ماده تاریک چیست؟

حسین مصحفی

دکتری فیزیک نظری در گرایش کیهان‌شناسی، علاقمند به ترویج علم و توصیف طبیعت به زبان ساده، عاشق کتاب و آسمان

«ماده تاریک» نامی است که اشاره به بخش گمشده و نامرئی از جرم کیهان دارد. ماده تاریک از جنس ماده است و گرانش آن به صورت جاذبه است. بر خلاف انرژی تاریک که (احتمالا) از جنس انرژی است و کارش دافعه و انبساط فضا است.

ماده تاریک چیزی از خود تابش نمی‌کند. دمای آن ثابت و تنها به صورت گرانشی با دیگر اجزای کیهان برهمکنش می‌کند. ما حدس‌‌هایی برای ماهیت ماده تاریک داریم اما از هیچکدام مطمئن نیستیم. در حال حاضر آزمایش‌های متعددی بر روی زمین و در فضا برای شناسایی سرشت حقیقی ماده تاریک در جریان است.

ما در این مقاله سعی می‌کنیم جنبه‌های مهم و اساسی ماده تاریک را برای شما شرح دهیم.

ماده تاریک در مدل استاندارد کیهان‌شناسی

تا پیش از قرن بیستم اگر به دنبال پاسخ به پرسش‌های بنیادین پیرامون پیدایش هستی بودید باید سراغ فلاسفه و الهی‌دانان می‌رفتید. اما در پایان قرن نوزدهم و آغاز قرن بیستم، ظهور نظریه‌های بزرگی مانند نسبیت اینشتین و مکانیک کوانتومی بینش ما نسبت به جهان را برای همیشه دگرگون کرد. پس از آن، این فیزیکدانان بودند که مدعی بودند پاسخ‌هایی برای سؤالات ژرف بشری دارند. در واقع اینشتین در نظریه نسبیت عام خود توصیفی هندسی از گرانش ارائه داد. اینشتین نشان داد که توزیع ماده بر شکل هندسی فضا-زمان تأثیر می‌گذارد و بالعکس. در واقع کلید فهم رفتار کیهان، شناخت هرچه دقیق‌تر محتوای سازنده آن است. این‌که ماده و انرژی دقیقا چیستند و به چه میزان در کیهان توزیع یافته‌اند می‌تواند سرمنشاء و تحول کیهان را مشخص کند.

تلاش‌های بسیاری برای شناخت اجزای ماده هم از جنبه‌ی تلاش‌های کیهان‌شناختی و اخترفیزیکی و هم در دنیای کوانتومی و فیزیک ذرات صورت پذیرفته است. در واقع در دهه‌های آغازین قرن بیستم، فریتز زوییکی و یان اورت جزء اولین نفراتی بودند که به مسأله‌ای عجیب در رفتار کهکشان راه شیری و کهکشان‌های اقماری راه شیری برخوردند. از آن‌جا که کهکشان ما یعنی راه شیری کهکشان نسبتا بزرگی است، تعدادی کهکشان کوتوله به صورت اقماری به دور راه شیری قرار دارند و جرم کهکشان راه شیری در دینامیک آن‌ها مؤثر است.

اولین مشاهدات ماده تاریک توسط فریتز زویکی ستاره شناس سوئیسی در سال ۱۹۳۳ زمانی که بر حرکت کهکشان‌ها در خوشه کما مطالعه می‌کرد، انجام شد. وی هنگام مشاهده کهکشان‌های خوشه کما متوجه شد جرم ستارگان موجود در کهکشان های این خوشه، از طریق قضیه ویریال (قضیه‌ای که در آن متوسط ​​انرژی جنبشی سیستم را به کل انرژی آن مربوط می‌کند ) فقط ۱ درصد از از جرم مورد نیاز برای نگهداری کهکشان‌ها در مدارها را تأمین می‌کند و در حالت عادی طبق قضیه ویریال با این مقدار جرم، خوشه کهکشانی باید از هم می‌پاشید.

زوییکی متوجه شد که با احتساب ماده درخشان راه شیری سرعت و دینامیک کهکشان‌های کوتوله‌ی اطراف راه شیری از جنبه رصدی با نظریه سازگار نیست و به نظر می‌رسد یک بخشی جرم گم‌شده در کهکشان وجود دارد. از آن جا ایده ماده تاریک مطرح شد. چیزی که وجود دارد اما دیده نمی‌شود.

اما تحول مهمی در زمینه ماده تاریک در دهه ۱۹۷۰ توسط خانم ورا روبین و دبلیو کنت فورد انجام شد. زمانی که روبین در دانشگاه جرج تاون در امریکا دانشجوی دکترا بود، جامعه امریکا به زنان چندان فرصت دیده شدن نمی‌داد. اما ورا روبین با تلاش بسیار به دستاورد بسیار مهمی دست یافت.

