تياره ماده

تياره ماده د مادې يوه فرضي بڼه ده، چې فکر کېږي په نړۍ کې د ٪۸۵ ماده جوړوي. تياره مادې ته تياره ځکه وايي، چې له الکترومقناطيسي برخې سره تعامل کوونکی نه ښکاري. دا په دې معنا چې تياره ماده الکترومقناطيسي وړانګه (لکه رڼا) نه زغمي، نه يې منعکس کوي او نه يې خپروي او له همدې امله يې موندل ستونزمن دي. د جاذبي اغېزو په ګډون د ستورو فزيک ګڼې کتنې چې د جاذبې قوې د اوسنيو منل شويو نظرياتو له مخې نه شي روښانه کېدلی، تر هغې چې د ليدلو په پرتله زياته ماده شتون لري، د تياره مادې شتون باندې دلالت کوي. د دې سبب له مخې: زياتره ماهران فکر کوي، چې تياره ماده په نړۍ کې خورا ډېره ده او پر خپل جوړښت او تکامل باندې يې پياوړې اغېزه لرلې ده. 

د تياره مادې لپاره لومړنی دليل له هغو ګڼلو (محاسبو) څخه تر لاسه کېږي، چې ښيي زيات کهکشانونه که چېرې په زياته پيمانه ناليدلې توره ماده ونه لري؛ په بشپړ بېل ډول به سلوک وکړي. ځيني کهکشانونه به هيڅ رامنخته شوي نه وو او ځيني نورو به لکه اوس حرکت نه وی کړی. په نورو شواهدو کې د جاذبي عدسيو کې مشاهدې او د کهکشانونو د جوړښت او تکامل، د کهکشاني اختلافونو يا ټکر پر مهال د کتلې د موقعيت او د کهکشان په خوشو (غونچو) کې دننه د کهکشانونو د حرکت تر څنګ د دنيايي کوچنۍ څپې شاليد شاملېږي. د نړۍ پېژندنې په Lambda-CDM معياري موډل کې د نړۍ د ټولې کتلي او انرژي اندازه ٪۵ عادي ماده او انرژي، ٪۲۷ تياره ماده او د تياره انرژي په نوم ٪۶۸ انرژي لري. په دې ډول تياره ماده د ټولې انرژي او کتلې ٪۸۵ برابروي، په داسې حال کې چې تياره انرژي او تياره ماده په ګډه د انرژي او کتلې د ټولې اندازې ٪۹۵ برابروي. 

دا چې تر اوسه کوم چا په سيده ډول تياره ماده نه ده مشاهده کړې او يوازې د شتون اټکل يې کوي، نو بايد چې يوازې له عادي baryonic مادې او وړانګې سره د جاذبې له قوې پرته تعامل وکړي. فکر کېږي چې زياتره تياره ماده non-baryonic ده او کېدای شي له اتوم څخه د کوچنيو ذرو څخه (چې تر اوسه نه دي کشف شوي) جوړه شوې وي. د تياره مادې لپاره لومړنی نوماند د ساده ذرې يو څه نوی ډول او په ځانګړي ډول کمزوري تعامل کوونکي سترې ذرې (WIMPs) دي، چې تر اوسه نه دی موندل شوی. په سيده ډول د تياره مادې د ذرو د موندلو او څېړلو په موخه زيات ازمېښتونه په فعال ډول شوي دي، مګر هېڅ يو يې تر اوسه نه دی بريالی شوی. تياره ماده، د هغې د چټکتيا له مخې (په خورا کره ډول د تياره مادې د ازاد بړاس کولو د اوږدوالي له مخې) په سړې، تړمې يا معتدلې او تودې باندې ډلبندي کېږي. اوسنۍ نمونې يا موډلونه د سړې تياره مادې له برخې سره لېوالتيا لري، چې جوړښتونه په کې د ذراتو له تدريجي راټولېدنې څخه راپورته کېږي. 

که څه هم علمي ټولنه په عمومي ډول د تياره مادې شتون مني، مګر د ستورو فزيک ځيني پوهان چې د عادي تياره مادې په واسطه د نابيان شويو ځانګړو کتنو له مخې په فتنه کې دي، د عمومي نسبيت د معياري قوانينو د بېلابېلو بدلونونو لپاره بحث کوي. دا د نيوټن سم شوی يا اصلاح شوی ډيناميک، د tensor-vector-scalar جاذبه، يا entropic gravity رانغاړي. دا موډلونه د متمم non-baryonic مادې له غوښتلو پرته د ټولو کتنو لپاره د ځواب ويلو هڅه کوي. 

## تاريخچه
د تياره مادې انګېرنه يو پراخ تاريخ لري. Lord Kelvin په ۱۸۸۴ ز کال يو ورکړل شوې څرګندونه کې د کهکشان د مرکز شا او خوا څرخېدونکو ستورو له کتل شوې وېشنې څخه د شيدو لار کهکشان کې د تياره جسمونو شمېر اټکل کړ. نوموړي د دې انازو په کارولو سره د کهکشان کتله اټکل کړه، چې د نوموړي د تشخيص له مخې د ښکاره [ليدلو وړ] ستورو له کتلې سره توپير لري. ښاغلي Kelvin په دې ډول پايله تر لاسه کړه چې: «زموږ ډېر ستوري، کېدای شي د دوی خورا ډېر يې تياره جسمونه وي». Henri Poincare په ۱۹۰۶ ز کې د Kelvin د کار په اړه بحث کولو کې «د شيدو لاره او د ګازونو نظريه The Milky Way and Theory of Gases» تر سرليک لاندې بحث کې فرانسوي اصطلاح (*matière obscure*) وکاروله چې د “dark matter” يا تياره مادې معنا لري. 

