కృష్ణ పదార్థం

వికీపీడియా నుండి
Jump to navigation Jump to search

ఖగోళశాస్త్రం మరియు విశ్వశాస్త్రంలో నేపథ్య వికిరణంపై గురుత్వ ప్రభావాల ద్వారా ఉందని భావిస్తున్న ద్రవ్యాన్ని కృష్ణ పదార్థం అంటారు, అయితే ఉద్గారిత లేదా వికీర్ణ విద్యుదయస్కాంత వికిరణం దీనిని గుర్తించలేకపోతుంది.[1] గెలాక్సీలు (నక్షత్ర మండలాలు), గెలాక్సీ సముదాయాల ద్రవ్యరాశి కొలతల మధ్య వ్యత్యాసాన్ని బట్టి దీని యొక్క ఉనికి ప్రతిపాదించబడుతుంది, విశ్వం మొత్తం పరిణామశీల మరియు సాధారణ సాపేక్ష మార్గంలో సృష్టించబడింది, నక్షత్రాల్లో అణువులు, తారాంతర మరియు గెలాక్సీల లోపలి యానకంలో వాయువు మరియు ధూళి లెక్కింపు ఆధారంగా పదార్థానికి నిశ్చయమైన వివరణ ఇవ్వబడుతుంది. గెలాక్సీల కంటే పెద్ద వ్యవస్థలతోపాటు, మహా విస్ఫోటన విశ్వశాస్త్రం (బిగ్ బ్యాంగ్ కాస్మోలజీ)పై జరిపిన పరిశీలనల ప్రకారం, కృష్ణ పదార్థం కనిపించే (దృగ్గోచర) విశ్వం యొక్క ద్రవ్యరాశి-శక్తి సాంద్రతలో 23% వాటా కలిగివుంది, సాధారణ పదార్థం కేవలం 4.6% వాటా మాత్రమే ఉంది (మిగిలినది కృష్ణ శక్తిగా పరిగణించబడుతుంది).[2]

నక్షత్ర సమూహాల్లోని గెలాక్సీల క్షక్ష్యా వేగాల్లో "కనిపించని ద్రవ్యరాశి"కి ఆధారాన్ని వివరించేందుకు, కృష్ణ పదార్థాన్ని 1934లో ఫ్రిట్జ్ జ్విక్కీ ప్రతిపాదించారు. తరువాత, విశ్వంలో గెలాక్సీల భ్రమణ వేగాలు, బుల్లెట్ నక్షత్ర సమూహం వంటి గెలాక్సీ నక్షత్ర సమూహాల చేత నేపథ్య వస్తువుల యొక్క గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ మరియు నక్షత్ర సముదాయాలు మరియు గెలాక్సీల సమూహాల్లో వేడి వాయువుల ఉష్ణోగ్రత పంపిణీతోపాటు, ఇతర అధ్యయనాలు కూడా కృష్ణ పదార్థం ఉన్నట్లు సూచించాయి.

వ్యవస్థ నిర్మాణం మరియు గెలాక్సీ పరిణామం యొక్క అధునాతన నమూనా రూపకల్పనలో కృష్ణ పదార్థం కేంద్ర పాత్ర పోషిస్తోంది, అంతేకాకుండా ఇది విశ్వ సూక్ష్మతరంగ నేపథ్యంలో పరిశీలించినప్పుడు విషమ దిశాత్మకతపై గణనీయమైన ప్రభావాలు కలిగివుంది. ఈ సాక్ష్యాలన్నీ గెలాక్సీలు, గెలాక్సీల సమూహాలు మరియు మొత్తం విశ్వం విద్యుదయస్కాంత వికిరణంతో సంకర్షణ చెందని మరింత పదార్థం కలిగివుందని సూచిస్తున్నాయి: కొద్ది పరిమాణంలో బార్యోన్‌లకు సంబంధించిన కృష్ణ పదార్థం ఉన్నప్పటికీ, మిగిలిన పదార్థాన్ని తరచుగా "కృష్ణ పదార్థ భాగం"గా పిలుస్తున్నారు. విద్యుదయస్కాంత వికిరణంతో సంకర్షణ చెందని కృష్ణ పదార్థం యొక్క ఎక్కువ భాగం "గుప్తం"గా ఉండటమే కాకుండా, నిర్వచనం ప్రకారం.. సంపూర్ణ పారదర్శకంగా ఉంటుంది.[3]

విశ్వంలోని కృష్ణ పదార్థం అత్యధిక భాగం బార్యోనేతర పదార్థాన్ని కలిగివున్నట్లు భావిస్తున్నారు, అంటే ఇది అణువులను కలిగివుండకపోవడంతోపాటు, సాధారణ పదార్థంతో విద్యుదయస్కాంత శక్తుల ద్వారా సంకర్షణ చెందదు. బార్యోనేతర పదార్థంలో న్యూట్రినోలు మరియు యాక్సియాన్‌లు లేదా మహాసౌష్ఠవ సూక్ష్మకణాలు వంటి ప్రాకల్పన పదార్థాలు ఉంటాయి. బార్యోన్ సంబంధ కృష్ణ పదార్థం మాదిరిగా కాకుండా, బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థం ప్రారంభ విశ్వంలో ములకాలు ఏర్పడటానికి దోహదపడలేదు ("మహా విస్ఫోటన కేంద్రక సంశ్లేషణ"), అందువలన దీని యొక్క ఉనికి కేవలం గురుత్వాకర్షణ ద్వారా మాత్రమే బయటపెట్టేందుకు వీలుంటుంది. అంతేకాకుండా, కృష్ణ పదార్థాన్ని సృష్టించిన సూక్ష్మకణాలు మహాసౌష్ఠవత కలిగివుంటే, అవి స్వీయ వినాశన సంకర్షణలు చెందుతాయి, తద్వారా ఫోటాన్‌లు మరియు న్యూట్రినోలు (వీటిని "పరోక్షంగా గుర్తించవచ్చు") వంటి గుర్తించదగిన ఉప-ఉత్పన్నాలు ఏర్పడతాయి.[4]

కృష్ణ పదార్థం సూక్ష్మకణాలతో సృష్టించబడిందని భావిస్తే, ఈ సూక్ష్మ కణాల ద్రవ్యరాశి ఆధారంగా బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థాన్ని మరియు/లేదా సూక్ష్మ కణాల విలక్షణ వేగ విక్షేపణను (ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి గల సూక్ష్మకణాలు తక్కువ వేగంతో కదులుతాయి కనుక) వర్గీకరించవచ్చు. బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థంపై మూడు ప్రధాన పరికల్పనలు ఉన్నాయి, వాటిని ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం (హాట్ బ్లాక్ మాటర్) (HDM), కవోష్ణ కృష్ణ పదార్థం (వార్మ్ బ్లాక్ మాటర్) (WDM), మరియు శీతల కృష్ణ పదార్థం (కోల్డ్ బ్లాక్ మాటర్) (CDM) అని పిలుస్తారు; వీటి యొక్క కొంత మేళనము కూడా సాధ్యపడుతుంది. విస్తృతంగా చర్చించబడుతున్న బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థ నమూనాలు శీతల కృష్ణ పదార్థ పరికల్పన ఆధారంగా ఉంటాయి, అత్యంత సాధారణ అనుబంధ సూక్ష్మకణంగా న్యూట్రాలినోను పరిగణిస్తున్నారు. ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం (భారీ) న్యూట్రినోలు కలిగివుండవచ్చు. శీతల కృష్ణ పదార్థం విశ్వంలో కిందినుంచి-పై వరకు వ్యవస్థ నిర్మాణానికి దారితీస్తుండగా, ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం పైనుంచి-కిందవైపు నిర్మాణ దృష్టాంతంలో దారి చూపుతుంది.[5]

విశ్వంలో కృష్ణ పదార్థం ఉందనే భావనలు మాదిరిగానే, దాని యొక్క ఉనికికి సంబంధించిన ప్రత్యక్ష సాక్ష్యం మరియు దాని యొక్క స్వభావానికి సంబంధించిన నిర్మాణాత్మక అవగాహన ఇప్పటికీ అంతుచిక్కడం లేదు. పరిశీలించిన గెలాక్సీల భ్రమణంలో వ్యత్యాసాలను వివరించేందుకు కృష్ణ పదార్థ సిద్ధాంతం ఇప్పటికీ విస్తృతంగా ఉపయోగించబడుతున్నప్పటికీ, మోడిఫైడ్ న్యూటానియన్ డైనమిక్స్ మరియు టెన్సోర్-వెక్టర్-స్కేలార్ గ్రావిటీ వంటి కొన్ని ప్రత్యామ్నాయ సిద్ధాంతాలు ప్రతిపాదించబడ్డాయి. అయితే ఈ ప్రత్యామ్నాయాల్లో ఏదీ శాస్త్రీయ సమాజంలో కృష్ణ పదార్థ సిద్ధాంతంతో సమానమైన మద్దతు పొందలేకపోయింది.

విషయ సూచిక

పరిశోధక ఆధారం[మార్చు]

కృష్ణ పదార్థం ఉనికికి ఆధారాన్ని మరియు దీని యొక్క ఊహను మొదటిసారి అందజేసిన వ్యక్తిగా కాలిఫోర్నియా ఇన్‌స్టిట్యూట్ ఆఫ్ టెక్నాలజీకి చెందిన స్విస్ ఖగోళభౌతిక శాస్త్రవేత్త ప్రిట్జ్ జ్విక్కీ గుర్తింపు పొందారు, 1933లో ఆయన కృష్ణ పదార్థం ఉనికిని ప్రతిపాదించారు.[6] ఆయన కోమా గెలాక్సీల సమూహానికి విరియల్ సిద్ధాంతాన్ని వర్తింపజేయడం ద్వారా, కనిపించని ద్రవ్యరాశి యొక్క ఆధారాన్ని సేకరించారు. జ్విక్కీ గెలాక్సీల చలనాల ఆధారంగా వాటి యొక్క కొన భాగం సమీపంలో సమూహం యొక్క మొత్తం ద్రవ్యరాశిని అంచనా వేశారు, తన అంచనా విలువను గెలాక్సీల సంఖ్య మరియు సమూహం యొక్క మొత్తం ప్రకాశం ఆధారంగా లెక్కించిన ఒక ద్రవ్యరాశి విలువతో పోల్చిచూశారు. తద్వారా ఆయన కనిపించేదాని కంటే సుమారుగా 400 రెట్లు ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్నట్లు అంచనా వేశారు. కక్ష్యల్లో సమూహంలో కనిపించే గెలాక్సీల యొక్క గురుత్వాకర్షణ బాగా వేగవంతమైన చాలా తక్కువగా ఉంటుందని, అందువలన ఏదో ఒక అదనపు శక్తి అవసరముందని తెలియజేశారు. దీనినే "కనిపించని ద్రవ్యరాశి సమస్య"గా గుర్తిస్తారు. ఈ నిర్ధారణల ఆధారంగా, విశ్వంలో ఏదో ఒక కనిపించని రూపంలోని పదార్థం ఉందని, ఈ పదార్థమే సమూహాన్ని కలిపి ఉంచేందుకు అవసరమైన ద్రవ్యరాశిని మరియు గురుత్వాకర్షణను అందజేస్తుందని జ్విక్కీ ఊహించారు.

గెలాక్సీల చలనాలపై జరిగిన అధ్యయనాల నుంచి కృష్ణ పదార్థానికి సంబంధించిన ఎక్కువ ఆధారాలు లభించాయి.[7] ఇవి ఎక్కువ భాగం ఏకరూపంలో ఉంటాయి, అందువలన విరియల్ సిద్ధాంతం ప్రకారం మొత్తం గతి శక్తి గెలాక్సీల యొక్క మొత్తం గురుత్వాకర్షణ శక్తిలో సగం ఉండాలి. అయితే, ప్రయోగాత్మకంగా, మొత్తం గతి శక్తి బాగా ఎక్కువగా ఉన్నట్లు గుర్తించారు: ముఖ్యంగా, గురుత్వ ద్రవ్యరాశి గెలాక్సీలో కనిపించే పదార్థం కారణభూతమని భావిస్తే, గెలాక్సీల కేంద్రానికి దూరంగా ఉన్న నక్షత్రాలు విరియల్ సిద్ధాంతం ద్వారా వేసిన అంచనాల కంటే అత్యధిక వేగాలు కలిగివున్నాయి. భ్రమణ వేగం మరియు గెలాక్సీ కేంద్రం నుంచి దూరం మధ్య నిష్పత్తిని విశదపరిచే గెలాక్సీ భ్రమణ వక్ర రేఖలను, కనిపించే పదార్థాన్ని మాత్రమే ఆధారంగా చేసుకొని వివరించలేకపోతున్నారు. సమూహంలో అతికొద్ది భాగం మాత్రమే కనిపించే పదార్థం ఉందని భావించడం ఒక్కటే దీనికి బాగా సబబైన సరైన పరిష్కార మార్గంగా గుర్తించారు. గెలాక్సీలు ఎక్కువగా కేంద్రం వద్ద ఒక పళ్లెంలో కేంద్రీకృతమైన కనిపించే పదార్థంతో కేంద్రంవైపుకు సాంద్రీకృతమైన కృష్ణ పదార్థపు అనిర్దిష్ట వర్తల సౌష్ఠవ కాంతి వలయాన్ని కలిగివున్నట్లు సంకేతాలు చూపిస్తున్నాయి. కృష్ణ పదార్థంపై అధ్యయనం జరిపేందుకు తక్కువ ఉపరితల ప్రకాశం కలిగిన (లో సర్‌ఫేస్ బ్రైట్‌నెస్) మరుగుజ్జు గెలాక్సీలు ముఖ్యమైన ఆధారాలుగా ఉన్నాయి, ఎందుకంటే అవి కృష్ణ పదార్థంతో పోలిస్తే అతి తక్కువ కనిపించే పదార్థాన్ని కలిగివున్నాయి మరియు వీటి కేంద్రం వద్ద కొన్ని ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలు ఉన్నాయి, ఇవి లేకుంటే కేంద్రానికి దూరంగా ఉన్న నక్షత్రాల యొక్క భ్రమణ వక్ర రేఖను పరిశీలించడం సాధ్యపడేది కాదు.

