دانلود تحقیق ماده تاریک

آیا فضای بین کهکشانها خالی است یا یک محیط میان کهکشانی مشابه محیط میان ستاره ای وجود دارد ؟

اگر یک محیط میان کهکشانی وجود داشته باشد ، ممکن است شامل گاز و گرد و غبار باشد .

گاز (احتمالاً هیدروژن ) ممکن است خنثی یا یونیده باشد .

حدود 200 میلیارد کهکشان که هر کدام دارای تقریباً 200 میلیارد ستاره است به وسیله تلسکوپها قابل تشخیص است.

اما این تعداد فقط 4 درصد از محل گیتی را تشکیل می دهد.

حدود 73 درصد از جهان از ماده دیگری ساخته شده است که ماده تاریک (dark matter) نامیده می شود.

هیچ کس نمی داند که ماهیت این ماده ناشناخته چیست، اما مقدار این نوع ماده از تمام اتم های موجود در تمام ستارگان موجود در کل کهکشان های قابل شناسایی گستره فضا بسیار بیشتر است.

به نظر می رسد این نیروی عجیب، اجزای جهان را با سرعت فزاینده ای از یکدیگر دور می کند، در حالی که نیروی گرانش با این نیرو مقابله کرده و از سرعت این گسترش می کاهد.

این اکتشاف ها به وسیله رصدخانه مداری که کاوشگر ناهمسانگرد ریز موج ویلکینسون (WMAP) نامیده می شود، انجام شده است.

این کاوشگر افت و خیزهای ناچیز موجود در پرتوهای ریز موج پس زمینه کیهانی را اندازه می گیرد که در اثر پژواک های میرای انفجار بزرگ به وجود آمده است.

ما میتوانیم محیط میان کهکشانی را در دومحل جستجو کنیم : بین خوشه های کهکشانی و داخل خوشه ها .

اولین محل احتمالی را در نظر بگیرید .حال امکان گردو غبار میان کهکشانی را بررسی می کنیم .چنین گرد و غباری اگر به گرد وغبار بین ستاره ای در کهکشان خودی شباهت می داشت ، نور حاصل از کهکشانهای دور را محو و قرمز می کرد .

این اثر محو و قرمز کردن نور مورد تفحص و بررسی قرار گرفته است ولیکن در پیدا کردن آن توفیقی حاصل نگردیده است.

چگونه هیدروژن خنثی را آشکارسازی کنیم ؟

اتم های هیدروژن تابش ماوراء بنفش علی الخصوص در nm 6/121 ، جذب α لیمان ، را به خوبی جذب می کنند .

چنین جذب ماوراء بنفش در طیف اجرام دور را بایدهم در قرمزگرایی های کوچک وهم بزرگ جستجو کرد .

این جذب آشکار نشده است .فقدان جذب ماوراءبنفش این موضوع راتداعی می کند که هیدروژن خنثی نمی تواند چگالی بیش از حدود داشته باشد.

بنابراین ،اگر هیدروژن وجود خارجی داشته باشد باید یونیده باشد ، ،زیرا H II بیش از H I شفاف است .این مشاهدات ، گذشته ی جهان را به خوبی مشخص می کند و لذا این طور نتیجه می شود که هر گاز بین کهکشانی باید برای بیشتر تاریخ و عمر جهان در مراتب بالایی به صورت یونیده باقی مانده باشد .

از این بحث ها چنین استنباط می شود که هیدروژن یونیده (H II) بیشترین عنصری است که درمحیط میان کهکشانی وجود دارد .

به دلیل این که ماده ی میان کهکشانی دارای چگالی بالایی نیست ، زمان زیادی طول می کشد تا هیدروژن یونیده یک الکترون را پیدا کند و دوباره ترکیب گردد .متأسفانه ، آشکارسازی یک گاز یونیده با چگالی پائین ، کار دشوارری است .

