ايرنا- در آزمايشگاههايي در اعماق زمين، دانشمندان مجهز به پيشرفته ترين دستگاهها، سرگرم رقابت براي يافتن "ماده تاريک"، هستند. ماده اي نامريي که مانند يک چسب کيهاني، مانع از هم پاشيدن کهکشانها مي شود.هرکس ماهيت ماده تاريک را کشف کند، يکي از بزرگترين معماهاي دانش نوين را حل کرده است و مطمئنا به سمت جايزه نوبل روانه خواهد شد. اما اين کار، صرفا فقط يک آزمون مغزي نيست. کشف رمز ماده تاريک، به همراه دستيابي به درک بهتري از يک نيروي مرموز ديگر به نام "انرژي تاريک" ، مي تواند به کشف سرنوشت کهکشانها کمک کند. تلاشهايي که در گذشته براي يافتن اين ماده، که بر اساس فرضيات موجود بايد وجود داشته باشد، انجام شده تاکنون بي نتيجه بوده است اما اين موضوع نتوانسته است حدود بيست گروه پژوهشي را از دنبال کردن اثري از 0اين ماده در تاريکي معادن متروکه و چاههاي عمودي تونلها، منصرف کند.ماشين هاي امروزي ردياب "ماده تاريک" در مقايسه با نسل هاي قديمي بسيار نيرومندتر هستند اما بهترين آنها نيز تاکنون نتوانسته است کوچکترين اثري از اين ماده را ثبت کند. اکنون بسياري از تيم ها در حال ساختن ردياب هاي بزرگتر هستند و يا سعي مي کنند براي شکار "ماده تاريک" فناوريهاي مدرن را به کار گيرند. "شان کرول"، يک دانشمند فيزيک نظري در موسسه فناوري کاليفرنيا که خود شخصا در اين تجربه هاي علمي شرکت ندارد، مي گويد "اکنون در عصر طلايي جست وجوي ماده تاريک به سر مي بريم و به نظر مي رسد که شرايط براي وقوع يک اتفاق بزرگ در اين زمينه فراهم است." دانشمندان معترفند که هنوز در مورد ماده تاريک، در تاريکي به سر مي برند. براساس تئوري حاکم کنوني، اين ماده از ذراتي بسيار کوچک و عجيب ساخته شده که از زمان "انفجار بزرگ" (Bang Big) درحدود 7/13ميليارد سال قبل باقي مانده اند. ماده تاريک که گمان مي رود يک چهارم جرم کيهان را تشکيل مي دهد، به اين دليل به اين اسم ناميده مي شود که هيچ نور يا حرارتي از خود خارج نمي کند.
ستاره شناسان بخاطر کنش و واکنش جاذبه اي اين ماده با ستارگان و کهکشانها پي به وجود آن برده اند.
اما دانستن اين موضوع که ماده تاريک وجود دارد، با دانستن اين که ماهيت اين ماده چيست، فاصله زيادي دارد. در اکثر تجربيات علمي، دانشمندان به دنبال ذرات فرضيه اي به نام  WIMPS هستند. اين ذرات که اسم آنها از خلاصه اي از "ذرات پرجرم با تعامل ضعيف" تشکيل شده است، بزرگترين کانديداي ماده تاريک هستند.ماشين هاي مجهزي که در زير زمين کار گذاشته شده اند، همه منتظر لحظه نادري هستند که يک  WIMP به هسته اتم برخورد کند و موجب يک پس زني الاستيک شود.