تياره ماده

د ويکيپېډيا، وړیا پوهنغونډ له خوا

تياره ماده د مادې يوه فرضي بڼه ده، چې فکر کېږي په نړۍ کې د ٪۸۵ ماده جوړوي. تياره مادې ته تياره ځکه وايي، چې له الکترومقناطيسي برخې سره تعامل کوونکی نه ښکاري. دا په دې معنا چې تياره ماده الکترومقناطيسي وړانګه (لکه رڼا) نه زغمي، نه يې منعکس کوي او نه يې خپروي او له همدې امله يې موندل ستونزمن دي. د جاذبي اغېزو په ګډون د ستورو فزيک ګڼې کتنې چې د جاذبې قوې د اوسنيو منل شويو نظرياتو له مخې نه شي روښانه کېدلی، تر هغې چې د ليدلو په پرتله زياته ماده شتون لري، د تياره مادې شتون باندې دلالت کوي. د دې سبب له مخې: زياتره ماهران فکر کوي، چې تياره ماده په نړۍ کې خورا ډېره ده او پر خپل جوړښت او تکامل باندې يې پياوړې اغېزه لرلې ده. [۱][۲]

د تياره مادې لپاره لومړنی دليل له هغو ګڼلو (محاسبو) څخه تر لاسه کېږي، چې ښيي زيات کهکشانونه که چېرې په زياته پيمانه ناليدلې توره ماده ونه لري؛ په بشپړ بېل ډول به سلوک وکړي. ځيني کهکشانونه به هيڅ رامنخته شوي نه وو او ځيني نورو به لکه اوس حرکت نه وی کړی. په نورو شواهدو کې د جاذبي عدسيو کې مشاهدې او د کهکشانونو د جوړښت او تکامل، د کهکشاني اختلافونو يا ټکر پر مهال د کتلې د موقعيت او د کهکشان په خوشو (غونچو) کې دننه د کهکشانونو د حرکت تر څنګ د دنيايي کوچنۍ څپې شاليد شاملېږي. د نړۍ پېژندنې په Lambda-CDM معياري موډل کې د نړۍ د ټولې کتلي او انرژي اندازه ٪۵ عادي ماده او انرژي، ٪۲۷ تياره ماده او د تياره انرژي په نوم ٪۶۸ انرژي لري. په دې ډول تياره ماده د ټولې انرژي او کتلې ٪۸۵ برابروي، په داسې حال کې چې تياره انرژي او تياره ماده په ګډه د انرژي او کتلې د ټولې اندازې ٪۹۵ برابروي. [۳][۴][۵][۶][۷][۸][۹][۱۰][۱۱][۱۲][۱۳]

دا چې تر اوسه کوم چا په سيده ډول تياره ماده نه ده مشاهده کړې او يوازې د شتون اټکل يې کوي، نو بايد چې يوازې له عادي baryonic مادې او وړانګې سره د جاذبې له قوې پرته تعامل وکړي. فکر کېږي چې زياتره تياره ماده non-baryonic ده او کېدای شي له اتوم څخه د کوچنيو ذرو څخه (چې تر اوسه نه دي کشف شوي) جوړه شوې وي. د تياره مادې لپاره لومړنی نوماند د ساده ذرې يو څه نوی ډول او په ځانګړي ډول کمزوري تعامل کوونکي سترې ذرې (WIMPs) دي، چې تر اوسه نه دی موندل شوی. په سيده ډول د تياره مادې د ذرو د موندلو او څېړلو په موخه زيات ازمېښتونه په فعال ډول شوي دي، مګر هېڅ يو يې تر اوسه نه دی بريالی شوی. تياره ماده، د هغې د چټکتيا له مخې (په خورا کره ډول د تياره مادې د ازاد بړاس کولو د اوږدوالي له مخې) په سړې، تړمې يا معتدلې او تودې باندې ډلبندي کېږي. اوسنۍ نمونې يا موډلونه د سړې تياره مادې له برخې سره لېوالتيا لري، چې جوړښتونه په کې د ذراتو له تدريجي راټولېدنې څخه راپورته کېږي. [۱۴][۱۵]