اگر محیط داغ می بود ( چند ده میلیون درجه کلوین )، شما انتظار گسیل پرتو ایکس یاماوراء بنفش را داشتید .مشاهدات پرتو ایکس مربوط به خوشه های محلی ، 15 محل را نشان می دهد که احتمالاً در هفت ابرخوشه دسته بندی شده اند .

منابع شامل لکه هایی است که متمرکز درخوشه های غنی می باشد ،این موضوع نشان میدهد که گاز داغ در ابرخوشه ها بسیار زیاد است .

همچنین اگرنمونه انفجار بزرگ صحت داشته باشد،پس باید بیشتر جرم جهان از چند شکل تازه وکاملی از چیزهای مختلف ومواد اتمی باشد که تا به حــال برای ما شناخـته شده اند که مـاده ی تاریک غیر باریونی نام دارند.

واین بدان سبب است که جرم آنها توافق اساسی با باریونهایی که تمام عناصر شناخته شده را دارد می باشد ، شاید ذرات بنیادین تازه و یا ساختار اولیه است .( این باریونها شامل نوترون ها و پروتون ها هستند ) .

همچنین می توانیم جرم کهکشانها را به وسیله ی اندازه گیری سرعت ستارگانی که درون آنها در حال حرکت مداری هستند ، اندازه بگیریم .چراکه آنها دقیقاً مثل سیارات داخل منظومه ی شمسی دارای حرکت مداری هستند .

آنها ده برابر بیشتر ازسیارات حرکت می کنند ، یعنی صدها مایل در هر ثانیه .

سرعت ستارگان و اندازه ی مدارحرکت آنها ، جرم کهکشان را برای ما بازگو می کنند .

ولی هنگامی که با همین روش کهکـشانـــها را وزن می کنیم ، در می یابیم که آنها در حـــدود ده برابر بیشتر از تمام ستارگـــانی هستند که درداخــل خود دارند و می توانند بـــه حساب آیند .

بدون گرانش فوق العاده زیاد این جرم ، ستارگان همان گونه که در منظومه شمسی هستند ، به طور کلی در مرکز متمرکز نشده است .

بلکه همانند برخی از دیگر ستارگان ، در گروهها یا هاله های بزرگی از ذرات منتشر شده در آن سوی بخش درخشان کهکشان ها توزیع شده اند .

ما این موضوع را می دانیم ، چرا که بر خلاف ستارگانی که در داخل منظومه ی شمسی هستند ، سرعت های مداری در بخش های خارجی کهکشانها کاهش پیدا نمی کند .

سرعت ستارگانی که در بیرون از کهکشانها در حال حرکت هستند ،برابر با سرعت ستارگانی است که نزدیک مرکز واقع شده اند .

ماده ی تاریک ، به شیوه ی دیگری وجود گرانش خود را بروز می دهد .

گرانش موجب انحنا در پرتوها ی نور می گردد .

بنابراین ،تودهای از ماده ی تاریک میتواند از روی تأثیری که بر نور اجسام پشت سرش می گذارد ،آشکار و اندازه گیری گردد .

این پدیده در کهکشان خود ما نیز مشاهده گردیده است .به این ترتیب که نور ستارگان زمینه ای ، از طریق تأثیر کانونی ماده ی تاریک بر هاله ی نور ، بزرگ جلوه می کند .

در مسافت بسیار دور نیز آشکار گردیده است .

به عنوان مثال در تغییر تصویر کهکشانهای دور دست .(شکل زیر ).

سنتز هسته ای کیهانی بسیاری از نظرها و پیشنهادها را به اجبار متوجه صورتهای غیر باریونی ماده ی تاریک می کند .

به عنوان مثال ، الگوی انفجار بزرگ چنین پیش گویی می کند که دنیای اولیه تقریباً به اندازه ی فوتون ها نوترینو تولید کرده است .

در نخستین زمان ها این نوترینوها با فوتونها به صورت جفت شده بودند و اگر چه واکنش مهم وطولانی با فوتونها انجام ندادند ، هنوز به همراه هم هستند .

