कोल्ड डार्क मैटर: Difference between revisions
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{{short description|Hypothetical type of dark matter in physics}} | {{short description|Hypothetical type of dark matter in physics}} | ||
ब्रह्माण्ड विज्ञान और भौतिकी में, '''कोल्ड डार्क मैटर''' (सीडीएम) एक काल्पनिक प्रकार का डार्क मैटर है। ब्रह्माण्ड विज्ञान के वर्तमान मानक मॉडल, लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के अनुसार, ब्रह्मांड का लगभग 27% हिस्सा डार्क मैटर है और 68% डार्क एनर्जी है, जिसका केवल एक छोटा सा अंश साधारण बैरोनिक पदार्थ है जो सितारों, ग्रहों और जीवित जीवों को बनाता है। शीत का तात्पर्य इस तथ्य से है कि काला पदार्थ प्रकाश की गति की तुलना में धीमी गति से चलता है, जो इसे लुप्त होने की स्थिति का समीकरण देता है। डार्क इंगित करता है कि यह सामान्य पदार्थ और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के साथ बहुत कमजोर तरीके से संपर्क करता है। सीडीएम के लिए प्रस्तावित उम्मीदवारों में कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण, आदिम ब्लैक होल और अक्ष | ब्रह्माण्ड विज्ञान और भौतिकी में, '''कोल्ड डार्क मैटर''' '''(सीडीएम)''' एक काल्पनिक प्रकार का डार्क मैटर है। ब्रह्माण्ड विज्ञान के वर्तमान मानक मॉडल, लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के अनुसार, ब्रह्मांड का लगभग 27% हिस्सा डार्क मैटर है और 68% डार्क एनर्जी है, जिसका केवल एक छोटा सा अंश साधारण बैरोनिक पदार्थ है जो सितारों, ग्रहों और जीवित जीवों को बनाता है। शीत का तात्पर्य इस तथ्य से है कि काला पदार्थ प्रकाश की गति की तुलना में धीमी गति से चलता है, जो इसे लुप्त होने की स्थिति का समीकरण देता है। डार्क इंगित करता है कि यह सामान्य पदार्थ और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के साथ बहुत कमजोर तरीके से संपर्क करता है। सीडीएम के लिए प्रस्तावित उम्मीदवारों में कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण, आदिम ब्लैक होल और अक्ष सम्मिलित हैं। | ||
== इतिहास == | == इतिहास == | ||
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कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत में, संरचना पदानुक्रमित रूप से बढ़ती है, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले अपने आत्म-गुरुत्वाकर्षण के तहत ढहती हैं और एक निरंतर पदानुक्रम में विलीन होकर बड़ी और अधिक विशाल वस्तुएं बनाती हैं। कोल्ड डार्क मैटर प्रतिमान की भविष्यवाणियाँ ब्रह्माण्ड संबंधी बड़े पैमाने की संरचना की टिप्पणियों के साथ सामान्य रूप से सहमत हैं। | कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत में, संरचना पदानुक्रमित रूप से बढ़ती है, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले अपने आत्म-गुरुत्वाकर्षण के तहत ढहती हैं और एक निरंतर पदानुक्रम में विलीन होकर बड़ी और अधिक विशाल वस्तुएं बनाती हैं। कोल्ड डार्क मैटर प्रतिमान की भविष्यवाणियाँ ब्रह्माण्ड संबंधी बड़े पैमाने की संरचना की टिप्पणियों के साथ सामान्य रूप से सहमत हैं। | ||
हॉट डार्क मैटर प्रतिमान में, जो 1980 के दशक की | हॉट डार्क मैटर प्रतिमान में, जो 1980 के दशक की प्रारम्भ में और अब कम लोकप्रिय है, संरचना पदानुक्रमित रूप से (नीचे से ऊपर) नहीं बनती है, लेकिन विखंडन (ऊपर से नीचे) द्वारा बनते हैं, सबसे बड़े सुपरक्लस्टर पहले फ्लैट पैनकेक जैसी शीट में बनते हैं और बाद में हमारी गैलेक्सी (गैलेक्सी) मिल्की वे की तरह छोटे टुकड़ों में विभाजित हो जाते हैं। | ||