که څه هم علمي ټولنه په عمومي ډول د تياره مادې شتون مني، مګر د ستورو فزيک ځيني پوهان چې د عادي تياره مادې په واسطه د نابيان شويو ځانګړو کتنو له مخې په فتنه کې دي، د عمومي نسبيت د معياري قوانينو د بېلابېلو بدلونونو لپاره بحث کوي. دا د نيوټن سم شوی يا اصلاح شوی ډيناميک، د tensor-vector-scalar جاذبه، يا entropic gravity رانغاړي. دا موډلونه د متمم non-baryonic مادې له غوښتلو پرته د ټولو کتنو لپاره د ځواب ويلو هڅه کوي. [۱۶]

تاريخچه[سمول]

د تياره مادې انګېرنه يو پراخ تاريخ لري. Lord Kelvin په ۱۸۸۴ ز کال يو ورکړل شوې څرګندونه کې د کهکشان د مرکز شا او خوا څرخېدونکو ستورو له کتل شوې وېشنې څخه د شيدو لار کهکشان کې د تياره جسمونو شمېر اټکل کړ. نوموړي د دې انازو په کارولو سره د کهکشان کتله اټکل کړه، چې د نوموړي د تشخيص له مخې د ښکاره [ليدلو وړ] ستورو له کتلې سره توپير لري. ښاغلي Kelvin په دې ډول پايله تر لاسه کړه چې: «زموږ ډېر ستوري، کېدای شي د دوی خورا ډېر يې تياره جسمونه وي». Henri Poincare په ۱۹۰۶ ز کې د Kelvin د کار په اړه بحث کولو کې «د شيدو لاره او د ګازونو نظريه The Milky Way and Theory of Gases» تر سرليک لاندې بحث کې فرانسوي اصطلاح (matière obscure) وکاروله چې د “dark matter” يا تياره مادې معنا لري. [۱۷][۱۸][۱۹][۲۰][۲۱]

هغه څوک چې په لومړي ځل يې د ستورو چټکتياوو په کارولو سره د تياره مادې شتون وړانديز کړ، په ۱۹۲۲ ز کال کې هالنډي ستورپوه Jacobus Kapteyn و. د ۱۹۳۰ ز کال يوه خپرونه سويډني عالم Knut Lundmark ته د لومړني هغه شننونکي شخص په توګه اشاره کوي، چې نړۍ بايد د هغې کتلې په پرتله زياته ولري، چې موږ کتلی شو. هالنډي شخص او د بې سيم ستورپوه مخکښ Jan Oort هم په ۱۹۳۲ ز کې د تياره مادې شتون فرض کړی دی. Oort په محلي کهکشاني ګاونډيتوب کې د ستورو حرکتونه څېړل او وپوهېده، چې په کهکشاني سطحه کې کتله، بايد د ليدل شوې په پرتله لويه وي، مګر دا اندازه وروسته ناسمه څرګنده شوه. [۲۲][۲۳][۲۴][۲۵][۲۶][۲۷]

د ستورو سويسي فزيک پوه Fritz Zwicky چې د کليفورنيا د ټکنالوژۍ انسټيټيوټ کې يې د کار کولو پر مهال د کهکشان ټولګې (غونچې يا ډلې) وڅېړلې، په ۱۹۳۳ ز کې يوه ورته پايله تر لاسه کړه. نوموړي virial theorem په Coma Cluster باندې پلی کړ او د ناليدلې کتلې ثبوت يې تر لاسه کړ، چې نوموړي Dunkle materie يا تياره ماده ونوموله. هغه د کهکشانو څنډو ته نږدې د هغوی د حرکتونو پر بنسټ يې کتله اټکل کړه او هغه يې د کهکشانونو د روښنايي او شمېر پر بنسټ له اټکل سره پرتله کړه. Zwicky اټکل کړه چې کلسټر يا د ستورو ټولګې د کتل شوې کتلې په پرتله ۴۰۰ برابره زياته کتله لرله. د څرګندو کهکشانونو د جاذبې اغېز د دې ډول چټکو مدارونو لپاره خورا کوچنی و، چې د همدې له امله بايد کتله له نظر څخه پټه وي. نوموړي د دې پايلو پر بنسټ يو څه د کتلې چمتو کوونکې ماده او د ستورو د ټولګې د نيولو په اړه ورسره د مل جاذبي راښکون ته اشاره وکړه. د هغه اټکلونه د پراخوالي له ترتيب څخه په ځانګړي ډول د هبل ثابت (Hubble constant) له کاره لويدلي يو ارزښت له امله کم و. دې ته ورته محاسبه نن ورځ يو که کوچنۍ ماتېدنه يا کسر ښيي، چې د روښانه کتلې لپاره ستر ارزښتونه [اندازې] کاروي. سره له دې چې Zwicky له خپلې محاسبې څخه سمه پايله واخيستله، چې د مادې جسم تياره و. [۲۸][۲۹][۳۰][۳۱]