در آن زمان تصور بر این بود که عمده ماده سازنده‌ی کهکشان در نواحی هسته و مرکز کهکشان تجمع یافته و در دیسک کهکشان چندان ماده‌ی مؤثری وجود ندارد. بنابر همین دیدگاه پیش‌بینی‌ای برای منحنی سرعت دوران ستاره‌ها بر حسب فاصله از مرکز کهکشان داشتند. اما خانم روبین نشان داد که رصدها چیزی خلاف نظریه موجود نشان می‌دهند. طبق نظریه موجود در آن زمان سرعت دوران ستاره‌ها که دورتر از نواحی مرکزی هستند باید افت کند اما روبین نشان داد که سرعت چرخش ستاره‌ها به دور مرکز کهکشان نه تنها با دور شدن از مرکز کهکشان افت نمی‌کند بلکه در نواحی‌ای افزایش نیز می‌یابد.

از زمان کشف ورا روبین تقریبا بر همگان روشن شد که بخش قابل توجهی از ماده سازنده‌ی جهان با روش‌های متداول و ابزارهای الکترومغناطیسی قابل مشاهده نیست. در واقع ماده تاریک هیچ تابش الکترومغناطیسی از خود منتشر نمی‌کند و به جز از طریق گرانشی تأثیر دیگری بر ماده درخشان نمی‌گذارد. در کیهان‌شناسی وقتی صحبت از ماده می‌شود به معنای ماده باریونی به اضافه ماده تاریک است. ماده باریونی اصطلاحی است که برای ماده معمولی سازنده‌ی اجزای کیهان به کار می‌رود که متشکل از الکترون، پروتون، نوترون و دیگر ذرات مدل استاندارد فیزیک ذرات است که دارای برهم‌کنش‌های شناخته شده است. اما ماده تاریک هیچ‌یک از برهم‌کنش‌های الکترومغناطیس، هسته‌ای ضعیف و هسته‌ای قوی را از خود نشان نمی‌دهد و تنها با اثر گرانشی می‌تواند بر روی باقی جهان تأثیر بگذارد.

اهمیت ماده تاریک

ماده تاریک در تشکیل ساختارهای کیهانی مشارکت جدی دارد. در واقع در اوایل کیهان که ساختارهایی نظیر کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی در حال شکل‌گیری بودند بدون حضور ماده تاریک، ماده باریونی نمی‌توانست چنین ساختارهایی را به تنهایی تشکیل دهد. در واقع ماده تاریک نقش پتانسیل پس‌زمینه برای تجمع ماده معمولی را ایفا کرده است.

ماده تاریک مانند یک چسب قوی کیهانی تمام ساختارها را در شبکه‌ای پیچیده و در هم‌تنیده کنار یکدیگر نگه داشته است و مانع از متلاشی شدن و پرت شدن اجزای کهکشان‌ها در فضا می‌شود. در واقع بدون فرض ماده تاریک نمی‌توانیم تشکیل کهکشان‌ها و در مدار ماندن ستاره‌ها در کهکشان و در نتیجه تشکیل سیارات و سامانه‌های خورشیدی و سیاره زمین و پیدایش حیاتِ ما را توضیح دهیم. اگر ماده تاریک نبود، ستارگان از کهکشان فرار می‌کردند و در مسیرهای نامعینی در فضا پراکنده می‌شدند. در واقع بدون ماده تاریک نظم کیهانی بر هم می‌خورد.

شواهد وجود ماده تاریک

همان‌طور که از اسمش پیداست ماده تاریک واقعا تاریک است یعنی هیچ نوع تابش الکترومغناطیسی شناخته شده‌ای از خود ساطع نمی‌کند. در نتیجه نمی‌توان با تلسکوپ‌های الکترومغناطیسی به صورت مستقیم آن را آشکار کرد. اما ماده تاریک با یک چیز برهمکنش دارد و آن هم به صورت گرانشی است. ماده تاریک از آن‌جا که از جنس «ماده» است، بر روی اجرام اطرافش تأثیر گرانشی دارد. در نتیجه به صورت غیر مستقیم از روی آثار گرانشی آن می‌توان آن را شناسایی کرد. در این بخش به بررسی روش‌های شناسایی ماده تاریک و تأثیر آن بر روی پدیده‌های دیگر می‌پردازیم.

منحنی دوران کهکشان‌ها و ماده تاریک

اگر با استفاده از اثر دوپلر و سنجش طیف ستارگان یک کهکشان مارپیچی، سرعت دوران ستارگان کهکشان به دور مرکز کهکشان را در یک نمودار بر حسب فاصله هر ستاره تا مرکز کهکشان رسم کنیم، به یک منحنی دست می‌یابیم که مشهور به منحنی دوران کهکشان است.