ولی به طور یکسان رقیق شدهاند و هم اینک مثل فوتونهای اصلی و دارای میانگین چگالی یکسانی هستند .نوترینوها آنقدر زیاد هستند که حتی اگر چند بیلیون از یک جرم سکون پروتون هم داشته باشند ، ماده ی تاریک کیهانی معنیداری راتشکیل می دهند نوترینوها تنها ذرات ماده ی تاریک غیر باریونی هستند که به عنوان « موجود » شناخته شده اند .

( البته اگرچه جرم چگالی یک جرم کیهانی ، هنوز شناخته نشده است ) .

شگفت انگیز این است که جهان اولیه ، مقداری از دیگر انواع ذرات باقیمانده را تولید کرده است .

اگر طبیعت ، ذرات پایداری دارد که فقط به صورت خیلی آهسته و ضعیف با هم واکنش می دهند ، لذا تولید و مشا هده ی این گونه ذرات هم اینک خیلی مشکل است .

ولی آنها در دنیای اولیه قادر به تولید شدن بوده اند، چراکه زمان لازم برای موجودیت یافتن آنها طولانی است .

اگر این ذرات ، جرم سکون می داشتند ، به اندازه ی کافی در یک کنش گرانشی برای نگه داشتن کهکشانها به یکدیگر شرکت می جستند .

این ذرات در هر زمانی و با هر سرعتی (در حدود صدها مایل در ثانیه ) پیرامون ما حرکت و به راحتی از میان هر جسمی و تقریباً بدون هیچ گونه واکنشی عبور می کرده اند .همچنین با نفوذ در هر جسمی که داخل کهکشان قرار دارد ، جرم جهان را تحت سیطره ی خویش قرار می دهد .

پیشنهادهای ارئه شده برای ماده ی تاریک کیهانی ، در ورای ذرات ، تازه گسترش یافته است که امکان دارد ترکیباتی از میدان های نیرو، سیاه چاله های کوچک و تکه های بزرگ کوارک ثابت باشند .

بسیاری از آنها نشانه های قابل مشاهده و شناخته شده ای هستند ولی هیچیک تا کنون پیدا نشده اند .

ماده تاریک مواد تشکیل دهنده ماده تاریک 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.

نوترینو ها نوترینو ها 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 1/5000 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 در تراسنیو ها و آکسیون ها را نام برد.

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 های 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 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 یشتری کهکشان دست 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.

میزان وجود ماده تاریک چه میزان ماده تاریک وجود دارد؟

کیهان شناسان میزان موجود در عالم را با پارامتری به نام امگا مورد بحث قرار می دهند.

در یک عالم بسته یعنی عالمی که جرم آن در حدی است که عاقبت در خود فرو می ریزد امگا بیش از 1 تعریف می شود.

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 به طور ایده آل 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 نمی باشند.

نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی 1 در حدود در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک 0.95 = امگا یا 95% عالم را تشکیل داده است.

اما در صورتی که واقع بینانه تر نگاه کنیم می بینیم 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.

می بینیم که 88% عالممان کاملا ناشناخته است.

پیش‌بینی‌های موجود دربارهٔ سرشت مادهٔ تاریک را می‌توان به دو گروه تقسیم کرد: اشیاء هاله‌ای پر جرم و متراکم شامل سیاهچاله‌ها، ستارگان نوترونی، کوتوله‌های سفید سوخته و یا کوتوله‌های قهوه‌ای.

ذرات پرجرم با برهم‌کنش ضعیف شامل نوترینوها، تک‌قطبی‌های مغناطیسی، و سایر ذرات بنیادی خارق‌العاده که هنوز بر روی زمین مشاهده نشده‌اند.

در صورتی که ماده تاریک از ذرات سبک نوترینو تشکیل شده باشد می تواند فواصل بسیار بزرگ را پوشش دهد یعنی در فواصل بین رشته ها و دیواره ها قرار می گیرد این نوع ماده HDM یا ماده تاریک داغ نام دارد.

اما در صورتی که ماده تاریک از ذرات سنگین مثل WIMPs تشکیل شده باشد، ذراتش نسبتاً به آرامی حرکت می کنند و می توانند مقیاس های کوچکتری مثل فواصل کهکشانی را پوشش دهند این نوع ماده CDM یا ماده تاریک سرد نام دارد.

