ماده تاریک در عالم

آیا عالم الی الابد انبساط خواهد یافت یا در آینده این انبساط، کند و سرانجام متوقف خواهد شد و آنگاه جهان به انقباض روی خواهد آورد؟ پاسخ این سؤال بستگی به نسبت چگالی عالم به چگالی بحرانی آن دارد. اگر ماده عالم به قدری باشد که چگالی آن از چگالی بحرانی بیشتر شود، گرانش بالاخره انبساط کنونی را متوقف خواهد کرد. سپس انقباض عالم آغاز خواهد شد. اگرچگالی عالم از چگالی بحرانی کمتر باشد انبساط ادامه خواهد یافت و عالم پیوسته رقیق تر خواهد شد.

چگالی بحرانی در حدود ۲۹-۱۰×۲-۲۹-۱۰×۱ گرم بر سانتی متر مکعب است.محاسبات مفصل نجوبی حاکی از آن است که چگالی واقعی کمتر از چگالی بحرانی است.اما همین محاسبات نشان می دهند که مادهٔ عالم ظاهرا بیش از آن است که به صورت متعارف در ستاره ها و کهکشان ها ماده میان کهکشانی مشاهده می شود.عالم باید حاوی ماده ای باشد که مرئی نیست و یا دست کم نمی درخشد. اما اخترشناسان چگونه به این نتیجه رسیده اند؟

۱-میان نوری که از هر ستاره ساطع می شود و جرم این ستاره رابطه ای وجود دارد. بنابراین می توان مقدار ماده موجود در یک کهکشان را با اندازه گیری نوری که از آن گسیل می شود، سنجید. ، حرکت کهکشان ها در مجموعه های کهکشانی با مقدار مادهای که از این طریق به دست می آید نمی خواند. این حرکت ها حاکی از آن است که کهکشان ها در مجموعه های کهکشانی، تحت سیطره یک نیروی گرانشی بسیار قوی قرار دارند. پس در مجموعه های کهکشانی جرم پنهانی وجود دارد که ربطی به نور و پرتو های گسیل شده از کهکشان های مجموعه ندارد.

۲-آهنگ دوران ستاره ها به دور مرکز یک کهکشان بستگی به توزیع ماده در کهکشان دارد اما حرکت مشهود ستاره های بیرونی کهکشان ها تند تر از آن است که جرم کل اجرام مرئی و متعارف کهکشان ها جواب گوی آن باشد. اندازه گیری های متعدد سرعت ستاره ها دال بر آن است که در کهکشان ما (راه شیری)، نه دهم ماده وجود در آن، ماده تاریک است.

۳-از اندازه گیری نسبت های فراوانی عناصر سبک، مثلاً نسبت فراوانی دوتریوم به هیدروژن، لیتیوم-۷ به هلیوم-۳ و هلیوم به هیدروژن، می توان چگالی عالم را برآورد کرد. برای سازگاری این محاسبات نظری به چگالی ای ده برابر چگالی مشهود، نیاز است.

۴– مشاهدات همگرایی گرانشی خوشه‌های کهکشانی امکان تخمین مستقیم جرم بر پایه تأثیر آن بر نور کهکشان های پس زمینه را فراهم می‌کند. توده‌های عظیم ماده (تاریک یا معمولی) از طریق گرانش موجب خمش نور می‌شوند. در خوشه‌ هایی مانند آبل ۱۶۸۹، مشاهدات همگرایی تأیید می‌ کنند 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 آن‌اند که بیشتر جرمی که موجب همگرایی می‌شود از جرم بار یونی منتشر کننده پرتو ایکس، مجزاست. در ژوئیه ۲۰۱۲ از مشاهدات همگرایی در کشف یک رشته ماده تاریک بین دوخوشه کهکشانی استفاده شد که توسط شبیه‌سازی ‌های کیهانی پیش‌بینی شده‌بود.

همه این برآورد ها، ظاهراً به این نتیجه می انجامد که بیش از ۹۰ درصد جرم عالم، ماده تاریک یا جرم پنهان است. سرشت این ماده تاریک چیست؟ برخی حدس می زنند که این ماده از جنس همان مواد متعارف اخترفیزیکی یعنی به صورت کهکشان های بی فروغ، کوتوله های قهوه ای، غبار و مواد سیارهای و احیاناً ستاره های نوترونی مرده و سیاهچاله های منفرد است، که به دلیل بی فروغی از قلم افتاده اند. این قبیل اجرام را اجرام هاله ای فشرده اخترفیزیکی نام نهاده اند. عده ای هم بر این باور اند که ماده تاریک عمدتاً متشکل از ذرات عجیب و غریب شناخته (چون نوترینو) و ناشناخته (چون آکسیون) است برای پی بردن به ویژگی هاشان باید به سراغ فیزیک ذرات بنیادی رفت. این قبیل ذرات را ذرات پرجرم با برهم کنش ضعیف نامند. مسئله ماده تاریک در واقع دو مسئله است. یکی این که سرشت و ماهیت ماده تاریک چیست و دیگری این که چه میزان از ماده عالم، ماده تاریک است.

منابع: نجوم به زبان ساده، ماده تاریک