اين آزمايشها بايد زير زمين انجام گيرد تا اشعه هاي کيهاني روي نتايج آنها اثر نگذارند. "نيل اسپونر"، محقق ماده تاريک از دانشگاه شفيلد انگلستان داستان را به اين گونه خلاصه مي کند: " سوزني در انبار کاه افتاده است و ما سعي مي کنيم براي پيدا کردن سوزن، کاه را کنار بزنيم. اکنون براي رد کردن آنچه زايد است و يافتن رويدادي که در پي آن هستيم، بايد فناوري بهتري داشته باشيم."آزمايشهاي علمي زيرزميني در يک معدن آهن متروکه در ايالت مينه سوتاي آمريکا و در غارهاي کانادا، فرانسه، ايتاليا، ژاپن و روسيه به آرامي جريان دارد. ماه گذشته بنياد ملي علم آمريکا، معدن طلاي متروکه اي در داکوتاي جنوبي را به عنوان مکان يکي از بزرگترين و عميق ترين نمونه از اين آزمايشگاهها در جهان، انتخاب کرد. اين معدن به اندازه يک دسته شش تايي از ساختمانهاي امپايراستيت در زير زمين است.رقابت براي يافتن ماده تاريک، بسيار شديد است و فيزيکدانان تلاش مي کنند بهترين و مناسب ترين فناوري براي اين آزمايشها را بيابند. تاکنون براي يافتن اثر محسوسي از ارتعاشات ناشي از برخورد يک  ،WIMP از سيليکون فوق سرد و کريستالهاي ژرمانيوم استفاده کردند. در شيوه هاي مدرن تر، از گازهايي مانند زنون و يا فناوري هاي نوظهوري مانند اتاقک هاي حبابي مايع فوق داغ، استفاده شد اما به گفته يک دانشمند فيزيک ذرات در دانشگاه شيکاگو، هيچيک از اين روشها کامل نيستند و هريک مشکلات و محدوديتهاي خاص خود را دارند.
دانشمندان مي دانند ممکن است روزي از آنها سوال شود که آيا واقعا مطمئنند آنچه در پي آن هستند، واقعي است؟ استيو اهلن، از دانشگاه بوستون که به اتفاق همکارانش در موسسه فناوري ماساچوست  MIT سرگرم ساخت نمونه اي از يک دستگاه مدرن زيرزميني براي تحقيقات در زمينه ماده تاريک است، مي گويد " هرقدر آزمايش عظيم باشد، بازهم ممکن است هيچ چيزي پيدا نشود."تاکنون چند بار زنگها بيهوده به صدا درآمده اند. در سال 2000 دانشمندان ايتاليايي که در يک آزمايشگاه زيرزميني در نزديکي رشته کوه "گران ساسو" فعاليت مي کنند، ادعا کردند که نشانه اي از ماده تاريک را رديابي کرده اند.
اما هيچکس نتوانست اين نتيجه را تکرار کند و در محافل علمي شمار اندکي ممکن است اين ادعا را قبول داشته باشند. از آن زمان به بعد، محققان ايتاليايي سرگرم کار روي يک ردياب نسل دوم بوده اند و پيش بيني مي کنند تا سال آينده نتايج تازه اي را ارايه نمايند. در بهار امسال، يک گروه رقيب به رهبري "النا اپرايل"، از دانشگاه کلمبيا که در "گران ساسو" نيز فعاليت مي کند، در يک نشست علمي گفت پروژه گازمايع ابداعي گروه وي هب نام  XENON10 در مقايسه با ردياب  CDMS حساس تر است و صداهاي زمينه اي بيشتري را حذف مي کند. اپرايل که با اعلام اين موضوع ديگر پژوهشگران را شگفت زده کرد، گفت "هرقدر حساسيت دستگاهها بيشتر باشد، حقيقت نزديکتر مي شود." برنار سادوله از دانشگاه تکنولوژي کاليفرنيا در برکلي و سخنگوي CDMS  معتقد است استفاده از چند فناوري در جست وجوي ماده تاريک بسيار مفيد است زيرا مي توان نتايج به دست آمده از راههاي مختلف را در کنار هم قرار داد و آنها را با يکديگر کنترل کرد. او مي گويد که گروه پژوهشي او از سال گذشته سرگرم جمع آوري اطلاعات از طريق دستگاههاي ارتقا» يافته ردياب بوده است و پيش بيني مي کند که اين گروه رهبري خود را از لحاظ حساسيت دستگاه ردياب دوباره به دست آورد. تلاش براي يافتن ماده تاريک، به دهه 1930 برمي گردد که در آن زمان، "فريتس تسويکي" از دانشگاه فني کاليفرنيا "کل تک"، درحالي که با تلسکوپ به آسمان نگاه مي کرد، با مشاهده حرکات کهکشاني به اين نتيجه رسيد که در کيهان جرم گمشده اي وجود دارد. جا افتادن اين فکر در اذهان ديگر دانشمندان و دانش پژوهان مدتها طول کشيد اما اکنون جست وجوي ماده تاريک، به يک شکار علمي پررقابت زيرزميني تبديل شده است. ساخت ردياب هاي ماده تاريک پرهزينه است و ارتقا» و عملياتي کردن آنها از آن هم پرهزينه تر است. اکنون بودجه بسياري از پروژه ها توسط مجموعه اي از منابع مختلف تامين مي شود. براي مثال، بنياد ملي علوم از سال مالي 2000 روي شش پروژه، از جمله  CDMS و  XENON10 حدود31 ميليون دلار سرمايه گذاري کرده است. دانشمندان در فضا نيز به دنبال ماده تاريک مي گردند. ناسا قصد دارد سال آينده تلسکوپ "گلاست  GLAST رابراي مطالعه در مورد انفجارهاي اشعه گاما، که ممکن است از برخوردهاي ماده تاريک حاصل شده باشد، به فضا بفرستد.
اين امکان نيز وجود دارد که دانشمندان حتي قبل از آنکه وجود ماده تاريک را در کهکشانها و يا در زير زمين تاييد کنند، آن را در آزمايشگاه توليد کنند، مثلا در برخورددهنده بزرگ هالدرون که در اعماق زمين در مرز سوييس و فرانسه قرار دارد. پژوهشگران در همه جستجوهاي خود فقط به دنبال  WIMPS نيستند.
"آزمايشگاه ملي لارنس ليورمور" با اجراي پروژه اي تحت عنوان "تجربه ماده تاريک اکسيون" ، به دنبال يک ذره فرضيه اي ديگري به نام "اکسيون  "axion است. نخستين مرحله اين پروژه در سال 2003 بدون ثبت هيچ نشانه اي از ماده تاريک، پايان گرفت. اما اخيرا وزارت انرژي آمريکا براي ارتقا» کيفي اين آزمايشها، چراغ سبز نشان داده است. هيچکس نمي داند جست وجوي ماده تاريک تا چه زمان ادامه خواهد يافت. لسلي روزنبرگ، يک سخنگوي پروژه "اکسيون" گفت "هنوز جام جهان نما کدر است اما روزي ماهيت ماده تاريک روشن خواهد شد."

