نوترینوها باید بخش بسیار کوچکی از ماده تاریک غیرباریونیک یعنی در حدود $$0.3\%$$ از مجموع چگالی کیهانی را تشکیل داده باشند.

مشکل مهم دیگر با فرضیه نوترینوها به عنوان ذرات تشکیل دهنده WIMPها عبارت از این است که سرعت نوترینوها تنها می‌تواند برای ماده تاریک داغ مناسب باشد. در حالی که ماده تاریک داغ به دلیل عدم تطابق نتایج آن در شکل‌گیری ساختار کیهانی با نتایج رصدی از کانون توجه خارج شده است. به همین دلیل بیشتر کیهان‌ شناسان واژه WIMP را برای ذرات پیشنهادی از ماده تاریک سرد حفظ کرده‌اند.

برخلاف نوترینوها تمام کاندیداهای دیگر برای WIMP سرد فرضی هستند. چندین احتمال دیگر برای ذرات WIMP وجود دارد اما در اینجا ما به یکی از آن‌ها و یا دست کم به یک طبقه از این کاندیدها اشاره خواهیم کرد.

این طبقه از کاندیدها به تقارن جدیدی از طبیعت که با نام «ابر تقارن» (supersymmetry) شناخته می‌شوند مربوط می‌شود. نظریه تقارن نقش مهمی در مدل استاندارد ذرات بنیادی بازی می‌کند چرا که بر روابط گوناگونی که بین ذرات بنیادی و قوانین آنها حاکم است دلالت دارد. ابر تقارن ابتدا در دهه 70 میلادی طرح و پیشنهاد شد اما هم چنان تائید نشده است.

اگر ابر تقارن وجود داشته باشد تقارن شناخته شده طبیعت را به شدت بسط خواهد داد و بسیاری انواع ذرات که تاکنون در طبیعت مشاهده نشده‌اند را شامل خواهد شد. اعضای یکی از طبقات ذرات ابر تقارن که «نوترالینوس» (neutralinos) نامگذاری شده توجه کیهان شناسان را به خود جلب کرده است. تصور بر این است که در نوترالینوس‌ها پایداری با جرم نسبتاً بالا یعنی در حدود 20 تا 1000 برابر جرم پروتون وجود داشته باشد. همانند نوترینوها پیش‌بینی‌ها بر این اساس است که نوترالینوس‌ها با ذرات دیگر تنها از طریق برهمکنش ضعیف و گرانش، ترکیب می‌شوند. اگر تئوری ابرتقارن صحیح باشد آنگاه برخی نوترالینوس‌های خلق شده در لحظات اولیه انفجار بزرگ هم چنان در هستی وجود دارند و همین ذرات منشاء اصلی ماده تاریک سرد هستند. اما چگونه می‌توان مطمئن شد آیا نوترالینوس‌ها واقعاً وجود دارند یا خیر؟

دو راه برای این مشاهده وجود دارد. یکی تلاش برای خلق یک نوترالینوس تحت شرایط شبیه‌سازی شده پر انرژی مشابه انفجار بزرگ است. این کار آنگونه که در نگاه اول به نظر می‌آید خطرناک نیست، چرا که شرایط حدی را می‌توان در شتاب دهنده‌های ذرات با برخورد دادن ذرات پرانرژی با یکدیگر به دست آورد. در این برخوردها ذرات جدیدی شکل خواهند گرفت و این امیدواری وجود دارد که در یک انرژی صحیح، برخی از آن‌ها نوترالینوس باشند. شتاب دهنده‌های امروزی که در اختیار ماست، آنقدر قدرت ندارند که ذرات را به انرژی لازم برسانند و سپس با هم برخورد دهند، اما شتابگرهای بزرگ مانند هادرون، که در آزمایشگاه اروپایی فیزیک ذرات یا CERN در نزدیکی ژنو در حال ساخت است، ممکن است قادر به انجام چنین کاری باشد (تصویر 3). تاکنون آزمایش‌های اولیه توسط شتابدهنده‌های ذرات با قدرت کمتر در تولید نوترالینوس شکست خورده است اما همین آزمایش‌ها نشان داده‌اند اگر نوترالینوس‌ها وجود داشته باشند جرمشان باید 30 برابر جرم پروتون باشد.

شتابگر سرن
تصویر 3: ماهیت ماده تاریک و شتابگر بزرگ هادرون در CERN در نزدیکی ژنو تونلی مدور با محیط 27 کیلومتر خواهد بود که در حال حاضر از آن به عنوان برخورد دهنده بزرگ الکترون – پوزیترون استفاده می‌شود. در صورت بهره برداری، این برخورد دهنده ممکن است قادر به تولید نوترالینوس‌ها که ذرات کاندید برای ماده تاریک سرد هستند باشد.