برای بدست آوردن منحنی دوران می‌توان از رابطه سرعت دوران در قانون دوم نیوتن استفاده کرد:

اگر فرض بگیریم که عمده جرم کهکشان در نواحی مرکزی آن تجمع یافته و در دیسک جرم قابل توجهی وجود ندارد از این رابطه انتظار داریم که سرعت دوران ستاره‌ها از یک جایی به بعد افت نماید. اما با توجه به شکل بالا چیزی که از رصد بدست می‌آید آن است که سرعت دوران ستاره‌ها کاهشی نیست و بلکه حتی افزایش نیز می‌یابد. یعنی ستاره‌ها در دیسک کهکشان با سرعت‌های نسبتا بالایی در حال گردش به دور مرکز کهکشان هستند. و نکته عجیب این‌جاست که با وجود چنین سرعت‌های بالایی، این ستاره‌ها از کهکشان فرار نمی‌کنند. گویی چیزی شبیه به چسب آن‌ها را مقید در کهکشان نگاه داشته است. این چسب نامرئی که ستاره‌ها را درون کهکشان نگاه داشته است همان ماده تاریک است.

 

تلاش‌های بسیاری برای یافتن پروفایل چگالی هاله ماده تاریک کهکشان‌ها انجام شده و روابط مختلفی به عنوان تابع چگالی بر حسب شعاع پیشنهاد شده‌اند اما مشهورترین آن‌ها که بر اساس نظریه ماده تاریک سرد و با استفاده از شبیه‌سازی‌های بس‌ذره‌ای بدست آمده، مشهور به پروفایل NFW است که مخفف اسم سه دانشمند است (Navarro-Frenk-White):

هر یک از پروفایل‌های پیشنهادی برای هاله ماده تاریک دارای نقاط ضعف و قوتی هستند و هیچ‌یک کامل نیستند زیرا ماهیت ماده تاریک و بنیاد سازنده‌ی آن همچنان ناشناخته مانده و پروفایل‌های پیشنهادی بر اساس فرضیاتی هستند که تاکنون می‌دانیم.

تأثیر ماده تاریک در همگرایی گرانشی

همان‌طور که می‌دانیم اینشتین در نظریه نسبیت عام خود توزیع ماده و انرژی را با هندسه فضا مرتبط کرد. در واقع طبق معادله اینشتین:

حضور یک تجمع از ماده در ناحیه‌ای از فضا، می‌تواند فضا-زمان را طوری خمیده کند که ذراتی که در آن مسیر از فضا حرکت می‌کنند نیز تحت تأثیر قرار بگیرند. در نتیجه یکی از پیامدهای نسبیت اینشتین خمیدگی مسیر پرتوی نور عبوری از کنار یک جرم بزرگ است. در واقع برای هر جرمی انحراف مسیر پرتوی نور امکان‌پذیر است اما برای آنکه مقدار آن قابل اندازه‌گیری شود، می‌بایست جرم مرکزی مقدار قابل توجه و بزرگی داشته باشد.

آلبرت اینشتین به عنوان یک پیش‌بینی برای نظریه خود، مقدار خمیدگی مسیر پرتوی نور یک ستاره که از دید ناظر زمینی در نزدیکی خورشید است در هنگام عبور از کنار خورشید را محاسبه کرد. و این آرتور ادینگتون فیزیکدان بریتانیایی بود که در ۱۹۱۹ در هنگام خورشیدگرفتگی در افریقای جنوبی توانست مقدار انحراف پرتوی یک ستاره هنگام عبور از مجاورت خورشید را اندازه بگیرد و در کمال شگفتی با مقدار پیش‌بینی شده توسط اینشتین سازگاری داشت و این به عنوان یک تأیید تجربی از نظریه نسبیت عام اینشتین مطرح گردید.

این پدیده که به همگرایی گرانشی یا عدسی گرانشی مشهور شد پیامدهای مهمی در کیهان‌شناسی داشته است. این پدیده بسته به میزان فشردگی جرم مرکزی به سه دسته‌ی : ریزهمگرایی گرانشی ، همگرایی ضعیف و همگرایی قوی تقسیم می‌شود. ریزهمگرایی گرانشی در اجرام با جرم کم نظیر ستاره‌ها و سیارات رخ می‌دهد که امروزه یکی از روش‌های آشکارسازی سیارات فراخورشیدی نیز از طریق همین ریزهمگرایی گرانشی است. همگرایی گرانشی ضعیف در سیستم‌های گسترده نظیر کهکشان‌ها و هاله‌ی کهکشان‌ها رخ می‌دهد. و همگرایی قوی نیز در سیستم‌های فشرده نظیر ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها رخ می‌دهد.

در نتیجه همگرایی ضعیف یکی از ابزارهای مهم کشف هاله‌های ماده تاریک کهکشان‌ها است. نور عبوریِ کهکشان‌های دور دست وقتی که از میان هاله‌ی تاریک کهکشان‌ها یا خوشه‌های کهکشانی عبور می‌کند به دلیل همگرایی گرانشی دستخوش تغییراتی می‌شود و با نقشه‌برداری از این الگوی تغییرات و اعوجاج‌های پرتوی نور عبوری، می‌توانند نقشه‌ای سه بعدی از توزیع هاله‌های تاریک کهکشان‌ها بدست آورند.

