فهرست مندرجاتمادهی تاریك چه می‌تواند باشد؟
[قبل] [بعد]
[↑] ماده‌ی تاریك چه می‌تواند باشد؟
مادۀ تاریک! این چه ترکیبی از کلمه‌هاست که کیهان‌شناسان ساخته‌اند؟ مگر ماده تاریک می‌شود؟ فقط این ترکیب نیست که غریب است، ما انرژی تاریک هم داریم! این چه فرایندی است که سبب ساخت این ترکیب دو یا چند کلمه «تاریک»، «ماده» و «انرژی» شده است؟ چگونه این مفهوم نوین شکل گرفته است؟
توسعه اندیشه بشری همواره همراه با مفهوم‌سازی‌های جدید بوده است. آیا این مفهوم – یعنی: ماده تاریک - موجب توسعه علمی شده است یا خواهد شد؟
درک ما در علوم فیزیکی از ماده کمابیش همان است که در عرف عادی مردم است. مهم‌ترین ویژگی ماده، جرم و در نهایت بار الکتریکی آن است که به ظاهر با بار تاکنون مشکلی پیش نیامده است، اما با جرم چرا!
تازه در نسبیت هم آموختیم انرژی را با جرم مترادف می‌گیریم و جرم، بر خلاف انتظار، مفهوم بسیار پیچیده‌ای دارد که تکوین آن به‌صورت امروزی در علم فیزیک بیش از هزار سال طول کشیده است.
در گذشته ما به اجسام کیهانی – یعنی: اجسامی که در آسمان هستند – «جرم» می‌گفتیم؛ حال آن‌که در زبان فارسی هنوز به‌کار بردن عبارت «اجرام آسمانی» برای اجسام یا اشیای کیهانی مصطلح است. به مرور در ذهن فیلسوفان و طبیعی‌دانان در خصوص ارتباط میان ماده و حرکت، لفظ جرم مفهوم و نقش جدیدی پیدا کرد. اخوان الصفا، در دوران اسلامی، گام مهمی در این زمینه برداشت، اما گام نهایی در فیزیک نیوتنی برداشته شد که جرم از ویژگی‌های ماده است و در برابر نیرو مقاومت نشان می‌دهد و ما امروزه به آن «جرم لَختی» می‌گوییم. این ویژگی در فیزیک نیوتنی یکی انگاشته شد و با ویژگی دیگری که آن را امروزه «جرم گرانشی» می‌خوانیم، - یعنی: هر جسم نیروی گرانشی تولید می‌کند و با جرم گرانشی آن متناسب است - که در نسبیت عام این دو جرم از هم تفکیک شدند و یکی بدون آن‌ها به امری تجربی تبدیل شد
اندازه‌گیری این جرم در علوم فیزیکی نوین به امری بدیهی تبدیل شده است که راه‌های متفاوتی برای آن وجود دارد.
جرم «اجرام آسمانی» چگونه اندازه‌گیری می‌شود؟ از چگونگی حرکت هر ذره در اطراف زمین، - برای نمونه، سرعت سقوط آن - می‌توان جرم زمین را تعیین کرد. همین‌طور از حرکت زمین به دور خورشید جرم خورشید به‌دست می‌آید. ستاره‌های درون کهکشان حدودی به‌اندازه خورشیدند، پس با جمع کردن جرم آن‌ها جرم کهکشان به‌دست می‌آید.
اکنون، اگر ستاره‌ای به دور کهکشان بگردد، از چگونگی سرعت آن هم می‌توان جرم کهکشان را به‌دست آورد. با دو روش متفاوت به‌نتیجه یکسانی می‌رسیم. پس چه می‌شود اگر این دو نتیجه یکی نباشد؟ چالشی برای اخترفیزیک؟ بله همین‌طور است!
در سال ۱٣۱٣ (۱۹٣۴ م) «فریتس تسویکی» ستاره‌شناس آمریکایی سوییسی‌تبار با تحلیل داده‌های رصدی مربوط به مجموعه‌های کهکشانی به این نتیجه رسید که ماده موجود در این مجموعه‌ها حدود ۱٠ برابر ماده مرئی آن‌هاست؛ به‌عبارت دیگر، ما فقط ۱٠ درصد از ماده این مجموعه‌ها را می‌بینیم و بقیه‌اش را نمی‌توانیم آشکار کنیم.