اما روش دیگر، تلاش برای ردیابی WIMPهای کیهان به شکل مستقیم است. در اولین لحظات بعد از انفجار بزرگ هنگامی که درجه حرارت بی‌نهایت بالا بوده است ذرات با جرم بالا می‌توانستند از تابش‌ها در اولین لحظات انفجار بزرگ به وجود آیند. تخمین اینکه چه تعداد نوترالینوس ممکن است در این شرایط تولید شده باشد ممکن است و به همین ترتیب می‌توان مشخص کرد احتمال ردیابی آن‌ها چه قدر است.

هرچند تصور بر این است که ماده تاریک درون راه شیری، هاله ماده تاریک را شکل داده اما بخش‌های قابل رویت راه شیری درون این هاله قرار گرفته است. بنابراین به نظر می‌رسد ذرات ماده تاریک در تمام کهکشان نفوذ کرده باشند و بنابراین می‌توان انتظار داشت نوترالینوس‌ها را در نزدیکی و مجاورت خودمان نیز بیابیم. نوترالینوس‌ها تنها به شکل ضعیف با مواد متعارف برهم‌کنش می‌کنند، بنابراین به شکل آزادانه از زمین عبور خواهند کرد. چگالی تعداد پیش‌بینی شده این ذرات به حدی است که بیش از ده میلیون از آن‌ها هنگامی که مشغول خواندن این جمله هستید از بالای سر شما عبور می‌کنند.

این وضعیت امکانی جذاب برای ردیابی نوترالینوس‌ها در محیط آزمایشگاهی را فراهم می‌آورد. در حال حاضر بسیاری از این آزمایش‌ها در دست انجام هستند. تمام این آزمایش‌ها بر این مبنا قرار دارند که در صورت وجود نوترالینوس‌ها با در اختیار داشتن هدفی مناسب، کسر کوچکی از نوترالینوس‌های در حال عبور از میان زمین ممکن است با هدف بر هم‌کنش کرده و باعث ایجاد یک درخشش آنی نور یا افزایش درجه حرارت در هدف شوند.

مواد بسیاری به عنوان هدف استفاده شده‌اند اما یکی از مرسوم‌ترین آن‌ها یدیدسدیم است که به شکل کریستال‌های بزرگ و با جرم حدود 100 کیلوگرم مورد استفاده قرار می‌گیرد. اتم‌های سدیم و ید هنگام برخورد با یک نوترالینوس انرژی آزاد می‌کنند و انرژی آزاد شده به شکل درخشش آنی نور در می‌آید که قابل ردیابی کردن است. تخمین‌ها نشان می‌دهد که برای ردیابی یک نوترالینوس در روز در حدود 10 کیلوگرم کریستال لازم است.

اصلی‌ترین مشکل در این آزمایش تشخیص بین نوترالینو‌س‌های خالص و انواع متفاوت تابش‌های پس‌زمینه است. تعدادی از این آزمایش‌ها توسط مرکز ماده تاریک بریتانیا در عمق 1100 متری زیر زمین در یک معدن قدیمی پتاس انجام شده است، در این عمق ردیاب‌ها از پرتوهای کیهانی در امان هستند (تصویر 4). رخدادهای دیگری نیز می‌توانند باعث ایجاد درخشش نوری شوند و به همین دلیل فیزیکدان‌ها به دنبال روشی هستند که با حذف تمام احتمالات دیگر در آزمایش هر چه باقی بماند اثر نوترالینوس باشد با این حال تاکنون در نقاط مختلف دنیا نوترالینوس ردیابی نشده است. البته حساسیت و دقت ردیاب‌ها روز به روز در حال افزایش است و اگر آزمایش‌های بعدی نشانه‌هایی از ردیابی ذرات ماده تاریک به ثبت برسانند قدم بزرگی در کیهان شناسی برداشته خواهد شد.

مشاهده نوترالینوس
تصویر 4: ماهیت ماده تاریک و ردیاب WIMP مرکز ماده تاریک بریتانیا که در عمق 1100 متری زمین در معدن بولبیدر پارک ملی نورت مورس دفن شده است (در شمال انگلستان). قرار گرفتن ردیاب‌ها در این عمق زیاد، آن‌ها را از پرتوهای کیهانی که عامل ایجاد اختلال در آزمایش‌های ماده تاریک هستند محافظت می‌کند.