 

در واقع یکی از روش‌های شناسایی حضور ماده تاریک همین همگرایی گرانشی است. اگر فقط با احتساب ماده درخشان یک کهکشان، میزان همگرایی گرانشی مورد انتظار را محاسبه کنیم خواهیم دید که با میزان عملی که در رصد بدست می‌آید تفاوت فاحش دارد و مقدار این اختلاف نشان‌دهنده‌ی میزان ماده تاریک موجود در هاله تاریک کهکشان‌ها است.

رابطه ماده تاریک با تابش ریزموج پس‌زمینه‌ی کیهانی

طبق نظریه بیگ‌بنگ در لحظات بسیار نخستین کیهان هنگام تشکیل بنیادی‌ترین ذرات سازنده ماده در کیهان، مقدار زیادی فوتون‌های تشکیل دهنده امواج الکترومغناطیس تولید شد. کیهان در ابتدا پر از تابش بود به عبارتی کیهان تابش-غالب بود یعنی نسبت تابش (فوتون و ذرات پر انرژی) نسبت به ذرات ماده بسیار بیشتر بود.

اما با سرد شدن کیهان و گسترش آن، به تدریج فوتون‌های بیشتری تبدیل به ماده شدند و چگالی ماده نسبت به تابش رو به افزایش نهاد. در دوره‌ای، چگالی تابش با چگالی ماده برابر شد و پس از آن ماده در کیهان غالب بود. غالب شدن ماده موجب شد که کیهان برای انتشار فوتون‌ها کِدِر شود و فوتون‌ها در مِهِ غلیظی از الکترون و پروتون گرفتار شوند. این روند تا حدود ۴۰۰ هزار سال پس از بیگ‌بنگ ادامه داشت. در این حوالی بود که کیهان به حدی گسترش یافت که دمای کیهان تا حدود ۳۰۰۰ کلوین پایین بیاید. پایین آمدن دمای کیهان بدین معنا بود که انرژی جنبشی ذرات کمتر شده و الکترون‌ها و پروتون‌ها می‌توانند مقید شوند و اتم‌های ساده را بسازند.

با تشکیل اتم‌های ساده، به تدریج از غلظت مه ذرات کاسته شده و فوتون‌ها توانستند از بین ذرات ماده عبور کرده و در باقی کیهان منتشر شوند. این مقطع، آخرین جایی است که فوتون‌ها بطور مؤثر با ذرات ماده برهمکنش داشتند و به سطح آخرین پراکندگی مشهور است. این فوتون‌ها که در لحظات بسیار نخستین کیهان تشکیل شده‌اند و از سطح آخرین پراکندگی می‌آیند امروزه در همه جای کیهان به صورت همگن و همسانگرد پراکنده شده‌اند. در واقع کشف این فوتون‌ها که به تابش ریزموج پس زمینه کیهانی یا همان CMB مشهور است تأیید بسیار محکمی بر آغاز داغ و چگال در عالم بوده است. امروزه دقیق‌ترین تصویر از کل این تابش توسط ماهواره Planck بدست آمده است (شکل زیر) . امروزه می‌دانیم که این تابش کاملا همسانگرد نیست و دارای افت‌وخیزهایی است. میزان این افت‌وخیزها وابسته به پارامترهای کیهان‌شناسی است.

میزان ناهمسانگردی دمایی و یا قطبش فوتون‌های تابش پس زمینه کیهانی با کمیتی به نام طیف توان ناهمسانگردی‌ها مشخص می‌شود که در شکل زیر رسم شده است. در این شکل، اثر تغییر چگالی ماده تاریک بر روی طیف توان ناهمسانگردی‌های تابش پس‌زمینه کیهانی که توسط نرم افزارِ CAMB که یک نرم افزار متن‌باز است تولید شده‌ است را مشاهده می‌نماییم.

نکته مهم این است که چگالی اجزای مختلف سازنده کیهان و ویژگی‌های کیهان اولیه و دیگر پارامترهای کیهان‌شناسی همگی در دامنه و مکان قله‌های سازنده‌ی طیف توان CMB نقش دارند. بطور مثال در شکل مذکور، تغییرات دامنه قله‌های طیف توان با افزایش و کاهش میزان چگالی ماده تاریک را مشاهده می‌نمایید. در حقیقت در روش‌های تحلیل داده با استفاده از داده‌های مشاهدتی و مقایسه مدل‌های نظری قیدهای محکمی بر روی میزان ماده باریونی و ماده تاریک سازنده کیهان قرار می‌دهند. و این خود یک دلیل دیگر مبنی بر وجود ماده تاریک است. در حقیقت بدون فرض وجود ماده تاریک نمی‌توان نمودار طیف توان را با داده‌های رصدی برازش نمود. به بیان دیگر افت‌وخیزهای دمایی تابش پس زمینه کیهانی دلالت بر وجود مقدار قابل توجهی ماده غیر درخشان که همان ماده تاریک است دارند.

شبیه‌سازی‌های بس‌-ذره‌ای

فهم امروزِ ما از ساختارهای بزرگ مقیاس کاملا قانع‌کننده نیست. توضیح چگونگی تکامل ساختارها از بذرهای اولیه افت و خیز در چگالیِ اولیه‌ی ماده پیچیده به نظر می‌رسد. این امر به دلیل حضورِ فرآیندهای فیزیکی مانند دینامیک گازها، سرمایش از طریق تابش، یونیدگیِ فوتون‌ها، بازترکیب و …. دشوار می‌باشد. پر کاربردترین رویکرد به مسئله ساختارهای بزرگ مقیاس استفاده از شببیه سازی‌های بس ذره‌ای می‌باشد. امروزه با رشد توان رایانه‌ها و بسط شیوه‌های محاسباتی، این امر تسهیل بیشتری نیز یافته است. تحولِ ساختار غالباً با فرایندِ تشکیل خوشه از شرایط اولیه گرانشی، به دست آمده برای ذرات ماده تاریک تقریب زده می‌شود. سپس این تقریب با وارد کردن فرآیندهای فیزیک، بهبود می‌یابد. در تصویر زیر نمونه‌ای از این شبیه‌سازی‌ها برای تشکیل هاله ماده تاریک خوشه‌های کهکشانی را مشاهده می‌نمائید.

حقایقی درباره ماده تاریک

ماده تاریک بخش اسرارآمیز و کمتر شناخته شده‌ی کیهان است. با وجود چندین دهه تلاش و انجام آزمایش‌ها و رصدهای مختلف هنوز چیز زیادی درباره آن نمی‌دانیم. اما به صورت غیر مستقیم می‌توانیم ماده تاریک را مشاهده کنیم. ویژگی‌های گرانشی ماده تاریک به شناخت غیر مستقیم آن کمک می‌کند. برای درک بهتر موضوع، ما یک اینفوگرافی آماده کرده‌ایم که به طور خلاصه آنچه درباره ماده تاریک می‌دانیم را یک جا گرد آورده‌ایم.

نامزدهای ماده تاریک

اگرچه ما دقیقا نمی‌دانیم ماده تاریک چیست و از چه چیز ساخته شده است، اما نظریه‌ها و ایده‌هایی برای آن داریم.

سیاه‌چاله‌های نخستین به عنوان ماده تاریک

با توجه به اینکه کشش گرانشی ماده مرئی موجود در جهان نمی‌تواند حرکت ستارگان در کهکشان‌ها و حرکت کهکشان‌ها در خوشه‌های کهکشانی را توضیح دهد، نظریات مختلف فراوانی در مورد ماده تاریک در نقش «جرم گم شده» جهان مطرح شده است.

یک نظریه این است که ماده تاریک از سیاه‌چاله‌های کوچک تشکیل شده است که از مه‌بانگ بر جای مانده‌اند. این سیاه‌چاله‌های فوق‌ متراکم که جرمی به اندازه جرم سیاره مشتری دارند، یک‌میلیونم ثانیه پس از مه‌بانگ خلق شده‌اند و توانسته‌اند تاکنون جان سالم به در ببرند.

طبق این نظریه، نزدیک‌ترین این سیاهچاله‌ها 30 سال نوری از زمین فاصله دارد و بنابراین هیچ خطری برای زمین نخواهند داشت. شواهد رصدی مبنی بر وجود سیاه‌چاله‌های فوق‌ متراکمی که از مه‌بانگ باقی مانده‌اند، سوسوی نور اختروش‌ها است؛ هسته‌های فعال به شدت نورانی که در کهکشان‌های جوان دوردست قرار دارند. بعضی از ستاره‌شناسان معتقدند زمانی‌که این سیاهچاله‌ها به عنوان نامزدهای ماده تاریک از امتداد بین زمین و اختروش عبور می‌کنند، گرانش آن نور اختروش را تقویت می‌کند؛ اثری که با نام ریز عدسی‌شدگی گرانشی  شناخته می‌شود.

اما نظریه محبوب‌تر این ایده است که ماده تاریک از یک ذره زیراتمی ساخته شده که این ذره هنوز کشف نشده است. نامزدهای زیادی برای این ذره وجود دارند که از بین آنها، دو مورد محتمل‌تر به نظر می‌رسند. این دو ذره عبارتند از:

آکسیون‌ها و ماده تاریک

آکسیون‌ها (Axion) ذراتی هستند که از نظر جرمی خیلی کوچک‌اند، اما تعدادشان بسیار زیاد است. انگیزه وجودی آن‌ها مرتبط با نیروی هسته‌ای قوی است که هسته اتم‌ها را در ماده معمولی منسجم نگاه می‌دارد. آکسیون‌ها ممکن است در اولین لحظات پس از مه‌بانگ و البته به تعداد بسیار حیرت‌انگیز و زیادی تولید شده باشند.

راه آشکارسازی یک آکسیون زودگذر، قرار دادن یک «کاواک مایکروویو» در میدان مغناطیسی است (کاواک مایکروویو یک ساختار فلزی بسته است که برای تقویت بسامدهای مایکروویو مشخصی استفاده می‌شود). انتظار می‌رود آکسیون با چنین میدان مغناطیسی برهمکنش داشته باشد که منجر به تولید مایکروویو می‌شود؛ که به راحتی می‌توان آن را درون محفظه آشکار کرد.