1980 या 1990 के दशक के उत्तरार्ध से, अधिकांश ब्रह्माण्डविज्ञानी कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत (विशेष रूप से आधुनिक लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल) का समर्थन करते हैं, जो बताता है कि ब्रह्मांड | 1980 या 1990 के दशक के उत्तरार्ध से, अधिकांश ब्रह्माण्डविज्ञानी कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत (विशेष रूप से आधुनिक लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल) का समर्थन करते हैं, जो बताता है कि ब्रह्मांड प्रारम्भ समय में एक सुचारु प्रारंभिक अवस्था से कैसे चला गया (जैसा कि कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण द्वारा दिखाया गया है) गैलेक्सी और उनके समूहों के ढेलेदार वितरण को हम आज देखते हैं - ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना। ड्वॉर्फ गैलेक्सी इस सिद्धांत के लिए महत्वपूर्ण हैं, प्रारंभिक ब्रह्मांड में छोटे पैमाने पर घनत्व में उतार-चढ़ाव द्वारा बनाई गई हैं; <ref>{{cite journal | ||
|url = http://www.aanda.org/ | |url = http://www.aanda.org/ | ||
|title = The C star population of DDO 190: 1. Introduction | |title = The C star population of DDO 190: 1. Introduction | ||
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==रचना== | ==रचना== | ||
डार्क मैटर का पता सामान्य पदार्थ और विकिरण के साथ | डार्क मैटर का पता सामान्य पदार्थ और विकिरण के साथ उसकी गुरुत्वाकर्षण संबंधी अंतःक्रिया के माध्यम से लगाया जाता है। इस प्रकार, यह निर्धारित करना बहुत मुश्किल है कि कोल्ड डार्क मैटर के घटक क्या हैं। उम्मीदवार लगभग तीन श्रेणियों में आते हैं: | ||
* एक्सियन, एक विशिष्ट प्रकार के आत्म- | * एक्सियन, एक विशिष्ट प्रकार के आत्म-संवाद के साथ बहुत हल्के कण जो उन्हें एक उपयुक्त सीडीएम उम्मीदवार बनाते हैं।<ref name="Axion, first CDM candidate"> | ||
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| author1 = Turner, M. | | author1 = Turner, M. | ||
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}}{{full citation|date=August 2021}} | }}{{full citation|date=August 2021}} | ||
</ref> हाल के वर्षों में, एक्सियन्स डार्क मैटर के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक बन | </ref> हाल के वर्षों में, एक्सियन्स डार्क मैटर के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक बन गया है।<ref name="Chadha-Day et al">{{cite journal |title=Axion dark matter: What is it and why now?|author1=Francesca Chadha-Day|author2=John Ellis|author3=David J. E. Marsh|journal=Science Advances|volume=8|issue=8|doi=10.1126/sciadv.abj3618|pmid=35196098|date=23 February 2022|pages=eabj3618 |pmc=8865781 |arxiv=2105.01406 |bibcode=2022SciA....8J3618C }}</ref> एक्सियन का सैद्धांतिक लाभ यह है कि उनका अस्तित्व [[क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स]] में सशक्त सीपी समस्या को हल करता है, लेकिन एक्सियन कणों को केवल सिद्धांतबद्ध किया गया है और कभी पता नहीं लगाया गया है। एक्सियन एक अधिक सामान्य श्रेणी के कण का एक उदाहरण है जिसे डब्ल्यूआईएसपी (कमजोर रूप से इंटरैक्ट करने वाला "पतला" या "पतला" कण) कहा जाता है, जो डब्ल्यूआईएमपी के कम द्रव्यमान वाले समकक्ष हैं। | ||
*विशाल सघन प्रभामंडल वस्तुएं (माचोस), बड़ी, संघनित वस्तुएं जैसे कि [[ब्लैक होल]], [[न्यूट्रॉन स्टार]], व्हाइट द्वार्फ, बहुत धूमिल तारे, या ग्रह जैसी गैर-चमकदार वस्तुएं। इन वस्तुओं की खोज में पृष्ठभूमि गैलेक्सी पर इन वस्तुओं के प्रभावों का पता लगाने के लिए गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग का उपयोग सम्मिलित है। अधिकांश विशेषज्ञों का मानना है कि उन खोजों की बाधाएं माचोस को एक व्यवहार्य डार्क मैटर उम्मीदवार के रूप में नकारती हैं।<ref name="Carr"> | |||