پرسش: جدول زیر تعدادی کاندیدا برای ماده تاریک را نشان می‌دهد. هر کاندیدا را با علامت در ستون مناسب طبقه‌بندی کنید.

جدول 1: ماهیت ماده تاریک و کاندیدهای آن

کاندید ماده تاریک باریونیک غیرباریونیک MACHO WIMP داغ سرد
کوتوله‌‌های قهوه‌ای
نوترینوها
ستاره نوترونی
سیاهچاله‌ها
نوترالینوس‌ها

معرفی فیلم آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی

آموزش نجوم

مجموعه فرادرس در تولید و تهیه محتوای آموزشی خود اقدام به تهیه فیلم  آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی کرده است. این مجموعه آموزشی از شش درس تشکیل شده و برای دانشجویان رشته فیزیک و افراد علاقه‌مند به نجوم و کیهان‌شناسی مفید است. پیش‌نیاز این درس آموزش فیزیک پایه ۱ و آموزش ریاضی پایه دانشگاهی است.

درس اول این مجموعه مروری بر نجوم باستان و درس دوم به روش های اخترشناسی می‌پردازد. درس سوم به تعریف و مطالعه ویژگی‌های منظومه شمسی و درس چهارم به بررسی اجزای دیگر منظومه شمسی غیر از ماه و سیارات اختصاص دارد. در درس پنجم اخترفیزیک و مفهوم‌های به کار برده در این موضوع را خواهید آموخت و در درس ششم ویژگی‌های سحابی‌ها و کهکشان‌ها بررسی می‌شود.

  • برای دیدن آموزش مقدماتی نجوم – نجوم باستان تا کیهان شناسی + اینجا کلیک کنید.

جمع‌بندی

در این مطلب در مورد ماهیت ماده تاریک صحبت کردیم. همانطور که می‌دانید در کیهان شناسی هشت سوال بی پاسخ وجود دارد که عبارتند از :

  1. ماهیت ماده تاریک چیست؟
  2. ماهیت انرژی تاریک چیست؟
  3. چرا عالم یکنواخت است؟
  4. چرا عالم هندسه تخت (k=0) دارد؟
  5. ساختارها از کجا می‌آیند؟
  6. چرا میزان ماده از پادماده بیشتر است؟
  7. در زمان  0 =t (در ابتدای عالم) چه رخ داده است؟
  8. چرا هستی به شکل فعلی آن است؟

در این مطلب در مورد سوال اول که ماهیت ماده تاریک است صحبت کردیم و کاندیدهای ماده تاریک و ویژگی‌های آن‌ها ‌را بیان کردیم. در نهایت در جدولی تمام کاندیدها و احتمال تعلق آن به هر یک از دسته‌بندی‌های ماده تاریک را خلاصه کردیم.

اگر این مطلب برای شما مفید بوده است، آموزش‌ها و مطالب زیر نیز به شما پیشنهاد می‌شوند:

سارا داستان (+)

«سارا داستان»، دکتری فیزیک نظری از دانشگاه گیلان دارد. او به فیزیک بسیار علاقه‌مند است و در زمینه‌ متون فیزیک در مجله فرادرس می‌نویسد.

بر اساس رای 10 نفر

آیا این مطلب برای شما مفید بود؟

یک نظر ثبت شده در “ماهیت ماده تاریک | به زبان ساده

  • بسیار سفر باید تا پخته شود خامی says: آذر ۲۷, ۱۳۹۹ در ۱۱:۰۳ ب٫ظ

    به راستی ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک چیست؟
    با دانسته های کنونی تنها حدود ۵ درصد کیهان از ماده مرئی تشکیل شده و قسمت اعظم کیهان نامرئی است.
    باربارا آن برنن شخصی که هم در حوزه فیزیک و هم در بعد ماورای طبیعت تحصیل و کنکاش کرده خاطر نشان می کند که در فضایی که هم اکنون زندگی می کنیم موجودات صاحب شعور بسیاری زندگی می کنند و شما از وجود آنها آگاه نیستید. اگر این نظریه را بپذیریم بی شک اولین موضوعی که به ذهن می رسد این است که فیزیک ساختار ما با فیزیک ساختار آنها هیچگونه بر هم کنشی ندارد و بدین ترتیب میدان ذرات هیچکدام از دو‌ گروه از هم کنشی نمی پذیرند. هر دو‌ در یک فضا قرار دارند بی آنکه از هم با خبر باشند. دقیقا شبیه آنچه که در برهمکنش ماده مرئی و ماده تاریک مشاهده می شود. ما فقط ۵ درصد ساکنان مرئی این جهانیم…

نظر شما چیست؟

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *