سیارات

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، کوتوبه 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.

میدان مغناطیسی یا آهنربایی کره زمین در حال ضعیف شدن است. اگر این کاهش در شدت میدان با همین اهنگ به پیش رود ظرف 1200 سال آینده قطب نماهای سراسر دنیا از کار خواهند افتاد تا مدتی به طرف همه جا ولی در واقع هیچ جا منحرف خواهند شد. سپس به آهستگی پس از گذشت دهها یا صدها سال بار دیگر همراستا خواهند شد اما این بار به سمت جنوب.
نتیجه این می شود که میدان مغناطیسی زمین وارونه خواهد شد این اتفاق پسشتر نیز بارها روی داده است. زمین شناسان در سنگ های مغناطیسی چندین میلیون ساله قراینی یافته اند که این را تایید می کند. روشن است که این پدیده بیانگر مطلب بسیار مهمی درباره هسته درونی زمین است.اما پرسش اینجاست که این مطلب مهم چیست؟ هسته زمین از آهن و نیکل تشکیل شده که بخش عمده ای از انها به حالت گداخته وجود دارد این مایع فلزی پیوسته در جنبش است و این جنبش به نحوی جریانهای الکتریکی به وجود می اورند که میدان مغناطیسی زمین را ایجاد می کنند. جزئیات این فعالیت فلزی گداخته و تغییراتی که در میدان مغناطیسی زمین بوجود می اورد هنوز روشن نشده است برخی از سرنخ هایی که درباره رویدادهای درون زمین در اختیار داریم از بررسی ساختار بیرونی این میدان بسیار گسترده بدست آمده اند این میدان زمین را در محاصره خود دارد و تا صدها هزار کیلومتر در فضا ادامه دارد. میدان مغناطیسی را می توان به صورت مجموعه ای از خط های فرضی تصور کرد که در فضا از قطب جنوب در جنوبگان تا قطب شمال در کانادا قوس می زند و سپس در درون هسته زمین ادامه می یابد تا بار دیگر از قطب جنوب سر در آورد. میدان مغناطیسی زمین همواره نابسامان است. قطب های مغناطیسی زمین 11 درجه با قطب های جغرافیایی زمین فاصله دارند در این میدان پیچش ها و خمیدگی هایی وجود دارد که در آن نواحی ممکن است جهت عقربه قطب نما حتی تا 20 درجه از شمال حقیقی فاصله داشته باشد. دریانوردان این نواحی را از قرن یازدهم هجری تا کنون نقشه برداری کرده اندتا مبادا قطب نماهایشان آنان را از مسیر واقعی منحرف کند. از روی نوشته های آنان در میابیم که شدت میدان مغناطیسی زمین افت و خیز بسیار زیادی دارد.و سالانه در حدود 20 کیلومتر به طرف غرب جابجا می شود در نظر دانشمندان امروزی این بدان معناست که مایع گداخته هسته زمین با سرعتی در حدود نیم میلیمتر در ثانیه در حرکت است. یعنی در روز تقریبا مسافتی برابر نصف طول زمین فوتبال را می پیماید. زمین فیزیکدانان در مقیاس گسترده تر با بررسی مغناطیس هایی که در گدازه های منجمد باستانی محبوس شده اند ردپای میدان مغناطیسی زمین را 30 تا 50 میلیون سال گذشته دنیبال کرده اند همچنانکه سنگ ها گداخته می شوند اتم های آهن موجود در آنها تمایل می یابند با راستای میدان مغناطیسی ان دوره همراستا شوند. این مدارک نشان می دهد که در گذشته میدان مغناطیسی زمین در فاصله های زمانی نامعین از 30 هزار سال گذشته تا 1 میلیون سال وارونه شده است. میدان از این رو به آن رو می شود. یعنی در مدت نزدیک به 100 هزار سال ضعیف می شود و سپس در جهت دیگر افزایش می یابد.
بسیاری از زمین شناسان که درباره علت وارون شدن ها بررسی می کنند اکنون معنقدند که میدان مغناطیسی ضعیفی که بر سطح زمین می سنجیم ( آن قدر ضعیف که آهنربای نعلی شکل اسباب بازی هم 100 برابر از آن نیرومند است) تنها مشتی از خروار است. بخش عمده از فعالیت مغناطیسی زمین در هسته آهنی و نیکلی آن صورت می گیرد برابر مقبول ترین توضیحی که برای این مساله ارائه شده و به نظریه دینامو معروف است بخشی از میدان که در هسته زمین امتداد دارد در مایع باردار و گداخته آن محبوس شده و با چرخش زمین کشیده می شود. درنتیجه به طور مستقیم از هسته نمی گذرد بلکه بارها دور هسته پیچیده می شود تا مانند دسته ای از کش های محکم تشکیل خطوط شار نیرومندی را بدهد. بنابر این نظریه جریان همرفتی فلز گداخته که از اعماق هسته بالا می آید حلقه های کوچکی از این ماده مغناطیسی دور هم پیچیده را به سطح می راند که از اینجا به فضا امتداد می یابند و تشکیل میدان آشنایی را می دهد که می سنجیم. سپس یک بار دیگر به درون هسته شیرجه می روند و سخت دور هسته پیچیده می شوند بدین ترتیب میدان خود را نگه می دارند. در این فرضیه درباره اینکه چه چیزی ممکن است باعث وارونه شدن میدان شود چنین استدلال می شود که طبیعت غیر قابل پیش بینی جریان همرفتی که نقش دارد. اگر در یک نقطه چند حلقه بیشتر از نقطه دیگر جمع شود ذره های میدان که به سطح می رانند در جهت مخالف حلقه می زنند. احتمال دیگر آن است که این وارونه شدن ها به هیچ وجه کاتوره ای و تصادفی نیست. و اگر اطلاعات کافی داشتیم می توانستیم آن ها را پیش گویی کنیم و شاید بر همکنش های الکترومغناطیسی مایع جوشان درون زمین چندان پیچیده اند که وارونگی تصادفی به نظر می رسد اگر چنین باشد شاید روزی دانشمندان بتوانند به ما بگویند که وارونگی بعدی چه هنگام رخ می دهد اما اکنون تنها کاری که می توانیم بکنیم این است که قطب نماهایمان را تماشا کنیم و حدس بزنیم در دل گداخته زمین چه می گذرد