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* कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण (डब्ल्यूआईएमपी)। वर्तमान में आवश्यक गुणों वाला कोई ज्ञात कण नहीं है, लेकिन कण भौतिकी के मानक मॉडल के कई विस्तार ऐसे कणों की भविष्यवाणी करते हैं। | |||
* कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण (डब्ल्यूआईएमपी)। वर्तमान में आवश्यक गुणों वाला कोई ज्ञात कण नहीं है, लेकिन कण भौतिकी के मानक मॉडल के कई विस्तार ऐसे कणों की भविष्यवाणी करते हैं। डब्ल्यूआईएमपी की खोज में अत्यधिक संवेदनशील डिटेक्टरों द्वारा सीधे पता लगाने के प्रयास, साथ ही कण त्वरक द्वारा डब्ल्यूआईएमपी के उत्पादन के प्रयास सम्मिलित हैं। ऐतिहासिक रूप से, डब्ल्यूआईएमपी को डार्क मैटर की संरचना के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक माना जाता था,<ref name="Peter" /><ref name="Garrett" /><ref name="Olive" /> लेकिन हाल के वर्षों में डब्ल्यूआईएमपी को प्रयोगों में डब्ल्यूआईएमपी का पता न लगने के कारण अक्षों द्वारा प्रतिस्थापित कर दिया गया है।<ref name="Chadha-Day et al" /> डामा/एनएआई प्रयोग और उसके उत्तराधिकारी डामा/लिब्रा ने पृथ्वी से गुजरने वाले डार्क मैटर कणों का प्रत्यक्ष रूप से पता लगाने का दावा किया है, लेकिन कई वैज्ञानिक संशय में हैं क्योंकि समान प्रयोगों का कोई भी परिणाम डामा परिणामों के साथ संगत नहीं लगता है। | |||
== चुनौतियाँ == | == चुनौतियाँ == | ||
{{See also| | {{See also|लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल चुनौतियाँ}} | ||
Λसीडीएम मॉडल में ठंडे डार्क मैटर की भविष्यवाणियों और गैलेक्सी और उनके क्लस्टरिंग के अवलोकन के बीच कई विसंगतियां उत्पन्न हुई हैं। इनमें से कुछ समस्याओं के लिए समाधान प्रस्तावित हैं, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि क्या उन्हें Λसीडीएम मॉडल को छोड़े बिना हल किया जा सकता है।<ref>{{Cite journal |arxiv=1006.1647 |title=Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation |year=2010 |last1=Kroupa |first1=P. |last2=Famaey |first2=B. |last3=de Boer |first3=Klaas S. |last4=Dabringhausen |first4=Joerg |last5=Pawlowski |first5=Marcel |last6=Boily |first6=Christian |last7=Jerjen |first7=Helmut |last8=Forbes |first8=Duncan |last9=Hensler |first9=Gerhard |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=523 |pages=32–54 |doi=10.1051/0004-6361/201014892 |bibcode=2010A&A...523A..32K|s2cid=11711780 }}</ref> | |||
===कस्पी हेलो समस्या=== | ===कस्पी हेलो समस्या=== | ||
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डार्क डार्क मैटर सिमुलेशन में डार्क मैटर हैलोज़ का घनत्व वितरण (कम से कम वे जिनमें बेरियोनिक फीडबैक का प्रभाव सम्मिलित नहीं है) उनके घूर्णन वक्रों की जांच करके गैलेक्सी में देखे गए से कहीं अधिक परिपूर्ण हैं।<ref>{{Cite journal |title=सर्पिल आकाशगंगाओं में काले पदार्थ का कोरीय वितरण|year=2004 |last1=Gentile |first1=G. |last2=Salucci |first2=P. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=351 |issue=3 |pages=903–922 |doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x |arxiv=astro-ph/0403154 |bibcode = 2004MNRAS.351..903G|s2cid=14308775 }}</ref> | |||
===ड्वॉर्फ गैलेक्सी की समस्या=== | |||
{{main|ड्वॉर्फ आकाशगंगा की समस्या}} | |||
कोल्ड डार्क मैटर सिमुलेशन बड़ी संख्या में छोटे डार्क मैटर हेलो की भविष्यवाणी करते हैं, जो मिल्की वे जैसी गैलेक्सी के आसपास देखी गई छोटी ड्वॉर्फ गैलेक्सी की संख्या से भी अधिक है।<ref name=Klypin>{{cite journal |last1=Klypin |first1=Anatoly |last2=Kravtsov |first2=Andrey V. |last3=Valenzuela |first3=Octavio |last4=Prada |first4=Francisco |year=1999 |title=Where are the missing galactic satellites? |journal=Astrophysical Journal |volume=522 |issue=1 |pages=82–92 |doi=10.1086/307643 |bibcode=1999ApJ...522...82K |arxiv=astro-ph/9901240|s2cid=12983798 }}</ref> | |||