గెలాక్సీ సమూహాల యొక్క గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ పరిశీలనలు వెనుకవైపు గెలాక్సీల నుంచి వచ్చే కాంతిపై దీని యొక్క ప్రభావం ఆధారంగా గురుత్వ ద్రవ్యరాశిని నేరుగా అంచనా వేసేందుకు వీలు కల్పిస్తున్నాయి. అబెల్ 1689 వంటి సమూహాల్లో జరిపిన లెన్సింగ్ పరిశీలనలు సమూహాల కాంతి ఒక్కటే సూచించే ద్రవ్యరాశి కంటే గణనీయమైన స్థాయిలో మరింత ద్రవ్యరాశి ఉన్నట్లు ధ్రువీకరించాయి. లెన్సింగ్ ద్రవ్యరాశిలో ఎక్కువ భాగం X-కిరణ-ఉద్గారిత బార్యోనిక్ ద్రవ్యరాశి నుంచి వేరుచేయబడుతున్నట్లు బుల్లెట్ సమూహంలో జరిపిన లెన్సింగ్ అధ్యయనాలు చూపించాయి.

గెలాక్సీ భ్రమణ వక్ర రేఖలు[మార్చు]

ఒక విలక్షణ శంఖాకార నక్షత్ర మండలం యొక్క భ్రమణ వక్ర రేఖ: ఊహించినది (A) మరియు పరిశీలించినది (B).ఒక పెద్ద వ్యాసార్థానికి ఒక సమతల దృష్టి కలిగిన వేగ వక్రరేఖను కృష్ణ పదార్థం వివరించగలదు.

జ్విక్కీ ప్రాథమిక పరిశోధనలు తరువాత 40 ఏళ్లపాటు మరే ఇతర అధ్యయనాలు ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తి ఏకత్వం మినహా మరేమీ కాదని సూచించేందుకు ఆధారాలు చూపించలేకపోయాయి. తరువాత 1960వ దశకం మరియు 1970వ దశకం ప్రారంభంలో, కార్నెగీ ఇన్‌స్టిట్యూషన్ ఆఫ్ వాషింగ్టన్‌లోని టెరిస్ట్రియల్ మాగ్నటిజం విభాగానికి చెందిన యువ ఖగోళ శాస్త్రవేత్త వెరా రూబిన్ అప్పటివరకు ఎన్నడూ సాధ్యపడని విధంగా కచ్చితమైన స్థాయికి శంఖాకార గెలాక్సీలుపై సరిహద్దు వేగ వక్ర రేఖను కొలిచే కొత్త సున్నితమైన స్పెక్ట్రాగ్రాఫ్ ఆధారంగా తాను కనుగొన్న ఫలితాలను వెల్లడించారు.[8] సహచరుడు కెంట్ ఫోర్డ్‌తో కలిసి రూబిన్ 1975నాటి అమెరికన్ ఆస్ట్రోనామికల్ సొసైటీ సమావేశంలో శంఖాకార గెలాక్సీల కక్ష్యలో అత్యధిక నక్షత్రాలు సుమారుగా ఒకే వేగంతో ప్రయాణిస్తున్నాయని విస్మయపరిచే పరిశోధక ఫలితాన్ని ప్రకటించారు, దీనిని బట్టి తమ స్థానాలకు ఆవల కూడా ఎక్కువ భాగం నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశి సాంద్రతలు ఏకరీతిలో ఉంటాయని పరోక్షంగా సూచించారు (గెలాక్సీ గుబ్బ). 1980లో ఒక ప్రభావవంతమైన పత్రిక ఈ ఫలితాలను వెల్లడించింది.[9] న్యూటాన్ విశ్వవ్యాప్త గురుత్వ నియమం విశ్వవ్యాప్తంగా పనిచేయదని లేదా సంప్రదాయబద్ధంగా, 50%పైగా గెలాక్సీల ద్రవ్యరాశి కృష్ణ గెలాక్సీ కాంతి వలయంలో ఉందని ఈ ఫలితాలు సూచించాయి. అనుమానాల నేపథ్యంలో, రూబిన్ తన పరిశోధనలు వాస్తవమేనని ఉద్ఘాటించారు. చివరకు ఇతర ఖగోళ శాస్త్రజ్ఞులు కూడా ఆమె ఫలితాలను బలపరచడం మొదలుపెట్టారు, తరువాత తక్కువ కాలంలోనే గెలాక్సీలపై వాస్తవానికి "కృష్ణ పదార్థం" ఆధిపత్యం చెలాయిస్తుందనే విషయం బాగా ప్రాచుర్యం పొందింది:

  • లో సర్‌ఫేస్ బ్రైట్‌నెస్ (LSB) గెలాక్సీలు (నక్షత్ర మండలాలు).[10] పరిశీలించిన నక్షత్రాలు భ్రమణ వక్ర రేఖలకు అతికొద్ది సహకారం మాత్రమే అందించడంతో, బహుశా LSBల్లో అన్నిచోట్లా కృష్ణ పదార్థం ఆధిపత్యం చెలాయిస్తుందని భావిస్తున్నారు. ఇటువంటి ఒక లక్షణం ఎంతో ముఖ్యమైనది, ఎందుకంటే భ్రమణ వక్ర రేఖలకు కృష్ణ మరియు కనిపించే పదార్థ దోహదాల విక్షేపన మరియు విడదీయడానికి సంబంధించిన సమస్యలను తప్పించుకునేందుకు ఇది వీలు కల్పిస్తుంది.[5]
  • శంఖాకార గెలాక్సీలు.[11] తక్కువ మరియు అధిక ఉపరితల ప్రకాశం కలిగిన రెండు రకాల గెలాక్సీల భ్రమణ వక్రరేఖలు ఒక విశ్వ సాంద్రత విశ్లేషణను సూచిస్తాయి, దీనిని ఒక ఘాతీయ పలచని నక్షత్ర పళ్లెం మరియు వ్యాసార్థం r0, సాంద్రత ρ0 కలిగిన చదునైన కేంద్రంతో ఒక గోళాకార కృష్ణ పదార్థ కాంతి వలయం మొత్తంగా వ్యక్తీకరించవచ్చు = 4.5 × 10−2(r0/kpc)−2/3Mpc−3 (ఇక్కడ, M సౌర ద్రవ్యరాశిని సూచిస్తుంది, 2 × 1030 kg).
  • దీర్ఘవృత్తాకార గెలాక్సీలు. కొన్ని దీర్ఘవృత్తాకర గెలాక్సీలు బలమైన గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ ద్వారా కృష్ణ పదార్థానికి ఆధారాన్ని చూపిస్తున్నాయి,[12] విస్తృతమైన వేడి వాయువు వాతావరణాల ఉనికిని X-కిరణ ఆధారం సూచిస్తోంది,

వియుక్త దీర్ఘవృత్త గెలాక్సీల కృష్ణ కాంతి వలయాలు ఇటువంటి వాతావరణాలతో నిండివున్నాయి, వీటి యొక్క ద్రవస్థితిక మద్దతు కృష్ణ పదార్థానికి ఆధారాన్ని అందజేస్తుంది. ఇతర దీర్ఘవృత్త గెలాక్సీలు వాటి యొక్క అంచు భాగాల్లో తక్కవ వేగాలు కలిగివున్నాయి (ఉదాహరణకు గ్రహరూప నీహారిక) మరియు కృష్ణ పదార్థ కాంతి వలయాలు కలిగిలేని కారణంగా వీటిని వివరించారు.[5] అయితే మొదటి దగ్గరి ప్రయాణం మరియు బయటకు వెళ్లే ప్రక్షేప మార్గాలు ఉండటం ద్వారా తమ యొక్క వాస్తవ గెలాక్సీలు నుంచి నక్షత్రాలు అటుపోటు శక్తుల కారణంగా వేరుచేయబడ్డాయని పళ్లెం-గెలాక్సీ విలీనాల అనుకరణలు సూచించాయి, అంతేకాకుండా ఇవి ఒక DM కాంతి వలయంలోని తక్కువ వేగాలను వివరించాయి.[13] ఈ పరిస్థితిని వివరించేందుకు మరింత పరిశోధన జరగాల్సిన అవసరం ఉంది.

పరిశోధనల ద్వారా ఊహిస్తున్న కాంతి వలయాల కంటే అనుకరణ చేసిన DM కాంతి వలయాలు అధిక కోణీయ సాంద్రత కలిగిన అర్ధ ముఖాలు (ఇవి కేంద్ర అంచులు కలిగివున్నాయి) కలిగివున్నాయి, 2008 వరకు గెలాక్సీల అతి కనిష్ఠ స్థాయి వద్ద కృష్ణ పదార్థాన్ని కలిగివున్న విశ్వోద్భవ నమూనాలకు ఒక సమస్యగా ఉంది.[5] దృఢ నిశ్చయానికి ఇదొక్కటే సమస్యగా ఉంది: నక్షత్రాలు-సృష్టించబడే ప్రాంతాలు పరిష్కరించేందుకు మరియు పెద్ద కృష్ణ పదార్థపు అంచులతో నమూనా రూపకల్పన చేసేందుకు చాలా చిన్నవిగా ఉన్నాయి, వాయువు బయటకు వెళ్లడం ద్వారా కృష్ణ పదార్థం యొక్క పంపిణీని ఈ ప్రాంతాలు మార్చే అవకాశం ఉంది. ఒక మరగుజ్జు గెలాక్సీ యొక్క ఇటీవలి అనుకరణ[14] నక్షత్రాలు-సృష్టించబడే ప్రాంతాలను పరిష్కరించింది, ఇది బృహన్నవ్యతార నుంచి బలమైన ప్రవాహాలు తక్కువ-కోణీయ-ద్రవ్యవేగ వాయువును తొలగించినట్లు సూచించింది, ఇది ఒక గెలాక్సీ గుబ్బ సృష్టిని అణిచివేయడంతోపాటు, కృష్ణ పదార్థ సాంద్రతను కేంద్ర కిలోపార్సెక్‌లో ఉండేదానితో పోలిస్తే సుమారుగా సగానికి తగ్గించింది. ఈ అనుకరణ అంచనాలు వాస్తవ మరగుజ్జు గెలాక్సీల పరిశోధనల్లో వచ్చిన ఫలితాలకు దాదాపుగా సరిపోలాయి. భారీ స్థాయి గెలాక్సీల సమూహాల వద్ద మరియు వాటిపైన లేదా గెలాక్సీల కాంతి వలయాల బాహ్య ప్రాంతాల్లో ఎటువంటి వ్యత్యాసాలు లేవు.

గెలాక్సీల మాదిరిగా కనిపించే ఈ గెలాక్సీల DM కాంతి వలయాల యొక్క సాధారణ చిత్ర ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తుల మినహాయింపులు నక్షత్రాల నిష్పత్తులకు దగ్గరగా ఉన్నాయి.[ఉల్లేఖన అవసరం] దీని తరువాత, విశ్వంలోని వివిధ భాగాల్లో కృష్ణ పదార్థం ఉనికిని సూచించేందుకు అనేక పరిశోధనలు నిర్వహించబడ్డాయి.[ఉల్లేఖన అవసరం] శంఖాకార గెలాక్సీలకు సంబంధించి రూబిన్ కనుగొన్న ఫలితాలు మరియు గెలాక్సీల సమూహాలపై జ్విక్కీ చేసిన పరిశోధనలను కలిపి కృష్ణ పదార్థం కోసం పరిశోధక ఆధారాన్ని కొన్ని దశాబ్దాల నుంచి ఈరోజు వరకు సేకరిస్తూనే ఉన్నారు, ప్రస్తుతం అనేక మంది ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులు దీని యొక్క ఉనికిని అంగీకరిస్తున్నారు. ఏకీకరణ అంశంగా, గెలాక్సీల పరిమాణ క్రమంపై వ్యవస్థల విశ్లేషణలో కృష్ణ పదార్థాన్ని ఒక అత్యంత ప్రాధాన్యత కలిగిన అంశంగా పరిగణిస్తున్నారు.

గెలాక్సీల వేగ విక్షేపణలు[మార్చు]

వేగ విక్షేపణ σ అనేది ఒక సమూహంలోని వస్తువుల వేగాల పరిధిలో సగటు వేగం, ఖగోళశాస్త్రంలో అయితే ఒక గెలాక్సీలోని నక్షత్ర సమూహ వేగాల పరిధిలో సగటు వేగం.