له کتلې څخه رڼا ته د نسبت د ګډوډيو نورې نښې د کهکشان د تاوېدلو د کږليکې له اندازو څخه په لاس راغلی. Horace W. Babcock په ۱۹۳۹ ز کې د Andromeda نيبولا په اړه د څرخېدلو کږليکه (منحني) راپور ورکړ، چې له کتلې څخه په وړانګيز ډول د نورانيت نسبت زياتوالی يې وړانديز کړ.  نوموړي د دې نسبت د هغه له خوا د ناموندل شوې له لاسې وتلې مادې په خلاف، د کهکشان په دننه کې د رڼا جذب يا د مارپېچ باندينۍ برخه کې مشخص شوي ډيناميک ته ورکړ. د Babcock له راپور (د Androma کهکشان په باندينيو څنډو کې په نامتوقع ډول د تېزې څرخېدنې او له کتلې څخه رڼا ته د ۵۰ نسبت) څخه وروسته په ۱۹۴۰ ز کې Jan Oort د NGC 3115 نه ليدونکی پراخه شپول يا کړۍ کشف او په اړه يې وليکل. [۳۲][۳۳]

۱۹۶۰ ز لسيزه[سمول]

د بې سيم ستورپوهنې لومړنۍ کتنې د Seth Shostak له لوري، چې وروسته د SETI انسټيټيوټ مشر ستورپوه شو، د تيارېمادې شتون ته په اشارې کولو سره نيم درجن کهکشانونه وښودل، چې په خپلو باندينيو برخو کې خورا په چټکۍ څرخېدل. «"Superstars of Astronomy podcast"(PDF)».

۱۹۷۰ ز لسيزه[سمول]

په ۱۹۶۰ او ۱۹۷۰ ز لسيزو کې د Vera Rubin، Kent Ford او Ken Freeman فعاليتونو نور پياوړي شواهد چمتو او د کهکشان د تاوېدلو منحني يې هم کاروله. Rubin او Ford پر مارپېچ کهکشانونو باندې د څنډو د چټکتيا کږليکې د اندازه کولو په موخه (له يو څه دقت سره) په يو نوي Spectrograph [طيف معلومونکي] سره کار وکړ. ياده پايله په ۱۹۷۸ ز کې تاييد شوه. يوې اغېزناکې مقالې په ۱۹۸۰ ز کې د روبين او فورډ پايلې وړاندې کړې. دوی وښودل چې زياتره کهکشانونه بايد د ښکاره کېدونکې کتلې په پرتله شپږ برابره زياته کتله ولري، په دې ډول په نږدې ۱۹۸۰ز کال کې د تياره مادې لپاره د ښکاره کېدنې اړتيا په ستورپوهنه کې د يوې سترې ناحل شوې ستونزې په توګه پېژندل شوی وه. [۳۴][۳۵][۳۶][۳۷][۳۸][۳۹][۴۰]

سرچینې[سمول]