تحلیل تسویکی بر پایه‌‌ی اندازه‌گیری سرعت کهکشان‌های منفرد مجموعه بود؛ یعنی: اگر ماده نامرئی وجود نداشت، تاکنون اثر مجموعه‌های کهکشانی از هم پراکنده می‌شد. این نخستین چالش میان اندازه‌گیری جرم از طریق شمارش کهکشان‌ها و نیز از طریق دینامیک – یعنی: حرکت اجرام منفرد در خوشه - بود.
در آغاز، این ماده را «ماده گمشده» نامیدند که اصطلاح درستی نبود. چیزی گم نشده بود و وجود داشت، ولی ما نمی‌توانستیم ببینیم. از آن رو، از دهه شصت تا هشتاد به مرور اصطلاح «ماده تاریک» متداول شد.
برای کیهان‌شناسان پرسش‌های مهم و اساسی به این شرح پیش آمد: ماده تاریک چیست؟ در کجاست؟ چگونه توزیع شده است؟ آیا فقط در مجموعه‌های کهکشانی است یا درون هر کهکشان هم وجود دارد؟
توجه کنید منظور از ماده تاریک، ماده‌ای است که جرم آن را از حرکت یا دینامیک استنباط می‌کنیم، اما نمی‌توانیم اندازه بگیریم.
«ورا روبین»، منجمی از مؤسسه واشنگتن، در دهه پنجاه شمسی با بررسی حرکت ستاره‌ها به دور مرکز کهکشان به این نتیجه رسید که بخش مرئی کهکشان ما را مقادیر بسیاری از ماده تاریک پر کرده است؛ زیرا ستاره‌های دوردست کهکشان – که باید با سرعت کم‌تری به دور مرکز کهکشان بگردند - با سرعتی در حدود ٢۵٠ کیلومتر در ثانیه در گردش اند! چه نیرویی جز ماده تاریک آن‌ها را این چنین به گردش در می‌آورد؟ محتمل‌ترین محل وجود ماده تاریک در کهکشان،هاله‌ای است که کهکشان را در بر گرفته است، ولی آیا ماده تاریک کهکشان‌ها از همان جنس ماده تاریک کل عالم است؟ نوع این ماده تاریک چیست و کجا پنهان است؟
طبیعی است که بخشی از آن را غبار، گاز و یا ستاره‌های کوتوله و سیاره‌ها تشکیل می‌دهند و همگی از نوع معمول ماده‌اند که آن‌را «ماده باریونی» می‌نامیم.
ممکن نیست همه ماده تاریک به‌صورت غبار باشد، چون مقادیر عظیم غبار، نور کهکشان‌های دوردست را تیره و تار می‌کند. همچنین، عمده ماده تاریک به شکل سیاه‌چاله یا ستاره نوترونی نیست؛ زیرا در این صورت، ریزش گاز و غبار به این گرداب‌های گرانشی آن‌قدر پرتو ایکس تولید می‌کرد که بخش عمده‌ی آن آشکار می‌شد. پس باید به‌دنبال نامزدهای دیگری بود. در فهرست این نامزدها به اسامی: کوتوله‌های قهوه‌ای، کوتوله‌های سیاه، سیاره‌های مشتری گون و سرانجام ذرات غریب بر می‌خوریم.
کوتوله‌های قهوه‌ای در واقع ستاره‌های نارس اند؛ نه در جرگه سیاره‌ای گازی مانند مشتری قرار می‌گیرند و نه آن‌قدر بزرگ اند که به ستاره تبدیل شوند. باید تعداد بسیاری از این کوتوله‌ها کشف شود تا نامزد در خور توجهی برای حل مساله ماده تاریک باشد.
کوتوله‌های سیاه نقطه پایان حیات ستاره‌های کم جرم اند، ولی تا ستاره‌ای به کوتوله سیاه تبدیل شود، باید حدود ۱٠ میلیارد سال بگذرد. عمر کهکشان ما هم در همین حدود است.