రూబిన్ యొక్క అధ్భుతమైన పరిశోధనలు కాలపరీక్షకు ఎదురు నిలిచాయి. శంఖాకార గెలాక్సీల్లో వేగ వక్ర రేఖల కొలతలు కనుగొన్న తరువాత కొద్ది కాలంలోనే దీర్ఘవృత్తాకార గెలాక్సీల వేగ విక్షేపణలు తెలుసుకున్నారు.[15] కొన్నిసార్లు ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తులు తక్కువగా కనిపించినప్పటికీ, దీర్ఘవృత్తాకార గెలాక్సీల యొక్క కొలతలు ఇప్పటికీ అధిక స్థాయిలో కృష్ణ పదార్థం ఉన్నట్లు సూచిస్తున్నాయి. ఇదే విధంగా, గెలాక్సీల అంచుల వద్ద గుర్తించిన వ్యాప్తి చెందే నక్షత్ర వాయువు కొలతలు కనపించే హద్దులకు బయటవైపు కూడా కృష్ణ పదార్థ పంపిణీ జరిగివుందని గుర్తించడమే కాకుండా, గెలాక్సీలు తమ యొక్క కనిపించే వ్యాసార్థానికి పదిరెట్లు ఎక్కువ విరియలేజేషన్ చెందుతున్నట్లు గమనించారు (అంటే అంచనా వేసిన సాధారణ సాపేక్షత యొక్క కక్ష్యా వేగాలకు అనురూపమైన వేగాలతో అవి గురుత్వాకర్షణకు లొంగిపోతున్నాయి).[ఉల్లేఖన అవసరం] ఇది కృష్ణ పదార్థం యొక్క పరిమాణానికి సంబంధించిన అంచనాలను భారీగా పెంచేందుకు దోహదపడింది, ఆకర్షింపపడే పదార్థం యొక్క మొత్తం పరిమాణం రూబిన్ 50% ఉంటుందని అంచనా వేయగా, ప్రస్తుతం దీని పరిమాణం సుమారుగా 95% ఉంటుందని అంగీకరిస్తున్నారు.

కృష్ణ పదార్థం కనిష్ఠ స్థాయిలో లేదా పూర్తిగా లేకుండా ఉండే ప్రదేశాలు కూడా విశ్వంలో ఉన్నాయి. గోళాకార సమూహాలు తక్కువ కృష్ణ పదార్థాన్ని కలిగివున్న ఆధారాలు చూపిస్తున్నాయి,[16] అయితే గెలాక్సీలతో వాటి యొక్క కక్ష్యా సంకర్షణలు మాత్రం గెలాక్సీ కృష్ణ పదార్థం యొక్క ఆధారాన్ని చూపిస్తాయి.[ఉల్లేఖన అవసరం] అదే సమయంలో, నక్షత్రాల యొక్క వేగాల కొలతలు పాలపుంత గెలాక్సీ పళ్లెంలో కృష్ణ పదార్థ ఉనికి ఉన్నట్లు సూచించాయి, అయితే ఇప్పుడు బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం గెలాక్సీ పళ్లెంలో అధిక స్థాయిలో ఉండటం (ముఖ్యంగా నక్షత్ర యానకంలో) ఈ చలనానికి కారణమని భావిస్తున్నారు. గెలాక్సీ ద్రవ్యరాశి అర్ధముఖాలు చూసేందుకు కాంతి అర్థముఖాలతో చాలా భిన్నంగా ఉంటాయని భావిస్తున్నారు. కృష్ణ పదార్థ గెలాక్సీల యొక్క విలక్షణ నమూనా విరియలైజేషన్ చెందిన కాంతి వలయాల్లో ఒక సుగమ, గోళాకార పంపిణీని కలిగివుంటుంది. ఇది చిన్న-స్థాయి (నక్షత్ర) పరిణామశీల ప్రభావాలను తప్పించేందుకు దోహదపడుతుండువచ్చు. జనవరి 2006లో యూనివర్శిటీ ఆఫ్ మస్సాచుసెట్స్, అంహెరస్ట్ వెల్లడించిన ఇటీవలి పరిశోధన ఫలితాలు పెద్ద మరియు చిన్న మాగెలానిక్ మేఘాలు యొక్క సంకర్షణల ద్వారా పాలపుంత పళ్లెంలో ఇంతకుముందు వరకు అంతుచిక్కని చిక్కుముడిని వివరిస్తున్నాయి, అంతేకాకుండా కృష్ణ పదార్థాన్ని పరిగణలోకి తీసుకొని పాలపుంత ద్రవ్యరాశి 20 రెట్లు ఎక్కువగా ఉంటుందని అంచనా వేశాయి.[17]

2005లో, కార్డిఫ్ విశ్వవిద్యాలయంలోని ఖగోళ శాస్త్రజ్ఞులు దాదాపుగా పూర్తిగా కృష్ణ పదార్థంతో సృష్టించబడిన ఒక గెలాక్సీని కనిపెట్టారు, ఇది కన్యారాశి సమూహానికి 50 మిలియన్ కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది, దీనికి VIRGOHI21 అనే పేరు పెట్టారు.[18] అసాధారణంగా, VIRGOHI21లో ఎటువంటి కనిపంచే నక్షత్రాలు ఉండవు: దీనిని హైడ్రోజన్ యొక్క రేడియో ప్రీక్వెన్సీ పరిశీలన ద్వారా చూడవచ్చు. భ్రమణాల ఆధారంగా, శాస్త్రవేత్తలు ఈ వస్తువు హైడ్రోజన్ కంటే సుమారుగా 1000 రెట్లు ఎక్కువ కృష్ణ పదార్థాన్ని కలిగివున్నట్లు, దీని యొక్క మొత్తం ద్రవ్యరాశి మనం నివసిస్తున్న పాలపుంత గెలాక్సీ (పాలపుంత నక్షత్ర మండలం)లో 1/10వ వంతు ఉంటుందని అంచనా వేశారు. మన పాలపుంతలో సాధారణ పదార్థం కంటే సుమారుగా 10 రెట్లు ఎక్కువ కృష్ణ పదార్థం ఉంటుందని భావిస్తున్నారు. మహా విస్ఫోటనం మరియు వ్యవస్థ నిర్మాణ నమూనాలు విశ్వంలో ఇటువంటి కృష్ణ గెలాక్సీలు చాలా సాధారణమని సూచిస్తున్నాయి[ఉల్లేఖన అవసరం], అయితే ఇంతకుముందు వరకు పూర్తిస్థాయిలో కృష్ణ పదార్థం కలిగిన గెలాక్సీలను గుర్తించలేదు. పూర్తిగా కృష్ణ పదార్థంతో నిండిన గెలాక్సీ ఉనికి నిర్ధారించబడితే, ఇది గెలాక్సీ సృష్టి సిద్ధాంతానికి బలమైన ఆధారాన్ని అందజేయడంతోపాటు, కృష్ణ పదార్థానికి ప్రత్యామ్నాయ వివరణలకు సంబంధించిన సమస్యలను ముందుంచుతుంది.

NGC 3379 వంటి కొన్ని గెలాక్సీల వేగ సరళులు తమలో కృష్ణ పదార్థంలేని విషయాన్ని సూచిస్తున్నాయి.[19] గెలాక్సీ సృష్టికి సంబంధించిన కృష్ణ పదార్థ సిద్ధాంతం చేత అంచనా వేయబడిన వాటి కంటే 10 నుంచి 100 రెట్లు ఎక్కువ చిన్న గెలాక్సీలు ఉన్నాయనేందుకు కూడా ఆధారాలు ఉన్నాయి.[20][21] దీనిని మరగుజ్జు గెలాక్సీ సమస్యగా గుర్తిస్తారు.

గెలాక్సీ సమూహాలు మరియు గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్[మార్చు]

అబెల్ 1689లో హబుల్ అంతరిక్ష టెలీస్కోప్ చేత పరిశీలించబడిన బలమైన గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ కృష్ణ పదార్థం ఉనికిని సూచిస్తుంది-లెన్సింగ్ చాపాలను చూసేందుకు చిత్రాన్ని పెద్దది చేసి చూడండి.

సుదూరంలో ఉన్న, ప్రకాశవంతమైన ఆధారం (క్వేజార్ (తేజో గోళం) వంటి) నుంచి వచ్చే కాంతి పరిశీలకుడు మరియు ఆధార వస్తువు మధ్య ఉండే ఒక భారీ వస్తువు (ఒక గెలాక్సీ సమూహం వంటి) చుట్టూ "వంగిపోయినప్పుడు" గ్రావిటేషనల్ లెన్స్ ఏర్పడుతుంది. ఈ ప్రక్రియను గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్‌ గా గుర్తిస్తారు.

కృష్ణ పదార్థం గెలాక్సీ సమూహాలను కూడా ప్రభావితం చేస్తుంది. ఉష్ణ సమూహాంతర వాయువు యొక్క X-కిరణ కొలతలు పెద్ద సమూహాలకు జ్విక్కీ కనుగొన్న ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తి 10:1కి దాదాపుగా దగ్గరగా ఉంటాయి. చంద్రా X-రే అబ్జర్వేటరీ యొక్క అనేక పరిశోధనలు స్వతంత్రంగా సమూహాల ద్రవ్యరాశిని గుర్తించేందుకు ఈ పద్ధతిని ఉపయోగించాయి.[22]

అబెల్ 2029 గెలాక్సీ సమూహం ఉష్ణ వాయు మేఘంలో చుట్టుకొని ఉన్న వేలాది గెలాక్సీలను కలిగివుంది, దీనిలో ఉండే కృష్ణ పదార్థ పరిమాణం సుమారుగా సూర్యుడి వంటి 1014 నక్షత్రాలకు సమానంగా ఉంటుందని అంచనా వేశారు. ఈ సమూహం కేంద్రం వద్ద ఒక భారీ, దీర్ఘవృత్తాకార గెలాక్సీ ఉంది, ఇది అనేక చిన్న గెలాక్సీలు విలీనం నుంచి ఏర్పడినట్లు భావిస్తున్నారు.[23] గెలాక్సీ సమూహాల్లో కొలిచిన గెలాక్సీల కక్ష్యా వేగాలు కృష్ణ పదార్థ పరిశీలనలకు అనుగుణంగా ఉన్నట్లు గుర్తించారు.

భవిష్యత్ కృష్ణ పదార్థ పరిశోధనలకు మరో ముఖ్యమైన సాధనం ఏమిటంటే గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్. గతిశాస్త్రంపై ఆధారపడిలేని ద్రవ్యరాశులను అంచనా వేసేందుకు లెన్సింగ్ సాధారణ సాపేక్షత ప్రభావాలపై ఆధారపడుతుంది, అందువలన లెన్సింగ్ కృష్ణ పదార్థం యొక్క పూర్తి స్వతంత్ర కొలతలను అందించేందుకు ఉపయోగపడుతుంది. బలమైన లెన్సింగ్, అంటే ఒక గ్రావిటేషనల్ లెన్స్ గుండా కాంతి ప్రయాణించినప్పుడు నేపథ్య గెలాక్సీలు చాపాలుగా వక్రీకరణ చెందడాన్ని అబెల్ 1689 (కుడివైపు చిత్రంలో ఉన్న నక్షత్ర మండల సమూహం) వంటి కొన్ని సదూర సమూహాల చుట్టూ గుర్తించారు.[24] వక్రీకరణ క్షేత్రాన్ని కొలవడం ద్వారా, సమూహ ద్రవ్యరాశి వలన ఏర్పడే అసాధారణ దృశ్యములను గుర్తించవచ్చు. డజన్లకొద్ది సందర్భాల్లో దీనిని అమలు చేయడం ద్వారా, సమూహాల యొక్క పరిణామశీల కృష్ణ పదార్థ కొలతలకు అనుగుణ్యమైన ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తులను సేకరించారు.[ఉల్లేఖన అవసరం]

గత 10 సంవత్సరాలుగా వీక్ గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ అని పిలిచే ఒక విధానం అభివృద్ధి చేయబడింది, ముందువైపు వస్తువులు ఉన్న కారణంగా గణాంక విశ్లేషణ ద్వారా ఈ విధానం అనేక గెలాక్సీ అధ్యయనాల్లో గెలాక్సీల నిమిష వక్రీకరణలపై దృష్టి పెడుతుంది. పక్కనున్న నేపథ్య గెలాక్సీల యొక్క స్పష్టమైన విరూపణాన్ని పరిశీలించడం ద్వారా, ఖగోళభౌతిక శాస్త్రవేత్తలు గణాంక సగటులతో కృష్ణ పదార్థపు సగటు పంపిణీని గుర్తించగలిగారు, ఇతర భారీ-స్థాయి వ్యవస్థ కొలతలు చేత అంచనా వేసిన కృష్ణ పదార్థపు సాంద్రతలకు అనుగుణ్యమైన ద్రవ్యరాశి-కాంతి నిష్పత్తులను గుర్తించారు.[25] ఇతర కృష్ణ పదార్థ కొలతలతో రెండు గ్రావిటేషనల్ లెన్స్ పద్ధతుల అనుగుణ్యత, విశ్వ నిర్మాణంలో కృష్ణ పదార్థం ప్రధాన భాగంగా ఉందని దాదాపుగా అందరు ఖగోళభౌతిక శాస్త్రవేత్తలు అంగీకరించేందుకు కారణమైంది.

బుల్లెట్ సమూహంగా తెలిసిన ఒక వ్యవస్థను ఈ రోజు వరకు కృష్ణ పదార్థం యొక్క ప్రత్యక్ష పరిశోధక ఆధారంగా చెప్పవచ్చు. విశ్వంలోని అనేక ప్రాంతాల్లో, కృష్ణ పదార్థం మరియు కనిపించే పదార్థం కలిసి ఉన్నట్లు గుర్తించారు,[26] ఎందుకంటే వీటి పరస్పర గురుత్వాకర్షణ శక్తి ఈ భావనకు బలం చేకూరుస్తుంది. బుల్లెట్ సమూహంలో, రెండు గెలాక్సీ సమూహాలు ఢీకొనడం కృష్ణ పదార్థం మరియు బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం వేరుపడటానికి కారణమైనట్లు కనిపిస్తుంది. వ్యవస్థలో ఎక్కువ భాగం బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం (107– 108 కెల్విన్[27] వాయువు, లేదా ప్లాస్మా రూపంలోని) వ్యవస్థ కేంద్ర వద్ద సాంద్రీకృతమై ఉన్నట్లు X-కిరణ పరిశోధనలు చూపిస్తున్నాయి. ప్రయాణిస్తున్న వాయు కణాల మధ్య విద్యుదయస్కాంత సంకర్షణలు వాటి వేగం మందగించేందుకు మరియు అవి ప్రభావ బిందువు వద్ద స్థిరపడేందుకు కారణమయ్యాయి. అయితే, ఇదే వ్యవస్థపై జరిపిన వీక్ గురుత్వాకరణ లెన్సింగ్ పరిశోధనలు బార్యోన్ సంబంధ వాయువు ఉన్న కేంద్ర ప్రాంతం బయట అధిక భాగం ద్రవ్యరాశి ఉన్నట్లు చూపించాయి. విద్యుదయస్కాంత శక్తుల చేత కృష్ణ పదార్థం సంకర్షణ చెందదు కనుక, దీనిని X-కిరణ దృగ్గోచర వాయువు మాదిరిగా దీని వేగం మందగించి ఉండదు, అందువలన రెండు సమూహాల యొక్క కృష్ణ పదార్థ భాగాలు పెద్దగా మందగమనం లేకుండా ఒకదానిలో ఒకటి ప్రయాణిస్తాయి. ఇది విచ్ఛిన్నానికి కారణమైంది. గెలాక్సీ భ్రమణ రేఖలు మాదిరిగా కాకుండా, ఈ ఆధారం న్యూటన్ విశ్వవ్యాప్త గురుత్వ నియమ పరిధిలో కృష్ణ పదార్థం ఉండదని సూచించింది, అందువలన కృష్ణ పదార్థం ఉందనేందుకు ఇది ప్రత్యక్ష సాక్ష్యంగా పరిగణించబడుతుంది.[27]

విశ్వ సూక్ష్మతరంగ నేపథ్యం[మార్చు]

విశ్వ సూక్ష్మ తరంగ నేపథ్య (కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్- CMB) వికిరణాన్ని 1964లో కనిపెట్టడం మరియు నిర్ధారించడం జరిగింది[28] ఇది మహా విస్ఫోటనం విశ్వం యొక్క మూలం మరియు పరిణామానికి అత్యుత్తమ సిద్ధాంతమనే భావనను స్థిరపరిచింది. తరువాత నుంచి, CMB యొక్క అనేక తదుపరి కొలతలు కూడా ఈ సిద్ధాంతానికి మద్దతు ఇవ్వడంతోపాటు, దానిని ముందుకు తీసుకొచ్చాయి, వీటిలో ప్రముఖమైనది NASA కాస్మిక్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్ ఎక్స్‌ప్లోరర్ (COBE). COBE 2.726 Kతో ఒక అవశేష ఉష్ణోగ్రతను గుర్తించింది, 1992లో 105లో ఒక భాగ స్థాయి వద్ద CMBలో తొలిసారి హెచ్చుతగ్గులను (విషమ దిశాత్మకతలు) కనిపెట్టింది.[29] తరువాతి దశాబ్ద కాలంలో, CMB విషమ దిశాత్మకతలను పెద్ద సంఖ్యలో నిర్వహించిన భూమి-ఆధారిత మరియు బెలూన్ ప్రయోగాల్లో మరింత పరిశోధించారు. COBE వద్ద తగిన సమాధానం లేని, విషమ దిశాత్మకతల శక్తి వర్ణపట తొలి ధ్వని సంబంధ గరిష్ఠ విలువ యొక్క కోణీయ స్థాయిని కొలవడం ఈ ప్రయోగాల యొక్క ప్రాథమిక లక్ష్యంగా ఉంది. 2000-2001లో, అనేక ప్రయోగాలు, ముఖ్యంగా BOOMERanG[30] విషమ దిశాత్మకతల యొక్క విలక్షణ కోణీయ పరిమాణాన్ని (ఆకాశం పరిమాణం) కొలవడం ద్వారా విశ్వం దాదాపుగా సమతలమై ఉంటుందని గుర్తించాయి. 1990వ దశకం సందర్భంగా, గ్రాహకత్వాన్ని పెంచడం ద్వారా మొదటి గరిష్ఠ విలువను కొలిచారు, 2000నాటికి BOOMERanG ప్రయోగం సుమారుగా ఒక డిగ్రీ స్థాయిల వద్ద అత్యధిక శక్తి హెచ్చుతగ్గులు ఏర్పడుతున్నాయని గుర్తించింది. విశ్వ వ్యవస్థ నిర్మాణానికి విశ్వ తంతులు ప్రధాన సిద్ధాంతం కాదని ఈ కొలతలు తోసిపుచ్చాయి, విశ్వ పొంగును సరైన సిద్ధాంతంగా సూచించాయి.

వెరీ స్మాల్ అర్రే, డిగ్రీ యాంగ్యులార్ స్కేల్ ఇంటర్‌ఫెరోమీటర్ (DASI) మరియు కాస్మిక్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్ ఇమేజర్ (CBI)సహా అనేక భూమిపై ఉన్న ఇంటర్‌ఫెరోమీటర్‌లు తరువాతి మూడు సంవత్సరాలపాటు అత్యధిక కచ్చితత్వంతో హెచ్చుతగ్గుల కొలతలను అందజేశాయి. CMB ధ్రువణం యొక్క తొలి శోధనను DASI అందజేసింది[31] [32] మరియు CBI తొలి E-మోడ్ (శైలి) ధ్రువణ వర్ణపటాన్ని అందజేయడంతోపాటు, దీనికి T-మోడ్ వర్ణపటంతో పొంతన లేదనేందుకు తగిన ఆధారాన్ని ఇచ్చింది.[33] COBE తరువాత వచ్చిన, విల్కిన్సన్ మైక్రోవేవ్ ఎనిసోట్రోఫీ ప్రోబ్ (WMAP) అందజేసిన CMBలో విషమ దిశాత్మకతల యొక్క (భారీ-స్థాయి) కొలతలు 2009 వరకు అత్యంత-వివరణాత్మక కొలతలుగా పరిగణించబడుతున్నాయి.[34] విశ్వశాస్త్ర ప్రస్తుత ప్రామాణిక నమూనాను ఏర్పాటు చేయడంలో WMAP యొక్క కొలతలు కీలక పాత్ర పోషించాయి, ఈ నమూనాకు లాంబ్డా-CDM మోడల్ అనే పేరు పెట్టారు, కృష్ణ శక్తి ఈ సమతల విశ్వంపై ఆధిపత్యం చెలాయిస్తుందని పరిగణిస్తున్నారు. గాసియన్, స్థిరోష్ణ, ప్రమాణ స్థిరరాశి ప్రక్రియ చేత సృష్టించబడిన సాంద్రత హెచ్చుతగ్గులతో కృష్ణ పదార్థం మరియు అణువులతో కృష్ణ శక్తి జోడించబడింది. ఈ విశ్వం యొక్క ప్రాథమిక లక్షణాలను ఐదు సంఖ్యలతో గుర్తించవచ్చు: పదార్థ సాంద్రత, అణువుల సాంద్రత, విశ్వం వయస్సు (లేదా ఈ రోజు సమానమైన, హబుల్ స్థిరాంకం ), ప్రాథమిక హెచ్చుతగ్గుల వ్యాప్తి మరియు వాటి ప్రమాణ పరతంత్రత. ఈ నమూనాకు ఒక విశ్వ పొంగు కాలం కూడా అవసరమవుతుంది. WMAP సమాచారం వాస్తవానికి అనేక సంక్లిష్ట విశ్వ పొంగు నమూనాలను తోసిపుచ్చింది, అయితే ఇది లాంబ్డా-CDMలో ఒకదానికి, మరికొన్నింటికి మద్దతు ఇస్తుంది.

సారాంశంలో, విజయవంతమైన మహా విస్ఫోటన విశ్వశాస్త్ర సిద్ధాంతం తప్పనిసరిగా అన్ని అందుబాటులో ఉన్న ఖగోళ పరిశోధనలతో (దీనిని సామరస్య నమూనాగా గుర్తిస్తారు), ముఖ్యంగా CMBతో సరిపోవాలి. విశ్వశాస్త్రంలో CMBని మహా విస్ఫోటనం నుంచి అవశేష వికిరణంగా వివరిస్తారు, మొదట ఇది వేలాది డిగ్రీల కెల్విన్ వద్ద ఉండేది, అయితే గత పదమూడు బిలియన్ సంవత్సరాలుగా విశ్వం యొక్క విస్తరణ చేత రెడ్ షిఫ్ట్ సూక్ష్మతరంగ రూపంలోకి మారింది. CMBలో విషమ దిశాత్మకతలను ఫోటాన్-బార్యోన్ ప్లాస్మాలో ధ్వని సంబంధ డోలనాలుగా వివరిస్తారు (మహా విస్ఫోటనం తరువాత 379,000 సంవత్సరాల వద్ద బార్యోన్ల నుంచి ఫోటాన్లు విడిపోయిన తరువాత CMB ఉద్గారానికి ముందు), గురుత్వాకర్షణను ఈ ప్లాస్మా యొక్క పునరుద్ధరణ శక్తిగా చెప్పవచ్చు.[35] సాధారణ బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం వికిరణంతో బలంగా సంకర్షణ చెందుతుంది, నిర్వచనం ప్రకారం, కృష్ణ పదార్థం సంకర్షణ చెందదు - అయితే ఈ రెండు పదార్థాలు గురుత్వాకర్షణ చేత డోలనాలను ప్రభావితం చేస్తాయి - అందువలన రెండు రకాల పదార్థాలు వేర్వేరు ప్రభావాలు కలిగివుంటాయి. CMB విషమ దిశాత్మకతల యొక్క శక్తి వర్ణపటం ఒక భారీ ప్రధాన గరిష్ఠ స్థాయి మరియు చిన్న అనుక్రమ గరిష్ఠ స్థాయిలను చూపిస్తుంది, 2009నాటికి ఇవి మూడో గరిష్ఠ స్థాయికి వివరించబడ్డాయి.ఉదాహరణ[34]. ప్రధాన గరిష్ఠ స్థాయి ఎక్కువగా బార్యోన్ సంబంధ పదార్థానికి సంబంధించిన విషయాలను వివరిస్తుంది, మూడో గరిష్ఠ స్థాయి ఎక్కువగా కృష్ణ పదార్థ సాంద్రత గురించి తెలియజేస్తుంది (కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్ రేడియేషన్#ప్రాథమిక విషమదిశాత్మకత).

ఆకాశ అధ్యయనాలు మరియు బార్యోన్ ధ్వని సంబంధ డోలనాలు[మార్చు]

ప్రారంభ విశ్వంలో ధ్వని సంబంధ డోలనాలు (ముందు భాగాన్ని చూడండి) బార్యోన్ ఎకౌస్టిక్ ఆసిలేషన్ (BAO) సమూహీకరణ చేత కనిపించే పదార్థంలో వాటి యొక్క ముద్ర వేశాయి, స్లోవాన్ డిజిటల్ స్కై సర్వే మరియు 2dF గెలాక్సీ రెడ్‌షిఫ్ట్ సర్వే వంటి ఆకాశ అధ్యయనాలతో వీటిని కొలిచేందుకు వీలుంది.[36] WMAP వ్యోమనౌక నుంచి గుర్తించే CMB ప్రమాణాలతో ఈ ప్రమాణాలు అనుగుణ్యత కలిగివుంటాయి మరియు లాంబ్డా CDM నమూనాను మరియు కృష్ణ పదార్థాన్ని ఇవి మరింత లొంగదీస్తాయి. CMB సమాచారం మరియు BAO సమాచారం చాలా వైవిధ్యభరిత దూర ప్రమాణాల వద్ద ధ్వని సంబంధ డోలనాలను కొలుస్తాయి.[35]

టైప్ లా సూపర్‌నోవా దూర కొలతలు[మార్చు]

టైప్ లా సూపర్‌నోవాను అదనపుగెలాక్సీ దురాలను కొలిచేందుకు "ప్రామాణిక కొవ్వొత్తులు"గా ఉపయోగించవచ్చు మరియు బృహన్నవ్యతార యొక్క విస్తృతమైన సమాచార సమితులను విశ్వ నమూనాలకు హద్దులు నిర్ణయించేందుకు ఉపయోగించవచ్చు.[37] వారు లాంబ్డా CDM విశ్వానికి, అంటే సమతల విశ్వానికి కృష్ణ పదార్థ సాంద్రతను ΩΛ= ~0.713గా, మరియు ఒక సారాంశ నమూనాకు పరామితి wగా గుర్తించగలిగారు. మరోసారి, సేకరించిన విలువలు WMAP పరిశోధనల నుంచి గుర్తించిన విలువలతో సుమారుగా సరిపోయాయి, ఇది లాంబ్డా CDM నమూనాను మరియు (పరోక్షంగా) కృష్ణ పదార్థాన్ని మరింత లొంగదీసుతుంది.[35]

లైమాన్ ఆల్ఫా ఫారెస్ట్[మార్చు]

ఆస్ట్రోనామికల్ స్పెక్ట్రోస్కోపీలో, లైమాన్ ఆల్ఫా ఫారెస్ట్‌ను సుదూర గెలాక్సీలు మరియు తేజో గోళాల వర్ణపటంలో తటస్థ హైడ్రోజన్ యొక్క లైమాన్ ఆల్ఫా బదిలీ నుంచి ఉద్భవించే గ్రాహక రేఖల మొత్తంగా చెప్పవచ్చు. లైమాన్ ఆల్ఫా యొక్క పరిశోధనలను కూడా విశ్వ నమూనాలకు పరిమితి విధించేందుకు ఉపయోగించవచ్చు.[38] ఈ నిరోధకాలు కూడా మరోసారి WMAP సమాచారం నుంచి సేకరించినవాటితో సరిపోలాయి.

వ్యవస్థ నిర్మాణం[మార్చు]

కృష్ణ పదార్థం యొక్క భారీ-స్థాయి పంపిణీ యొక్క 3D చిత్రపటం, హబుల్ స్పేస్ టెలీస్కోప్‌తో బలహీన గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ యొక్క కొలతల నుంచి పునర్నిర్మించారు.

విశ్వశాస్త్రం యొక్క మహా విస్ఫోటన నమూనాకు కృష్ణ పదార్థం ఒక భాగంగా చాలా కీలకమైనది, సాధారణ సాపేక్షతకు ఫ్రైడ్‌మాన్ కాస్మాలజీ పరిష్కారాలతో అనుబంధం ఉన్న ప్రమాణాల కొలతలను ఇది నేరుగా అనుగుణ్యత కలిగివుంటుంది. ముఖ్యంగా విశ్వ సూక్ష్మతరంగ నేపథ్య విషమ దిశాత్మకతల కొలతలు కాంతి సంకర్షణలను బార్యోన్ సంబంధ పదార్థానికి జోడించే తెలిసిన శక్తుల కంటే ఎక్కువ బలహీనంగా ఫోటాన్‌లతో ఎక్కువ పదార్థం సంకర్షణ జరిపే పరిస్థితి ఉన్న ఒక విశ్వం యొక్క కొలతలతో అనుగుణ్యత కలిగివుంటాయి. ఇదే విధంగా, భారీ-స్థాయి విశ్వ వ్యవస్థను వివరించేందుకు గణనీయమైన పరిమాణంలో బార్యోనేతర, శీతల పదార్థం అవసరం అవుతుంది.

విశ్వంలో వ్యవస్థ నిర్మాణం సోపానక్రమంలో కొనసాగింది, మొదట చిన్న వ్యవస్థలు నాశనమవుతూ, తరువాత గెలాక్సీలు మరియు గెలాక్సీల సమూహాలు నాశనమవతాయి. పరిణామ విశ్వంలో వ్యవస్థలు నాశనమవడంతో, గురుత్వ సంకోచం ద్వారా బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం వేడెక్కడంతో అవి "మండటం" ప్రారంభమైంది మరియు భౌతిక పదార్థం ద్రవస్థితి ఒత్తిడి సమతుల్యతను చేరుకుంది. సాధారణ బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం కూడా నాశనమయ్యేందుకు మరియు జీన్స్ అస్థిరత్వం ద్వారా నక్షత్రాల వంటి చిన్న వ్యవస్థలు ఏర్పాటు చేసేందుకు అధిక ఉష్ణోగ్రతను, మరియు మహా విస్ఫోటనం నుంచి విడిచిపెట్టిన అధిక ఒత్తిడిని కలిగివుంది. కృష్ణ పదార్థం వ్యవస్థ యొక్క ఒక దిమ్మెసగా పనిచేస్తుంది. ఈ నమూనా కనిపించే వ్యవస్థ యొక్క గణాంగ అధ్యయనంతో అనుగుణ్యత కలిగివుండటంతోపాటు, విశ్వ సూక్ష్మతరంగ నేపథ్యం యొక్క కృష్ణ పదార్థపు అంచనాలకు కూడా అనుగుణంగా ఉంది.

వ్యవస్థ నిర్మాణం యొక్క ఈ బాటమ్ అప్ నమూనాను విజయవంతం చేసేందుకు శీతల కృష్ణ పదార్థం వంటి పదార్థం అవసరమవుతుంది. బిలియన్లకొద్ది కృష్ణ పదార్థపు సూక్ష్మకణాల యొక్క భారీ కంప్యూటర్ అనుకరణలను[39] వ్యవస్థ నిర్మాణం యొక్క శీతల కృష్ణ పదార్థపు నమూనా లైమాన్-ఆల్ఫా ఫారెస్ట్ పరిశోధనలతోపాటు, స్లోవాన్ డిజిటల్ స్కై సర్వే మరియు 2dF గెలాక్సీ రెడ్‌షిప్ట్ సర్వే వంటి గెలాక్సీ అధ్యయనాల ద్వారా విశ్వంలో పరిశీలించే నిర్మాణాలకు అనుగుణంగా ఉందని నిర్ధారించేందుకు ఉపయోగించారు. ఈ అధ్యయనాలు, బార్యోన్‌లు మరియు కృష్ణ పదార్థంతో తయారైన విశ్వం యొక్క భాగంతోపాటు, విశ్వసంబంధ ప్రమాణాలను కొలిచే లాంబ్డా-CDM నమూనాను నిర్మించేందుకు కీలకంగా ఉన్నాయి.

మిశ్రమం[మార్చు]

List of unsolved problems in physics
What is dark matter? How is it generated? Is it related to supersymmetry?

ఆగస్టు 2006లో గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ ద్వారా కృష్ణ పదార్థం ఉందని భావించినప్పటికీ,[27] కృష్ణ పదార్థం యొక్క అనేక కోణాలు ఇప్పటికీ ఊహాజనితంగా ఉన్నాయి. DAMA/NaI పరిశోధన మరియు దీని తరువాతి DAMA/LIBRA పరిశోధనలు భూమి గుండా ప్రయాణిస్తున్న కృష్ణ పదార్థాన్ని ప్రత్యక్షంగా గుర్తించామని పేర్కొన్నాయి, అయితే ఎక్కువ మంది శాస్త్రవేత్తలు ఇప్పటికీ దీనిని అనుమానిస్తున్నారు, కృష్ణ పదార్థం న్యూట్రాలినోలు కలిగివున్నట్లయితే DAMA ఫలితాలతో ఇతర పరిశోధనల రుణాత్మక ఫలితాలు (దాదాపుగా) సరిపోలని కారణంగా అనేక మంది శాస్త్రవేత్తలు దీనిని అనుమానిస్తున్నారు.

విశ్వంలో కృష్ణ పదార్థం మరియు కృష్ణ శక్తి పంపిణీ యొక్క అంచనా

విశ్వంలో కృష్ణ పదార్థ భాగం "కనిపించే" పదార్థ భాగం కంటే బాగా ఎక్కువ ద్రవ్యరాశిని కలిగివుంటుంది.[40] విశ్వం యొక్క ద్రవ్యరాశిలో సుమారుగా 4.6% మాత్రమే సాధారణ పదార్థం ఉంది. సుమారుగా 23% కృష్ణ పదార్థం ఉన్నట్లు భావిస్తున్నారు. మిగిలిన 72% కృష్ణ శక్తి ఉందని భావిస్తున్నారు, ఇది కృష్ణ పదార్థం కంటే అంతుచిక్కని భాగం, ఇది అంతరిక్షంలో విస్తృతంగా పంపిణీ చేయబడివుంది.[41]

కొంచెం కష్టపడితే గుర్తించదగిన బార్యోన్ సంబంధ పదార్థం కృష్ణ పదార్థంలో భాగంగా ఉన్నట్లు భావిస్తున్నారు, అయితే ఇది అతికొద్ది భాగం మాత్రమే ఉంది.[42][43]

ఈ కనిపించని ద్రవ్యరాశి లక్షణాన్ని గుర్తించడం ఆధునిక విశ్వశాస్త్రం మరియు సూక్ష్మకణ భౌతికశాస్త్రంలో అత్యంత ముఖ్యమైన సమస్యగా ఉన్నాయి. ప్రపంచపటాల్లో మొదట "గుర్తు తెలియని ప్రాంతాల"ను గుర్తించినట్లుగానే, "కృష్ణ పదార్థం" మరియు "కృష్ణ శక్తి" అనే పేర్లు మానవ అజ్ఞానానికి ప్రధాన ప్రతీకలుగా గుర్తించబడుతున్నాయి.[41]

ప్రస్తుతం, కృష్ణ పదార్థం ఎక్కువగా బార్యోనేతర పదార్థమనే సాధారణ అభిప్రాయం ఏర్పడింది, సాధారణ ఎలక్ట్రాన్‌లు, ప్రోట్రాన్‌లు, న్యూట్రాన్‌లు, న్యూట్రినోలుగా గుర్తించే సూక్ష్మకణాలు కాకుండా ఒకటి లేదా అంతకంటే ఎక్కువ ప్రాథమిక సూక్ష్మకణాలుతో ఇది సృష్టించబడినట్లు భావిస్తున్నారు. కృష్ణ పదార్థంలో ఉన్నట్లు భావించే అతి సాధారణ సూక్ష్మకణాలు ఏమిటంటే యాక్సియాన్‌లు, స్టెరైల్ న్యూట్రినోలు మరియు WIMPలు (న్యూట్రాలినోలు వంటి వీక్లీ ఇంటరాక్టింగ్ మాసివ్ పార్టికల్స్).

సూక్ష్మకణ భౌతికశాస్త్రం యొక్క ప్రామాణిక నమూనాలో ఇవేవీ కనిపించవు, అయితే ఇవి ప్రామాణిక నమూనా విస్తరణల్లో కనిపించవచ్చు. అనేక మహాసౌష్ఠవ నమూనాలు సహజంగా అతితేలికైన మహాసౌష్ఠవ సూక్ష్మకణం (లైటెస్ట్ సూపర్‌సిమెట్రిక్ పార్టికల్-LSP) రూపంలో స్థిర కృష్ణ పదార్థ కణాలకు చోటుకల్పిస్తాయి. భారీ, వంధ్య న్యూట్రినోలు ప్రామాణిక నమూనాల విస్తరణల్లో ఉంటాయి, ఇవి సీసా మెకానిజం ద్వారా చిన్న న్యూట్రినో ద్రవ్యరాశిని వివరిస్తాయి.

గెలాక్సీ భ్రమణ వక్రరేఖలు, గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్, వ్యవస్థ నిర్మాణం, మరియు సమూహాల్లో బార్యోన్‌ల భాగం మరియు బార్యోన్ సాంద్రత యొక్క స్వతంత్ర ఆధారం, సమూహ సమృద్ధితోపాటు అనేక ఆధారాలకు సంబంధించిన సమాచారం విశ్వంలో 85-90% ద్రవ్యరాశి విద్యుదయస్కాంత శక్తితో సంకర్షణ చెందదని సూచిస్తున్నాయి. ఈ "బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థం" దీని యొక్క గురుత్వాకర్షణ ప్రభావం ద్వారా స్పష్టంగా తెలుస్తోంది

చారిత్రాత్మకంగా, మూడు రకాల బార్యోనేతర కృష్ణ పదార్థం ప్రతిపాదించబడింది[44]:

డేవిస్ మరియు ఇతరులు 1985లో ఈ కింద విధంగా రాశారు:

భాగంగా ఉండే సూక్ష్మకణాలను హెచ్చుతగ్గుల వర్ణపటంపై వాటి ప్రభావం ఆధారంగా మూడు విభాగాలుగా సమూహపరచవచ్చు (బాండ్ మరియు ఇతరులు 1983 కృష్ణ పదార్థం సమృద్ధమైన కాంతి సూక్ష్మకణాలతో ఏర్పడి ఉండి, పునఃసంయోగానికి ముందు వరకు ఇవి సాపేక్షత కలిగివుంటే, అటువంటి పదార్థాన్ని "ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం"గా పరిగణించవచ్చు. ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థానికి ఉత్తమైన ఉదాహరణ ఏమిటంటే న్యూట్రినో ... కృష్ణ పదార్థ సూక్ష్మకణాలు న్యూట్రినోల కంటే బలహీనంగా సంకర్షణ చెందుతూ, తక్కువ సమృద్ధి కలిగివుండి, 1eV ద్రవ్యరాశి క్రమాన్ని కలిగివుంటే అటువంటి సూక్ష్మకణాలను "కవోష్ణ కృష్ణ పదార్థం"గా పిలవవచ్చు, ఎందుకంటే వీటికి భారీ న్యూట్రినోల కంటే తక్కువ ఉష్ణ వేగాలు ఉంటాయి ... ఈ లక్షణాలు కలిగివున్న అతికొద్ది కణాలు మాత్రమే ప్రస్తుతం గుర్తించబడివున్నాయి. గ్రావిటినోలు మరియు ఫోటినోలు ఈ లక్షణాలు ఉన్న సూక్ష్మకణాలుగా సూచించబడ్డాయి (పాగెల్స్ మరియు ప్రీమాక్ 1982; బాండ్, స్జాలే మరియు టర్నెర్ 1982) ... చాలా ముందుగా సాపేక్షేతర లక్షణాలు పొందే అన్నిరకాల సూక్ష్మకణాలను "శీతల" కృష్ణ పదార్థంగా పిలుస్తారు, ఇటువంటి లక్షణాలు వలన కణాలు అతితక్కువ దూరం మాత్రమే వ్యాపించగలవు. మహాసౌష్ఠవ సూక్ష్మకణాలతోపాటు CDM లక్షణాలకు తగిన కణాలు అనేకం ఉన్నాయి.[47]

ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం లోని సూక్ష్మకణాలు కాంతివేగానికి సమీప వేగాలతో ప్రయాణిస్తాయి. తెలిసిన ఒకరకమైన ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థంగా న్యూట్రినోను చెప్పవచ్చు. న్యూట్రినోలు అతి తక్కువ ద్రవ్యరాశి కలిగివుంటాయి, ఇవి విద్యుదయస్కాంత లేదా బలమైన అణు శక్తితో సంకర్షణ చెందవు, అందువలన వీటిని గుర్తించడం చాలా కష్టం. దీని వలన కృష్ణ పదార్థం మాదిరిగానే ఇవి కూడా ఆసక్తికరంగా మారాయి. అయితే, న్యూట్రినోలపై హద్దులు కృష్ణ పదార్థం యొక్క సాంద్రతలో సాధారణ న్యూట్రినోలు అతికొద్ది భాగం మాత్రమే ఉన్నట్లు సూచిస్తున్నాయి.

మహా విస్ఫోటనం నుంచి గెలాక్సీలు ఏ విధంగా ఏర్పడ్డాయో ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం వివరించలేదు. COBE మరియు WMAP వ్యోమనౌక చేత కొలవబడే సూక్ష్మతరంగ నేపథ్య వికిరణం ఈ పదార్థం అసాధారణ మృదుత్వాన్ని కలిగివుండటంతోపాటు అతి కొద్ది స్థాయిల్లో సమూహపరచబడి ఉందని సూచించింది. అయితే వేగంగా కదిలే కణాలను అటువంటి కొద్ది స్థాయిల్లో సమూహపరచడం కుదరదు, వాస్తవానికి అవి ఇతర పదార్థం సమూహీకరణను అణిచివేస్తాయి. న్యూట్రినోల రూపంలో మన విశ్వంలో ఉన్న ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థం కేవలం కథలో భాగంగా మాత్రమే ఉంది.

విశ్వంలో వ్యవస్థను వివరించేందుకు సామరస్య నమూనాకు ఇది అవసరమవుతుంది, అంతేకాకుండా శీతల (సాపేక్షేతర) కృష్ణ పదార్థాన్ని ఆవాహన చేసేందుకు కూడా ఇది అవసరం. గెలాక్సీ-పరిమాణ కృష్ణ బిలాలు వంటి భారీ ద్రవ్యరాశులను గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ సమాచారం ఆధారంగా తోసిపుచ్చవచ్చు. అయితే, అతిచిన్న కృష్ణ బిలాలు ఉండే అవకాశం ఉంది.[48] సాధారణ బార్యోన్ సంబంధ పదార్థానికి సంబంధించిన ఇతర సాధ్యతల్లో కపిల వర్ణ మరగుజ్జు నక్షత్ర మండలాలు లేదా బహుశా చిన్న, దట్టమైన భారీ మూలకాల భాగాలు ఉన్నాయి; ఇటువంటి వస్తువులను మాసివ్ కాంపాక్ట్ హాలో ఆబ్జెక్ట్స్ లేదా "MACHOలు"గా గుర్తిస్తారు. అయితే, మహా విస్ఫోటన కేంద్రకసంశ్లేషణం యొక్క అధ్యయనాలు MACHOల వంటి బ్యారోన్ సంబంధ పదార్థం మొత్తం కృష్ణ పదార్థంలో చిన్న భాగంగా మాత్రమే ఉంటుందనే వాదనతో ఎక్కువ మంది శాస్త్రవేత్తలు సంతృప్తిపడేలా చేశాయి.

శోధన[మార్చు]

మన గెలాక్సీలో కృష్ణ పదార్థం వీక్లీ ఇంటరాక్టింగ్ మాసివ్ పార్టికల్స్ (WIMPలు)తో ఏర్పడితే, ప్రతి సెకనుకు పెద్ద సంఖ్యలో అటువంటి కణాలు భూమి గుండా ప్రయాణిస్తూ ఉండాలి. WIMPల కోసం శోధించడం ద్వారా ఈ ప్రాకల్పనను పరీక్షించే ఉద్దేశంతో అనేక ప్రయోగాలు ప్రస్తుతం జరుగుతున్నాయి, మరికొన్ని ప్రణాళికా దశలో ఉన్నాయి. WIMPలు అత్యంత ప్రధాన కృష్ణ పదార్థ భాగమైనప్పటికీ[5], యాక్సియాన్ల వంటి ఇతర సూక్ష్మకణ భాగాల శోధన కోసం కూడా ప్రయోగాలు జరుగుతున్నాయి. గురుత్వాకర్షణ ద్వారా మాత్రమే సాధారణ పదార్థంతో సంకర్షణ చెందే అతి భారీ రహస్య భాగ సూక్ష్మకణాలు కృష్ణ పదార్థంలో ఉండటం కూడా సాధ్యపడే అవకాశం ఉంది.

ఈ ప్రయోగాలను రెండు తరగతులుగా విభజించవచ్చు: ప్రత్యక్ష శోధన ప్రయోగాలు, ఇవి ఒక శోధన పరికరం పరిధిలో అణు కేంద్రం నుంచి కృష్ణ పదార్థ సూక్ష్మకణాల వికీర్ణాన్ని శోధిస్తాయి; మరియు పరోక్ష శోధన, ఇది WIMP వినాశనంలో వచ్చే ఉత్పత్తుల కోసం చూస్తుంది.[49]

ప్రకృతిలో WIMPల శోధనకు ఒక ప్రత్యామ్నాయ పద్ధతి ఏమిటంటే వాటిని ప్రయోగశాలలో సృష్టించడం. లార్జ్ హాడ్రోన్ కొలైడర్ (LHC)తో జరిపే ప్రయోగాలకు WIMPలను గుర్తించే సామర్థ్యం ఉండవచ్చు; పదార్థంతో ఒక WIMP అతిస్వల్ప సంకర్షణలు జరుపుతుంది కాబట్టి, దీనిని పరోక్షంగా (భారీ పరిమాణాల్లో ఉన్న) రహస్య శక్తిగా గుర్తించవచ్చు మరియు LHC శోధన పరికరాల నుంచి తప్పించుకునే ద్రవ్యవేగం అన్ని ఇతర (నిరుపేక్షణీయ) అభిఘాత ఉత్పత్తులు గుర్తించేందుకు ఉపయోగపడింది.[50] ఈ ప్రయోగాలు WIMPలను సృష్టించవచ్చని సూచిస్తున్నాయి, అయితే దీనికి ఇప్పటికీ ఒక ప్రత్యక్ష శోధన ప్రయోగం విజయవంతం కావాల్సిన అవసరం ఉంది, ఈ ప్రయోగం గెలాక్సీలో ఇవి గణనీయమైన సంఖ్యలో ఉన్నాయని, కృష్ణ పదార్థంలో కూడా భాగంగా ఉన్నాయని నిరూపించాలి.[51]

ప్రత్యక్ష శోధన ప్రయోగాలు[మార్చు]

విశ్వ కిరణాల నుంచి నేపథ్యాన్ని తగ్గించేందుకు భూగర్భంలోని ప్రయోగశాల్లో ప్రత్యక్ష శోధన ప్రయోగాలు నిర్వహిస్తారు. వీటిలో ముఖ్యమైనవి: సౌండన్ గని; ఒంటారియో (కెనడా)లోని సుడ్‌బరీలో ఉన్నSNOLAB భూగర్భ ప్రయోగశాల; గ్రాన్ సాసో నేషనల్ లాబోరేటరీ (ఇటలీ); బౌల్బీ భూగర్భ ప్రయోగశాల (UK); మరియు డీప్ అండర్‌గ్రౌండ్ సైన్స్ అండ్ ఇంజనీరింగ్ లాబోరేటరీ, దక్షిణ డకోటా.

ప్రస్తుతం జరుగుతున్న ప్రయోగాలు ఎక్కువగా రెండు శోధన సాంకేతిక పరిజ్ఞానాల్లో ఒకదానిని ఉపయోగిస్తున్నాయి: దీనిలో అత్యల్ప ఉష్ణోగ్రతలను గుర్తించే శోధక పరికరాలను ఉపయోగిస్తారు, ఇవి 100mK కంటే తక్కువ ఉష్ణోగ్రతల వద్ద పనిచేస్తాయి, జెర్మేనియం వంటి ఒక స్ఫటిక గ్రాహకంలో ఒక అణువును సూక్ష్మకణం ఢీకొట్టినప్పుడు ఉత్పత్తి అయ్యే ఉష్ణాన్ని ఇవి గుర్తిస్తాయి. ఉత్కృష్ట ద్రవ శోధక పరికరాలు ద్రవ జీనాన్ లేదా ఆర్గాన్‌లో ఒక సూక్ష్మకణ అభిఘాతం చేత ఉత్పత్తి అయ్యే మిణుగురు కాంతి యొక్క మెరుపును గుర్తిస్తాయి. అత్యల్ప ఉష్ణోగ్రతలను గుర్తించే శోధక పరికరాలను ఉపయోగించి చేసే ప్రయోగాల్లో: క్రయోజనిక్ డార్క్ మాటర్ సెర్చ్ (CDMS), CRESST, EDELWEISS, మరియు EURECA ఉన్నాయి. ఉత్కృష్ట ద్రవ ప్రయోగాల్లో ZEPLIN, XENON ArDM, WARP మరియు LUX ఉన్నాయి. ఈ రెండు రకాల శోధక పరికరాలు కేంద్రకాన్ని విచ్ఛిన్నం చేసే కృష్ణ పదార్థ కణాల నుంచి, ఎలక్ట్రాన్‌లను చెల్లాచెదురు చేసే నేపథ్య సూక్ష్మకణాలను గుర్తించే సామర్థ్యం కలిగివున్నాయి.

0}DAMA/NaI, DAMA/LIBRA ప్రయోగాలు సంఘటన రేటులో వార్షిక మాడ్యులేషన్‌ను గుర్తించాయి, ఇది కృష్ణ పదార్థ సూక్ష్మకణాల కారణంగా జరుగుతుందని శాస్త్రవేత్తలు సూచిస్తున్నారు. (సూర్యుడి చుట్టూ భూమి తిరుగుతున్న కారణంగా, కృష్ణ పదార్థ కాంతి వలయంతో శోధక పరికరం యొక్క వేగ సాపేక్షత సంవత్సరంలో కాలం ఆధారంగా కొద్దిస్థాయిలో మారుతుంది). ఈ వాదన ఇప్పటివరకు నిర్ధారించబడలేదు మరియు WIMP ఘట్టం సరైనబది భావిస్తూ ఇతర ప్రయోగాలు చూపించిన రుణాత్మక ఫలితాలతో దీనిని సమాధానపరచడం కష్టం.[52]

ఇతర ప్రత్యక్ష కృష్ణ పదార్థ ప్రయోగాల్లో DRIFT, MIMAC, PICASSO, మరియు DMTPC ఉన్నాయి.

2009 డిసెంబరు 17న CDMS పరిశోధకులు రెండు సాధ్యపడే WIMP భాగస్వామ్య సంఘటనలను వెల్లడించారు. తెలిసిన నేపథ్యం (న్యూట్రినోలు లేదా తప్పుగా గుర్తించిన బేటా లేదా గామా సంఘటనలు) కారణంగా ఈ సంఘటనలు సాధ్యపడేందుకు 23% సంభావ్యత మాత్రమే ఉందని వారు అంచనా వేశారు, ఈ విశ్లేషణను WIMP సంకర్షణలకు గణనీయమైన ఆధారంగా పరిగణించలేమని వారు నిర్ధారణకు వచ్చారు, అయితే మనం రెండు సంఘటనలను సంకేతంగా తోసిపుచ్చలేమని పేర్కొన్నారు."[53]

పరోక్ష శోధన ప్రయోగాలు[మార్చు]

పరోక్ష శోధన ప్రయోగాలు WIMP వినాశనం యొక్క ఉత్పత్తుల కోసం శోధిస్తాయి. WIMPలు మజోరనా సూక్ష్మకణాలు (సూక్ష్మకణం మరియు దాని వ్యతిరేకసూక్ష్మకణం రెండూ ఒకటే) అయితే, రెండు WIMPలు ఢీకొని నాశనమై గామా కిరణాలు మరియు సూక్ష్మకణ-వ్యతిరేకసూక్ష్మకణ జతలు ఏర్పడతాయి. దీని వలన గెలాక్సీ కాంతి వలయంలో గణనీయమైన సంఖ్యలో గామా కిరణాలు, యాంటీప్రోటాన్‌లు లేదా పాజిట్రాన్‌లు ఏర్పడతాయి. ఇటువంటి ఒక సంకేతాన్ని గుర్తించడం కృష్ణ పదార్థానికి నిశ్చయాత్మకమైన ఆధారం కాదు, ఎందుకంటే ఇతర మూలాల నుంచి నేపథ్యాలను పూర్తిగా అర్థం చేసుకోలేము.[5][49]

EGRET గామా కిరణ టెలీస్కోప్ అదనపు గామా కిరణాలను గుర్తించింది, అయితే శాస్త్రవేత్తలు ఇది ఎక్కువగా ఒక క్రమబద్ధమైన ప్రభావం అయివుండవచ్చని నిర్ధారించారు.[54] ఫెర్మీ గామా-కిరణ అంతరిక్ష టెలీస్కోప్ 2008 జూన్ 11న ఆవిష్కరించబడింది, కృష్ణ పదార్థ వినాశనం నుంచి గామా కిరణ సంఘటనల కోసం శోధిస్తోంది.[55]. అధిక శక్తివంతమైన స్థితుల వద్ద, భూమిపై పనిచేసే MAGIC గామా-కిరణ టెలీస్కోప్, మరగుజ్జు దీర్ఘవృత్తాకార గెలాక్సీ మరియు గెలాక్సీ సమూహాల్లో కృష్ణ పదార్థం యొక్క ఉనికికి హద్దులు [56] ఏర్పాటు చేసింది. [57]

PAMELA పేలోడ్ (2006లో ప్రయోగించబడింది) అదనపు పాజిట్రాన్‌లను గుర్తించింది, ఇవి కృష్ణ పదార్థ వినాశనం చేత ఉత్పత్తి అయివుండవచ్చు, అితే ఇవి పుల్సార్‌ల నుంచి కూడా వచ్చే అవకాశం ఉంది. అదనపు యాంటీ-ప్రోటాన్‌లు ఏమీ గుర్తించబడలేదు.[58]

సూర్యుడు లేదా భూమి గుండా ప్రయాణించే WIMPలు అణువులతో విచ్ఛిన్నమయ్యేందుకు, శక్తిని కోల్పోయేందుకు ఎక్కువ అవకాశం ఉంది. ఈ విధంగా భారీ సంఖ్యలో WIMPలు ఈ వస్తువుల కేంద్ర వద్ద వృద్ధి చెందవచ్చు, దీని వలన ఈ రెండు ఢీకొని, నాశనమయ్యేందుకు ఆస్కారం పెరుగుతుంది. ఇది సూర్యుడు లేదా భూమి కేంద్రం నుంచి ఉద్భవించే అధిక శక్తివంతమైన న్యూట్రినోల రూపంలో ఒక విలక్షణ సంకేతాన్ని సృష్టించగలదు. సాధారణంగా ఇటువంటి సంకేతం గుర్తించడం, WIMP కృష్ణ పదార్థానికి బలమైన పరోక్ష ఆధారంగా పరిగణిస్తారు.[5] AMANDA, IceCube మరియు ANTARES వంటి అధిక శక్తివంతమైన న్యూట్రినో టెలీస్కోప్‌లు దీని కోసం శోధిస్తున్నాయి.