ذرات سنگین دارای برهمکنش ضعیف (WIMP)

«ذرات سنگین با برهمکنش ضعیف» یا به اختصار ویمپ (WIMP) ذراتی هستند که توسط نظریه ابَرتقارن و دیگر نظریاتی که ادعا می‌کنند فضا بیش از سه بعد دارد، پیش‌بینی شده‌اند. در نظریات ابعاد بالاتر، بازتاب‌هایی که از این ابعاد می‌آیند، اصطلاحا به عنوان ذرات «کالوزا-کلین» آشکار می‌شوند که نسخه فوق‌العاده سنگینی از ذرات زیراتمی استاندارد هستند.

سه راه برای آشکارسازی ویمپ‌ها وجود دارد. روش نخست، آشکارسازی مستقیم است که در آن، آشکارساز از توده بزرگی از یک عنصر مثل سیلیسیم یا زنون استفاده می‌کنند. ایده این آشکارسازها این است که اگر ذرات ماده تاریک به یک هسته اتم ماده عادی کوبیده شوند، هسته به شدت پس‌زده می‌شود.

اگرچه آشکارسازها مستقیما این پس‌زنی را نشان نمی‌دهند، اما اثرات ثانویه‌ای مانند انتشار نور از ماده را نشان می‌دهند. روش دوم، آشکارسازی غیرمستقیم است که در آن، آشکارسازها به دنبال تابش‌های گامایی می‌گردند که از برخورد یک ذره ماده تاریک با پادذره آن حاصل می‌شود.

از آنجایی‌که جرم هیچ کدام از ذرات ماده تاریک مشخص نیست، انرژی پرتوی گامای مورد انتظار نیز نامعلوم است. با این وجود، مشخصه چنین پرتوهای گامایی این است که همه آنها باید تقریبا هم‌انرژی باشند. روش سوم آشکارسازی این است که ذره را خودمان بسازیم. آشکارسازهای برخوردی مانند «برخورددهنده بزرگ هاردونی» (LHC) از انرژی برخورد ذرات برای خلق ذرات جدید استفاده می‌کنند. در این برخورددهنده‌ها، بدیهی است که انرژی ذرات ورودی باید برابر انرژی ذرات خروجی باشد؛ در غیر این صورت، این جرم از دست رفته همانند آژیری است که نشان می‌دهد ذره ماده تاریک خلق شده است.

ماده تاریک فازی

دانشمندان متعددی معتقدند که ماده تاریک باید از ذرات WIMP تشکیل شده باشد. اگر اینطور باشد انتظار می‌رود که ساختارهای کوچکی نیز در کیهان تشکیل یافته باشند. اما در رصدها چنین ساختارهایی دیده نمی‌شود. همچنین مدل‌های معمول ماده تاریک مشکلی به نام «مسأله هاله تیزه‌ای» یا Cuspy halo problem دارند که طبق شبیه‌سازی‌ها انتظار می‌رود که ماده تاریک سرد در هسته و مرکز کهکشان‌ها و نواحی چگال توزیع تیز داشته باشد اما در رصدها چنین چیزی مشاهده نمی‌شود و عملا در مرکز کهکشان‌ها توزیع ماده تاریک تیز نیست.

مشکلاتی از این دست سبب شده است که دانشمندان به نوع دیگری از ذرات به عنوان کاندید ماده تاریک فکر کنند. ذراتی که ۱۰^۲۸ مرتبه سبکتر از الکترون هستند و به دلیل این ابعاد فوق کوچک و جرم کم مانند یک ذره با مرز مبهم و بلوری (fuzzy) رفتار می‌کند. چنین ذراتی دارای طول موج کامپتونی به اندازه یک سال نوری خواهند بود. ساختارهایی با چنین ماده تاریک فازی، بیشتر شبیه به موج رفتار می‌کنند و ابعاد کهکشان‌ها و ساختارها بزرگتر خواهد بود. در این نوع از ماده تاریک به دلیل اصل عدم قطعیت هایزنبرگ از مسأله هاله‌های تیزه‌ای اجتناب می‌کند.

نوترینوها به عنوان ماده تاریک

نوع خاصی از نوترینوها به «نوترینوهای استریل» به عنوان کاندید ماده تاریک مطرح هستند. نوترینوها نوعی از ذرات هستند که برهمکنش بسیار ضعیفی با دیگر اجزای ماده دارند. بطوری که میلیاردها نوترینو که از خورشید می‌آید در هر لحظه از بدن ما عبور می‌کند بدون آنکه اصلا متوجه شویم. نوترینوها در چند نوع هستند که اصطلاحا به آن‌ها «طعم‌های نوترینو» گفته می‌شود. سه طعم اصلی نوترینو شناخته شده است: نوترینوی الکترون، نوترینوی تائو و نوترینوی میون. در برخی نظریه‌های یک طعم به خصوص نیز مطرح گردیده است که به نام نوترینوی استریل مشهور است. این نوع از نوترینوهای استریل فقط به صورت گرانشی با ماده می‌توانند تأثیر متقابل داشته باشند. به همین جهت به عنوان کاندیدی برای ماده تاریک مطرح گردیده‌اند.

روش‌های آشکارسازی ماده تاریک

دو دسته کلی برای روش‌های آشکارسازی ماده تاریک وجود دارد: روش مستقیم و روش غیر مستقیم. روش‌های مستقیم مبتنی بر تولید و شناسایی ذرات سازنده ماده تاریک در آزمایشگاه هستند. مانند آزمایش‌هایی که در شتاب‌دهنده‌های ذرات نظیر LHC در جستجوی ذرات WIMP هستند و یا آزمایش‌های شناسایی نوترینوهای استریل نظیر MiniBooNE که به دنبال یافتن این نوع خاص از کاندیداهای ماده تاریک هستند. آزمایش‌های غیر مستقیم نیز مبتنی بر یافتن آثار ماده تاریک هستند. در برخی از نظریه‌های موجود برای ماده تاریک در حالت‌های خاصی نوعی واپاشی و برهمکنش برای ذرات ماده تاریک پیش‌بینی شده است. تلسکوپ فضایی Fermi یکی از ابزارهایی است که برای مشاهده تابش حاصل از واپاشی ذرات ماده تاریک به کار می‌رود. یک روش مستقیم جدید هم پیشنهاد شده است که در مورد نوع خاصی از ذرات ماده تاریک که دارای جرم زیادی هستند به کار می‌رود و شامل به کاربردن شبکه‌ای از آونگ‌ها است که به محض عبور یک ذره ماده تاریک از مجاورت آن‌ها این آونگ‌ها منحرف شده و از روی انحراف آن‌ها می‌توان ویژگی‌های ذره عبوری را شناسایی کرد.

ماده تاریک و گرانش اصلاح شده

نظریه MOND (MOdified Newtonian Dynamics) اولین بار در  ۱۹۸۳ توسط فیزیکدان موتی میلگروم مطرح گردید. طبق این نظریه ، گرانش بین دو توده فقط تا یک نقطه خاص از قوانین نیوتن پیروی می‌کند و در شتاب‌های بسیار کم ، همانطور که در کهکشان ها اتفاق می‌افتد ، به طور قابل توجهی قوی‌تر می‌شود. به همین دلیل است که کهکشان‌ها در نتیجه سرعت چرخش آنها از هم جدا نمی‌شوند. موند تلاش می‌کند با اصلاح قانون گرانش نیوتن، مسأله چرخش کهکشان‌ها را توضیح دهد. این نظریه در مقابل نظریه ماده تاریک قرار دارد و مدعی است بدون فرض وجود چیزی اضافی نظیر ماده تاریک می‌توان منحنی دوران کهکشان‌ها را تنها با اصلاح قانون گرانش نیوتن توضیح داد.

نظریه گرانش نوظهور و ماده تاریک

گرانش نوظهور (پدیداری) یا همان Emergent Gravity که به آن گرانش انتروپیک نیز گفته می‌شود نظریه‌ای است که در آن یک نیروی انتروپیک در بزرگ-مقیاس ناشی از بی‌نظمی‌هایی در سطح کوانتومی پدیدار می‌شود و نیروی انتروپیک یک نیروی بنیادین نیست.

اریک ورلینده فیزیکدان هلندی در سال ۲۰۰۹ مفهومی را معرفی کرد که در آن گرانش را به صورت یک نیروی انتروپیک در نظر می‌گیرد. این نظریه که به گرانش نوظهور مشهور شده است گرانش را نه به صورت یک نیروی بنیادی بلکه پیامد اطلاعات حاصل از موقعیت ذرات ماده فرض می‌کند. این مدل دیدگاه ترمودینامیکی نسبت به گرانش را با اصل هولوگرافی خرارد تهوفت ادغام می‌کند. این نظریه بیان می‌دارد که گرانش یک برهمکنش بنیادین نیست، بلکه صرفا یک پدیده نوظهور است که ناشی از رفتار آماری درجات آزادی ریزمقیاس است که به صورت هولوگرافی رمزگذاری شده است. ورلینده که نظریه خود را نوعی نظریه اطلاعات کوانتومی می‌داند در مقالاتی نشان داده است که این نظریه می‌تواند بدون فرض وجود ماده‌ی مجهولی به نام ماده تاریک شواهد رصدی را توضیح دهد.