هغه څوک چې په لومړي ځل يې د ستورو چټکتياوو په کارولو سره د تياره مادې شتون وړانديز کړ، په ۱۹۲۲ ز کال کې هالنډي ستورپوه Jacobus Kapteyn و. د ۱۹۳۰ ز کال يوه خپرونه سويډني عالم Knut Lundmark ته د لومړني هغه شننونکي شخص په توګه اشاره کوي، چې نړۍ بايد د هغې کتلې په پرتله زياته ولري، چې موږ کتلی شو. هالنډي شخص او د بې سيم ستورپوه مخکښ Jan Oort هم په ۱۹۳۲ ز کې د تياره مادې شتون فرض کړی دی. Oort په محلي کهکشاني ګاونډيتوب کې د ستورو حرکتونه څېړل او وپوهېده، چې په کهکشاني سطحه کې کتله، بايد د ليدل شوې په پرتله لويه وي، مګر دا اندازه وروسته ناسمه څرګنده شوه. 

د ستورو سويسي فزيک پوه Fritz Zwicky چې د کليفورنيا د ټکنالوژۍ انسټيټيوټ کې يې د کار کولو پر مهال د کهکشان ټولګې (غونچې يا ډلې) وڅېړلې، په ۱۹۳۳ ز کې يوه ورته پايله تر لاسه کړه. نوموړي virial theorem په Coma Cluster باندې پلی کړ او د ناليدلې کتلې ثبوت يې تر لاسه کړ، چې نوموړي Dunkle materie يا تياره ماده ونوموله. هغه د کهکشانو څنډو ته نږدې د هغوی د حرکتونو پر بنسټ يې کتله اټکل کړه او هغه يې د کهکشانونو د روښنايي او شمېر پر بنسټ له اټکل سره پرتله کړه. Zwicky اټکل کړه چې کلسټر يا د ستورو ټولګې د کتل شوې کتلې په پرتله ۴۰۰ برابره زياته کتله لرله. د څرګندو کهکشانونو د جاذبې اغېز د دې ډول چټکو مدارونو لپاره خورا کوچنی و، چې د همدې له امله بايد کتله له نظر څخه پټه وي. نوموړي د دې پايلو پر بنسټ يو څه د کتلې چمتو کوونکې ماده او د ستورو د ټولګې د نيولو په اړه ورسره د مل جاذبي راښکون ته اشاره وکړه. د هغه اټکلونه د پراخوالي له ترتيب څخه په ځانګړي ډول د هبل ثابت (Hubble constant) له کاره لويدلي يو ارزښت له امله کم و. دې ته ورته محاسبه نن ورځ يو که کوچنۍ ماتېدنه يا کسر ښيي، چې د روښانه کتلې لپاره ستر ارزښتونه [اندازې] کاروي. سره له دې چې Zwicky له خپلې محاسبې څخه سمه پايله واخيستله، چې د مادې جسم تياره و. 

له کتلې څخه رڼا ته د نسبت د ګډوډيو نورې نښې د کهکشان د تاوېدلو د کږليکې له اندازو څخه په لاس راغلی. Horace W. Babcock په ۱۹۳۹ ز کې د Andromeda نيبولا په اړه د څرخېدلو کږليکه (منحني) راپور ورکړ، چې له کتلې څخه په وړانګيز ډول د نورانيت نسبت زياتوالی يې وړانديز کړ.  نوموړي د دې نسبت د هغه له خوا د ناموندل شوې له لاسې وتلې مادې په خلاف، د کهکشان په دننه کې د رڼا جذب يا د مارپېچ باندينۍ برخه کې مشخص شوي ډيناميک ته ورکړ. د Babcock له راپور (د Androma کهکشان په باندينيو څنډو کې په نامتوقع ډول د تېزې څرخېدنې او له کتلې څخه رڼا ته د ۵۰ نسبت) څخه وروسته په ۱۹۴۰ ز کې Jan Oort د NGC 3115 نه ليدونکی پراخه شپول يا کړۍ کشف او په اړه يې وليکل. 

### ۱۹۶۰ ز لسيزه
د بې سيم ستورپوهنې لومړنۍ کتنې د Seth Shostak له لوري، چې وروسته د SETI انسټيټيوټ مشر ستورپوه شو، د تيارېمادې شتون ته په اشارې کولو سره نيم درجن کهکشانونه وښودل، چې په خپلو باندينيو برخو کې خورا په چټکۍ څرخېدل. «*"Superstars of Astronomy podcast"(PDF)*».

### ۱۹۷۰ ز لسيزه
په ۱۹۶۰ او ۱۹۷۰ ز لسيزو کې د Vera Rubin، Kent Ford او Ken Freeman فعاليتونو نور پياوړي شواهد چمتو او د کهکشان د تاوېدلو منحني يې هم کاروله. Rubin او Ford پر مارپېچ کهکشانونو باندې د څنډو د چټکتيا کږليکې د اندازه کولو په موخه (له يو څه دقت سره) په يو نوي Spectrograph [طيف معلومونکي] سره کار وکړ. ياده پايله په ۱۹۷۸ ز کې تاييد شوه. يوې اغېزناکې مقالې په ۱۹۸۰ ز کې د روبين او فورډ پايلې وړاندې کړې. دوی وښودل چې زياتره کهکشانونه بايد د ښکاره کېدونکې کتلې په پرتله شپږ برابره زياته کتله ولري، په دې ډول په نږدې ۱۹۸۰ز کال کې د تياره مادې لپاره د ښکاره کېدنې اړتيا په ستورپوهنه کې د يوې سترې ناحل شوې ستونزې په توګه پېژندل شوی وه. 

## سرچینې