ప్రత్యామ్నాయ వివరణలు[మార్చు]

జ్విక్కీ మరియు తరువాతి పరిశోధకులు గమనించిన వివిధ అసాధారణతలను వివరించేందుకు భౌతిక శాస్త్రవేత్తలు మరియు విశ్వ శాస్త్రవేత్తలు ఉపయోగించే అత్యంత ప్రాచుర్య సిద్ధాంతంలో కృష్ణ పదార్థం మరియు కృష్ణ శక్తి ప్రధాన భాగంగా ఉన్నాయి. అయితే, కృష్ణ పదార్థానికి సంబంధించిన ప్రత్యక్ష పరిశోధక ఆధారం ఇప్పటికీ అస్పష్టంగానే ఉంది. అతికొద్ది మంది శాస్త్రవేత్తలు అసంపూర్ణంగా ఉన్న ప్రస్తుత గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతాల సాధ్యత కంటే భారీ స్థాయిలో ఉన్న కనిపించని పదార్థం యొక్క ఉనికిని గుర్తించడానికి తక్కువ అవకాశం ఉందని సూచిస్తున్నారు (ఇప్పుడు ప్రతిపాదించబడిన ఈథర్ సిద్ధాంతం మాదిరిగా, లేదా రసాయన పదార్థం ఫ్లోజిస్టోన్, ఒకప్పుడు ఇది కాంతి ప్రయాణించే మాధ్యమంగా భావించారు, అయితే 20 శతాబ్దపు ప్రారంభంలో ఈ వాదన తోసిపుచ్చబడింది). కృష్ణ పదార్థం మరియు కృష్ణ శక్తికి సంబంధించి ప్రతిపాదించబడిన ప్రత్యామ్నాయ సిద్ధాంతాల జాబితా ఒకటి ఇక్కడ ఉంది.

గురుత్వాకర్షణ మరియు గతి శాస్త్ర సూత్రాల మార్పులు[మార్చు]

గురుత్వాకర్షణ లేదా గతిశాస్త్రాన్ని సరిగా అర్థం చేసుకోని కారణంగా పరిశోధక వైరుధ్యాలు ఏర్పడ్డాయనే భావనను భౌతిక కృష్ణ పదార్థ సూక్ష్మకణాలకు ప్రతిపాదిత ప్రత్యామ్నాయాలు కల్పించాయి. సుదూరాలు లేదా బలహీన క్షేత్రాల్లో న్యూటన్ అంచనా కంటే బలమైన గురుత్వాకర్షణ శక్తి పరిశోధనలకు అవసరం అవుతుంది; ఈ నమూనాను మోడిఫైడ్ గ్రావిటీ (MOG) అని పిలుస్తారు. మరో ప్రతిపాదిత నమూనాగా మాడిఫైడ్ న్యూటానియన్ డైనమిక్స్ (MOND)ను చెప్పవచ్చు, ఇది తక్కువ త్వరణం వద్ద న్యూటన్ యొక్క సూత్రాలను సర్దుబాటు చేసింది. అయితే, ఒక సాపేక్ష MOND సిద్ధాంతాన్ని నిర్మించడం సమస్యాత్మకంగా ఉంది, గెలాక్సీల చుట్టూ కాంతి విక్షేపం యొక్క గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ కొలతలతో సిద్ధాంతాన్ని ఏ విధంగా సమాధానపరచాలో అస్పష్టంగా ఉంది. 2004లో జాకబ్ బెకెన్‌స్టెయిన్ చేత ప్రతిపాదించబడిన ప్రధాన సాపేక్ష MOND సిద్ధాంతాన్ని TeVeSగా సంక్షిప్తీకరించిన టెన్సార్-వెక్టార్-స్కేలార్‌గా పిలుస్తారు, ముందు ప్రయత్నాల యొక్క అనేక సమస్యలను ఇది పరిష్కరించింది. అయితే, ఆగస్టు 2006లో జరిపిన ఒక అధ్యయనం, ఢీకొంటున్న ఒక గెలాక్సీ సమూహాల జంట యొక్క ప్రవర్తన ప్రస్తుతం మార్పులు చేసిన గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతాల్లో దేనికీ అనుగుణంగా లేదని వెల్లడించింది.[27] 2007లో, జాన్ W. మోఫాత్ ఢీకొనే గెలాక్సీల యొక్క ప్రవర్తనను వివరించేదిగా పరిగణించబడుతున్న అసౌష్ఠవ గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతం (NGT) ఆధారంగా ఒక MOG సిద్ధాంతాన్ని ప్రతిపాదించారు.[59] ఈ సిద్ధాంతం పనిచేసేందుకు కూడా సాపేక్షేతర న్యూట్రినోలతోపాటు, (శీతల) కృష్ణ పదార్థం యొక్క ఇతర భాగాలు ఉనికి అవసరం అవుతుంది. భారీ పరిమాణాలపై (సౌర వ్యవస్థకు వంద బిలియన్ రెట్లు పెద్ద పరిమాణం) సాధారణ సాపేక్షత (GR)ను శోధించే '"`UNIQ--postMath-00000001-QINU`"' [60] విలువను తొలిసారి స్లోవాన్ డిజిటల్ స్కై సర్వే నుంచి సేకరించిన సమాచారంతో కొలిచారు, ఇది [61] '"`UNIQ--postMath-00000002-QINU`"' ఇది GRతో అవిరుద్ధంగా ఉంది, ఈ GR ప్లస్ లాంబ్డా CDM మరియు GR యొక్క విస్తరణ రూపాన్ని '"`UNIQ--postMath-00000003-QINU`"' సిద్ధాంతంగా గుర్తిస్తారు. దీనితో '"`UNIQ--postMath-00000004-QINU`"'గా అంచనా వేసిన ఒక నిర్దిష్ట TeVeS నమూనా తోసిపుచ్చబడింది. ~16% లోపల '"`UNIQ--postMath-00000005-QINU`"' యొక్క గుర్తింపు తరువాతి తరం ఆకాశ అధ్యయనాలతో సుమారుగా 1% మెరుగుపడుతుంది మరియు ఈ పరిణామం '"`UNIQ--postMath-00000006-QINU`"'ని తోసిపుచ్చవచ్చు, ఈ సిద్ధాంతం అతి కనిష్ఠంగా 16% దోష బంధాన్ని కలిగివుంది; ఎటువంటి పరిస్థితిలోనైనా, మరింత శోధన దీనిని పటిష్ఠతను చూపిస్తే, నవీకరించిన గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతం యొక్క నిర్ణయాత్మక ప్రదేశంపై ఇది ఒక గణనీయమైన పరిశోధక పరిమితి అవుతుంది.

పరిమాణ యాంత్రిక వివరణల[మార్చు]

గురుత్వాకర్షణను పరిమాణ యాంత్రిక శాస్త్రంతో ఏకం చేసేందుకు మరియు సంప్రదాయ గురుత్వాకర్షణ సంకర్షణకు మార్పులు గుర్తించేందుకు మరో సిద్ధాంతాల తరగతి ప్రయత్నిస్తుంది. స్కేలార్-టెన్సార్ సిద్ధాంతాల్లో, స్కేలార్ క్షేత్రాలు రీమాన్ టెన్సార్ లేదా దీని యొక్క జాడల ద్వారా ఇచ్చిన వంపుకు జతగా చేర్చేందుకు హిగ్స్ క్షేత్రాన్ని ఇష్టపడతాయి. ఇటువంటి అనేక సిద్దాంతాల్లో, స్కేలార్ క్షేత్రం పొంగు క్షేత్రాన్ని సమానం చేస్తుంది, మహా విస్ఫోటనం తరువాత విశ్వం యొక్క పొంగును వివరించేందుకు ఇది అవసరమవుతుంది, ఇది సర్వోత్కృష్టమైన శక్తి లేదా కృష్ణ శక్తిలో ఇది అత్యంత నిశ్చయాత్మక అంశంగా ఉంది. ఎగ్జాక్ట్ రీనార్మలైజేషన్ గ్రూప్ ఆధారిత పద్ధతిని ఒకదానిని ఉపయోగించి, M.ర్యూటెర్ మరియు H.వెయెర్[62] పునఃసాధారణీకరణ ప్రమాణాలను అంతరిక్షసమయ బిందువులతో అనుసంధానించగలిగిన సందర్భంలో, న్యూటన్ స్థిరాంకం మరియు విశ్వ స్థిరాంకాలను అంతరిక్షసమయంపై స్కేలార్ ప్రమేయాలుగా చూపించారు. కొందరు M-సిద్ధాంత విశ్వశాస్త్రజ్ఞులు కూడా కనిపించే విశ్వానికి బయటివైపు ఉండే బహుళ-దిశాత్మక శక్తులు కనిపించే విశ్వంపై గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాలు కలిగివుంటాయని ప్రతిపాదించారు, అంటే విశ్వశాస్త్ర ఏకీకృత సిద్ధాంతానికి కృష్ణ పదార్థం అవసరం లేదని దీని అర్థం.

న్యూట్రినోలు[మార్చు]

అబెల్ 1689 గెలాక్సీ సమూహం యొక్క లెన్సింగ్ సమాచారం ఒక లైట్ ఫెర్మియోనిక్ కృష్ణ పదార్థానికి కొద్ది eV ద్రవ్యరాశి పరిధిలో మద్దతు ఇచ్చినట్లు సూచించబడింది. న్యూట్రినోలతో అందజేయబడిన అత్యుత్తమ విలువ 1.5 eV. క్రియాశీల (ఎడమ-చేతివాటం) న్యూట్రినోలు ఒక్కటే 9.5% కృష్ణ పదార్థానికి వివరణ కలిగివున్నాయి, అందువలన 19% సాధించేందుకు సమాన ద్రవ్యరాశి కలిగిన వంధ్య (కుడి-చేతివాటం) న్యూట్రినోలు అవసరమవుతాయి. నిజమైతే, ఇది మళ్లీ ఉష్ణ కృష్ణ పదార్థ ఘట్టానికి దారితీస్తుంది, ఈ ఘట్టానికి కొత్త వ్యవస్థ నిర్మాణ వివరణ కావాలి.[63]

కృష్ణ ద్రవం[మార్చు]

కృష్ణ పదార్థానికి ఆపాదించిన ఆకర్షణీయ గురుత్వ ప్రభావాలు వాస్తవానికి కృష్ణ శక్తి యొక్క ఒక అవాంఛిత ద్వితీయ ప్రభావమని కృష్ణ ద్రవ సిద్ధాంతం ప్రతిపాదించింది.

జనరంజక సంస్కృతి[మార్చు]

కొన్ని వీడియో గేమ్‌లు మరియు ఇతర కాల్పనిక రచనల్లో కృష్ణ పదార్థం యొక్క ప్రస్తావన ఉంది. ఇటువంటి సందర్భాల్లో, సహజంగా దీనికి అసాధారణ భౌతిక లేదా మాయా లక్షణాలు ఆపాదించబడ్డాయి. ఇటువంటి వర్ణనలు తరచుగా భౌతికశాస్త్రం లేదా విశ్వశాస్త్రంలో కృష్ణ పదార్థానికి ప్రతిపాదించిన లక్షణాలకు భిన్నంగా ఉంటాయి.

ఇవి కూడా చూడండి[మార్చు]

Lua error in package.lua at line 80: module 'Module:Portal/images/s' not found.

