ماده تاریک

مرور کلی

وجود مادهٔ تاریک از آثار گرانشی آن بر روی ماده مرئی و همگرایی گرانشی تابش پس‌زمینه نتیجه‌گیری می‌شود و فرضیه آن نخستین بار به این منظور مطرح شد که اختلاف میان محاسبات جرم کهکشان‌ها و کل جهان از دو روش استفاده از دینامیک و نسبیت عام یا از طریق جرم مواد روشنی (ستاره‌ها و گاز و غبار میان‌ستاره‌ای و ماده میان‌کهکشانی) که این اجرام دربردارند را توضیح دهد.
پذیرفته‌شده‌ترین توضیح برای این پدیده این است که مادهٔ تاریک وجود دارد و به احتمال زیاد
از ذرات سنگین با برهم‌کنش ضعیفی تشکیل شده‌اند که تنها از طریق گرانش و نیروی هسته‌ای ضعیف برهمکنش دارند. توضیحات جایگزین دیگری نیز پیشنهاد شده‌اند که هنوز شواهد تجربی کافی برای اطمینان یافتن از اینکه کدام نظریه درست است، در دست نیست. آزمایشهای بسیاری در راه هستند برای اینکه بتوانند ذرات مادهٔ تاریک را توسط روش‌های غیر گرانشی آشکارسازی کنند.
بنا بر مشاهدات ساختارهای بزرگ‌تر از سامانه‌های ستاره‌ای و همچنین مدل ریاضی کیهان‌شناسی مه‌بانگ با معادلات فریدمان و متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر، مادهٔ تاریک ۲۶٫۸٪ کل محتوای جرم-انرژی جهان قابل مشاهده را تشکیل می‌دهد. در مقایسه، ماده معمولی (باریونی) تنها ۴٫۹٪ از این محتوای جرم-انرژی را تشکیل می‌دهد و باقی آن نیز از انرژی تاریک تشکیل شده‌است. از این ارقام چنین نتیجه می‌شود که در کل ماده ۳۱٫۷٪ از کل محتوای جرم-انرژی در جهان را تشکیل داده‌است و ۸۴٫۵٪ از ماده موجود نیز، مادهٔ تاریک است.
مادهٔ تاریک نقشی محوری در مدلسازی به‌روز تشکیل ساختارهای کیهانی و شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها بازی می‌کند و تأثیرات قابل اندازه‌گیری نیز بر روی ناهمسانگردی‌های مشاهده‌شده در تابش زمینه کیهانی دارد. همه این ردیف شواهد حاکی از آنند که جهان به عنوان یک کل حاوی میزان ماده‌ای بسیار فراتر از مقداری از ماده است که با امواج الکترومغناطیسی برهمکنش دارد.

