कोल्ड डार्क मैटर: Difference between revisions

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भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान और भौतिकी में, कोल्ड गहरे द्रव्य (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 सामान्य बैरोनिक पदार्थ है जो सितारों, ग्रहों और जीवित जीवों का निर्माण करता है। ठंडा इस तथ्य को संदर्भित करता है कि काला पदार्थ प्रकाश की गति की तुलना में धीरे-धीरे चलता है, जो इसे एक लुप्त अवस्था का समीकरण (ब्रह्मांड विज्ञान) देता है। डार्क इंगित करता है कि यह सामान्य पदार्थ और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के साथ बहुत कमजोर रूप से संपर्क करता है। सीडीएम के लिए प्रस्तावित उम्मीदवारों में कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण, मौलिक ब्लैक होल और अक्ष शामिल हैं।

इतिहास

कोल्ड डार्क मैटर का सिद्धांत मूल रूप से 1982 में जिम पीबल्स द्वारा प्रकाशित किया गया था;[1] जबकि गर्म डार्क मैटर चित्र को जे. रिचर्ड बॉन्ड, एलेक्स सज़ाले और माइकल टर्नर (ब्रह्मांडविज्ञानी) द्वारा एक ही समय में स्वतंत्र रूप से प्रस्तावित किया गया था;[2] और जॉर्ज ब्लूमेंथल (खगोलभौतिकीविद्), एच. पेजेल्स, और जोएल प्राइमैक।[3] 1984 में ब्लूमेंथल, सैंड्रा एम. फैबर, प्राइमैक 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 बड़ी और अधिक विशाल वस्तुओं को बनाने के लिए निरंतर पदानुक्रम में विलीन हो जाती हैं। ठंडे डार्क मैटर प्रतिमान की भविष्यवाणियां अवलोकन योग्य ब्रह्मांड | ब्रह्माण्ड संबंधी बड़े पैमाने की संरचना की टिप्पणियों के साथ सामान्य रूप से मेल खाती हैं।

गरम काला पदार्थ प्रतिमान में, जो 1980 के दशक की शुरुआत में और अब कम लोकप्रिय है, संरचना पदानुक्रमिक रूप से (नीचे से ऊपर) नहीं बनती है, बल्कि विखंडन (ऊपर से नीचे) द्वारा बनती है, जिसमें सबसे बड़े सुपर क्लस्टर पहले फ्लैट पैनकेक जैसी शीट में बनते हैं। और बाद में हमारी आकाशगंगा मिल्की वे की तरह छोटे-छोटे टुकड़ों में विखंडित हो गई।

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 शुरुआती समय में एक सुचारु प्रारंभिक अवस्था से कैसे चला गया (जैसा कि कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण द्वारा दिखाया गया है) आकाशगंगाओं और उनके आकाशगंगा समूहों के ढेलेदार वितरण को हम आज देखते हैं - ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना। बौनी आकाशगंगाएँ इस सिद्धांत के लिए महत्वपूर्ण हैं, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड में छोटे पैमाने पर घनत्व के उतार-चढ़ाव द्वारा बनाई गई हैं;[5] वे अब प्राकृतिक निर्माण खंड बन गए हैं जो बड़ी संरचनाएँ बनाते हैं।

रचना

डार्क मैटर का पता सामान्य पदार्थ और विकिरण के साथ उसके गुरुत्वाकर्षण संपर्क के माध्यम से लगाया जाता है। इस प्रकार, यह निर्धारित करना बहुत मुश्किल है कि ठंडे डार्क मैटर के घटक क्या हैं। उम्मीदवार मोटे तौर पर तीन श्रेणियों में आते हैं:

  • एक्सियन, एक विशिष्ट प्रकार के आत्म-अंतःक्रिया 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 गए हैं।[8] एक्सियन का सैद्धांतिक लाभ यह है कि उनका अस्तित्व क्वांटम क्रोमोडायनामिक्स में मजबूत सीपी समस्या को हल करता है, लेकिन एक्सियन कणों को केवल सिद्धांतित किया गया है और कभी पता नहीं लगाया गया है। एक्सियन कण की अधिक सामान्य श्रेणी का एक उदाहरण है जिसे WISP (कण भौतिकी) (WISP (कण भौतिकी) | कमजोर रूप से संपर्क करने वाला पतला या पतला कण) कहा जाता है, जो WIMP के कम द्रव्यमान वाले समकक्ष हैं।
  • विशाल सघन प्रभामंडल वस्तुएं (MACHOs), बड़ी, संघनित वस्तुएं जैसे ब्लैक होल, न्यूट्रॉन स्टार, सफेद बौने, बहुत धूमिल तारे, या गैर-चमकदार वस्तुएं जैसे ग्रह। इन वस्तुओं की खोज में पृष्ठभूमि आकाशगंगाओं पर इन वस्तुओं के प्रभाव का पता लगाने के लिए गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग का उपयोग करना शामिल है। अधिकांश विशेषज्ञों का मानना ​​है कि उन खोजों की बाधाएँ MACHOs को एक व्यवहार्य डार्क मैटर उम्मीदवार के रूप में खारिज करती 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। WIMPs की खोज में अत्यधिक संवेदनशील डिटेक्टरों द्वारा प्रत्यक्ष पता लगाने के प्रयासों के साथ-साथ कण त्वरक द्वारा WIMPs के उत्पादन के प्रयास भी शामिल हैं। ऐतिहासिक रूप से, WIMP को डार्क मैटर की संरचना के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवारों में से एक माना जाता था,[10][12][14]लेकिन हाल के वर्षों में प्रयोगों में WIMP का पता न चल पाने के कारण WIMP को अक्षों द्वारा प्रतिस्थापित कर दिया गया है।[8]DAMA/NaI प्रयोग और उसके उत्तराधिकारी DAMA/LIBRA ने पृथ्वी से गुजरने वाले डार्क मैटर कणों का सीधे पता लगाने का दावा किया है, लेकिन कई वैज्ञानिक संशय में हैं क्योंकि समान प्रयोगों का कोई भी परिणाम DAMA परिणामों के साथ संगत नहीं लगता है।

चुनौतियाँ

See also: Lambda-CDM model § Challenges

ΛCDM मॉडल में ठंडे काले पदार्थ की भविष्यवाणियों और आकाशगंगाओं और उनके क्लस्टरिंग के अवलोकन के बीच कई विसंगतियां उत्पन्न हुई हैं। इनमें से कुछ समस्याओं के समाधान प्रस्तावित हैं, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि क्या उन्हें ΛCDM मॉडल को छोड़े बिना हल किया जा सकता है।[15]


कस्पी हेलो समस्या

Main article: Cuspy halo problem

ठंडे डार्क मैटर सिमुलेशन में डार्क मैटर हैलोज़ का घनत्व वितरण (कम से कम वे जिनमें बेरियोनिक फीडबैक का प्रभाव शामिल नहीं है) उनके घूर्णन वक्रों की जांच करके आकाशगंगाओं में देखे गए से कहीं अधिक चरम पर हैं।[16]


बौनी आकाशगंगा समस्या

Main article: Dwarf galaxy problem

कोल्ड डार्क मैटर सिमुलेशन बड़ी संख्या में छोटे डार्क मैटर हेलो की भविष्यवाणी करते हैं, जो मिल्की वे जैसी आकाशगंगाओं के आसपास देखी जाने वाली छोटी बौनी आकाशगंगाओं की संख्या से भी अधिक है।[17]


सैटेलाइट डिस्क समस्या

मिल्की वे और एंड्रोमेडा आकाशगंगाओं के चारों ओर बौनी आकाशगंगाएँ पतली, समतल संरचनाओं में परिक्रमा करती देखी गई हैं, जबकि सिमुलेशन का अनुमान है कि उन्हें अपनी मूल आकाशगंगाओं के बारे में यादृच्छिक रूप से वितरित किया जाना चाहिए।[18]


उच्च-वेग आकाशगंगा समस्या

एनजीसी 3109 एसोसिएशन में आकाशगंगाएं Λसीडीएम मॉडल में अपेक्षाओं के अनुरूप होने के लिए बहुत तेजी से दूर जा रही हैं।[19] इस ढांचे में, एनजीसी 3109 स्थानीय समूह से इतना विशाल और दूर है कि इसे मिल्की वे या एंड्रोमेडा गैलेक्सी से जुड़े तीन-पिंडों की बातचीत में प्रवाहित किया जा सकता है।[20]