===सैटेलाइट डिस्क समस्या=== | ===सैटेलाइट डिस्क समस्या=== | ||
मिल्की वे और एंड्रोमेडा | मिल्की वे और एंड्रोमेडा गैलेक्सी के आसपास ड्वॉर्फ गैलेक्सी पतली, समतल संरचनाओं में परिक्रमा करती देखी गई हैं, जबकि सिमुलेशन का अनुमान है कि उन्हें अपनी मूल गैलेक्सी के बारे में यादृच्छिक रूप से वितरित किया जाना चाहिए।<ref name=Pawlowski>{{cite journal |first1=Marcel |last1=Pawlowski |display-authors=etal |title=सह-परिक्रमा करने वाली उपग्रह आकाशगंगा संरचनाएं अभी भी आदिम बौनी आकाशगंगाओं के वितरण के साथ संघर्ष में हैं|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=442 |issue=3 |pages=2362–2380 |year=2014 |arxiv=1406.1799|doi=10.1093/mnras/stu1005 |bibcode=2014MNRAS.442.2362P }}</ref> | ||
===उच्च-वेग गैलेक्सी समस्या=== | |||
एनजीसी 3109 एसोसिएशन में गैलेक्सी Λसीडीएम मॉडल में अपेक्षाओं के अनुरूप होने के लिए बहुत तेज़ी से दूर जा रही हैं।<ref>{{Cite journal |last1=Banik |first1=Indranil |last2=Zhao |first2=H |date=2018-01-21 |title=स्थानीय समूह में उच्च वेग वाली आकाशगंगाओं का एक तल|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=473 |issue=3 |pages=4033–4054 |arxiv=1701.06559 |doi=10.1093/mnras/stx2596 |bibcode=2018MNRAS.473.4033B |issn=0035-8711 |doi-access=free}}</ref> इस ढांचे में, एनजीसी 3109 इतना विशाल और स्थानीय समूह से दूर है कि इसे मिल्की वे या एंड्रोमेडा गैलेक्सी से जुड़े तीन-पिंडों की परस्पर क्रिया में प्रवाहित किया जा सकता है।<ref>{{Cite journal |last1=Banik |first1=Indranil |last2=Haslbauer |first2=Moritz |last3=Pawlowski |first3=Marcel S. |last4=Famaey |first4=Benoit |last5=Kroupa |first5=Pavel |date=2021-06-21 |title=On the absence of backsplash analogues to NGC 3109 in the ΛCDM framework |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=503 |issue=4 |pages=6170–6186 |doi=10.1093/mnras/stab751 |arxiv=2105.04575 |bibcode=2021MNRAS.503.6170B |issn=0035-8711 |doi-access=free}}</ref> | |||
===उच्च-वेग | |||
===गैलेक्सी आकारिकी समस्या=== | |||
यदि गैलेक्सी पदानुक्रम में बढ़ीं, तो विशाल गैलेक्सी को कई विलयों की आवश्यकता थी। बड़े विलय अनिवार्य रूप से एक चिरसम्मत उभार बनाते हैं। इसके विपरीत, लगभग 80% देखी गई गैलेक्सी ऐसे किसी उभार का प्रमाण नहीं देती हैं, और विशाल शुद्ध-डिस्क गैलेक्सी आम हैं।<ref name="kormendy2010">{{cite journal |last1=Kormendy |first1=J. |author1-link=John Kormendy |last2=Drory |first2=N. |last3=Bender |first3=R. |last4=Cornell |first4=M.E. |title=उभरी हुई विशाल आकाशगंगाएँ पदानुक्रमित क्लस्टरिंग द्वारा आकाशगंगा निर्माण की हमारी तस्वीर को चुनौती देती हैं|year=2010 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=723 |issue=1 |pages=54–80 |doi=10.1088/0004-637X/723/1/54 |arxiv=1009.3015 |bibcode=2010ApJ...723...54K|s2cid=119303368 }}</ref> Λसीडीएम ढांचे में उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले हाइड्रोडायनामिकल कॉस्मोलॉजिकल सिमुलेशन की भविष्यवाणियों के साथ आज गैलेक्सी आकृतियों के देखे गए वितरण की तुलना करके तनाव को निर्धारित किया जा सकता है, जिससे एक अत्यधिक महत्वपूर्ण समस्या का पता चलता है जिसे सिमुलेशन के रिज़ॉल्यूशन में सुधार करके हल करने की संभावना नहीं है।