ماده تاريك چیست

کیهان شناسی که علم مطالعه آغاز، شکل گیری و تکامل عالم است هنوز نمی داند ۹۹% عالم را چه چیز تشکیل داده است. به نظر می رسد جز غیر قابل مشاهده ای قسمت اعظم عالم را تشکیل داده است که قابل شناسایی نیست. این ماده واقعا چیست؟ چگونه آن را بشناسیم؟ ...

از کجا آغاز شد ؟ آغاز این بحث را می توان به انتشار نسبیت عام در سال 1917 ربط داد . اینشتین برای تفسیر یک جهان ایستا از یک ثابت در معادلات پیچیده نسبیت عام استفاده کرد و آن را ثابت کیهان شناسی نامید . در این معادله بیان گر این ثابت است . اما همانطور که می دانید تحقیقات ادوین هابل نشان داد که جهان آنگونه که با ثابت کیهان شناسی تعریف می شود نیست بلکه در حال گسترش و انبساط است . پدیده تورم نیز بدین شکل پیش بینی شد . این اصل کیهان شناسی به ما یادآوری کرد که ذرات مجازی انرژی می پراکنند . همین اصل ساده که مکانیک کوانتوم نیز آن را به ما گفته بود موجب شد مشکلی پیش آید . این اصل پیش می کرد که که چگالی انرژی آن باید 120 برابر بزرگتر است آنچه که ما نشان می دهد باشد . این یعنی این که کهکشان اجازه دارند تا زیر گرانش شکل گیرند .همچنین پیش بینی شد که جهان خیلی سریع بعد از بیگ بنگ فضایی مسطح به خود گرفت آن گونه که ما می بینیم . در نتیجه نظریه اینشتین با توجه به این پیش بینی های غیر معمول می بایست اصلاح شد . همچنین گفته می شد که جهان چهار بعدی ما باید در یک بعد بالاتر قرار گرفته باشد بنابراین گرانش در میان آن ها رخنه کرد بنابراین تسلط آن بر روی ماده موجب ضعف آن شده و این دلیل موجب افزایش انبساط می گردد . و یک حدس ذهنی نیز یاد آور می شد تفاوت بین قسمت های مختلف جهان موجب این موضوع شده و ما از روی شانس در این منطقه ی مناسب قرار گرفته ایم . با این اوصاف باز هم موضوع اصلی از این جا آغاز نشد . در سال 1998 وقتی گروهی از اختر شناسان دربررسی یک سوپر نوا دور برای اندازه گیری سرعت انبساط جهان بودند چیزی خلاف انتظار رخ داد . آنها انظار داشتند که این انبساط روندی کند شونده داشته باشد اما مشاهدات نشان داد که این انبساط با شتاب مثبت انجام می گیرد . در این زمان بود که کیهان شناسان گرد هم آمدند تا مقصر اصلی برای این شتاب را شناسایی کنند . این عامل در حدود دو سوم چگالی انرژی را در بر میگیرد . دارای خاصیت عکس گرانش است . این عامل خود را در خوشه های کهکشانی خود را نمایان نمی سازد . این عامل با نام انرژی تاریک معرفی شد . بسیاری از دانشمندان در ذهن خود به ثابت کیهانی مظنون بودند . این عامل دقیقا" با این انبساط شتاب دار تناسب دارد . این انرژی یک نتیچه ی دراماتیک برای فیزیک بنیادی است . شاید محافظه کارانه ترین حدسی که برای این موضوع زده می شد این است که دنیا دریایی است که از ذرات کوانتومی بدون انرژی پرشده است یا اینکه دارای ذراتی است که هم چگالند و دارای جرمی وعادل 39- ^ 10 برابر یک الکترون است . برخی از نظریه پردازان نیز پیشنهاد دادند که تئوری نسبیت عام تغییر کند تا یک تعریف متناسب برای گرانش ارائه شود . با این وجود بر این پیشنهاد محافظه کارانه نیز نقص های زیادی وارد آمد . برای مثال چگالی انرژی صفر می بایست با یک مقدار باور نکردنی معادل 120 ^ 10 هماهنگ باشد . با نگاهی به این راه حل بی نهایت در می یابیم که شاید بهتر باشد با توجه به نسبیت عام به دنبال راه حلی مناسب برای این شتاب باشیم . این امکان بسیاری از فیزیکدانان را تا نیمه شب برای پیدا کردن نظریه ای مناسب در شب بیدار نگه داشت . تا اینکه نتایج مشاهدات اخیر از یک سوپرنوا مدرکی محکم مبنی بر انبساط کیهانی شتاب دار بود و تنها دلیل قابل قبول برای این موضوع بحث انرژی تاریک بود . اندازه گیری های دقیق تابش زمينه ميكرو موج كيهاني ( ( CMB شامل اطلاعات WMAP مدارک مبنی بر وجود انژی تاریک است . ترکیب اطلاعات WMAP و پروژه SDSSکه توسط چند گروه مستقل اختر شناسی به دست آمده اند نشان هایی از دافع گرانشی را به دست آورده اند . اولین مدرک: 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 ۱۹۳۰، zwicky، Smith، دو خوشه تقریبا نزدیک به هم Coma و Virgo را از لحاط کهکشان های تشکیل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسی قرار دادند، و سرعتی که بدست آوردند چیزی بین ۱۰ تا ۱۰۰ 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: ۱) جرم بیشتر کهکشان باعث می شود نیروی شتاب دهنده به کهکشان نیز بیشتر شود. ۲) 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. دلیل محکمتر: منحنی حرکت انتقالی کهکشان ها . دلایل قابل اعتماد تری در دهه ۱۹۷۰ 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. طرح انبساط کیهانی انساط کیهانی در دهه ی 1920 توسط ادوین هابل کشف شد که تصویری چشم گیر از دنیا را به ما نشان داد . در ابتدا استنباط شد که اجرام کیهانی تحت تأثیر گرانش همسایگان خود به حرکت در می آیند . اما در مقیاس های بزرگ کیهانی این انبساط با این دلیل توجیه نمی شد . می توان دنیا را یک کیک کشمشی بزرگ تصور کرد که کشمش های پخته شده در آن حرکت می کنند . در این جایگاه یک کشمش به ما یک کهکشانی را نشان می دهد در این حالت هر کشمش از همسایه ی خود در هر جهتی فاصله می گیرد . در این حالت جهان داغ و غلیظ ما از سمت بیگ بنگ به سمت سرد و رقیق خود در حال حرکت است . پس نور ناشی از اجرام کیهانی باید انتقال به قرمز داشته باشد یعنی : یکی از متود های اصلی برای اندازه گیری فاصله های بین کهکشانی متغییرهای قیقاووسی هستند . که نور آنها بسته به یک دوره ی زمانی خاص تغییر می کند و درخشندگی آنها با متناسب با دوره ی آنها است . فاصله از یک متغییر قیقاووسی می تواند با اولین اندازه گیری دوره اش که از درخشندگی آن تبعیت می کند تعیین کرد . بدین گونه انتقال به قرمز و فاصله از جسم متحرک در روند هابل مطرح می شود که قانون هابل را یادآور می شود . هرچند اندازه گیری های دقیق فاصله یکی از مشکل ترین کارها در نجوم است و رابطه ی بین انتقال به قرمز و فاصله در انتقال به قرمز های بالاتر چک نشده بود . علاوه بر این بر پایه جدیدترین اطلاعات در این دهه انتظار می رفت که این انبساط کند شونده باشد و دلیل آن نیز وجود گرانش است اما مشاهدات چیز دیگری را یادآور می شد . همانطور که می دانید نوع اول سوپر نوا موجب می شود که کوتوله ی سفید پدید آید . در سیستم های دوتایی میدان قوی گرانشی کوتوله ی سفید می تواند ماده ی ستاره ی همدم خود را به سوی خود بکشد و سپس آن را ببلعد . این بلعیدن موجب ناپایداری این جرم شده و پس از آن منفجر می شود . درخشندگی ناشی از انفجار این کوتوله ی سفید تقریبا" برابر با درخشندگی یک ستاره متغییر است . در میانه ی دهه ی 1990 گروهی از اخترشناسان به بررسی انتقال به قرمز نوع یک سوپرنوا پرداختند . آنچه انتظار می رفت برآورده نشد چراکه این شرایط آنها انبساط شتاب دار را مشاهده کردند . انرژی گم شده محرک این شتاب به انرژی تاریک نسبت داده شد ماده ای است سرد غیر نسبیتی ساخته شده از ذراتی بیگانه که در واکنش ضعیف با نور و اتم ها پدید می آیند . مشاهدات پیشنهاد می داند که تمام ماده و انرژی جهان که قابل رؤیت هستند تنها یک سوم آنچه است که وجود دارد . این نظریه با تحقیقات پروژه های2DF و SDSS