مشکلات ماده تاریک

همان‌طور که اشاره شد، وجود ویمپ‌ها توسط نظریاتی مانند ابَرتقارن پیش‌بینی شده است؛ نظریاتی که تلاش می‌کنند نشان دهند مجموعه‌ای از ذرات بنیادی طبیعت (فرمیون‌ها) در واقع روی دیگر سکه دیگر مجموعه ذرات بنیادی (بوزون‌ها) هستند. بر اساس این نظریات، ذرات بنیادی در قالب مجموعه کاملی از ابَرجفت‌های ذرات زیراتمی شناخته شده می‌آیند. از بین این ابرجفت‌ها، سبک‌ترین ابَرجفت پایدار یعنی نوترالینو محتمل‌ترین گزینه برای ماده تاریک است. اما مشکلی در این میان وجود دارد. در هیچ‌کدام از برخوردهای فوق‌العاده پر‌انرژی LHC، تا به حال هیچ نوترالینو یا هر ذره دیگری از ماده تاریک ظاهر نشده است. این موضوع بسیاری از فیزیکدان‌ها را به فکر واداشته است که شاید مدل ما از ماده تاریک نیازمند بهینه‌سازی باشد.

خلاصه و نتیجه‌گیری

طبق مدل استاندارد کیهان‌شناسی، ماده تاریک حدود ۲۸ درصد ماده و انرژی سازنده جهان را شامل می‌شود و ماده درخشان که در ستارگان و سیارات و دیگر اجزای درخشان عالم وجود دارد کمتر از ۲ درصد جهان را شامل می‌شود. آخرین نتایج رصدی نشان داده‌اند که حدود ۶۸ درصد از کل محتوای کیهان از چیزی ناشناخته به نام انرژی تاریک تشکیل یافته است. یعنی در حدود ۸۵ درصد از بخش ماده سازنده کیهان به صورت ماده تاریک است و ما نمی‌توانیم بطور مستقیم مشاهده نمائیم.

اولین بار لرد کلوین در ۱۸۸۴ ادعا کرد که بر اساس سرعت پخشی ستارگان قابل مشاهده جرم کل کهکشان با جرم بخش مرئی آن تفاوت قابل توجهی دارد. از اوایل قرن بیستم مشاهدات دقیق‌تری نشان از وجود جرم گمشده‌ای در کهکشان داشت که به ماده تاریک شهرت یافت زیرا هیچ نوع تابش قابل مشاهده‌ای از خود ساطع نمی‌نماید. بعدها مشخص شد که ماده تاریک از طریق گرانش خود بر ماده درخشان (باریونی) تأثیر می‌گذارد. بطوری که در سرعت چرخش ستارگان به دور مرکز کهکشان و حرکت کهکشان‌های مجاور قابل مشاهده است. همچنین نسبیت عام اینشتین به ما آموخت که نور در هنگام عبور از نزدیکی یک میدان گرانشی دچار خمیدگی و انحراف می‌شود و این خود یک ابزار قوی برای تعیین توزیع ماده تاریک به ما می‌دهد. امروزه با استفاده از روش‌های مختلف همگرایی گرانشی می‌توانیم تجمع و توزیع ماده تاریک در نواحی خوشه‌های کهکشانی را تعیین نمائیم.

اما با وجود بینشی که از طریق روش‌های غیر مستقیم برای فهم ماده تاریک بدست آمده هنوز ماهیت واقعی آن نامشخص است. ایده‌های مختلفی پیرامون سرشت حقیقی ماده تاریک مطرح است. ایده‌هایی مثل سیاه‌چاله‌های نخستین و کوچک، یا ذرات بنیادی مثل اکسیون‌ها و ویمپ‌ها. فیزیکدانان ذرات در آزمایشگاه‌ها و برخورددهنده‌های ذرات به دنبال یافتن ذرات سازنده ماده تاریک هستند. آزمایشگاه‌هایی در عمق زمین ایجاد گردیده‌اند و هر یک به طریقی به دنبال کشف ذرات تشکیل دهنده‌ی ماده تاریک هستند.

اما دیدگاه‌های دیگری نیز به عنوان رقیب ماده تاریک مطرح‌اند. از جمله نظریه‌ی MOND و دیگر نظریه‌های گرانش تعمیم یافته که مدعی‌اند برای توضیح مشاهدات مربوط به ماده تاریک لازم نیست فرض وجود ذرات یا اجزای غیر عادی داشته باشیم بلکه صرفا با اصلاح قانون گرانش نیوتن می‌توانیم این قبیل مشاهدات را توضیح دهیم. تلاش‌های بسیاری در هر دو جبهه در جریان است تا بتوانند قیدی محکم بر روی سرشت واقعی ماده تاریک قرار دهند.

اما با وجود تلاش‌های بسیار و اطلاعات دقیق‌تری که طی دهه‌های اخیر درباره ماده تاریک بدست آمده هنوز به درستی آن را نمی‌فهمیم. این یعنی حدود ۸۵ درصد از ماده سازنده جهان به صورت مجهول باقی مانده و ما درک درستی از آن نداریم. اگر روزی گروهی به کلید فهم سرشت حقیقی ماده تاریک دست یابد قطعا یک دستاورد بزرگ در فیزیک خواهد بود و شایسته دریافت جایزه نوبل خواهد شد.

سؤالات متداول پیرامون ماده تاریک

به اشتراک بگذارید