 ‎دید کلی‎

‎ ‎به طور غیر منطقی ولی به ترتیب تاریخی ، از ناحیه مرئی شروع می کنیم و به خارج از آن فرا می رویم. ‏در واقع اگر ناحیه مرئی را یک کمی به طرف فروسرخ و فرا بنفش گسترش دهیم ‏ناحیه نسبتا مشخص بین ( 1 میکرومتر ) 2000 آنگستروم به وجود می آید. که آسان ترین ناحیه براکار ‏کردن است.

کوارتز در تمامی این ناحیه و شیشه در بیشتر قسمت های آن شفاف است. لذا امکان انتخاب ‏بین منشور ، توری و تداخل سنج به عنوان پاشنده وجود دارد و مشکلی در مورد پنجره ها یا عدسی ها پیش نمی ‏آید‎.

‎جذب و اتلاف طیف الکترومغناطیسی‎:

‎طیف الکترومغناطیسی می تواند به شکل عکاسی یا فوتوالکتریکی ثبت شود. برای طیف نمایی ‏جذبی و گسیلی رده وسیعی از منابع در دسترس اند. در زیر طول موج 2000 آنگستروم ، ابتدا هوا ( ‏یا به طور دقیق اکسیژن ) سپس کوارتز شروع به جذب می کنند.

برای‎ ‎فایق آمدن به شکل اولی، ‏مسیر نوری باید تخلیه شود و نام فرا بنفش خلا ، برای این ناحیه از همین جا ناشی می شود. برای ‏گسترش برد عبور به اندازه چند صد آنگستروم ( تا 1040 آنگستروم که حد عبوری لیتیوم فلوراید است ) می ‏توان بلورهای دیگر را با اپتیک کوجایگزین ساخت، اما این امر فقط برای تکنیک های پایین عملی ‏است‎.