تأیید شد . اما نسبیت عام پیش بینی می کرد که یک ارتباط دقیق بین انبساط و محتوای انرژی جهان وجود دارد . حالا ما می دانیم که اشتراک چگالی انرژی تمامی فوتون ها و اتم ها و ماده تاریک باید در یک نقطه ی بحرانی با ثابت هابل تعیین می شود تجمع داشته باشند . جرم و انرژی و خمیدگی فضا – زمان در نسبیت معنا می دهند . خلأ بین چگالی انرژی بحرانی و چگالی واقعی ماده با چگالی انرژی که در مقیاس بزرگ که فضا را خمیده کرده است که فقط در حدود 400 مگاپارسک است پر شده است . خوشبختانه خمیدگی فضا- زمان می تواند با اندازه گیری های دقیق تابش زمينه ميكرو موج كيهاني اندازه گیری شود . و اکنون در آزمايشگاههايي در اعماق زمين، دانشمندان مجهز به پيشرفته‌ترين دستگاهها، سرگرم رقابت براي يافتن "ماده تاريك"، هستند. ماده‌اي نامريي كه مانند يك چسب كيهاني، مانع از هم پاشيدن كهكشانها مي‌شود. کسی که ماهيت ماده تاريك را كشف كند، يكي از بزرگترين معماهاي دانش نوين را حل كرده است و مطمئنا به سمت جايزه نوبل روانه خواهد شد. ماشين‌هاي امروزي ردياب "ماده تاريك" در مقايسه با نسل‌هاي قديمي بسيار نيرومندتر هستند اما بهترين آنها نيز تاكنون نتوانسته‌است كوچكترين اثري از اين ماده را ثبت كند. اكنون بسياري از تيم‌ها در حال ساختن ردياب‌هاي بزرگتر هستند و يا سعي مي‌كنند براي شكار "ماده تاريك" فناوريهاي مدرن را به كار گيرند. "نيل اسپونر"، محقق ماده تاريك از دانشگاه شفيلد انگلستان داستان را به اين گونه خلاصه مي‌كند: " سوزني در انبار كاه افتاده است و ما سعي مي‌كنيم براي پيدا كردن سوزن، كاه را كنار بزنيم. اكنون براي رد كردن آنچه زايد است و يافتن رويدادي كه در پي آن هستيم، بايد فناوري بهتري داشته باشيم." آزمايشهاي علمي زيرزميني در يك معدن آهن متروكه در ايالت مينه‌سوتاي آمريكا و در غارهاي كانادا، فرانسه، ايتاليا، ژاپن و روسيه به آرامي جريان دارد. ماه گذشته بنياد ملي علم آمريكا، معدن طلاي متروكه‌اي در داكوتاي جنوبي را به عنوان مكان يكي از بزرگترين و عميق‌ترين نمونه از اين آزمايشگاهها در جهان، انتخاب كرد. اين معدن به اندازه يك دسته شش تايي از ساختمانهاي امپايراستيت در زير زمين است. رقابت براي يافتن ماده تاريك، بسيار شديد است و فيزيكدانان تلاش مي‌كنند بهترين و مناسب‌ترين فناوري براي اين آزمايشها را بيابند اثبات 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. مقدار قابل توجهی ماده در بررسی خوشه‌های 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 بیشتر کهکشان باعث می شود نیروی شتاب دهنده به کهکشان نیز بیشتر شود. 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. 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.    مقدمه کیهان شناسان میزان موجود در عالم را با پارامتری به نام امگا مورد بحث قرار می‌دهند. در یک عالم بسته یعنی عالمی که جرم آن در حدی است که عاقبت در خود فرو می ریزد، امگا بیش از 1 تعریف می‌شود. 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 بطور ایده‌آل 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 نمی‌باشند. نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی در حدود 1 در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک 0.95 = امگا یا 95% عالم را تشکیل داده است. اما در صورتی که واقع بینانه‌تر نگاه کنیم می‌بینیم 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. می‌بینیم که 88% عالم ما کاملا ناشناخته است!   