ماده ی تاريك، هستی يا نيستی-قسمت اول

ماده ی تاريك، هستی يا نيستی-قسمت اول ​

عالم تا کجا امتداد دارد؟ آیا این سوال بجایی است؟ فلاسفه قدیم به تفصیل به این سوال که هر کسی زمانی از خود پرسیده است، پرداخته اند اما فیزیکدانان و کیهانشناسان و طبیعیون جدید، این سوال را مشخص تر مطرح می کنند و پاسخ صریحی برای آن دارند: عالم آنجاست که ماده هست یا اثری از آن.


هنگام طرح اندیشه های انیشتین دیدیم که چگونه فضای عالم می تواند متغیر باشد، منبسط شود، بدون اینکه برای درک این انبساط احتیاج به فضای دیگری باشد. همین طور دیدیم که چگونه هندسه این فضا را ماده تعیین می کند.حتی هندسه فضا در جایی که ماده نیست، توسط ماده در نقاط دیگرفضا تعیین می شود اما توجه کنید که مجموع ماده موجود فضا را تعیین می کند. مثلا ممکن است جایی در عالم توزیع ماده به صورت یک پوسته کروی باشد که در داخل ان دیگر ماده ای نباشد. هر چه هست روی پوسته یا خا رج ان است. در این صورت فضای داخل پوسته جزو عالم به حساب می اید و هندسه ان را ماده روی پوسته تعیین می کند.

بدین ترتیب می بینیم که ماده موجود درعالم، مقدار و توزیع ان برای درک هندسه عالم و تغییرات زمانی و مکانی این هندسه بسیار اهمیت دارد. پس چه قدرماده درعالم هست؟ پاسخ به این سوال می تواند مساله دانشمندان را در مورد این سوال که در اینده چه بر سر عالم خواهد امد و اینکه ایا تا ابد انبساط خواهد یافت یا زمانی به بیشینه اندازه اش می رسد و سپس منقبض می شود حل کند. این وضعیت مثل نحوه حرکت سنگی است که از سطح زمین به طور عمودی پرتاب می شود. معمولا سنگ تا یک ارتفاع بیشینه می رسد و سپس سقوط می کند اگر سرعت اولیه سنگ را افزایش دهیم، سنگ قبل از سقوط تا ارتفاع بیش تری صعود می کند. با این حال این وضعیت فقط زمانی برقرار است که سرعت اولیه کم ترازسرعت بحرانی موسوم به «سرعت فرار» باشد. اگر سنگ با سرعتی بیش تر از سرعت فرار پرتاب شود، آنگاه از جاذبه زمین فرار خواهد کرد و هرگز باز نمی گردد. به بیان دیگر، اگر گرانش به اندازه کافی قوی باشد می تواند جهت سرعت سنگ راتغییر دهد و آن را برگرداند، اما اگر گرانش به اندازه کافی قوی نباشد، سنگ از زمین دورتر و دورترخواهد شد.

می توانیم انبساط عالم رابا سنگی مقایسه کنیم که از سطح زمین به طرف بالا پرتاب می شود. اگر نیروی گرانش ماده موجود در عالم به اندازه کافی زیاد باشد، سرانجام زمانی انبساط عالم متوقف خواهد شد و انقباض اغاز می شود. چون نیروی گرانش متناسب با مقدار ماده افزایش می یابد، سرنوشت عالم به مقدار ماده ای بستگی دارد که در حال حاضر درعالم وجود دارد. اگر چگالی ماده بیش ترازمقداربحرانی باشد، این جاذبه گرانشی در نهایت برانبساط فعلی عالم غلبه خواهد کرد وانقباض عالم اغاز خواهد شد. اگرسرعت انبساط عالم را بدانیم می توانیم مقدار چگالی بحرانی مورد نیاز برای توقف انبساط را تخمین بزنیم. ثابت شدهاست براي آن که در نهایت عالم منقبض شود، باید چگالی ماده حد ود 5*10-30gmcm3یا بیش تر باشد. این چگالی را«چگالی بحرانی» عالم می نامند و نقش مهمی در بحث هایمان خواهد داشت.