‎تداخل سنج ها به علت انعطاف های سطحی و باز تابندگی پایین دارای مشکلات زیادی هستند. در پایین تر ‏از حدود 1800 آنگستروم توری ها تنها پاشنده های قابل دسترس برای تفکیک بالای اند. عدسی ها و ‏‏آینه ها( که دارای باز تابندگی های کمی در این ناحیه اند ) با به کادن توری ، حذف می شوند. در ‏پایین تر از حدود 400 آنگستروم ، برای غلبه بر باز تابندگی کم ، توری ها بایستی در وضع فرود ‏خراشان به کار روند از طرف دیگر آشکار شدن گرما مسئله ساز نمی باشد‎.

‎بررسی نواحی طیفی‎:

‎روش های عکاسی یا فوتو الکتریکی می توانند در سر تا سر ناحیه ‏فرابنفش مورد استفاده قرار گیرند. مسائل مربوط به استفاده از منابع نوری مناسب ممکن است در ناحیه ‏پایین تر از 1040 آنگستروم که در آن پنجره ها نمی توانند برای در بر گرفتن یا مجزا کردن گاز های مختمورد استفاده قرار گیرند، به صورت حاد درآیند. نواحی طول موج کوتاه و بلند اطراف 1040 آنگستروم به ‏ترتیب به نام کاشفین آنها شومن و لیمن نامیده می شود‎.

‎حرکت به سوی فروسرخ ، در می یابیم که انتخاب بین منشورها و شبکه ها و تداخل ‏سنج ها تا حدود 40 میکرومتر ، حد موثر بلور آزاد است. تداخل سنج های ساخته شده از فیلم های ‏نازک نظیر پلی تن را می توان ، تا طول موج های باز هم بلند تری مورد استفاده قرار داد به طوره ‏طیف نمایی تبدیل فوریه می تواند با طیف سنجی شبکه در ناحیه فرو سرخ رقابت ‏کند‎.

‎با ایجاد لیزر های رنگی کوک پذیر طیف نمایی بدون شبکه ها یا تداخل سنج ها در ‏موارد معینی امکان پذیر می شود. به دلیل بالا بودن ضریب باز تابشان می توان آینه های متعددی را بدون ‏اتلاف قابل توجه در شدت به کار برد. مسئله اساسی در قسمت عمده ناحیه ، ناکافی بودنت است. اغلب ‏منابع در ناحیه فروسرخ انرژی نسبتا کمی را تابش می کنند و در اثر آشکار شدن گرما در معرض مسائل ‏جدی ناشی از پارازیت قرار می گیرند. اغلب لازم است که تفکیک را فدای به دست آوردن نسبت مناسبی از ‏علامت به پارازیت بکنیم.

‎طیف نمایی در فروسرخ معمولا به علت فقدان منابع خطی با کافی ، به صورت جذب انجام می شود. از ‏طرف دیگر ضرورت تخلیه در فروسرخ چندان جدی نیست زیرا اکسیژن و ازت خشک جاذب نیستند، و ‏فقط کافی است که بخار آب و گاز کربنیک حذف شوند.

‎در طول موج های حدود چند دهم میلی متر ، ناحیه فروسرخ با ناحیه که موج روی هم می افتند و یک تغییر ‏کلی در روش پیش می آید. منبع و آشکارگرهای برگزیده نخست به شکل لیزرهای زیر میلیمتر در طول موج ‏های مخصوص و سپس به صورت نوسان سازهای کلیسترون کوک پذیر به آسانیبل حصول هستند. در ‏این حالت پاشنده ها به کلی زائد شده و طیف نمایی جذب فقط شامل مشاهده تغییرات در علامت در حین ‏جاروب منبع و آشکارگر بر روی محدوده طول موج مورد لزوم می شود‎.

‎طیف نمایی فرکانس رادیویی در دوره نسبتا متفاوت قرار می گیرد. از یک طرف به سادگی گسترش ‏طیف نمایی که موج است به طرف طول موج هایی بلندتر ، از طرف دیگر ادغام روش های متعدد تشدید است ‏که برای مطالعه گذارهای بین زیر ترازهای مغناطیسی و یا ساختار فوق ریز توسداده شده اند. در این ‏روش ها ، انتقالات هر چند که به وسیله میدان فرکانس رادیویی القا شوند، معمولا نه از طریق جذب انرزی ، ‏بلکه به وسیله روش های دیگر ، نظیر انحراف حاصل از تغییر در جهت اسپین یا تغییری در جهت ‏‏قطبش تابش تشدید آشکار می شوند‎.‎