هر دو نوع ماده یعنی HDM و CDM مشکلاتی دارند از جمله اینکه CDM نی تواند ساختارهایی با مقیاس های بزرگ و HDM نمی تواند مقیاس های کوچک را تحت پوشش قرار دهد.

با این حساب فرض می کنیم کهکشان ها در میان ماده مخلوط یاMDM شکل گرفته اند.

ماده تاریک هرچه که هست، مهمترین علت نیروهای گرانشی در این عالم است و حداقل باید سهم کوچکی در ساختار کنونی عالم داشته باشد.

و اما چگونه می توانیم آن را در آزمایشگاه بسازیم .

اکثرمواد موجود در جهان تیره هستند .

بدون جسم سیاه کهکشان ها و ستاره ها تشکیل نمی شدند و زندگی وجود نداشت .

آن حجیم را منسجم نگه می دارد ، آن چیست ؟

اگرچه وجود جسم سیاه در دهه 1930 پیشنهاد شد فقط در 10 تا 15 سال گذشته دانشمندان به پیشرفت مهمی راجع به درک ویژگی های آن نایل شدند .

بررسی های اخیراثرجسم سیاه برساختار جهان نشان داده است که آن متفاوت ازهرگونه ماده ای است که تاکنون درآزمایشگاه کشف و اندازه گیری شده است .

درهمین زمان ، تئوری های جدیدی به وجودآورندکه ممکن است به ما بگویند واقعا جسم سیاه چیست ؟

تئوری ابرتقارن خانواده های جدیدی از ذرات را که خیلی ضعیف با این ماده فعل و انفعال دارند را پیش بینی می کند .

سبک ترین ذره ابر تقارن می تواند ذره فرارجسم سیاه باشد ما باید جسم سیاه را به طورمستقیم با آشکار نمودن باقیمانده ذرات جسم سیاه در موج یاب زیرزمینی و با ایجاد ذرات جسم سیاه در شتابگرهایی که می توانیم ویژگی هایشان را بسنجیم و دریابیم چگونه با تصویرکیهانی متناسب اند ، بررسی کنیم .

ابزارهایی برای تحول علمی : اکثرمواد موجود درجهان تیره هستند .

شواهد اولیه راجع به جسم سیاه ناشی از منحنی های چرخش کهکشان ها می باشندکه نشان می دهندکهکشان ها توده بیشتری از ستاره ها دارند .

اخیرا ، باکشف وساخت وپرداخت عدسی های گرانتی و نقاطی از فضاکه توده نور را می شکند ، مدرک صریحی برای جسم سیاه به دست آمده است .

این محدودیت های بخوبی به طورمستقیم تفاوتی بین الگوهای غیرباریونی جسم سیاه ( W MPS ) و دیگر ایده های احتمالی دربرگیرنده اجسام عظیم ( MACHOS ) مانند سیاره هایی به اندازه مشتری و چاله های سیاه درنظرنگرفته است .

با این وجود آزمایشاتی که در دهه 1990 صورت گرفت ثابت کردکه MACHOS کمک قابل توجهی به محتوای جسم سیاه کهکشان ما ننموده است .

شدیدترین محدودیت ها درمورد میزان جسم سیاه در جهان ناشی از سنجش های کیهانی است .

بسامد ومکمل سمت وابسته به نوسانات در زمینه ریزموج کیهانی ( CMB ) که به وسیله WMAP ( ودرآینده به وسیله (Plank) اندازه گیری می شوند به چگالی کلی جسم وچگالی باریون حساس هستند .

همچنین چگالی باریون با الگوهای نوکلئوسنتز جهان اولیه محدود شده است .

همه این شیوه ها حاکی ازآن هستندکه ماده باریونی طبیعی می تواند فقط بخش کوچکی، درحدود پنج درصد ، از چگالی کلی ماده را تشکیل دهد .