تا این جا که خوب بوده است. اکنون باید مقدار واقعی چگالی جرمی عالم را بدانیم. ایا مقدار ان بیشتر از چگالی بحرانی است، یا کم تر؟ اینده عالم به پاسخ این سوال بستگی دارد.

می توانیم به شرطی که تابش الکترومغناطیسي ماده به شکل های نور مرئی ، پرتوهای ایکس یا حتی امواج رادیویی باشد ، تخمین نسبتا خوبی از مقدار ماده مو جود در کهکشان ها، خوشه ها ، و ... ارائه کنیم. مدلسازی های نظری به همراه مشاهدات تلسکوپی که کل گستره طیف الکترومغناطیسی را پوشش می دهند ، این امكان را به ما می دهند که مقدار ماده مرئی مو جود در عالم را تعیین کنیم . ثابت شده است که سهم ماده مرئی در چگالی عالم کم تر از یک دهم چگالی بحرانی مورد نیاز برای توقف انبساط عالم است. بنابراین اگر همه ماده عالم مرئی باشد آن گاه عالم تا ابد انبساط خواهد یافت.

متاسفانه این همه داستان نیست. ثابت شده است که همه ماده عالم مرئی نیست! در واقع نزدیک به نود و پنج درصد ماده عالم «تاریک» است و هیچ تابش الکترومغناطیسی گسیل نمی کند. اگر این طور باشد با توجه به این که ماده تاریک بر دينامیک عالم حاکم است ضروری است که مقدار و نوع ماده تاریک موجود در عالم را تخمین بزنیم.

اما چگونه می توانیم مقدار ماده تاریک موجود در عالم را تخمین بزنیم. اخترشناسان برای اجرام مختلف از روشهای گوناگونی استفاده می کنند اما اساس همه انها جستجوی اثرات گرانشی است. مثلا کهکشان های مارپیچی را در نظر بگیرید. (این ها کهکشان هایی هستند که بیش تر ماد ه مرئی ان ها در صفحه قرص کهکشان قرار دارد) در اطراف چنین کهکشان هایی ابرهای هیدروژنی رقیقی وجود دارند که حول مرکزکهکشان (و در صفحه قرص کهکشاني) می چرخند. اگر چنین کهکشانی را از لبه نگاه کنیم ان گاه به نظر می رسد که این ابرهای کهکشانی در دو طرف کهکشان در جهت های مخالف در حرکت هستند یکی به سمت ما در حرکت است و دیگری در حال دور شدن از ماست. این ابرها تابشی به طول موج 21 سانتیمتر گسیل می کنند ولی به علت اثر دوپلر برای ابرهای یک سر کهکشان قرمز گرایی و برای ابرهای انتهای دیگر ابی گرایی خواهیم داشت با اندازه گیری این جابجایی ها می توانیم سرعت این ابرها را تعیین کنیم و با دانستن سرعت و مکان ابرها می توان مقدار ماده موجود در کهکشان را که بر حرکت ابرها تاثیر می گذارند تخمین زد.

اخترشناسان پس از انجام تجزیه و تحلیل بالا به نتیجه بسیار شگفت انگیزی دست یافتند به نظر می رسد کهکشان هایی مثل کهکشان ما دارای جرمی معادل ده برابر جرم ماده مرئی باشند. این بدان معناست که «ماده تاریک» ده برابرپرجرم تر از ماده مرئی راه کاهكشان است! مطالعاتی که در مورد کهکشان هاي مختلف انجام شده است نیز این نتیجه را تایید کردند: همه کهکشان ها هاله هایی بزرگ از ماده تاریک در اطرافشان دارند که بخش مرئی شان فقط کسر ناچیزی از انها را تشکیل می دهد بیشتر نیروی گرانشی در کهکشان ناشی از ماده تاریک است و به همین دلیل دینامیک كهكشان عمدتا متاثر از هاله ماده تاریک است و نه ماده مرئی.