  1. ↑ "NASA Science Universe – Dark Energy, Dark Matter". NASA Science. د لاسرسي‌نېټه ۲۳ مې ۲۰۲۱. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  2. ↑ "Dark Matter". CERN Physics. 20 January 2012. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. ↑ (په 5 July 1999 باندې). Hidden space dimensions may permit parallel universes, explain cosmic mysteries. The Dallas Morning News.
  4. ↑ Trimble, V. (1987). "Existence and nature of dark matter in the universe" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25: 425–472. Bibcode:1987ARA&A..25..425T. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002233. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  5. ↑ "A history of dark matter". 2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  6. ↑ "Planck Mission Brings Universe into Sharp Focus". NASA Mission Pages. 21 March 2013. د اصلي آرشيف څخه پر ۱۲ نومبر ۲۰۲۰ باندې. د لاسرسي‌نېټه ۲۸ فبروري ۲۰۲۲. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  7. ↑ "Dark Energy, Dark Matter". NASA Science: Astrophysics. 5 June 2015. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  8. ↑ Ade, P.A.R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9". Astronomy and Astrophysics. 1303: 5062. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529. S2CID 218716838. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  9. ↑ Francis, Matthew (22 March 2013). "First Planck results: the Universe is still weird and interesting". Ars Technica. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ↑ "Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light". University of Cambridge. 21 March 2013. د لاسرسي‌نېټه ۲۱ مارچ ۲۰۱۳. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  11. ↑ Carroll, Sean (2007). Dark Matter, Dark Energy: The dark side of the universe. The Teaching Company. Guidebook Part 2 p. 46. ... dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe ... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory ... الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  12. ↑ Ferris, Timothy (January 2015). "Dark matter". Hidden cosmos. National Geographic Magazine. د اصلي آرشيف څخه پر ۲۵ ډيسمبر ۲۰۱۴ باندې. د لاسرسي‌نېټه ۱۰ جون ۲۰۱۵. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  13. ↑ Jarosik, N.; et al. (2011). "Seven-year Wilson microwave anisotropy probe (WMAP) observations: Sky maps, systematic errors, and basic results". Astrophysical Journal Supplement. 192 (2): 14. arXiv:1001.4744. Bibcode:2011ApJS..192...14J. doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. S2CID 46171526. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  14. ↑ Copi, C.J.; Schramm, D.N.; Turner, M.S. (1995). "Big-Bang Nucleosynthesis and the Baryon Density of the Universe". Science. 267 (5195): 192–199. arXiv:astro-ph/9407006. Bibcode:1995Sci...267..192C. doi:10.1126/science.7809624. PMID 7809624. S2CID 15613185. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ↑ Bertone, G.; Hooper, D.; Silk, J. (2005). "Particle dark matter: Evidence, candidates and constraints". Physics Reports. 405 (5–6): 279–390. arXiv:hep-ph/0404175. Bibcode:2005PhR...405..279B. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. S2CID 118979310. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ↑ Hossenfelder, Sabine and McGaugh, Stacy S (August 2018). "Is dark matter real?". Scientific American. 319 (2): 36–43. Bibcode:2018SciAm.319b..36H. doi:10.1038/scientificamerican0818-36. PMID 30020902. S2CID 51697421. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)صيانة CS1: يستخدم وسيط المؤلفون (link) "Right now a few dozens of scientists are studying modified gravity, whereas several thousand are looking for particle dark matter."
  17. ↑ de Swart, J.G.; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). "How dark matter came to matter". Nature Astronomy. 1 (59): 0059. arXiv:1703.00013. Bibcode:2017NatAs...1E..59D. doi:10.1038/s41550-017-0059. S2CID 119092226. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  18. ↑ "A History of Dark Matter- Gianfranco Bertone & Dan Hooper". ned.ipac.caltech.edu. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  19. ↑ Kelvin, Lord (1904). Baltimore Lectures on Molecular Dynamics and the Wave Theory of Light. London, England: C.J. Clay and Sons. د کتاب پاڼې 274. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة) From p. 274: "Many of our supposed thousand million stars, perhaps a great majority of them, may be dark bodies; … "