<ref name="Haslbauer2022">{{cite journal |last1=Haslbauer |first1=M |last2=Banik |first2=I |last3=Kroupa |first3=P |last4=Wittenburg |first4=N |last5=Javanmardi |first5=B |title=The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology |date=2022-02-01 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=925 |issue=2 |pages=183 |doi=10.3847/1538-4357/ac46ac |issn=1538-4357 |arxiv=2202.01221 |bibcode=2022ApJ...925..183H |doi-access=free}}</ref> उच्च उभार रहित अंश 8 अरब वर्षों तक लगभग स्थिर था।<ref name="sachdeva2016">{{cite journal |last1=Sachdeva |first1=S. |last2=Saha |first2=K. |title=Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years |year=2016 |journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=820 |issue=1 |pages=L4 |doi=10.3847/2041-8205/820/1/L4 |arxiv=1602.08942 |bibcode=2016ApJ...820L...4S |s2cid=14644377}}</ref> | |||
===फ़ास्ट गैलेक्सी बार समस्या=== | |||
यदि गैलेक्सी ठंडे अंधेरे पदार्थ के विशाल प्रभामंडल के भीतर अंतर्निहित होतीं, तो उनके केंद्रीय क्षेत्रों में प्रायः विकसित होने वाली पट्टियाँ प्रभामंडल के साथ गतिशील घर्षण द्वारा धीमी हो जातीं। यह इस तथ्य के साथ गंभीर तनाव में है कि प्रेक्षित गैलेक्सी पट्टियाँ सामान्यतः तेज़ होती हैं।<ref name="Roshan2021">{{Cite journal |last1=Mahmood |first1=R |last2=Ghafourian |first2=N |last3=Kashfi |first3=T |last4=Banik |first4=I |last5=Haslbauer |first5=M |last6=Cuomo |first6=V |last7=Famaey |first7=B |last8=Kroupa |first8=P |date=2021-11-01 |title=तेज़ आकाशगंगा बार मानक ब्रह्माण्ड विज्ञान को चुनौती देना जारी रखते हैं|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=508 |issue=1 |pages=926–939 |doi=10.1093/mnras/stab2553 |url=https://research-repository.st-andrews.ac.uk/handle/10023/24680 |arxiv=2106.10304 |bibcode=2021MNRAS.508..926R |hdl=10023/24680 |issn=0035-8711}}</ref> | |||
===छोटे पैमाने का संकट=== | ===छोटे पैमाने का संकट=== | ||
प्रेक्षणों के साथ मॉडल की तुलना करने से उप-गैलेक्सी पैमाने पर कुछ समस्याएं हो सकती हैं, संभवतः बहुत सारी ड्वॉर्फ गैलेक्सी और गैलेक्सी के सबसे अंदरूनी क्षेत्रों में बहुत अधिक काले पदार्थ की भविष्यवाणी की जा सकती है।<ref>{{Cite journal | |||
| title =Synopsis: Tackling the Small-Scale Crisis | | title =Synopsis: Tackling the Small-Scale Crisis | ||
|journal = Physical Review D|volume = 95|issue = 12|pages = 121302| last =Rini | |journal = Physical Review D|volume = 95|issue = 12|pages = 121302| last =Rini | ||
| first =Matteo | | first =Matteo | ||
|doi = 10.1103/PhysRevD.95.121302|year = 2017|arxiv = 1703.10559|bibcode = 2017PhRvD..95l1302N|s2cid = 54675159}}</ref> इन छोटे पैमानों को | |doi = 10.1103/PhysRevD.95.121302|year = 2017|arxiv = 1703.10559|bibcode = 2017PhRvD..95l1302N|s2cid = 54675159}}</ref> इस समस्या को "छोटे पैमाने का संकट" कहा जाता है।[25] कंप्यूटर सिमुलेशन में इन छोटे पैमानों को हल करना कठिन होता है, इसलिए यह अभी तक स्पष्ट नहीं है कि समस्या सिमुलेशन, डार्क मैटर के गैर-मानक गुण, या मॉडल में अधिक कट्टरपंथी त्रुटि है। | ||
===उच्च रेडशिफ्ट | ===उच्च रेडशिफ्ट गैलेक्सी=== | ||
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==यह भी देखें== | |||
* फजी कोल्ड डार्क मैटर | |||
* हॉट डार्क मैटर | |||
* | * मेटा-कोल्ड डार्क मैटर | ||
* | * संशोधित न्यूटोनियन गतिकी | ||
* | * स्व-अंतःक्रियात्मक डार्क मैटर | ||
* | * वार्म डार्क मैटर | ||