دانشمندان توزیع جسم سیاه درجهان را به شیوه های مختلفی ازجمله : a )با بررسی توزیع گسترده کهکشان ها با Sloon Digital sky survey (SDSS) 1؛ b ) با محدودکردن طیف انرژی توده جسم سیاه به وسیله بررسی های همگرا با Lange synoptic survey Telescope ( LSST ) 2 ؛ و c ) با فهرست کردن شاخه های گسترده کهکشان ها به عنوان عملکردسرخ سویی با استفاده از اثرسانیو- زلدویچ ازطریق Sourh 2 Atacama Cosmology Telescope , polar Telescope 1 سنجیده اند .

پرتوهای کیهانی با انرژی زیاد : با این وجود ، برای درک ماهیت واقعی ذرات جسم سیاه باید آزمایشات فیزیک ذره آنها را درشتابگرها تولیدکنند و ویژگی های کوانتومی آنها را بررسی نمایند .

فیزیکدانان باید دریابند چگونه آنها را تصویرهم فاز جهان متناسب می شوند .

فرض براین است که آزمایشگران ازطریق موج یاب نهائی رشته ای از W MPS راکشف نموده اند .

آنها چه هستند ؟

آیا آنها سبک ترین ذره ابرتقارن می باشند ؟

آیا سبک ترین ذرلات و ابعاد اضافی حرکت می کنند ؟

یا آنها چیزدیگری هستند ؟

امروزه جستجوی مناسب ترین ذرات جسم سیاه درحال پیشروی می باشد اگراین ذرات درمقیاس Tev انباشته شوند مسلما در LHC کشف خواهد شد .

با این وجود ، اثبات اینکه این ذرات جدید درواقع با جسم سیاه مرتبط اند نیازمند تصادم خطی خواهند بود .

تصادم خطی می تواند توده اسپین و تقارن امواج آنها را به دقت اندازه گیری کند این نتایج محاسبه فراوانی کیهانی کنونی جسم سیاه و مقایسه آن با مشاهدات کیهان پژوهی را امکان پذیرمی سازد .

اگرمقادیر سازگارباشند برای فیزیک ذره وکیهان شناسی مفید خواهند بود و درک تکامل جهان که به 10-10 ثانیه بعد از انفجاربزرگ برمی گردد را گسترش خواهند داد .

از میان یک شیشه : اینجا حقیقتی مغشوش درباره جهان وجود داردکه بعد از هزاران سال مشاهده هنوزهم نتوانسته ایم بیشترآن را ببینیم .

ما تعداد اندکی شهاب سنگ ، سیارک ستاره های بیشمار توده ای ازگازها حتی یک یا دوسیاره فراخورشیدی دیده ایم .

با این وجود بیشتر جهان نامرئی است آن جسم سیاه نامیده شده است که گسیلش نمی شود و نوری نیز جذب یا منعکس نمی کند .

در واقع ، به نظرنمی رسد جسم تاریک ازهمین الکترون ها ، نوترون ها و پروتون ها تشکیل شده باشد .

آنچه که می توانیم درباره جسم سیاه بگوییم این است که احتمالا ازچاله های سیاه که اطلاعاتی از آنها دردست نیست تشکیل شده است.

دانشمندان معتقدند به دلیل ویژگی چرخشی کهکشانها جسم سیاه باید وجود داشته باشد .

براساس قانون اول نیوتن جسم درحال حرکت درخطی مستقیم به حرکت خود ادامه خواهد داد مگر اینکه نیرویی موجب تغییرجهت آن شود .

برای باقی ماندن ستارگان درمدارپیرامون مرکزکهکشان نیروهایی باید برآنها اعمال شود و تنها نیروی احتمالی درچنین فاصله ای نیروی جاذبه است آن جسم سیاه است .

.

یا به طوردقیق ترجاذبه ای که آن اعمال می کند باید نیرویی فراهم کندکه کهکشان را به طورمنسجم حفظ نماید و اجسام تاریک بسیاری برای انجام این کارنیاز است .

به نظرمی رسد این رقم هرماه تغییرمی کند اما تقریبا 80 درصد از همه مواد درجهان نامرئی هستند .

بنابراین آن ویژه گرفیزیک فضایی را هنگامی که تمایل دارد جهان را درک کند به فراتررفتن از دانش موجود راجع به جسم سیاه ملزم نمی کند .

موثق بودن دسته ها : ویژه گرفیزیک فضایی ریچارد موشوتزکی جسم سیاه را نه تنها درکهکشانها ، بلکه در دسته ای ازکهکشانها جستجومی کند .

یک دسته شامل 100000 کهکشان است، چون یک کهکشان می تواند هزارمیلیون ستاره داشته باشد .یک محاسبه ساده نشان می دهدکه دریک دسته ، ستارگان بیشتری نسبت به ماشین های موجود درلوس آنجلس وجود دارد موشوتزکی گفت : ‹‹ اینها حداکثرچیزهایی است که درباره هریک ازآنها که از نظر فیزیکی به یکدیگر مرتبط اند می دانیم .

اگر این آرایش عظیم مواد واقعیت داشته باشد آن حقیقتی مهم راجع به جهان خواهد بود .

تاکنون ، بیشتر اطلاعات ما راجع به دسته ها ناشی ازمطالعه نورمرئی ساطع از ستارگان وکهکشان ها می باشد اما به دلیل اینکه آنها فقط قسمت کوچکی—شاید 3 درصد .

از توده دسته می باشند ممکن است بهترین منبع اطلاعات تلقی نگردند .

موشوتزکی گفت : ‹‹ ردیابی جسم سیاه با کهکشانهای مرئی درمقیاس بزرگ کارآمد نمی باشد آن مانند پیگیری توزیع ماده درکلرادو و فقط با نگاه کردن به قلل کوهها می باشد .

با این وجود شما تصویری نادرست از زمین به دست خواهید آورد .

صرفنظر از اطلاعات مقدماتی نقش چاندرا چیست ؟

می دانیدکه اشعه های ایکس می توانند وارد این تصویرشوند و ما دراینجا درماده این موضوع بحث می کنیم بیشترجسم موجود دردسته می گویند 17 درصد ،گاز است ، نه ستاره .

این گاز .

عمدتا هیدروژن و هلیم .

متشکل از پروتون ها ، الکترون ها و نوترون ها آشنا می باشد گرمای آن بیشتر ازموج گرمای تابستان یک میلیون درجه سیلسیوس است و به اندازه ای داغ است که در اشعه ایکس طیف نور می دهد و پروژه ای مناسب برای تلسکوپ با تجزیه چاندرا فراهم می کند .

چاندرا مزیت ثانوی نیز دارد : آن به شیوه صنعتی ‹‹ یویو با چه سرعتی می چرخد ›› متکی نخواهد بود تلسکوپ با اشعه جدید ایکس به جای اندازه گیری چرخش کهکشانی به دنبال فشارگاز خواهد بود .

در بررسی چرخش استدلال هایی از فیزیک 101 به دست آمد .

چاندرا می تواند دما و همانندی گاز داغ را شناسایی کند .

خطوط متفاوت درطیف موجود بیانگرآن هستندکه چه عناصری تشعشع گسیلش نموده اند ، ویل سندر متخصص اشعه ایکس در دانشگاه وسیکانسین خاطرنشان نمود ، نسبت درخشندگی دو خط یک عنصرمی تواند حاکی از درجه حرارت باشد ودرخشندگی مطلق به ما می گویدکه چه میزان اتم ساطع شده ( در واقع یونها ) در راستای خط دید هستند .

با این اطلاعات می توانیم درصورت داشتن اندازه دسته چگالی و فشار را محاسبه کنیم .

فرض کنیم که آن تقریبا کروی است .اگرچه چگال گازدسته یک صدم چگال گاز موجود درکهکشان است ( که بایک اتم درهرسانتیمترمکعب محاسبه می شود ) فعل و انفعالات تصادفی بین اتم های گازموجب خواهد شد تا فواصل دورتری منتشرشود محاسبه میدان گرانشی که برای موازنه نمودن فشارضروری است بسیار آسان است توده و موقعیت جسم سیاه را نیز باید محاسبه نمود .