آیا در کهکشان ما کوتوله سیاهی پدید آمده است؟ چند درصد کوتوله قهوه‌ای هست؟ چه تعداد سیاره مشتری‌گون - که باید آن‌ها را در کنار ستاره مادرشان جست‌وجو کرد - وجود دارد؟
در ۱٣٧٠ (۱۹۹٠ م) دو گروه از اخترشناسان به‌دنبال کشف کوتوله‌های درون کهکشان خودمان رفتند تا شاید راز ماده تاریک را کشف کنند. این کوتوله‌ها را اجرام پرجرم فشرده در‌هاله، یا به اختصار «ماچو» (MACHO) نامیدند.
انتظار اخترشناسان همواره این بود که بتوان اثر گرانشی ماچوها را - که باید در‌هاله کهکشان‌ها یافت - رصد کرد.
پاچینسکی، در سال ۱٣٦٠ (۱۹٨٠ م)، مطرح کرده بود که شاید بتوان اثر ریز همگرایی این ستاره‌ها را دید.
می‌دانیم میدان گرانشی هر جرم فشرده، نوری را که از چشمه‌ای در پشت آن می‌آید، منحرف می‌کند؛ همان‌گونه که عدسی اپتیکی عمل می‌کند. این اثر را «همگرایی گرانشی» و جسمی را که سبب همگرایی می‌شود، «عدسی گرانشی» می‌نامند.
هر مجموعه‌ی کهکشانی ممکن است برای نور اختروشی که از فواصل کیهانی دور می‌آید، همچون عدسی عمل کند. هر یک از کهکشان‌های این مجموعه ممکن است نقش عدسی را داشته باشند که در این صورت از ریز همگرایی صحبت می‌شود. گاهی این نقش را ستاره‌های یک کهکشان دارند. برای نمونه، تصور کنید ستاره‌ای از ابر بزرگ ماژلان را رصد می‌کنیم. نور این ستاره برای رسیدن به ما از میان هاله کهکشان خودمان می‌گذرد.
اگر تصادفی ستاره کوتوله‌ای بدون نور در‌هاله کهکشان (یک ماچو) سر راه آن نور قرار گیرد، سبب همگرایی نور این ستاره می‌شود. محاسبات نشان داده است که به سبب این ریز همگرایی، نور ستاره شدت می‌یابد. پس در این صورت باید تغییر نور ستاره را مشاهده کرد. بدون این‌که خود ماچو دیده شود. شدت افزایش نور بیش از ٣٠ درصد است؛ البته ستاره‌های متغیر زیادند، اما افزایش نور ناشی از همگرایی مستقل از طول موج یا رنگ است؛ زیرا به ساز و کار درون ستاره ارتباط ندارد و تنها یک بار رخ می‌دهد و سپس نور ستاره به شدت پیشین خود بر می‌گردد. مجموع دوره افزایش حدود یک تا دو ماه است. این رویدادها بسیار نادرند.
تخمین‌ها نشان می‌دهد که در هر زمان از میان دو میلیون ستاره فقط یک ریز همگرایی وجود دارد؛ به همین سبب گروه‌هایی که به دنبال این کشف بودند، لازم بود میلیون‌ها ستاره را نورسنجی کنند.
نورسنجی ده‌ها میلیون ستاره کاری نیست که بتوان دستی انجام داد که چالشی برای این گروه‌های رصد است. آنان روش‌های رصدی و نرم افزاری پرقدرتی برای رصد میلیون‌ها ستاره را در مدتی کوتاه ابداع کردند و توانستند در کنار جست و جوی ماچوها ستاره‌های متغیر جالب بسیاری کشف کنند.
نتیجه این رصدها نشان داد که ماچوها نقشی در ماده تاریک ندارند و حداکثر ۵ درصد از آن را تشکیل می‌دهند. پس به نظر می‌رسد که ماده تاریک نمی‌تواند از نوع باریونی، یعنی اتم‌های معمولی و پروتون و نوترون باشد.