شواهد تجربی

نخستین فردی که اقدام به تفسیر مشاهدات تجربی و نتیجه‌گیری در مورد وجود مادهٔ تاریک پرداخت، اخترشناسی هلندی به نام یان اورت بود که از پیشگامان اخترشناسی رادیویی بود و فرضیه‌اش را در سال ۱۹۳۲ مطرح نمود.
اورت مشغول مطالعه حرکات ستارگان در منطقه کهکشانی محلی بود که دریافت که جرم در صفحه کهکشانی می‌بایست بیشتر از آنچه قابل دیدن است، باشد. اما بعدها مشخص گشت که این اندازه‌گیری اشتباه بوده‌است.
در سال ۱۹۳۳، فریتز زوئیکی، اخترفیزیکدان سوییسی که ضمن کار در مؤسسه فناوری کالیفرنیا، گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی را مطالعه می‌نمود، نتیجه‌گیری مشابهی نمود.
زوئیکی قضیه ویریال را در مورد خوشه کهکشانی گیسو (Coma) به کاربرد و شواهدی مبنی بر جرم گمشده به‌دست‌آورد. زوئیکی جرم کل خوشه را بر اساس نحوه حرکت کهکشانها در نزدیکی لبه‌های آن تخمین زد و این تخمین را با تخمین دیگری بر پایه تعداد کهکشانها و درخشش خوشه مقایسه نمود. او متوجه شد که جرمی در حدود ۴۰۰ برابر بیشتر از آنچه دیده‌می‌شود وجود دارد. گرانش کهکشان‌های قابل رویت در این خوشه بسیار کوچکتر از آن است که چنین مدارهای پرسرعتی بوجود آیند، بنابراین نیاز به چیزی اضافه بود. این مسئله به عنوان مسئله جرم گمشده شناخته می‌شود. بر پایه این نتایج زوئیکی چنین استنباط نمود که می‌بایست شکلی نامرئی از ماده وجود داشته‌باشد که که جرم و گرانش کافی برای بهم پیوسته نگه‌داشتن خوشه را فراهم کند.
بیشتر شواهد مربوط به مادهٔ تاریک از مطالعه حرکت کهکشان‌ها حاصل شده‌است. بسیاری از این حرکتها به نظر می‌آید که نسبتاً یکنواخت هستند، بنابراین طبق قضیه ویریال، انرژی جنبشی کل باید نصف انرژی پیوند گرانشی کهکشان‌ها باشد. هرچندکه از نظر تجربی انرژی جنبشی مشاهده‌شده بسیار بیشتر است: به بیان دقیقتر، اگر فرض کنیم که جرم گرانشی موجود تنها ناشی از ماده مرئی موجود در کهکشانهاست، ستارگانی که از مرکز کهکشان دور هستند سرعت‌هایی به مراتب بالاتر از آنچه قضیه ویریال پیش‌بینی می‌کند، دارند. نمودارهای منحنی چرخش کهکشانی که سرعت چرخش بر اساس فاصله را نمایش می‌دهند، با استفاده از ماده قابل رویت به تنهایی قابل توضیح نیستند. این پندار که ماده قابل رویت تنها بخش کوچکی از خوشه را تشکیل بدهد، سرراست‌ترین راه توضیح این مسئله است. نشانه‌ها بیانگر آن است که کهکشانها عمدتاً از یک هاله تقریباً کروی از مادهٔ تاریک با تمرکز بیشتر در مرکز آن تشکیل شده‌اند و ماده قابل رویت مانند یک دیسک در مرکز آن قرار دارد. کهکشان‌های کوتوله با درخشش سطحی کم، منابع اطلاعاتی مهمی برای مطالعه مادهٔ تاریک به‌شمار می‌روند، زیرا در این کهکشانها نسبت ماده مرئی به مادهٔ تاریک به‌طور غیرمعمولی پایین است و ستارگان پرنور کمی در مرکز آن‌ها قراردارند که اگر چنین نبود مشاهدات منحنی چرخش ستارگان بیرونی با مشکل مواجه می‌شد.
مشاهدات همگرایی گرانشی خوشه‌های کهکشانی امکان تخمین مستقیم جرم بر پایه تأثیر آن بر نور کهکشانهای پس زمینه، فراهم می‌کند. توده‌های عظیم ماده (تاریک یا معمولی) از طریق گرانش موجب خمش نور می‌شوند. در خوشه‌هایی مانند آبل ۱۶۸۹، مشاهدات همگرایی تأیید می‌کنند که میزان ماده موجود به میزان قابل توجهی بیشتر از آن مقداری است که از نور این کهکشان‌ها استنباط می‌شود. در خوشه گلوله، مشاهدات همگرایی بیانگر آنند که بیشتر جرمی که موجب همگرایی می‌شود از جرم باریونی منتشرکننده پرتو ایکس، مجزاست. در ژوئیه ۲۰۱۲ از مشاهدات همگرایی در کشف یک رشته مادهٔ تاریک بین دوخوشه کهکشانی استفاده شد که توسط شبیه‌سازی‌های کیهانی پیش‌بینی شده‌بود.