بدین طریق چاندرا درمجموعه T V بهبود خواهد یافت .

تلویزیون امکان دیدن چیزهایی که با چشم غیرمصلح نامرئی هستند را امکانپذیرمی سازد از سویی دیگر، اشعه های ایکس باید دیدن چیزهایی را ممکن نماید که درتمام طول موجها نامرئی می باشند .

چاندرا برای موشوتزکی که از ابتدا دیگرطرح ریزی تلسکوپی با اشعه ایکس بوده است بخشی ازتحولی است که تصاویربهتری از جسم سیاه تولید خواهد نمود .

او گفت : ارقام بسیار نیرومند هستند و بهترین ارقام باید تصویری بهترازیکی ازاسرارآمیزترین کیهان ها ارائه کنند .

Stars Rus دانستن این موضوع که چه چیزی جهان را ساخته کمک می کند دریابیم چگونه آن به صورت کنونی درآمده است .

براساس برآوردها جهان 12 تا 14 بیلیون سال پیش به وجود آمده است .

از سویی دیگرکهکشان ما درست 10 بیلیون سال جوانتراست .

چه چیزی قبل ازکهکشان ما صورت گرفته است .

هیچ کس نمی داند اما به منظوربررسی این موضوع چاندرا برای ارائه دیدگاهی راجع به سئوال همیشگی درباره تکامل جهان باقیمانده های ابراختران را ردیابی خواهد نمود .

انفجارهای بزرگ که دراثرتمام شدن سوخت برخی ستارگان روی داده ، سحاب های عظیم الجثه و ابرهایی از غبارهای درخشان که هزاران سال پس ازآن قابل رؤیت بوده اند ، ایجادکرده اند .

سحاب های پیشین شامل چیزی کاملا مهم .

اتم هایی که دربدن ما وجود دارد بودند .

عناصرسنگین ،کربن ، شش‌ عنصرحیات بخش جدول تناوبی ، 92 عنصرتنها با صورت گرفتن انفجاربزرگ همجوشی که قبل از ابر اختر به وقوع پیوسته ایجاد شده اند .

ویلت سندرویژه گرفیزیک فضایی گفت : ‹‹ همه عناصرسنگین تراز لیتیم درستاره ها ساخته شده اند .

بعد از انفجارابراختر این اتمها وارد فضا شدند ودرنسل بعد ستاره ها و سیاره ها موجودیت یافتند .

بیشتر اتمهای موجود در زمین و سیاره های دیگرمواد بازیافتی هستندکه در ابراخترها ساخته شده اند .

ما .

و سیب I IS باریتون ساکسی فون .

از مواد اختری هستیم .

در واقع ،کل سیستم خورشیدی قسمتی ازاشیایی هستندکه از غبار و گازبرجا مانده از انفجار پیشین ایجاد شده اند .

سندرکه از چاندرا برای مطالعه بقایای ابر اختراستفاده نمود ، گفت : گازهای بسیارگرم وغبارمی توانند اطلاعاتی ازگذشته و سندر نوشت ستاره ها و سیاره های امروزی بیان دارند .

منابع : نجوم و اخترفیزیک مقدماتی ج2(اخترفیزیک ) / زیلیک واسمیت / 1384.

انفجار بزرگ / گریگ هوگان / 1380.

کرین اس.

کنت.

فیزیک جدید.

مرکزنشردانشگاهی، ۱۳۸۲.

دانشنامه رشد www.whyfiles.org www.space.com تمرکز نور گرانشی توسط ماده تاریک .

در این تصویر،تلسکوپ فضایی هابل یک خوشه از کهکشانها را نشان می دهد .

جرم این خوشه که تقریباً از تمامی انواع ماده ی تاریک است ، نور کهکشانهای زمینهای را می شکند و تصاویر را به مکانهای باریک درازی امتداد میدهد .