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ब्रह्माण्ड विज्ञान और भौतिकी में, कोल्ड डार्क मैटर (सीडीएम) एक काल्पनिक प्रकार का डार्क मैटर है। ब्रह्माण्ड विज्ञान के वर्तमान मानक मॉडल, लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के अनुसार, ब्रह्मांड का लगभग 27% हिस्सा डार्क मैटर है और 68% डार्क एनर्जी है, जिसका केवल एक छोटा सा अंश साधारण बैरोनिक पदार्थ है जो सितारों, ग्रहों और जीवित जीवों को बनाता है। शीत का तात्पर्य इस तथ्य से है कि काला पदार्थ प्रकाश की गति की तुलना में धीमी गति से चलता है, जो इसे लुप्त होने की स्थिति का समीकरण देता है। डार्क इंगित करता है कि यह सामान्य पदार्थ और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के साथ बहुत कमजोर तरीके से संपर्क करता है। सीडीएम के लिए प्रस्तावित उम्मीदवारों में कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण, आदिम ब्लैक होल और अक्ष सम्मिलित हैं।
इतिहास
कोल्ड डार्क मैटर का सिद्धांत मूल रूप से 1982 में जेम्स पीबल्स द्वारा प्रकाशित किया गया था;[1] जबकि वार्म डार्क मैटर चित्र को एक ही समय में जे. रिचर्ड बॉन्ड, एलेक्स सज़ाले और माइकल टर्नर द्वारा स्वतंत्र रूप से प्रस्तावित किया गया था;[2] और जॉर्ज ब्लूमेंथल, एच. पगल्स, और जोएल प्राइमैक।[3] 1984 में ब्लूमेंथल, सैंड्रा मूर फैबर, प्रिमैक और मार्टिन रीस द्वारा एक समीक्षा लेख में सिद्धांत का विवरण विकसित किया गया।[4]
संरचना निर्माण
कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत में, संरचना पदानुक्रमित रूप से बढ़ती है, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले अपने आत्म-गुरुत्वाकर्षण के तहत ढहती हैं और एक निरंतर पदानुक्रम में विलीन होकर बड़ी और अधिक विशाल वस्तुएं बनाती हैं। कोल्ड डार्क मैटर प्रतिमान की भविष्यवाणियाँ ब्रह्माण्ड संबंधी बड़े पैमाने की संरचना की टिप्पणियों के साथ सामान्य रूप से सहमत हैं।
हॉट डार्क मैटर प्रतिमान में, जो 1980 के दशक की प्रारम्भ में और अब कम लोकप्रिय है, संरचना पदानुक्रमित रूप से (नीचे से ऊपर) नहीं बनती है, लेकिन विखंडन (ऊपर से नीचे) द्वारा बनते हैं, सबसे बड़े सुपरक्लस्टर पहले फ्लैट पैनकेक जैसी शीट में बनते हैं और बाद में हमारी गैलेक्सी (गैलेक्सी) मिल्की वे की तरह छोटे टुकड़ों में विभाजित हो जाते हैं।
1980 या 1990 के दशक के उत्तरार्ध से, अधिकांश ब्रह्माण्डविज्ञानी कोल्ड डार्क मैटर सिद्धांत (विशेष रूप से आधुनिक लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल) का समर्थन करते हैं, जो बताता है कि ब्रह्मांड प्रारम्भ समय में एक सुचारु प्रारंभिक अवस्था से कैसे चला गया (जैसा कि कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण द्वारा दिखाया गया है) गैलेक्सी और उनके समूहों के ढेलेदार वितरण को हम आज देखते हैं - ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना। ड्वॉर्फ गैलेक्सी इस सिद्धांत के लिए महत्वपूर्ण हैं, प्रारंभिक ब्रह्मांड में छोटे पैमाने पर घनत्व में उतार-चढ़ाव द्वारा बनाई गई हैं; [5] वे अब प्राकृतिक निर्माण खंड बन गए हैं जो बड़ी संरचनाओं का निर्माण करते हैं।
रचना
डार्क मैटर का पता सामान्य पदार्थ और विकिरण के साथ उसकी गुरुत्वाकर्षण संबंधी अंतःक्रिया के माध्यम से लगाया जाता है। इस प्रकार, यह निर्धारित करना बहुत मुश्किल है कि कोल्ड डार्क मैटर के घटक क्या हैं। उम्मीदवार लगभग तीन श्रेणियों में आते हैं:
- एक्सियन, एक विशिष्ट प्रकार के आत्म-संवाद के साथ बहुत हल्के कण जो उन्हें एक उपयुक्त सीडीएम उम्मीदवार बनाते हैं।[6][7] हाल के वर्षों में, एक्सियन्स डार्क मैटर के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक बन गया है।[8] एक्सियन का सैद्धांतिक लाभ यह है कि उनका अस्तित्व क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स में सशक्त सीपी समस्या को हल करता है, लेकिन एक्सियन कणों को केवल सिद्धांतबद्ध किया गया है और कभी पता नहीं लगाया गया है। एक्सियन एक अधिक सामान्य श्रेणी के कण का एक उदाहरण है जिसे डब्ल्यूआईएसपी (कमजोर रूप से इंटरैक्ट करने वाला "पतला" या "पतला" कण) कहा जाता है, जो डब्ल्यूआईएमपी के कम द्रव्यमान वाले समकक्ष हैं।