نظریه‌های مربوط به آفرینش عناصر شیمیایی در عالم را «نظریه‌های ذره‌زایی و هسته‌زایی» می‌نامند که به هنگام مه‌بانگ فقط حدود ۴ درصد از چگالی بی‌بُعد شده عالم را می‌توان به‌حساب باریون‌ها گذاشت، پس باقیمانده این ماده غریب چیست؟ ذرات شناسان و کیهان‌شناسان ذره‌های غریبی را پیشنهاد کرده‌اند و آن‌ها را دو دسته می‌کنند: ذرات با سرعت زیاد که ماده تاریک گرم را تشکیل می‌دهند؛ و ذرات با سرعت کم که تشکیل‌دهنده ماده تاریک سردند.
نامزد اصلی ماده تاریک گرم نوترینو است: ذره‌ای بنیادی که جرم سکون آن غیر از صفر و حدودی برابر با چند الکترون ولت است.
در همان سال، کیهان شناسان نشان دادند اگر ماده تاریک از جنس گرم باشد، ساختارهایی که در کیهان می‌بینیم، نمی‌توانست تشکیل شود. به علت این تناقض با تشکیل ساختار، ماده تاریک گرم کنار گذاشته شد، حال آن‌که ماده تاریک سرد چیست؟
ماده تاریک سرد بیشتر غریب و ناآشناست، مانند: آکسیون، نوترالینو و ویمپ (مخفف عبارتی به‌معنای پرجرم یا برهم‌کنش ضعیف). هیچ یک از این ذره‌های فرضی تاکنون آشکار نشده‌اند، گرچه چند ادعا در سال‌های اخیر مطرح شده است.
هر فرضی درباره‌ی ماده تاریک، علاوه بر این‌که باید با نظریه‌های فیزیک ذرات سازگار باشد، روی ایجاد ساختارهایی مانند کهکشان‌ها و خوشه‌ها تاثیر می‌گذارد؛ پس باید با رصد هم سازگار باشد.
تا سال ۱٣٧٨ (۱۹۹۹ م) تصور می‌شد به جز ۴ درصد ماده روشن، ۹٦ درصد ماده عالم با فرض ۱ = باید تاریک باشد. اکنون می‌دانیم که فقط ٢٦ درصد ماده تاریک است و بقیه گرچه تاریک است، اما ویژگی عجیبی دارد که دیگر نمی‌توان آن را ماده تاریک نامید و به‌همین سبب آن‌را «انرژی تاریک» نامیدند.
در چند دهه‌ی اخیر چندان به گشایش این راز کمکی نشده است، جز این که می‌دانیم ماده تاریک گرم نیست، از جنس نوترینو نیست و این که فقط ٢٦ درصد ماده عالم را تشکیل می‌دهد؛ پس ماده تاریک چیست؟ آیا ممکن است نظریه‌های دینامیکی ما، نسبیت عام، اشکال داشته باشد؟ آیا ممکن است تعبیر و نوع به‌کارگیری معادله‌های دینامیکی اشکال داشته باشد؟ آیا هنوز ذراتی مانند ویمپ وجود دارند که ماده تاریک از آن‌ها تشکیل شده باشد؟ آیا شتابگر بزرگ LHC به حل این معما کمک می‌کند؟ نکند اشتباهی اساسی در تعریف جرم، این مشکل را در ماده تاریک به‌وجود آورده باشد؟
تا زمانی‌که این معما حل نشده است، شاید هنوز بتوان حدس‌های دیگری زد؛ حدسی موفق است که در نهایت راز را بگشاید، شما حدسی دارید؟[۱]
[↑] يادداشت‌ها
يادداشت ۱: اين مقاله برای دانشنامهی آريانا توسط مهدیزاده کابلی ارسال شده است.
[↑] پی‌نوشت‌ها
[۱]- رضا منصوری، ماده‌ی تاریك چه می‌تواند باشد؟، ماهنامۀ نجوم، سال نوزدهم، شماره ۹ (پیاپی ۱۹٧)، تیر ۱٣٨۹، صص ٢۴-٢٧
[↑] جُستارهای وابسته
□
□
□
[↑] سرچشمه‌ها
□ ماهنامۀ نجوم، سال نوزدهم، شماره ۹ (پیاپی ۱۹٧)، تیر ۱٣٨۹