دلیل دیگری که می تواند وجود ماده تاریک را به اثبات برساند این است که خوشبختانه اثر ماده کهکشان روی حرکت ستاره های ان اندازه پذیر است. توزیع سرعت ستاره های کهکشان بستگی به توزیع ماده در محل کهکشان دارد. منجمان از روی حرکت ستاره ها دریافته اند که باید ماده به مقدار زیاد در هاله کهکشان دور از مرکز کهکشان وجود داشته باشد تا بتوان حرکت ستاره ها را در داخل کهکشان توضیح داد ستاره های دور از مرکز کهکشان سریعتر از ان می گردند که تنها ماده مرئی ستاره ها بتواند ان را توضیح دهد. محاسبات نشان می دهد که ما از کل ماده کهکشان تنها حدود 20 % ان را به صورت ستاره های شبیه خورشید می بینیم. سپس حدود 80% باید به صورت ماده تاریک باشد.

هم چنین این دلایل را اخترشناسی هلندی به نام یان اوورت برای اثبات وجود ماده تاریک به شيوه دیگری به کار گرفت. او یکی از نخستین کسانی بود که در اوایل دهه 1930 پی برد که تنها راه توضیح رفتار ستاره ها در نزدیکترین همسایگی ما این است که وجود ماده ای تاریک و نامرئی را فرض کنیم که قسمت اعظم فضا را پر کرده است. در ان موقع اخترشناسان ثابت کرده بودند که هر یک از ستاره های دراه کهکشان در مداری به دور مرکز کهکشان می گردد. منظومه شمسی ما در فاصله ای حدود دو سوم کل مسافت تا مرکز این منظومه چرخان در حومه های کهکشانی واقع است. بررسی جزئیات ستاره های مجاور میسر است، و اخترشناسان پی برده اند که هیچ يک از انها دقیقا در صفحه ای واحد حرکت نمی کند بلکه در مدار خود به دور کهکشان به بالا و پایین هم نوسان می کند.

نیروهای نامرئی

البته اورت نتوانست تک ستاره ای را تماشا کند که به این طریق به بالا و پایین حرکت می کند. چنین تغییراتی در ظرف هزاران یا میلیونها سال صورت می گیرد. اما وی از روی توزیع کلی ستاره ها در بالا و پایین صفحه کهکشان و با انداره گیری سرعت انها توانست نتیجه بگیرد كه ستاره های مرئی خودشان در یک سوم نیروی گرانشی که انها را در جای خود نگه می دارد دخیل اند.

از ان پس اخترشناسان ديگری به کمک اخترشناسی رادیویی و سایر تکنیکها پی برده اند که همان میزان جرمی از ابرهای سرد گاز و غبار در میان ستاره ها پراکنده است که در داخل تمام ستاره های مرئی اما حتی همين جرم همراه با خود ستاره ها فقط دو سوم جرم گرانشی مورد نیاز برای توضیح دینامیک موضعی کهکشان به حساب می اید باید ماده تاریک بسیار بیشتری در عالم وجود داشته باشد.

ماده تاریک نادیدنی را می توان بر حسب عددی به نام نسبت جرم به نور (M/L) اندازه گیری کرد. این عدد بنابر تعریف برای خورشید یک است: یک جرم ماده خورشیدی به شکل یک ستاره یک درخشندگی نور خورشیدی ایجاد می کند. بنابر ارقامی که اوورت به دست آورد، در همسایگی ما M/L حدود 3 است. اما این عدد برای کل کهکشان بزرگتر است.

بررسیهای مربوط به چگونگی چرخش کهکشانهایی مانند راه کاهکشان خودمان نشان می دهند که ستارگان درخشان در داخل هاله ای سیاه فرو می روند و گرانش این هاله قرص ستارگان را در همه جا با سرعت یکسانی به چرخش در می آورد.