సూచనలు[మార్చు]

  1. మార్క్ J హాడ్లే (2007) "క్లాసికల్ డార్క్ మాటర్"
  2. Hinshaw, Gary F. (January 29, 2010). "What is the universe made of?". Universe 101. NASA website. Retrieved 2010-03-17. External link in |publisher= (help)
  3. Tom Siegfried. "Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries". The Dallas Morning News. Cite news requires |newspaper= (help)
  4. Merritt, D.; Bertone, G. (2005). "Dark Matter Dynamics and Indirect Detection". Modern Physics Letters A. 20: 1021–1036.
  5. 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 5.5 5.6 Bertone, G; Hooper, D; Silk, J (2005). "Particle dark matter: evidence, candidates and constraints". Physics Reports. 405: 279. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031. arXiv:hep-ph/0404175.
  6. Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta. 6: 110–127.\ ఇవి కూడా చూడండి Zwicky, F. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". Astrophysical Journal. 86: 217. doi:10.1086/143864.
  7. Ken Freeman, Geoff McNamara (2006). In Search of Dark Matter. Birkhäuser. p. 37. ISBN 0387276165.
  8. V. Rubin, W. K. Ford, Jr (1970). "Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions". Astrophysical Journal. 159: 379. doi:10.1086/150317.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  9. V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (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)". Astrophysical Journal. 238: 471. doi:10.1086/158003.CS1 maint: extra punctuation (link) CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  10. de Blok, W. J. G., McGaugh, S. S., Bosma, A. and Rubin, V. C. (2001). "Mass Density Profiles of Low Surface Brightness Galaxies". The Astrophysical Journal. 552: L23–L26. arXiv:arXiv:astro-ph/0103102 [[arXiv]]:[[arXiv:astro-ph/0103102|astro-ph/0103102]] Check |arxiv= value (help). doi:10.1086/320262. Unknown parameter |month= ignored (help); horizontal tab character in |author= at position 51 (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  11. Salucci, P. and Borriello, A. (2003). J. Trampeti and J. Wess (సంపాదకుడు.). "The Intriguing Distribution of Dark Matter in Galaxies". Lecture Notes in Physics, Berlin Springer Verlag. 616: 66–77. Cite journal requires |journal= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  12. Koopmans, L. V. E. and Treu, T. (2003). "The Structure and Dynamics of Luminous and Dark Matter in the Early-Type Lens Galaxy of 0047-281 at z = 0.485". The Astrophysical Journal. 583: 606–615. doi:10.1086/345423. arXiv:astro-ph/0205281. Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  13. Dekel, A.; et al. (2005). "Lost and found dark matter in elliptical galaxies". Nature. 437: 707–710. doi:10.1038/nature03970. arXiv:astro-ph/0501622. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  14. నేచర్ 463, 203-206 (14 జనవరి 2010) | doi:10.1038/nature08640, బుల్జెలెస్ డ్వార్ఫ్ గెలాక్సీస్ అండ్ డార్క్ మాటర్ కోర్స్ ఫ్రమ్ సూపర్‌నోవా-డ్రివెన్ అవుట్‌ఫ్లోస్
  15. Faber, S.M. and Jackson, R.E. (March 1976). "Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies". Astrophysical Journal. 204: 668–683. doi:10.1086/154215.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  16. Rejkuba, M., Dubath, P., Minniti, D. and Meylan, G. (2008). E. Vesperini, M. Giersz, and A. Sills (సంపాదకుడు.). "Masses and M/L Ratios of Bright Globular Clusters in NGC 5128". IAU Symposium. 246: 418–422. doi:10.1017/S1743921308016074. Unknown parameter |month= ignored (help); Cite journal requires |journal= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  17. Weinberg, M.D. and Blitz, L. (April 2006). "A Magellanic Origin for the Warp of the Galaxy". The Astrophysical Journal. 641: L33–L36. doi:10.1086/503607. arXiv:astro-ph/0601694.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  18. Minchin, R.; et al. (March 2005). "A Dark Hydrogen Cloud in the Virgo Cluster". The Astrophysical Journal. 622: L21–L24. arXiv:{arXiv:astro-ph/0502312}, Check |arxiv= value (help). doi:10.1086/429538. Explicit use of et al. in: |author= (help)CS1 maint: extra punctuation (link)
  19. Ciardullo, R., Jacoby, G. H. and Dejonghe, H. B. (1993). "The radial velocities of planetary nebulae in NGC 3379". The Astrophysical Journal. 414: 454–462. doi:10.1086/173092. Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  20. Mateo, M. L. (1998). "Dwarf Galaxies of the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36: 435–506. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.435. arXiv:astro-ph/9810070.
  21. Moore, Ben (1999). "Dark Matter Substructure within Galactic Halos". Astrophysical Journal Letters. 524: L19–L22. doi:10.1086/312287. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  22. Vikhlinin, A.; et al. (2006). "Chandra Sample of Nearby Relaxed Galaxy Clusters: Mass, Gas Fraction, and Mass-Temperature Relation". The Astrophysical Journal. 640: 691–709. doi:10.1086/500288. arXiv:astro-ph/0507092. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  23. "Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter". Chandra X-ray Observatory collaboration. 11 June 2003. Cite web requires |website= (help)
  24. Taylor, A. N., Dye, S., Broadhurst, T. J., Benitez, N. and van Kampen, E. (1998). "Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689". The Astrophysical Journal. 501: 539-+. doi:10.1086/305827. arXiv:astro-ph/9801158. Unknown parameter |month= ignored (help); horizontal tab character in |author= at position 61 (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  25. Refregier, A. (September 2003). "Weak gravitational lensing by large-scale structure". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41: 645–668. doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207.
  26. Massey, R.; Rhodes, J; Ellis, R; Scoville, N; Leauthaud, A; Finoguenov, A; Capak, P; Bacon, D; Aussel, H (January 18, 2007). "Dark matter maps reveal cosmic scaffolding". Nature. 445 (7125): 286–290. doi:10.1038/nature05497. PMID 17206154.
  27. 27.0 27.1 27.2 27.3 Clowe, D.; Bradač, Maruša; Gonzalez, Anthony H.; Markevitch, Maxim; Randall, Scott W.; Jones, Christine; Zaritsky, Dennis (September 2006). "A direct empirical proof of the existence of dark matter". Astrophysical Journal Letters. 648: 109–113. doi:10.1086/508162. arXiv:astro-ph/0608407.
  28. Penzias, A.A.; Wilson, R. W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal. 142: 419. doi:10.1086/148307. More than one of |pages= and |page= specified (help)
  29. Boggess, N.W.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G.; Janssen, M. A.; et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal. 397: 420. doi:10.1086/171797. Explicit use of et al. in: |first= (help); More than one of |pages= and |page= specified (help)
  30. Melchiorri, A. (2000). "A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang". Astrophysical Journal. 536 (2): L63–L66. doi:10.1086/312744. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  31. Leitch, E. M.; et al. (2002). "Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer". Nature. 420: 763–771. arXiv:astro-ph/0209476. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  32. Leitch, E. M.; et al. (2005). "Degree Angular Scale Interferometer 3 Year Cosmic Microwave Background Polarization Results". The Astrophysical Journal. 624: 10–20. doi:10.1086/428825. arXiv:astro-ph/0409357. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  33. Readhead, A.C.S. (2004). "Polarization Observations with the Cosmic Background Imager". Science. 306 (5697): 836–844. doi:10.1126/science.1105598. PMID 15472038. arXiv:astro-ph/0409569. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  34. 34.0 34.1 Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". The Astrophysical Journal Supplement. 180: 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. arXiv:astro-ph/ 0803.0732. Unknown parameter |month= ignored (help)
  35. 35.0 35.1 35.2 Komatsu, E.; et al. (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation". The Astrophysical Journal Supplement. 180: 330–376. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330. arXiv:0803.0547. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  36. Percival, W. J.; et al. (2007). "Measuring the Baryon Acoustic Oscillation scale using the Sloan Digital Sky Survey and 2dF Galaxy Redshift Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 381: 1053–1066. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x. Unknown parameter |eid= ignored (help); Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  37. Kowalski, M.; et al. (2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets". The Astrophysical Journal. 686: 749–778. doi:10.1086/589937. arXiv:0804.4142. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  38. Viel, M. and Bolton, J. S. and Haehnelt, M. G. (2009). "Cosmological and astrophysical constraints from the Lyman α forest flux probability distribution function". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399: L39–L43. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x. arXiv:astro-ph/0907.2927. Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  39. Springel, V.; et al. (2005). "Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars". Nature. 435: 629–636. doi:10.1038/nature03597. arXiv:astro-ph/0504097. Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  40. "Five Year Results on the Oldest Light in the Universe". NASA. Cite web requires |website= (help), యూజింగ్ ది WMAP డేటాసెట్
  41. 41.0 41.1 Cline, David B. (2003). "The Search for Dark Matter". Scientific American. Unknown parameter |month= ignored (help); Cite news requires |newspaper= (help)
  42. Freese, Katherine. "Death of Stellar Baryonic Dark Matter Candidates". arXiv:astro-ph/0007444. Cite journal requires |journal= (help)
  43. Freese, Katherine. "Death of Stellar Baryonic Dark Matter". arXiv:astro-ph/0002058. Cite journal requires |journal= (help)
  44. Silk, Joseph (1980). The Big Bang (1989 సంపాదకులు.). San Francisco: Freeman. chapter ix, page 182. ISBN 0716710854.
  45. Umemura, Masayuki (1985). "Formation of Subgalactic Objects within Two-Component Dark Matter". Astrophysical Journal. 299: 583–592. doi:10.1086/163726. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  46. Vittorio, N. (1984). "Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter". Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. 285: L39–L43. doi:10.1086/184361. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  47. Davis, M. (May 15, 1985). "The evolution of large-scale structure in a universe dominated by cold dark matter". Astrophysical Journal. 292: 371–394. doi:10.1086/163168. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help)
  48. Goddard Space Flight Center (May 14, 2004). "Dark Matter may be Black Hole Pinpoints". NASA's Imagine the Universe. Retrieved 2008-09-13.
  49. 49.0 49.1 Bertone, G. (2005). "Dark matter dynamics and indirect detection". Modern Physics Letters A. 20: 1021–1036. doi:10.1142/S0217732305017391. arXiv:astro-ph/0504422.
  50. Kane, G. and Watson, S. (2008). "Dark Matter and LHC:. what is the Connection?". Modern Physics Letters A. 23: 2103–2123. arXiv:{0807.2244}, Check |arxiv= value (help). doi:10.1142/S0217732308028314. Unknown parameter |archiveprefix= ignored (help)CS1 maint: extra punctuation (link) CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  51. Kane, G.; Watson, Scott (2008). "Dark Matter and LHC: What is the Connection?". Modern Physics Letters A. 23: 2103–2123. doi:10.1142/S0217732308028314. arXiv:0807.2244.
  52. R. Bernabei; et al. (2008). "First results from DAMA/LIBRA and the combined results with DAMA/NaI". Eur. Phys. J. C. 56: 333–355. doi:10.1140/epjc/s10052-008-0662-y. Explicit use of et al. in: |author= (help)
  53. The CDMS Collaboration, Z. Ahmed; et al. (2009). ""Results from the Final Exposure of the CDMS II Experiment"". arXiv:0912.3592. Explicit use of et al. in: |author= (help); Cite journal requires |journal= (help)
  54. Stecker, F.W.; Hunter, S; Kniffen, D (2008). "The likely cause of the EGRET GeV anomaly and its implications". Astroparticle Physics. 29: 25–29. doi:10.1016/j.astropartphys.2007.11.002. arXiv:0705.4311.
  55. Atwood, W.B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J.; Band, D. L. (2009). "The large area telescope on the Fermi Gamma-ray Space Telescope Mission". Astrophysical Journal. 697: 1071–1102. doi:10.1088/0004-637X/697/2/1071. arXiv:0902.1089.
  56. The MAGIC Collaboration, J. Albert; et al. (2008). ""Upper Limit for Gamma-Ray Emission above 140 GeV from the Dwarf Spheroidal Galaxy Draco"". Astrophysical Journal. 679: 428–431. Explicit use of et al. in: |author= (help)
  57. The MAGIC Collaboration, J. Aleksic; et al. (2009). ""MAGIC Gamma-ray Telescope Observation of the Perseus Cluster of Galaxies: Implications for Cosmic Rays, Dark Matter, and NGC 1275"". Astrophysical Journal. 710: 634–647. Explicit use of et al. in: |author= (help)
  58. Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M.; Bonvicini, V. (2009). "An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5–100 GeV". Nature. 458: 607–609. doi:10.1038/nature07942.
  59. Brownstein, J.R.; Moffat, J. W. (2007). "The Bullet Cluster 1E0657-558 evidence shows modified gravity in the absence of dark matter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382: 29–47. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12275.x. arXiv:astro-ph/0702146.
  60. Zhang, P.; Liguori, M.; Bean, R. and Dodelson, S. (2007). "Probing Gravity at Cosmological Scales by Measurements which Test the Relationship between Gravitational Lensing and Matter Overdensity". Physical Review Letters. 99 (14): 141302-+. doi:10.1103/PhysRevLett.99.141302. arXiv:0704.1932. Unknown parameter |month= ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  61. Reyes, R.; et al. (2010). "Confirmation of general relativity on large scales from weak lensing and galaxy velocities". Nature. 464: 256–258. arXiv:1003.2185. Text " doi:10.1038/nature08857 " ignored (help); Unknown parameter |month= ignored (help); Explicit use of et al. in: |author= (help)
  62. Reuter, M.; Weyer, H. (2004). "Running Newton Constant, Improved Gravitational Actions, and Galaxy Rotation Curves". Physical Review D. 70: 124028. doi:10.1103/PhysRevD.70.124028. arXiv:hep-th/0410117.
  63. Th. M. Nieuwenhuizen (2009). "Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?". Europhysics Letters. 86: 57001. doi:10.1209/0295-5075/86/59001.

మరింత చదవడానికి[మార్చు]

బాహ్య లింకులు[మార్చు]

ప్రయోగాలు[మార్చు]