ماده معمول 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.
به نقل از سی پی اچ تئوری
مدعی عنوان درخشانترین ستاره در کهکشان راه شیری در انبوهی از غبار در هسته کهکشان کشف شد.
به گزارش سرویس علمی خبرگزاری دانشجویان ایران(ایسنا)، به تازگی یک حباب ستاره‌یی درخشان به‌نام ستاره سحابی پیونی به وسیله‌ی تلسکوپ فضایی اسپیتزر ناسا و سایر تلسکوپ‌های زمینی کشف شده است که نوری معادل 2/3 میلیون برابر نور خورشید از خود ساطع می‌کند.
عنوان درخشانترین ستاره، متعلق به ستاره ?اتا کارینا? (Eta Carina) است که توان تابشی آن 7/4 میلیون برابر خورشید است؛ اما به اعتقاد منجمان، بسیار مشکل است که بخواهیم یک مقدار عددی دقیق از روشنایی یا درخشندگی را به چنین ستارگان داغی نسبت دهیم.
به گفته ?لیدیا اسکینووا? - محقق اصلی این پژوهش - ستاره تازه کشف شده که در قلب کهکشان راه شیری واقع شده، واقعا افسون کننده و دلرباست و به نظر می‌رسد، این ستاره دومین ستاره درخشان شناخته شده در کهکشان ما باشد.
دانشمندان قبلا نیز اطلاعاتی در مورد ستاره‌ی سحابی پیونی داشتند اما به دلیل مخفی بودن آن در توده‌ا‌ی از غبار در هسته کهکشان، درخشندگی فوق‌العاده زیاد این ستاره تاکنون آشکار نشده بود.
چشمان مادون قرمز اسپیتزر با قابلیت نفوذ در غبار می‌توانند مستقیما به قلب کهکشان راه‌شیری و به درون نواحی که با نور مرئی قابل مشاهده نیستد نگاه کنند. علاوه بر اسپیتزر، داده‌های مادون قرمز تلسکوپ رصدخانه اروپای جنوبی واقع در شیلی نیز نقش عمده‌ای در محاسبه میزان درخشندگی این ستاره داشت.
درخشانترین ستارگان، اغلب بزرگ‌ترین ستارگان نیز به شمار می‌روند.
اختر‌شناسان تخمین می‌زنند که این ستاره زندگی خود را با جرم بسیار زیادی در حدود 150 تا 200 برابر جرم خورشید آغاز کرده باشد.
چنین ستارگان پرجرمی بسیار نادر بوده و باعث تحیر و سردرگمی منجمین می‌شوند؛ زیرا با محدودیت‌ها و شرایط اولیه‌ای که برای تشکیل یک ستاره لازم است همخوانی ندارند.
نظریه‌های فعلی پیش‌بینی می‌کنند چنانچه ستاره‌ای زندگی خود را با جرم بسیار زیادی آغاز کند نمی‌تواند خود را در همان وضعیت ثابت نگه دارد و بایستی به دو یا چند ستاره دیگر تجزیه شود.
با این حال ستاره تازه کشف شده نه تنها بسیار سنگین است، که ابعاد گسترده‌ای نیز دارد.
به نوشته نجوم، این ستاره غول‌پیکر آبی از نوع ستارگان ولف-رایت (Wolf-Rayet Star) است که قطری بیش از 100 برابر قطر خورشید دارد؛ یعنی چنانچه آن را جایگزین خورشید در منظومه شمسی کنیم، تا نزدیکی مدار عطارد پیش خواهد آمد.
ستارگان ولف-رایت، دسته‌ای از ستارگان هستند که دمای سطحی آنها بین 20 تا 50 هزار درجه کلوین بوده و به خاطر قرار گرفتن در ابرهای وسیعی از گاز در طیف آنها خطوط طیف گسیلی مشاهده می‌شود.
چنینی ستارگانی گاهی در مرکز سحابی‌های سیاره‌یی که هنوز در حال شکل‌گیری هستند یافت می‌شوند
منبع : ایسنا
نقل از :www.vmrpcr.ir