- विशाल सघन प्रभामंडल वस्तुएं (माचोस), बड़ी, संघनित वस्तुएं जैसे कि ब्लैक होल, न्यूट्रॉन स्टार, व्हाइट द्वार्फ, बहुत धूमिल तारे, या ग्रह जैसी गैर-चमकदार वस्तुएं। इन वस्तुओं की खोज में पृष्ठभूमि गैलेक्सी पर इन वस्तुओं के प्रभावों का पता लगाने के लिए गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग का उपयोग सम्मिलित है। अधिकांश विशेषज्ञों का मानना है कि उन खोजों की बाधाएं माचोस को एक व्यवहार्य डार्क मैटर उम्मीदवार के रूप में नकारती हैं।[9][10][11][12][13][14]
- कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण (डब्ल्यूआईएमपी)। वर्तमान में आवश्यक गुणों वाला कोई ज्ञात कण नहीं है, लेकिन कण भौतिकी के मानक मॉडल के कई विस्तार ऐसे कणों की भविष्यवाणी करते हैं। डब्ल्यूआईएमपी की खोज में अत्यधिक संवेदनशील डिटेक्टरों द्वारा सीधे पता लगाने के प्रयास, साथ ही कण त्वरक द्वारा डब्ल्यूआईएमपी के उत्पादन के प्रयास सम्मिलित हैं। ऐतिहासिक रूप से, डब्ल्यूआईएमपी को डार्क मैटर की संरचना के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक माना जाता था,[10][12][14] लेकिन हाल के वर्षों में डब्ल्यूआईएमपी को प्रयोगों में डब्ल्यूआईएमपी का पता न लगने के कारण अक्षों द्वारा प्रतिस्थापित कर दिया गया है।[8] डामा/एनएआई प्रयोग और उसके उत्तराधिकारी डामा/लिब्रा ने पृथ्वी से गुजरने वाले डार्क मैटर कणों का प्रत्यक्ष रूप से पता लगाने का दावा किया है, लेकिन कई वैज्ञानिक संशय में हैं क्योंकि समान प्रयोगों का कोई भी परिणाम डामा परिणामों के साथ संगत नहीं लगता है।
चुनौतियाँ
Λसीडीएम मॉडल में ठंडे डार्क मैटर की भविष्यवाणियों और गैलेक्सी और उनके क्लस्टरिंग के अवलोकन के बीच कई विसंगतियां उत्पन्न हुई हैं। इनमें से कुछ समस्याओं के लिए समाधान प्रस्तावित हैं, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि क्या उन्हें Λसीडीएम मॉडल को छोड़े बिना हल किया जा सकता है।[15]
कस्पी हेलो समस्या
डार्क डार्क मैटर सिमुलेशन में डार्क मैटर हैलोज़ का घनत्व वितरण (कम से कम वे जिनमें बेरियोनिक फीडबैक का प्रभाव सम्मिलित नहीं है) उनके घूर्णन वक्रों की जांच करके गैलेक्सी में देखे गए से कहीं अधिक परिपूर्ण हैं।[16]
ड्वॉर्फ गैलेक्सी की समस्या
कोल्ड डार्क मैटर सिमुलेशन बड़ी संख्या में छोटे डार्क मैटर हेलो की भविष्यवाणी करते हैं, जो मिल्की वे जैसी गैलेक्सी के आसपास देखी गई छोटी ड्वॉर्फ गैलेक्सी की संख्या से भी अधिक है।[17]
सैटेलाइट डिस्क समस्या
मिल्की वे और एंड्रोमेडा गैलेक्सी के आसपास ड्वॉर्फ गैलेक्सी पतली, समतल संरचनाओं में परिक्रमा करती देखी गई हैं, जबकि सिमुलेशन का अनुमान है कि उन्हें अपनी मूल गैलेक्सी के बारे में यादृच्छिक रूप से वितरित किया जाना चाहिए।[18]
उच्च-वेग गैलेक्सी समस्या
एनजीसी 3109 एसोसिएशन में गैलेक्सी Λसीडीएम मॉडल में अपेक्षाओं के अनुरूप होने के लिए बहुत तेज़ी से दूर जा रही हैं।[19] इस ढांचे में, एनजीसी 3109 इतना विशाल और स्थानीय समूह से दूर है कि इसे मिल्की वे या एंड्रोमेडा गैलेक्सी से जुड़े तीन-पिंडों की परस्पर क्रिया में प्रवाहित किया जा सकता है।[20]
गैलेक्सी आकारिकी समस्या
यदि गैलेक्सी पदानुक्रम में बढ़ीं, तो विशाल गैलेक्सी को कई विलयों की आवश्यकता थी। बड़े विलय अनिवार्य रूप से एक चिरसम्मत उभार बनाते हैं। इसके विपरीत, लगभग 80% देखी गई गैलेक्सी ऐसे किसी उभार का प्रमाण नहीं देती हैं, और विशाल शुद्ध-डिस्क गैलेक्सी आम हैं।[21] Λसीडीएम ढांचे में उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले हाइड्रोडायनामिकल कॉस्मोलॉजिकल सिमुलेशन की भविष्यवाणियों के साथ आज गैलेक्सी आकृतियों के देखे गए वितरण की तुलना करके तनाव को निर्धारित किया जा सकता है, जिससे एक अत्यधिक महत्वपूर्ण समस्या का पता चलता है जिसे सिमुलेशन के रिज़ॉल्यूशन में सुधार करके हल करने की संभावना नहीं है।[22] उच्च उभार रहित अंश 8 अरब वर्षों तक लगभग स्थिर था।[23]
फ़ास्ट गैलेक्सी बार समस्या
यदि गैलेक्सी ठंडे अंधेरे पदार्थ के विशाल प्रभामंडल के भीतर अंतर्निहित होतीं, तो उनके केंद्रीय क्षेत्रों में प्रायः विकसित होने वाली पट्टियाँ प्रभामंडल के साथ गतिशील घर्षण द्वारा धीमी हो जातीं। यह इस तथ्य के साथ गंभीर तनाव में है कि प्रेक्षित गैलेक्सी पट्टियाँ सामान्यतः तेज़ होती हैं।[24]
छोटे पैमाने का संकट
प्रेक्षणों के साथ मॉडल की तुलना करने से उप-गैलेक्सी पैमाने पर कुछ समस्याएं हो सकती हैं, संभवतः बहुत सारी ड्वॉर्फ गैलेक्सी और गैलेक्सी के सबसे अंदरूनी क्षेत्रों में बहुत अधिक काले पदार्थ की भविष्यवाणी की जा सकती है।[25] इस समस्या को "छोटे पैमाने का संकट" कहा जाता है।[25] कंप्यूटर सिमुलेशन में इन छोटे पैमानों को हल करना कठिन होता है, इसलिए यह अभी तक स्पष्ट नहीं है कि समस्या सिमुलेशन, डार्क मैटर के गैर-मानक गुण, या मॉडल में अधिक कट्टरपंथी त्रुटि है।
उच्च रेडशिफ्ट गैलेक्सी
जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप के अवलोकन के परिणामस्वरूप विभिन्न गैलेक्सी की स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा उच्च रेडशिफ्ट पर पुष्टि की गई है, जैसे कि जेडेस-जीएस-जेड13-0 13.2 के ब्रह्माण्ड संबंधी रेडशिफ्ट पर।[26][27] अन्य उम्मीदवार गैलेक्सी जिनकी स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा पुष्टि नहीं की गई है, उनमें 16.7 के ब्रह्माण्ड संबंधी रेडशिफ्ट पर सीईईआरएस-93316 सम्मिलित हैं। प्रारंभिक ब्रह्मांड में बड़ी गैलेक्सी के निर्माण की इतनी उच्च दर डार्क मैटर हैलोज़ के माध्यम से उपस्थित लैम्ब्डा सीडीएम मॉडल में अनुमत गैलेक्सी निर्माण की दरों के विपरीत प्रतीत होती है, भले ही गैलेक्सी का निर्माण 100% कुशल था और सभी द्रव्यमानों को सितारों में बदलने की अनुमति थी लैम्ब्डा सीडीएम में, इतनी बड़ी गैलेक्सी बनाने के लिए यह पर्याप्त नहीं होगा।[28][29][30] हालाँकि, यह एक तारकीय आरंभिक द्रव्यमान फलन मानने पर निर्भर करता है, यदि प्रारंभिक तारा निर्माण बड़े पैमाने पर तारों के पक्ष में होता है तो यह तनाव को समझा सकता है। [31]
यह भी देखें
- फजी कोल्ड डार्क मैटर
- हॉट डार्क मैटर
- मेटा-कोल्ड डार्क मैटर
- संशोधित न्यूटोनियन गतिकी
- स्व-अंतःक्रियात्मक डार्क मैटर
- वार्म डार्क मैटर
संदर्भ
- ↑ Peebles, P. J. E. (December 1982). "स्केल-अपरिवर्तनीय आदिम गड़बड़ी के कारण बड़े पैमाने पर पृष्ठभूमि तापमान और बड़े पैमाने पर उतार-चढ़ाव". The Astrophysical Journal. 263: L1. Bibcode:1982ApJ...263L...1P. doi:10.1086/183911.
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MACHOs can only account for a very small percentage of the nonluminous mass in our galaxy, revealing that most dark matter cannot be strongly concentrated or exist in the form of baryonic astrophysical objects. Although microlensing surveys rule out baryonic objects like brown dwarfs, black holes, and neutron stars in our galactic halo, can other forms of baryonic matter make up the bulk of dark matter? The answer, surprisingly, is no ...
- ↑ Bertone, Gianfranco (18 November 2010). "The moment of truth for WIMP dark matter" (PDF). Nature. 468 (7322): 389–393. doi:10.1038/nature09509. PMID 21085174. S2CID 4415912.
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अग्रिम पठन
- Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Cambridge University Press. p. 762. ISBN 978-0-521-76368-4.