  20. ↑ . A history of dark matter.
  21. ↑ Poincaré, H. (1906). "La Voie lactée et la théorie des gaz" [The Milky Way and the theory of gases]. Bulletin de la Société astronomique de France (په فرانسیسی ژبه کي). 20: 153–165. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  22. ↑ Kapteyn, Jacobus Cornelius (1922). "First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system". Astrophysical Journal. 55: 302–327. Bibcode:1922ApJ....55..302K. doi:10.1086/142670. It is incidentally suggested when the theory is perfected it may be possible to determine the amount of dark matter from its gravitational effect. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة) (emphasis in original)
  23. ↑ کينډۍ:Cite conference
  24. ↑ Lundmark, K. (1930-01-01). "Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme". Meddelanden Fran Lunds Astronomiska Observatorium Serie I. 125: 1–13. Bibcode:1930MeLuF.125....1L. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  25. ↑ Oort, J.H. (1932). "The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 6: 249–287. Bibcode:1932BAN.....6..249O. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  26. ↑ "The hidden lives of galaxies: Hidden mass". Imagine the Universe!. NASA/GSFC. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  27. ↑ Kuijken, K.; Gilmore, G. (July 1989). "The Mass Distribution in the Galactic Disc – Part III – the Local Volume Mass Density". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 239 (2): 651–664. Bibcode:1989MNRAS.239..651K. doi:10.1093/mnras/239.2.651. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  28. ↑ Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln" [The red shift of extragalactic nebulae]. Helvetica Physica Acta. 6: 110–127. Bibcode:1933AcHPh...6..110Z. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  29. ↑ Zwicky, F. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". The Astrophysical Journal. 86: 217–246. Bibcode:1937ApJ....86..217Z. doi:10.1086/143864. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  30. ↑ Some details of Zwicky's calculation and of more modern values are given in Richmond, M., Using the virial theorem: the mass of a cluster of galaxies, د لاسرسي‌نېټه ۱۰ جولای ۲۰۰۷ الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  31. ↑ Freese, Katherine (2014). [[[:کينډۍ:Google books]] The cosmic cocktail: Three parts dark matter] تحقق من قيمة |url= (مساعدة). Princeton University Press. د کتاب نړيواله کره شمېره 978-1-4008-5007-5. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  32. ↑ Babcock, Horace W. (1939). "The rotation of the Andromeda Nebula". Lick Observatory Bulletin. 19: 41–51. Bibcode:1939LicOB..19...41B. doi:10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  33. ↑ Oort, J.H. (April 1940). "Some problems concerning the structure and dynamics of the galactic system and the elliptical nebulae NGC 3115 and 4494" (PDF). The Astrophysical Journal. 91 (3): 273–306. Bibcode:1940ApJ....91..273O. doi:10.1086/144167. hdl:1887/8533. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  34. ↑ Freeman, K.C. (June 1970). "On the Disks of Spiral and S0 Galaxies". The Astrophysical Journal. 160: 811–830. Bibcode:1970ApJ...160..811F. doi:10.1086/150474. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  35. ↑ (په 27 December 2016 باندې). Vera Rubin, 88, Dies; Opened Doors in Astronomy, and for Women.
  36. ↑ "First observational evidence of dark matter". Darkmatterphysics.com. د اصلي آرشيف څخه پر ۲۵ جون ۲۰۱۳ باندې. د لاسرسي‌نېټه ۰۶ اگسټ ۲۰۱۳. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  37. ↑ Rubin, Vera C.; Ford, W. Kent, Jr. (February 1970). "Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions". The Astrophysical Journal. 159: 379–403. Bibcode:1970ApJ...159..379R. doi:10.1086/150317. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  38. ↑ کينډۍ:Cite thesis
  39. ↑ Rubin, V.; Thonnard, W.K. Jr.; Ford, N. (1980). "Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 (R = 4kpc) to UGC 2885 (R = 122kpc)". The Astrophysical Journal. 238: 471. Bibcode:1980ApJ...238..471R. doi:10.1086/158003. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  40. ↑ Randall 2015، صص. 13–14.
"https://ps.wikipedia.org/w/index.php?title=تياره_ماده&oldid=307028" نه اخيستل شوی