गैलेक्सी आकृति विज्ञान समस्या

यदि आकाशगंगाएँ पदानुक्रमित रूप से बढ़ती हैं, तो विशाल आकाशगंगाओं को कई विलय की आवश्यकता होती है। आकाशगंगा विलय अनिवार्य रूप से एक शास्त्रीय उभार (खगोल विज्ञान) का निर्माण करता है। इसके विपरीत, लगभग 80% देखी गई आकाशगंगाएँ ऐसे किसी उभार का प्रमाण नहीं देती हैं, और विशाल शुद्ध-डिस्क आकाशगंगाएँ आम हैं।[21] ΛCDM ढांचे में उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले हाइड्रोडायनामिकल कॉस्मोलॉजिकल सिमुलेशन की भविष्यवाणियों के साथ आज आकाशगंगा 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]


तेज़ आकाशगंगा बार समस्या

यदि आकाशगंगाएँ ठंडे काले पदार्थ के विशाल प्रभामंडल के भीतर अंतर्निहित होतीं, तो उनके केंद्रीय क्षेत्रों में अक्सर विकसित होने वाली पट्टियाँ प्रभामंडल के साथ गतिशील घर्षण से धीमी हो जातीं। यह इस तथ्य के साथ गंभीर तनाव में है कि देखी गई आकाशगंगा बार आम तौर पर तेज़ होती हैं।[24]


छोटे पैमाने का संकट

अवलोकनों के साथ मॉडल की तुलना में उप-आकाशगंगा पैमाने पर कुछ समस्याएं हो सकती हैं, संभवतः बौनी आकाशगंगा समस्या और आकाशगंगाओं के आंतरिक क्षेत्रों में बहुत अधिक काले पदार्थ की भविष्यवाणी की जा सकती है। इस समस्या को लघु स्तर का संकट कहा जाता है।[25] इन छोटे पैमानों को कंप्यूटर सिमुलेशन में 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 आकाशगंगाएँ

जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप के अवलोकन के परिणामस्वरूप विभिन्न आकाशगंगाओं की स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा उच्च रेडशिफ्ट पर पुष्टि की गई है, जैसे कि JADES-GS-z13-0 13.2 के ब्रह्माण्ड संबंधी रेडशिफ्ट पर।[26][27] अन्य उम्मीदवार आकाशगंगाएँ जिनकी स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा पुष्टि नहीं की गई है, उनमें 16.7 के ब्रह्माण्ड संबंधी रेडशिफ्ट पर CEERS-93316 शामिल हैं। प्रारंभिक ब्रह्मांड में बड़ी आकाशगंगाओं के निर्माण की इतनी उच्च दर डार्क मैटर हैलोज़ के माध्यम से मौजूदा लैम्ब्डा सीडीएम मॉडल में अनुमत आकाशगंगा निर्माण की दरों के विपरीत प्रतीत होती है, भले ही आकाशगंगाओं का निर्माण 100% कुशल था और सभी द्रव्यमानों को सितारों में बदलने की अनुमति दी गई थी। लैम्ब्डा सीडीएम में, यह इतनी बड़ी आकाशगंगाएँ बनाने के लिए पर्याप्त नहीं होगा।[28][29][30] हालाँकि, यह एक तारकीय आरंभिक द्रव्यमान फलन मानने पर निर्भर करता है, यदि प्रारंभिक तारा निर्माण बड़े तारों के पक्ष में होता है तो यह तनाव को समझा सकता है। [31]


यह भी देखें

संदर्भ

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  6. ↑ Turner, M.; et al. (2010). "Axions 2010 Workshop". Gainesville, USA: U. Florida.[full citation needed]
  7. ↑ Sikivie, Pierre; et al. (2008). "Axion Cosmology". Lect. Notes Phys. Vol. 741. pp. 19–50.[full citation needed]
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  10. ↑ 10.0 10.1 Peter, A.H.G. (2012). "Dark matter: A brief review". arXiv:1201.3942 [astro-ph.CO].
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  12. ↑ 12.0 12.1 Garrett, Katherine; Dūda, Gintaras (2011). "Dark Matter: A Primer". Advances in Astronomy. 2011: 968283. arXiv:1006.2483. Bibcode:2011AdAst2011E...8G. doi:10.1155/2011/968283. S2CID 119180701. 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 ...
  13. ↑ 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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