ماده تاریک را دیده‌اند! 90 درصد از کل عالم به شکل ماده تاریک است که اصلا دیده نمی‌شود، بنابراین اخترشناسان اوقات زیادی را به بررسی و نقشه برداری از این مواد صرف می‌کنند. نظریه پردازان در تلاشند تا از توزیع این ماده تاریک در عالم ، نقشه‌ای ترسیم کنند. برخی از اخترشناسان معتقدند ماده تاریک به شکل کروی پیرامون کهکشانها قرار دارد، در حالی که جمعی دیگر معتقدند که این ماده تاریک به شکل صفحه‌ای در عالم پراکنده است. معضل اصلی اخترشناسان این است که نمی‌توانند این ماده را ببینند، بنابراین اظهار نظر قطعی درباره هر یک از دو نظریه فوق برایشان کاری بسیار سخت است. برخی از شبیه سازیهای رایانه‌ای نوین نشان می‌دهند صفحات غباری که اطراف برخی از کهکشانها وجود دارد، ممکن است کار یافتن مکان توزیع ماده تاریک را آسان کند. اکثر کهکشانها در صفحه استوایی خود صفحه‌ای از گاز و غبار دارند، اما آنچه اخترشناسان برای تعیین چگونگی توزیع ماده تاریک به آن نیاز دارند، صفحه‌ای غباری است که 9 کمی نسبت به استوای کهکشان کج باشد. چنین صفحه‌ای اخترشناسان را به رانش گرانشی ناشی از توده ماده تاریک راهنمایی می‌کند. یافتن چنین کهکشانی کار سختی است، اما اخیرا کهکشان عدسی مانندی به نام NGC4753 یافت شده است این خصوصیات را دارد. این کهشکان از قدر 9.9 که در صورت فلکی صفحه گازی پیرامون NGC4753 با ماده تاریک اطراف آن سنبله واقع است و حدود 28 میلیون سال نوری از زمین فاصله دارد، مواد زیادی را از کهشکان دیگری ربوده است. این ربایش حدود 500 میلیون سال قبل یا حتی کمی دورتر از این روی داده است (زمان ربایش ماده از روی سرعت چرخش این کهکشان محاسبه می‌کنند). صفحه گاز و غبار پیرامون این کهکشان حدود 15 درجه با صفحه چرخش آن زاویه دارد. اگر این اختلاف زاویه وجود نداشت، کل صفحه در فضای اطراف کهکشان پخش می‌شد و کهکشان شکل مسطح‌تری می‌یافت، اما اکنون با این اختلاف زاویه سرعت و حرکت و حتی جهت حرکت تغییر می‌یابد، از همین تغییرات می‌توان به تمرکز مواد تاریک و توزیع آن در کهشکان پی برد. شبیه سازیهای رایانه‌ای که از داده‌های رصدی این کهکشان بدست آمده است، پیچ خوردگیهای فراوانی را در صفحه غباری پیرامون آن نشان می‌دهد.   نتایج شبیه سازیها شبیه سازیهای خاصی که برای کهکشان NGC4753 انجام شده است نشان می‌دهد که بیشتر ماده تاریک این کهشکان به صورتی کروی پیرامون کهکشان قرار گرفته است و کمی هم پخ شدگی دارد (مثل یک همبرگر بزرگ). اهمیت چنین بررسیها و شبیه سازیهایی در این است که اگر اخترشناسان برای بررسی یک کهکشان فقط به شکل آن در محدوده ماده روشنش بپردازند، هیچگاه داده‌های دقیقی بدست نخواهند آورد. در حالی که با اتکا به ماده تاریک هر کهشکان تا حد زیادی شکل حقیقی آن کهکشان بدست می‌آید.   سیارات.   ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوبه های قهوه ای، کوتوله های سفید   ماده عجیب.   نوترینوها:   ویمپ ها (WIMPs)   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 BBNمقدار 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. 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 BBNاشتباه باشد ولی چون این نظریه تا کنون بسیار موفق بوده است به دنبال انتخاب های دیگری برای ماده تاریک هستیم. 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. نوترینوها 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 5000/1 جرم الکترون، امگایی به اندازه 1 بدست می دهد. 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.    ماده معمول

نظرات شما عزیزان:

نام :

آدرس ایمیل:

وب سایت/بلاگ :

متن پیام:

نظر خصوصی

 کد را وارد نمایید:

 

 

 

عکس شما

آپلود عکس دلخواه: