ಇತರ ಬಳಕೆಯ ಮಾಹಿತಿಗಾಗಿ, Dark Matter (disambiguation) ನೋಡಿ.

ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Physical cosmology ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Distinguish

ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನ ಮತ್ತು ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ (ವಿಶ್ವವಿಜ್ಜಾನ) (ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ಹುಟ್ಟು,ರಚನೆ,ವಿಕಾಸಗಳನ್ನು ಕುರಿತ ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದ ವಿಭಾಗ)ಯ ಪ್ರಕಾರ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ಅಜ್ಞಾತ ಕಪ್ಪು ದ್ರವ್ಯ) , ಅನ್ನು ಪದಾರ್ಥಗಳ ಒಂದು ಬಗೆ ಎಂದು; ಯಾವ ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಉತ್ಸರ್ಜಿಸಿದ ಅಥವಾ ಪ್ರಕೀರ್ಣಿಸಿದ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣದಿಂದಲೂ ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲಾಗುವುದಿಲ್ಲವೊ ಅಂತಹ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಒಂದು ರೂಪವೆಂದು ಬಣ್ಣಿಸುತ್ತಾರೆ. ಆದರೆ ಕಾಣಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಮೇಲೆ ಆಗುವ ಗುರುತ್ವ ಪ್ರಭಾವಗಳಿಂದಾಗಿ ಮತ್ತು ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ರೇಡಿಯೇಷನ್ (ಹಿನ್ನಲೆ ವಿಕಿರಣ: ವೀಕ್ಷಿಸುತ್ತಿರುವ ಮೂಲಗಳ ಹೊರತಾದ ಮೂಲಗಳಿಂದ ಬರುತ್ತಿರುವ ವಿಕಿರಣ) ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ಇದರ ಇರುವಿಕೆಯ ಬಗ್ಗೆ ತಾತ್ವಿಕವಾಗಿ ನಿರ್ಧರಿಸುತ್ತಾರೆ.^[೧] ಕೌಂಟಿಂಗ್ ಆಟಮ್ಸ್ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ಮೇಲಿನ ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಮತ್ತು ಅಂತರತಾರಾ ಮತ್ತು ಅಂತರಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಮಾಧ್ಯಮಗಳ ಅನಿಲ ಮತ್ತು ಧೂಳನ್ನು ಗಣನೆಗೆ ತೆಗೆದುಕೊಂಡು ಡೈನಾಮಿಕಲ್ ಮತ್ತು ಜೆನೆರಲ್ ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ ವಿಧಾನಗಳಿಂದ ಕಂಡುಹಿಡಿದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು,ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹ ಹಾಗು ಇಡೀ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯಲ್ಲಿ ಕಂಡು ಬಂದ ಅಂತರದಿಂದಾಗಿ ಇದರ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ಊಹೆ ಮಾಡಲಾಯಿತು.

ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಿಗಿಂತ ಬೃಹತ್ತಾದ ಕಾಯಗಳ ವೀಕ್ಷಣೆಯ ಮೇರೆಗೆ ಹಾಗು ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ ಗಳ ಪ್ರಕಾರ ವೀಕ್ಷಿಸಬಹುದಾದ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ  ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ಶಕ್ತಿ ಯ ಸಾಂದ್ರತೆಯ (ಮಾಸ್-ಎನರ್ಜಿ ಡೆನ್ಸಿಟಿ) 23%ಭಾಗಕ್ಕೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಾರಣವೆಂದು ಹಾಗು 4%ಭಾಗ ಮಾತ್ರವೆ ಸಾಮಾನ್ಯವಾದ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಕಾರಣ (ಉಳಿಕೆಯಾಂಶಕ್ಕೆ  ಡಾರ್ಕ್ ಎನೆರ್ಜಿ ಕಾರಣ).^[೨]

ಸಮೂಹದಲ್ಲಿರುವ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ,ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಆರ್ಬಿಟಲ್ ವೆಲಾಸಿಟಿಯ "ಮಿಸ್ಸಿಂಗ್ ಮಾಸ್" (ಕಣ್ಮರೆಯಾಗಿರುವ ರಾಶಿ)ಗೆ ಕಾರಣ; ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಎಂಬ ವಾದವನ್ನು ಫ್ರಿಟ್ಸ್ ಸ್ವಿಕಿ 1934ರಲ್ಲಿ ಮಂಡಿಸಿದನು. ಇದಾದ ನಂತರ, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಭ್ರಮಣದ ವೇಗ , ಬುಲೆಟ್ಟ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ನಂತಹ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹಗಳ ಮೇಲೆ ಹಿನ್ನಲೆ ವಸ್ತುಗಳಿಂದಾಗುವ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆ; ಗೆಲಕ್ಸಿ ಮತ್ತು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ ಬಿಸಿ ಅನಿಲದ ಉಷ್ಣಾಂಶದ ಹರಡಿರುವಿಕೆಯಂತಹ ಬೇರೆ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಇರುವುದನ್ನು ತೋರಿಸಿದವು.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್, ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿ ಮತ್ತು ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ವಿಕಾಸವನ್ನು ನಿದರ್ಶಿಸುವ ಅತ್ಯಾಧುನಿಕ ಮಾದರಿಗಳ ವಿನ್ಯಾಸದಲ್ಲಿ ಪ್ರಮುಖವಾದ ಪಾತ್ರವಹಿಸುತ್ತದೆ. ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಗಳ ಹಿನ್ನಲೆಯಲ್ಲಿ ವೀಕ್ಷಿಸದ ಅನೈಸೊಟ್ರೊಪಿಕ್ ಗಳ (ಅಸಮಾವರ್ತಕ: ಭಿನ್ನಭಿನ್ನ ಕಕ್ಷೆಗಳಲ್ಲಿ ಭಿನ್ನಭಿನ್ನ ಭೌತಗುಣಗಳುಳ್ಳ) ಮೇಲೆ ಗಮನಾರ್ಹ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಎಲ್ಲಾ ಪುರಾವೆಗಳು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹ ಹಾಗು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ ಗಳು ಒಟ್ಟಾರೆಯಾಗಿ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣಗಳಿಗೆ ಸ್ಪಂದಿಸುವ(ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆ) ಪದಾರ್ಥಗಳಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ಪದಾರ್ಥಗಳಿವೆ, ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ; ಈ ಶೇಷವನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ "ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶ" ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದಲ್ಲದೆ ಸ್ವಲ್ಪಪ್ರಮಾಣದ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕೂಡ ಇದೆ. ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣಗಳಿಗೆ ಸ್ಪಂದಿಸಿದ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಬಹುದೊಡ್ದ ಭಾಗ ಕೇವಲ ಅಗೋಚರವಷ್ಟೆ ಅಲ್ಲ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಪಾರದರ್ಶಕ. ^[೩]

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿರುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಬಹುಪಾಲು ಭಾಗ "ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ " ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ; ಅಂದರೆ, ಇದು ಯಾವುದೆ ಪರಮಾಣುಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲ. ಅಲ್ಲದೇ ಸಾಮಾನ್ಯ ಪದಾರ್ಥಗಳೊಂದಿಗೆ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಶಕ್ತಿಗಳ ಮೂಲಕ ಸ್ಪಂದಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಹಾಗು ಪ್ರಾಯಶಃ ಊಹಾತ್ಮಕ ಮೂಲಾಂಶಗಳಾದ ಅಕ್ಸಿಯಾನ್ ಮತ್ತು ಸೂಪರ್ ಸಿಮ್ಮೆಟ್ರಿಕ್ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಒಳಗೊಂಡಿದೆ. ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಪ್ರಾರಂಭವನ್ನು ವಿವರಿಸುವ "ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್" ಪ್ರಕಾರ ಧಾತುಗಳ ರಚನೆಗೆ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಹಾಗೆ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳು ಯಾವುದೇ ಕೊಡುಗೆ ನೀಡುವುದಿಲ್ಲ (ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್: ವಿಶ್ವವನ್ನು ಸೃಜಿಸಿದೆಯೆಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿರುವ ಭಾರಿ ವಿಸ್ಪೋಟಕ ಘಟನೆ, ಇದನ್ನು ಮಹಾಸ್ಪೋಟವೆಂದೂ ಕರೆಯುವರು); ಇದರ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ಅದರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯಿಂದ ಮಾತ್ರ ತೋರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇದರೊಂದಿಗೆ, ಇದು ಹೊಂದಿರುವ ವಸ್ತುಗಳು ಸೂಪರ್ ಸಿಮ್ಮೆಟ್ರಿಕ್ ಆಗಿದ್ದರೆ, ಅವುಗಳು ಶೂನ್ಯೀಕರಣ ಹೊಂದಿ, ಪರಸ್ಪರ ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆಯಲ್ಲಿ ತೊಡಗಿ ಪೋಟಾನ್ ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಂತಹ ಗಮನಿಸಬಹುದಾದ ಉಪ-ವಸ್ತುಗಳಲ್ಲಿ ಕೊನೆಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ("ಇನ್ ಡೈರೆಕ್ಟ್ ಡಿಟೆಕ್ಷನ್").^[೪]

ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮಾಟರ್ ಅನ್ನು ಇದು ಯಾವುದರಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ, ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆಯೊ ಅಂತಹ ಪದಾರ್ಥಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹಾಗು/ಅಥವಾ ಆ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಪ್ರಾತಿನಿಧಿಕ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಡಿಸ್ಪೆರ್ಶನ್ ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ಇದನ್ನು ವಿಂಗಡಿಸಲಾಗಿದೆ. (ಬೃಹತ್ ಪದಾರ್ಥಗಳು ನಿಧಾನವಾಗಿ ಚಲಿಸುವುದನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಿ). ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಕುರಿತು ಮೂರು ರೀತಿಯ ಪ್ರಮುಖ ಊಹೆಗಳಿವೆ. ಅವುಗಳು ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (HDM), ವಾರ್ಮ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (WDM) ಮತ್ತು ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (CDM); ಜೊತೆಗೆ ಇದರ ಕೆಲವು ಸಂಯೋಜನೆಗಳು ಕೂಡ ಆಗಿರಬಹುದು. ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಬಹಳ ವ್ಯಾಪಕವಾಗಿ ಚರ್ಚಿಸಲಾಗಿರುವ ಮಾದರಿ ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಊಹೆಯ ಮೇಲೆ ಆಧಾರವಾಗಿದೆ. ಅಲ್ಲದೇ ಇದಕ್ಕೆ ಹೊಂದಾಣಿಕೆಯಾಗುವ ಪದಾರ್ಥವನ್ನು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ನ್ಯೂಟ್ರಾಲಿನೊ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗಿದೆ. ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳು (ಬೃಹತ್ತಾದ) ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಂದ ಕೂಡಿರಬಹುದು. ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಕಾಯಗಳ "ಬಾಟಮ್-ಅಪ್" ರಚನೆಗೆ ಕಾರಣವಾದರೆ ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ "ಟಾಪ್-ಡೌನ್" ರಚನೆಯ ಸನ್ನಿವೇಶಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ^[೫]

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಇದೆಯೆಂದು ನಂಬಿದರೂ ಅದರ ಅಸ್ತಿತ್ವಕ್ಕೆ ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾದ ಪುರಾವೆ ಸಿಕ್ಕಿಲ್ಲ. ಅದರ ಸ್ವಭಾವ ಕೂಡ ಇನ್ನೂ ನಿಗೂಢವಾಗಿಯೆ ಇದೆ. ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಭ್ರಮಣ(ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ರೋಟೆಷನ್)ದಲ್ಲಿ ಕಂಡುಬರುವ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳನ್ನು ವಿವರಸಲು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಾದವನ್ನು ಹೆಚ್ಚಿನ ಜನ ಒಪ್ಪಿಕೊಳ್ಳತೊಡಗಿದ್ದಾರೆ. ಆದರೆ ಪರ್ಯಾವಾಗಿ, ಮಾಡಿಫೈಡ್ ನ್ಯೂಟೊನಿಯನ್ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಮತ್ತು ಟೆನ್ಸಾರ್-ವೆಕ್ಟಾರ್-ಸ್ಕೇಲಾರ್ ಗ್ರಾವಿಟಿ ಯಂತಹ ಕೆಲವು ವಾದಗಳನ್ನು ಕೂಡ ಮಂಡಿಸಲಾಗಿದೆ. ಆದರೆ, ಈ ಯಾವುದೆ ಪರ್ಯಾಯ ವಾದಗಳಿಗೆ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳ ಸಮುದಾಯದಲ್ಲಿ ಇದೆ ರೀತಿಯ ವ್ಯಾಪಕ ಮನ್ನಣೆ ಪಡೆದಿಲ್ಲ.

ವೀಕ್ಷಿತ ಸಾಕ್ಷಿಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಕ್ಯಾಲಿಫೋರ್ನಿಯ ಇನ್ಸಿಟ್ಯೂಟ್ ಆಫ್ ಟೆಕ್ನಾಲಜಿ ಯ ಫ್ರಿಟ್ಸ್ ಸ್ವಿಕಿ ಎಂಬ ಸ್ವಿಸ್ ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನಿ 1933ರಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಸ್ತಿತ್ವದ ಬಗ್ಗೆ ಸಾಕ್ಷಿ ಒದಗಿಸಿ ಮತ್ತು ತೀರ್ಮಾನಕ್ಕೆ ಬಂದ ಮೊದಲಿಗ.^[೬] ಅವನು ಕೋಮ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಸಮೂಹಕ್ಕೆ ವಿರಿಯಲ್ ಥಿಯರಮ್ ಅನ್ನು ಅನ್ವಯಿಸಿ ಕಾಣದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಸಾಕ್ಷಿಗಳನ್ನು ಪಡೆದ. ಸ್ವಿಕಿ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಅದರ ಅಂಚಿನ ಚಲನೆಯ ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ಸಮೂಹದ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ಅಂದಾಜು ಮಾಡಿದ. ಇದರ ಜೊತೆಗೆ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಒಟ್ಟು ಸಂಖ್ಯೆ, ಮತ್ತು ಸಮೂಹದ ಒಟ್ಟು ಪ್ರಕಾಶದ ಆಧರಿಸಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಪ್ರಮಾಣ ಊಹೆಮಾಡಿದ. ಈ ಎರಡನ್ನು ಹೋಲಿಸಿದ. ಅವನ್ನು ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕಿಂತ ಸುಮಾರು 400ಪಟ್ಟು ಹೆಚ್ಚಿನ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಇದೆ ಎಂದು ಕಂಡುಕೊಂಡ. ವೇಗವಾದ ಕಕ್ಷೆಗಳಿಗೆ, ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸುವ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಗಳ ಗುರುತ್ವ ತೀರಾ ಕಡಿಮೆಯಾಗಿತ್ತು. ಹೀಗಾಗಿ ಅದಕ್ಕೆ ಬೇರೆ ಇನ್ನು ಏನೋ ಬೇಕಿತ್ತು. ಇದನ್ನು "ಮಿಸ್ಸಿಂಗ್ ಮಾಸ್ ಪ್ರಾಬ್ಲಮ್" (ಕಾಣೆಯಾದ ದೃವ್ಯ ರಾಶಿಯ ಸಮಸ್ಯೆ) ಎಂದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಈ ಫಲಿತಾಂಶಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ಸ್ವಿಕಿ ಅಗೋಚರವಾಗದ ಯಾವುದೊ ಪದಾರ್ಥಗಳಿರಬೇಕು, ಇದು ಸಮೂಹವು ಒಟ್ಟಾಗಿರುವುದಕ್ಕೆ ಅಗತ್ಯವಿರುವ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹಾಗು ಗುರುತ್ವವನ್ನು ಕೊಡುತ್ತದೆ, ಎಂಬ ನಿರ್ಣಯಕ್ಕೆ ಬಂದ.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಗ್ಗೆ ಬಹಳಷ್ಟು ಸಾಕ್ಷಿಗಳು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಚಲನೆಯ ಆಧ್ಯಯನದಿಂದ ಬಂದಿದೆ.^[೭] ಹಲವಾರು ಸಾಕ್ಷಿಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಒಂದೇ ಪ್ರಕಾರವಾಗಿದೆ, ಹೀಗಾಗಿ ವಿರಿಯಲ್ ಥಿಯರಮ್ ಪ್ರಕಾರ ಒಟ್ಟು ಚಲನಶಕ್ತಿಯು(ಕೈನೆಟಿಕ್ ಎನರ್ಜಿ) ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ಬೈಂಡಿಂಗ್ ಎನರ್ಜಿಯ (ಜೊತೆಗಿರಲು ಬೇಕಾದ ಗುರುತ್ವ ಶಕ್ತಿಯ) ಅರ್ಧವಾಗಿರುತ್ತದೆ. ಆದರೆ ಪ್ರಯೋಗಳಲ್ಲಿ ಒಟ್ಟು ಚಲನಶಕ್ತಿಯ(ಕೈನೆಟಿಕ್ ಎನರ್ಜಿ) ಸ್ವಲ್ಪ ಜಾಸ್ತಿಯಿರುತ್ತದೆ ಎಂದು ಕಂಡುಬಂದಿದೆ; ಅದರಲ್ಲೂ ವಿಶೇಷವಾಗಿ, ಗುರುತ್ವದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ(ಗ್ರಾವಿಟೆಷಿನಲ್ ಮಾಸ್) ಗೆ ಕೇವಲ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಮಾತ್ರ ಕಾರಣವೆಂದುಕೊಂಡಾಗ ಇದು ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ. ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ ದೂರವಿರುವ ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ವಿರಿಯಲ್ ಥಿಯರಮ್ ನಿಂದ ಊಹಿಸಿದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ವೆಲಾಸಿಟಿ (ವೇಗೋತ್ಕರ್ಷ: ನಿರ್ದಿಷ್ಟ ದಿಕ್ಕಿನಲ್ಲಿ ವೇಗ) ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಭ್ರಮಣದ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಯೊಂದಿಗೆ ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಮಧ್ಯಭಾಗದಿಂದ ಇರುವ ಅಂತರವನ್ನು ಸಮೀಕರಿಸಿದ ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಭ್ರಮಣ ತಿರುವು (ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್) ಗಳನ್ನು ಕೇವಲ ಕಾಣಿಸುವ ದ್ರವ್ಯಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ ವಿವರಿಸಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ.

ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಸಮೂಹದ ಒಂದು ಚಿಕ್ಕ ಭಾಗಕ್ಕೆ ಕಾರಣ ಎಂದು ಪರಿಗಣಿಸುವುದೆ, ಇದನ್ನು ಸರಿಸೂಗಿಸಲು ಇರುವ ಸುಲಭವಾದ ಮಾರ್ಗ.  ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ದೊಡ್ಡ ಸರಿಸುಮಾರು ಗೋಲಿಯವಾಗಿ ಸಮಮತವಾದ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರಿಕೃತವಾದ ಹಾಲೊ, ಹಾಗು ಬಿಲ್ಲೆಯ ಹಾಗೆ ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರಿಕೃತವಾದ ಹಾಗೆ ಕಾಣಿಸುವ ದ್ರವ್ಯಗಳನ್ನು ಅದರ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಹೊಂದಿದೆ.   ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಗ್ಗೆ ಅಧ್ಯಯನ ಮಾಡಲು ಲೋ ಸರ್ಪೆಸ್ ಬ್ರೈಟ್ನೆಸ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಯು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯವಾದ ಮಾಹಿತಿಯ ಮೂಲ. ಈ ಗೆಲಕ್ಸಿಯು ಕಾಣಿಸುವ ಪದಾರ್ಥ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಅಲ್ಪಪ್ರಮಾಣದ ನಿಷ್ಪತ್ತಿ ಹೊಂದಿದೆ. ಅವುಗಳ ಮಧ್ಯ ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿ ಹೊಳೆಯುವ ಕೆಲವು ತಾರೆಗಳಿರುವ ಕಾರಣ ಹೊರಗಡೆಯಿರುವ ತಾರೆಗಳ ಭ್ರಮಣ ತಿರುವುಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಸಲು ಅಡ್ಡಿಯಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಈ ಎರಡು ಅಂಶಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಆಧ್ಯಯನಕ್ಕೆ ಸಹಕಾರಿಯಾಗಿವೆ.

ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹಗಳ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನದ(ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ಲೆನ್ಸಿಂಗ್) ವೀಕ್ಷಣೆಯಿಂದಾಗಿ ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ಮಾಸ ಅನ್ನು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಹಿನ್ನಲೆಯಿಂದಾಗಿ ಬೆಳಕಿನ ಮೇಲೆ ಆಗುವ ಪ್ರಭಾವದ ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ನೇರವಾಗಿ ಅಂದಾಜಿಸಬಹುದಾಗಿದೆ.

ಅಬೆಲ್ 1689 ನಂತಹ ಸಮೂಹಗಳಲ್ಲಿ, ಸಮೂಹಗಳ ಬೆಳಕಿನಿಂದ ಸೂಚಿತವಾದ ರಾಶಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚಿನ ರಾಶಿಯನ್ನು ಮಸೂರನ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ಸಾಬೀತು ಪಡಿಸಿವೆ.
ಬುಲ್ಲೆಟ್ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ ಮಸೂರನ ವೀಕ್ಷಣೆಯು ಬಹಳಷ್ಟು ಮಸೂರನ ಕಣಗಳು ಕ್ಷಕಿರಣ-ಉತ್ಸರ್ಜಿಸುವ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಕಣಗಳಿಂದ ಬೇರೆಯಾಗಿದೆ.

ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಭ್ರಮಣ ತಿರುವುಗಳು (ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್ಸ್) [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Galaxy rotation curve

ಸ್ಪೈರಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಭ್ರಮಣೆ ವಕ್ರರೇಖೆ : ಊಹಿಸಿದ (ಮುನ್ಸೂಚಿತ)(A) ಮತ್ತು ಗಮನಿಸಿದ್ದು (B).ವೆಲಾಸಿಟಿ ವಕ್ರರೇಖೆಯ ದೊಡ್ಡ ತ್ರಿಜ್ಯವಿರುವ 'ವಿಸ್ತರಿತ' ರೂಪಕ್ಕೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿವರಿಸುತ್ತದೆ.

ಸ್ಷಿಕಿಯ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ವಿವರಣೆಯ ನಂತರದ 40ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಇದನ್ನು ಸಮರ್ಥಿಸುವ ಯಾವುದೆ ದಾಖಲೆಗಳಿಲ್ಲದ ಕಾರಣ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಹಾಗು ಬೆಳಕಿನ (ಮಾಸ್ ಟು ಲೈಟ್) ನಿಷ್ಪತ್ತಿ ಗೆ ಯುನಿಟಿ ಬಿಟ್ಟು ಬೇರೆ ಕಾರಣಗಳಲ್ಲ ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿತ್ತು. ನಂತರ, 1960ರ ಕೊನೆಯ ಭಾಗ ಮತ್ತು 1970ರ ಪ್ರಾರಂಭದಲ್ಲಿ, ಕಾರನೇಜ್ ಇನ್ಸ್ಟಿಟ್ಯೂಷನ್ ಆಫ್ ವಾಷಿಂಗ್ಟನ್ ನ ಟೆರೆಸ್ಟ್ರಿಯಲ್ ಮಾಗ್ನೆಟಿಸಂ ವಿಭಾಗದ ವೇರಾ ರೂಬಿನ್ ಎಂಬ ಯುವ ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನಿ ಇದನ್ನು ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಿದ್ದಾರೆ.ಸ್ಪೈರಲ್ (ಮರುಸುತ್ತಿನ) ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಎಡ್ಜ್-ಆನ್ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಕರ್ವ್ ಯನ್ನು ಆಳತೆಮಾಡುವ ಹೊಸದಾದ ಸೂಕ್ಷ್ಮ ರೋಹಿತಲೇಖಿಯ ಯಿಂದ ಬಂದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು,ಅಲ್ಲಿಯವರೆಗೂ ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದ್ದಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ನಿಖರವಾಗಿದ್ದವು. ^[೮] ಸಹದ್ಯೋಗಿ ಕೆಂಟ್ ಫೋರ್ಡ್ ರ ಜೊತೆಗೂಡಿ, ರೂಬಿನ್ ಅಮೇರಿಕನ್ ಅಸ್ಟ್ರಾನಾಮಿಕಲ್ ಸೊಸೈಟಿಯ 1975ರ ಸಭೆಯೊಂದರಲ್ಲಿ ಸ್ಪೈರಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಹಲವು ನಕ್ಷತ್ರಗಳು ಸುಮಾರು ಒಂದೆ ವೇಗದಲ್ಲಿ ಭ್ರಮಿಸುತ್ತವೆ, ಇದು ಬಹಳಷ್ಟು ನಕ್ಷತ್ರಗಳ ರಾಶಿಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆ ಅದರ ಸ್ಥಾನವನ್ನು ಮೀರಿ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಒಂದೆ ರೀತಿಯಾಗಿ ಇರುತ್ತದೆ; (ದಿ ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ಬಲ್ಜ್) ಎನ್ನುವ ಚಕಿತಗೊಳಿಸುವ ಅಂಶವನ್ನು ಶೋಧಿಸಿರುವುದಾಗಿ ಪ್ರಕಟಿಸಿದರು. ಇದಾದ ನಂತರ 1980ರಲ್ಲಿ ಈ ಫಲಿತಾಂಶಗಳನ್ನು ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುವ ಪತ್ರಿಕೆಯಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಟ ಮಾಡಲಾಯಿತು.^[೯] ಈ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು ನ್ಯೂಟೊನಿನ ಗುರುತ್ವವು ಎಲ್ಲಾ ಕಡೆ ಸಾಮೂಹಿಕವಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಬೀರುವುದಿಲ್ಲ, ಅಥವಾ ಸಂಪ್ರದಾಯವಾದಿಯಾಗಿ, ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಗಳ 50% ಕ್ಕಿಂತ ಹೆಚ್ಚು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ ಖುಣಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಗೋಚರವಾಗದ ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಹಾಲೊದಲ್ಲಿದೆ, ಎಂದು ನಿರ್ಧಾರಕ್ಕೆ ಬರಬಹುದು. ಅನೇಕ ಸಂದೇಹಗಳನ್ನು ಎದುರಿಸಬೇಕಾದರೂ, ರೂಬಿನ್ ತಾನು ಗಮನಿಸಿದ ವಿಷಯ ಸರಿಯೆಂದು ಒತ್ತಾಯಿಸಿದಳು. ಕೊನೆಗೂ ಬೇರೆಯ ಖಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಆಕೆಯ ಸಂಶೋಧನೆಯನ್ನು ಪುಷ್ಟಿಕರಿಸತೊಡಗಿದರು, ಹಾಗು ಬಹಳಷ್ಟು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನಿಂದ ಆವರಿಸಿಕೊಂಡಿವೆ,ಎಂಬ ಅಂಶವು ಚೆನ್ನಾಗಿ ಊರ್ಜಿತವಾಯಿತು.

ಲೊ ಸರ್ಫೇಸ್ ಬ್ರೈಟ್ನೆಸ್ (LSB) ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು.^[೧೦] LSBಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೆಚ್ಚಿರುವ ಕಡೆಯಲೆಲ್ಲಾ ಇದೆ, ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್(ಭ್ರಮಣ ತಿರುವು)ಗಳಿಗೆ ವೀಕ್ಷತ ತಾರಾಸಮೂಹವು ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಕಾರಣವಾಗಿದೆ. ಈ ಗುಣವು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯವಾಗುತ್ತದೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಇದು ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್ ಗಳಿಗೆ ಕಾರಣವಾಗುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮತ್ತು ಕಾಣಿಸುವ ಅಂಶಗಳ ಡಿಪ್ರೊಜೆಕ್ಷನ್ ಮತ್ತು ಡಿಸ್ ಎನ್ಟಾಂಗಲ್ ಮೆಂಟ್ ಗಳ ಆಧ್ಯಯನದಲ್ಲಿರುವ ತೊಂದರೆಗಳನ್ನು ನಿವಾರಿಸುತ್ತದೆ. ^[೫]

ಸ್ಪೈರಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ.^[೧೧] ಲೋ ಮತ್ತು ಹೈ ಸರ್ಫಿಸ್ ಲೂಮಿನಾಸಿಟಿ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಎರಡರ ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್ ಗಳು ಯುನಿವರ್ಸಲ್ ಡೆನಿಸಿಟಿ ಪ್ರೊಪೈಲ್ ಹೊಂದಿರುವುದಾಗಿ ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ.

ಇದನ್ನು ಎಕ್ಸ್ಪನೆನ್ಷಲ್ ಥಿನ್ ಸ್ಟೇಲ್ಲಾರ್ ಡಿಸ್ಕ್, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಸ್ಪೆರಿಕಲ್ ಹಾಲೊ, ನ ρ0 = 4.5 × 10−2(r0/kpc)−2/3M⊙pc−3 ಯಷ್ಟು ತ್ರಿಜ್ಯ r0 ಮತ್ತು ಸಾಂದ್ರತೆ ಹೊಂದಿರುವ ಫ್ಲಾಟ್ ಕೋರ್,ಗಳ ಮೊತ್ತ ಎಂದು ಹೇಳಬಹುದು (ಇಲ್ಲಿ M⊙, 2 × 10³⁰ kg ಯಷ್ಟು ಸೋಲಾರ್ ರಾಶಿಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ).

ಇಲಿಪ್ಟಿಕಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ. ಕೆಲವು ಇಲಿಪ್ಟಿಕಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ತೀಕ್ಷ್ಣವಾದ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದ ತೋರಿಸುತ್ತದೆ.^[೧೨] ಒಂಟಿಯಾದ ಇಲಿಪ್ಟಿಕಲ್ ಗಳ ಡಾರ್ಕ್ ಹಾಲೊಗಳನ್ನು ಬಿಸಿ ಅನಿಲಗಳು ವಿಸ್ತಾರವಾದ ಅನಿಲಮಂಡಲಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಅವರಿಸಿಕೊಂಡಿವೆ; ಎಂದು ಎಕ್ಸ್-ರೆ (ಕ್ಷಕಿರಣ) ಪುರಾವೆಗಳು ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ಇದರ ಜೊತೆಗೆ ಇದರ ಹೈಡ್ರಸ್ಟ್ಯಾಟಿಕ್ (ದ್ರವಸ್ಥಿತಿ ಶಾಸ್ತ್ರದ ಮಾಪನಗಳು)ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇರುವುದಕ್ಕೆ ಸಾಕ್ಷಿ ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ. ಇತರೆ ಇಲಿಪ್ಟಿಕಲ್ ಗಳು ಅದರ ಹೊರವಲಯದಲ್ಲಿ ಕಡಿಮೆ ವೆಲಾಸಿಟಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿರುತ್ತವೆ. (ಗ್ರಹನಿಹಾರಿಕೆ (ಪ್ಲಾನೆಟರಿ ನೆಬುಲೆ) ಗಳಿಂದ ಪತ್ತೆಮಾಡಿದ,) ಇವುಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹಾಲೊಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲವೆಂದು ತರ್ಕಿಸಲಾಯಿತು.^[೫] ಆದರೆ ಡಿಸ್ಕ್-ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಸೇರುವುದರ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್ ಗಳು ತಾರೆಗಳು ಅವುಗಳ ಮೂಲ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಿಂದ ಟೈಡಲ್ ಫೋರ್ಸ್(ಭರತದ ಶಕ್ತಿ) ಗಳಿಂದಾಗಿ ಅವುಗಳ ಮೊದಲ ಕ್ಲೋಸ್ ಪಾಸೇಜ್ ಸಮಯದಲ್ಲಿ ಬೇರೆಯಾದವು. ಹೀಗೆ ಬೇರೆಯಾದ ತಾರೆಗಳು ಔಟ್ಗೊಯಿಂಗ್ ಟ್ರಾಜೆಕ್ಟರಿಗಳ ಮೇಲೆ ಸ್ಥಿತವಾದವು, ಇದು DM ಹಾಲೊ ಇದ್ದರೂ ಕಡಿಮೆ ವೆಲಾಸಿಟಿಯಿರುವುದಕ್ಕೆ ಕಾರಣ. ^[೧೩]

ಈ ಸನ್ನಿವೇಶವನ್ನು ವಿಶದಪಡಿಸಲು ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಯ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ.

ಹೀಗೆ ಸಿಮ್ಯುಲೆಟ್ ಮಾಡಿದ DM ಹಾಲೊಗಳು ಗಮನಾರ್ಹವಾದ ಸ್ಟೀಪ್(ಕಡಿದಾದ) ಡೆನ್ಸಿಟಿ ಪ್ರೊಫೈಲಗಳನ್ನು (ಸೆಂಟ್ರಲ್ ಕಸ್ಪ್ ಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿರುವ)ಹೊಂದಿರುತ್ತದೆ. ಇದು 2008ರವರೆಗೆ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಆತ್ಯಂತ ಚಿಕ್ಕ ಪ್ರಮಾಣದ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ನಿರೂಪಿಸುವ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ ಮಾದರಿಗಳಿಗೆ ಸಮಸ್ಯೆಯಾಗಿತ್ತು.^[೫] ಇದು ಕೇವಲ ಪೃಥಕ್ಕರಣದ(ರೆಸಲೂಷನಿನ) ಸಮಸ್ಯೆಯಿರಬಹುದು: ತಾರೆಗಳು ಉಂಟಾಗುವ ಪ್ರದೇಶಗಳು ಬಹಳ ಅಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದ ಅನಿಲದ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆ(ಔಟ್ ಫ್ಲೊ)ಆದರಿಂದ ಇನ್ನು ಪರಿಹರಿಸಲು ಆಗಿರದ, ಜೊತೆಗೆ ದೊಡ್ಡ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕ್ಲಂಪ್(ಗುಂಪು) ಗಳ ಮೂಲಕ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿತರಣೆಯ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತದೆ. ಇತ್ತೀಚಿನ ಕುಬ್ಜ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಇಂತಹ ತಾರೆ ಉಂಟಾಗುವ ಪ್ರದೇಶಗಳ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್ ಗಳು^[೧೪] ಸೂಪರ್ ನೋವ ಗಳ ತೀಕ್ಷ್ಣವಾದ ಹೊರಸೂಸುವಿಕೆಯು ಮೊಂಮೆಟಮ್ ಗ್ಯಾಸ್(ಅನಿಲ) ಅನ್ನು ತೆಗೆದುಹಾಕುತ್ತದೆ. ಈ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯು ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಡುಬ್ಬ(ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ಬಲ್ಜ್) ಗಳು ರೂಪಗೊಳ್ಳುವುದನ್ನು ತಡೆಗಟ್ಟುತ್ತದೆ. ಇದಲ್ಲದೆ, ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಮಧ್ಯದ ಕಿಲೊಪಾರ್ಸೆಕ್ ನ ಆರ್ಧಕ್ಕಿಂತ ಕಡಿಮೆಮಾಡುತ್ತದೆ. ಬಲ್ಜ್ ಲೆಸ್(ಡುಬ್ಬರಹಿತ)ಮತ್ತು ಷ್ಯಾಲೋ ಸೆಂಟ್ರಲ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ಆಳವಿರದ ಮಧ್ಯದ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಫ್ರೊಫೈಲ್) ಗಳನ್ನೊಳಗೊಂಡ ಈ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್ ಗಳ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು, ಕುಬ್ಜವಾದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ನೇರವಾಗಿ ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳೊಂದಿಗೆ ಬಹಳ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಸರಿಹೊಂದುತ್ತದೆ. ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ದೊಡ್ಡ ಸಮೂಹಗಳ ಆಥವಾ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಹಾಲೊಗಳ ಹೊರಗಿನ ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಇಂತಹ ವ್ಯತ್ಯಾಸಗಳು ಇಲ್ಲ.

ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ DM ಹಾಲೊಗಳ ಚಿತ್ರಣಕ್ಕೆ ವ್ಯತಿರಿಕ್ತವಾಗಿ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ರಾಶಿ-ಬೆಳಕಿನ ನಿಷ್ಪತ್ತಿಯು ತಾರೆಗಳ ನಿಷ್ಪತ್ತಿಗೆ ಹತ್ತಿರವಾಗಿದೆ.^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]} ಇದಾದ ನಂತರ, ಕಾಸ್ಮಾಸ್ (ವಿಶ್ವ)ನ ಹಲವಾರು ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇದೆಯಂದು ತೋರಿಸಲು ಆನೇಕ ಪರೀಕ್ಷೆಗಳು ನಡೆಯುತ್ತಿದೆ.^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]} ರೂಬಿನ್ ರ ಸ್ಪೈರಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಮೇಲೆ ನಡೆಸಿದ ಆಧ್ಯಯನಗಳ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು ಮತ್ತು ಸ್ವಿಕಿಯವರ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹಗಳ ಆಧ್ಯಯನಗಳೊಂದಿಗೆ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ವೀಕ್ಷತ ಸಾಕ್ಷಿಗಳು ದಶಕಗಳಿಂದ ಸಂಗ್ರಹವಾಗುತ್ತಿದೆ. ಹೀಗೆ ಸಂಗ್ರಹವಾದ ಸಾಕ್ಷಿಗಳಿಂದಾಗಿ ಬಹುತೇಕ ಖಭೌತಿಕ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು(ಆಸ್ಟ್ರೊಫಿಸಿಸ್ಟ್) ಇದರ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ಇದೆ ಎಂದು ಒಪ್ಪಿಕೊಳ್ಳತೊಡಗಿದ್ದಾರೆ. ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ಸ್ಕೇಲ್ ಮತ್ತು ಅದಕ್ಕೂ ದೊಡ್ಡದಾದ ಕಾಯಗಳ ರಚನೆಯ ವೀಶ್ಲೆಷಣೆಗಳನ್ನು ವಿವರಿಸುವಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಪರಿಕಲ್ಪನೆಯನ್ನು ಅನ್ನು ಪ್ರಧಾನ ಲಕ್ಷಣವಾಗಿ ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ.

ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ವೆಲಾಸಿಟಿ (ವೇಗೋತ್ಕರ್ಷ) ಡಿಸ್ಪರ್ಷನ್(ಪ್ರಸರಣ) [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಗೆಲಕ್ಸಿಯಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾದ ತಾರೆಗಳ ಸಮೂಹಗಳಂತಹ ವಸ್ತುಗಳ ಗುಂಪಿನ, ಸರಾಸರಿ ವೆಲಾಸಿಟಿಯ (ವೇಗ)ಸುತ್ತಲೂ ಇರುವ ವೆಲಾಸಿಟಿಗಳ ವ್ಯಾಪ್ತಿಯನ್ನು ಖಗೋಳ ಶಾಸ್ತ್ರದ ಪ್ರಕಾರ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಡಿಸ್ಪರ್ಷನ್ σ (ವೆಲಾಸಿಟಿ ಪ್ರಸರಣ) ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ.

ಈ ಕ್ಷೇತ್ರದಲ್ಲಿ ರೂಬಿನರ ನಡೆಸಿರುವ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು ಆನೇಕರಿಗೆ ದಾರಿತೋರಿಸಿದೆ. ಸ್ಪೈರಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ವೆಲಾಸಿಟಿ ತಿರುವುಗಳನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಿದ ಕೂಡಲೆ ಎಲಿಪ್ಸೀಯ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಪ್ರಸರಣವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಲಾಯಿತು.^[೧೫] ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ಬೆಳಕು ನಿಷ್ಪತ್ತಿಯ ಪ್ರಮಾಣ ಕೆಲವೊಮ್ಮೆ ಕಡಿಮೆಯಾದರೂ ಕೂಡ, ಎಲಿಪ್ಸೀಯಗಳ ಮಾಪನಗಳು ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಹೆಚ್ಚಿನ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶ ಹೊಂದಿವೆ, ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಇದರಂತೆಯೆ, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ತುದಿಯಲ್ಲಿರುವ ಸಮನಾಗಿ ಹಂಚಿರುವ ಅಂತರತಾರ ಅನಿಲಗಳ ಮಾಪನಗಳು,ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣಿಸುವ ಭಾಗಗಳ ಆಚೆಗೂ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹರಡಿದೆ ಎಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ; ಅಷ್ಟೆ ಅಲ್ಲದೆ, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಕಾಣಿಸುವ ಭಾಗದ ತ್ರಿಜ್ಯದ ಹತ್ತರಷ್ಟು ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ವಿರಯಲೈಸಡ್ (ಅಂದರೆ ಗುರುತ್ವದಿಂದ ಬಂಧಿಸಿರುವ, ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಯ ಕಕ್ಷೀಯ ವೆಲಾಸಿಟಿಯಷ್ಟು ವೆಲಾಸಿಟಿ ಇರುವ) ಆಗಿರುತ್ತದೆ.^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]} ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶವನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಹೀಗೆ, ರೂಬಿನ್ ಮಾಪನ ಮಾಡಿದ್ದ ಒಟ್ಟು ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಿಸುವ ವಸ್ತುಗಳ 50%ರ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕಿಂತ ಈಗ ಸಮ್ಮತಿಗೆ ಬಂದಿರುವ ಹೊಸ ಪ್ರಮಾಣವಾದ ಸುಮಾರು 95%ಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚಿದೆ.

ಕೆಲವು ಪ್ರದೇಶಗಳಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅತ್ಯಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಅಥವಾ ಒಂದುಚೂರು ಇಲ್ಲ. ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಜೊತೆಗಿನ ಕಕ್ಷೀಯ ಅಂತರಕ್ರಿಯೆಗಳು ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತಾದರೂ ಗೋಲಿಯಾಕಾರದ ಸಮೂಹ (ಗ್ಲಾಬುಲಾರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್)ಗಳು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೊಂದಿದೆ ಎನ್ನುವುದಕ್ಕೆ ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ಪುರಾವೆ ಇದೆ. ^[೧೬]^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]} ಮೊದಮೊದಲು, ತಾರೆಗಳ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಪ್ರೊಪೈಲ್ ಮಾಪನವು, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ (ಆಕಾಶಗಂಗೆ) ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ ನಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರಿತವಾಗಿದೆ; ಎನ್ನುವ ಹಾಗೆ ತೋರಿಸುತ್ತಿದ್ದರೂ, ಈಗ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಡಿಸ್ಕ್ ಗಳಲ್ಲಿ (ವಿಶೇಷವಾಗಿ ಅಂತರತಾರಾ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ) ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಹೆಚ್ಚಾದ ಸಂದ್ರಾತೆಯು ಈ ಚಲನೆಗೆ ಕಾರಣ ಎಂದು ಹೇಳಲಾಗಿದೆ. ಗೆಲಕ್ಸಿ ಮಾಸ್ ಪ್ರೊಫೈಲ್ ಗಳು ಲೈಟ್ ಪ್ರೊಫೈಲ್ ಗಳಿಗಿಂತ ವ್ಯತಾಸವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಭಾವಿಸಲಾಗುತ್ತಿದೆ. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ವಿಶಿಷ್ಟ ಮಾದರಿಯೆಂದರೆ ವಿರಿಯಲೈಸ್ಡ್ ಹಾಲೊಗಳಲ್ಲಿ ಸಪಾಟಾದ, ಗೋಲಾಕೃತಿಯಲ್ಲಿ ಹರಡಿರುವುದು.

ಇದು ಚಿಕ್ಕ-ಪ್ರಮಾಣದ (ನಕ್ಷತ್ರಗಳ) ಡೈನಾಮಿಕಲ್ ಪ್ರಭಾವಗಳಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳಲು ಇಂತಹ ಮಾದರಿಯು ಸಹಕಾರಿ. ಜನವರಿ 2006ರಲ್ಲಿ ಪ್ರಕಟವಾದ ಯುನಿವರ್ಸಿಟಿ ಆಫ್ ಮಾಸ್ಸುಚುಟೆಸ್ಸ್, ಅಮ್ಹೆರಸ್ಟ್ ರ ಇತ್ತೀಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಯು ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ (ಆಕಾಶಗಂಗೆ) ಯ ಡಿಸ್ಕ್ ನಲ್ಲಿ ಆಗುವ ದೊಡ್ದ ಮತ್ತು ಚಿಕ್ಕ ಮಾಗೆಲಾನಿಕ್ ಮೋಡಗಳ ಅಂತರಕ್ರಿಯೆಯಿಂದಾಗಿವ ಬಾಗುವಿಕೆಗೆ ಕಾರಣ ಮತ್ತು ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ (ಆಕಾಶಗಂಗೆ)ಗಳ ಊಹಿಸಲಾದ ದ್ರವ್ಯವು ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ ಯಲ್ಲಿರುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಿದಾಗ ಅದು 20% ಜಾಸ್ತಿ ಯಾಗಿರುವುದನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ.^[೧೭]

ಕಾರ್ಡಿಫ್ ಯುನಿವರ್ಸಿಟಿ ಯ ಖಗೋಳವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು 50 ದಶಲಕ್ಷ ವರ್ಷ ದೊರ ಇರುವ ವಿರ್ಗೊ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ, VIRGOHI21 ಎಂದು ಹೆಸರಿಸಲಾಗಿರುವ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ವಾದಿಸುತ್ತಾರೆ. ^[೧೮] ವಿಚಿತ್ರವಾಗಿ, VIRGOHI21 ದಲ್ಲಿ ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣಿಸುವ ಯಾವುದೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿರುವ ಹಾಗೆ ತೋರಲಿಲ್ಲ: ಹೈಡ್ರೊಜನಿನ ರೇಡಿಯೊ ಫ್ರಿಕ್ವೆನ್ಸಿ (ರೇಡಿಯೊ ತರಂಗ) ಯಲ್ಲಿ ಅದನ್ನು ನೋಡಲಾಯಿತು. ರೋಟೆಷನ್ (ಭ್ರಮಣ) ಪ್ರೊಪೈಲ್ ಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ, ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಈ ಕಾಯವು ಹೈಡ್ರೊಜನಿನಗಿಂತ ಸುಮಾರು 1000 ಪಟ್ಟು ಜಾಸ್ತಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು; ಇದರ ಒಟ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ನಾವಿರುವ ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ (ಆಕಾಶಗಂಗೆ) ಗೆಲಕ್ಸಿಯ 1/10ಭಾಗದಷ್ಟಿದೆ. ಮಿಲ್ಕಿ-ವೇ (ಆಕಾಶಗಂಗೆಯು) ಅದರ ಸಾಧಾರಣ ಪದಾರ್ಥಗಳಗಿಂತ 10ಪಟ್ಟು ಜಾಸ್ತಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೊಂದಿದೆ ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ.

ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ಮತ್ತು ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿ ಯನ್ನು ವಿವರಿಸುವ ಮಾದರಿಗಳು, ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಈ ರೀತಿಯ ಡಾರ್ಕ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವೆಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ ಆದರೂ,^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]} ಯಾವುದು ಯಾರೂ ಅಲ್ಲಿಯವೆರೆಗೂ ಪತ್ತೆಮಾಡಲಾಗಿಲ್ಲ. ಈ ರೀತಿಯ ಡಾರ್ಕ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವ ನಿರೂಪಿತವಾದರೆ, ಅದು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಹೇಗೆ ರೂಪಗೊಂಡವು ಎನ್ನುವ ತತ್ವಕ್ಕೆ ಬಲವಾದ ಸಾಕ್ಷಿಯನ್ನು ಒದಗಿಸುತ್ತದೆ; ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆ ಪರ್ಯಾವಾಗಿ ಮಂಡಿಸುತ್ತಿರುವ ವಿವರಣೆಗಳಿಗೆ ಇದರಿಂದ ಹಾನಿಯಾಗುತ್ತದೆ.

NGC 3379ಅಂತಹ ಕೆಲವು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಪ್ರೊಫೈಲ್ ಗಳು ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇಲ್ಲವೆಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ.^[೧೯]

ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯನ್ನು ಪ್ರತಿಪಾದಿಸುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ತತ್ವದ ಪ್ರಕಾರದ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕಿಂತ 10ರಿಂದ100 ಪಟ್ಟು ಚಿಕ್ಕದಾದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳಿರುವುದಕ್ಕೆ ಸಾಕ್ಷಿಗಳಿದೆ. ^[೨೦]^[೨೧] ಇದನ್ನು ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಪ್ರಾಬ್ಲಂ (ಕುಬ್ಜ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮಸ್ಯೆ)ಎಂದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ.

ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹ ಮತ್ತು ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Gravitational lens

ಅಬೆಲ್ 1689 ಹಬಲ್ ಸ್ಪೇಸ್ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪಿನಿಂದ ವೀಕ್ಷಿಸಿದ ಭಾರಿ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ (ಸ್ಟ್ರಾಂಗ್ ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ಲೆನ್ಸಿಂಗ್), ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ-ಬಾಗಿದ ತಿರುವನ್ನು (ಲೆನ್ಸಿಂಗ್ ಆರ್ಕ್)ವೀಕ್ಷಿಸಲು ಚಿತ್ರವನ್ನು ದೊಡ್ಡದು ಮಾಡಿ.

ಬಹಳ ದೂರದ ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾದ ವಸ್ತು(ಕ್ವೇಸಾರ್,ತರಹ)ಗಳಿಂದ ಬರುವ ಬೆಳಕು, ಬೃಹತ್ತಾದ ವಸ್ತುವಿನ(ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹ ದ ತರಹ)ಸುತ್ತಲೂ ಮೂಲವಸ್ತು ಮತ್ತು ವೀಕ್ಷಕನ ನಡುವೆ ಬಾಗಿದಾಗ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರ( ಗ್ರಾವಿಟೇಷನಲ್ ಲೆನ್ಸ್) ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ.

 ಈ ಪ್ರಕಿಯೆಯನ್ನು ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ (ಗ್ರಾವಿಟೇಷನಲ್ ಲೆನ್ಸಿಂಗ್)  ಎಂದು ಕೆರೆಯುತ್ತಾರೆ.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹದ ಮೇಲೆ ಕೂಡ ಪ್ರಭಾವ ಬೀರುತ್ತವೆ. ಇಂಟರ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ (ಅಂತರ್ ಸಮೂಹ) ಅನಿಲಗಳ ಕ್ಷಕಿರಣ(ಎಕ್ಸ್-ರೆ)ದ ಮಾಪನಗಳು, ಸ್ವಿಕಿ ಗಮನಿಸಿಸದ ಸುಮಾರು 10 ರಿಂದ 1 ರಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾಗಿರುವ ದೊಡ್ಡ ಸಮೂಹಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ಬೆಳಕು ನಡುವಿನ (ಮಾಸ್-ಟು-ಲೈಟ್) ನಿಷ್ಪತ್ತಿಗೆ ಬಹಳ ಹತ್ತಿರವಾಗಿದ್ದವು. ಚಂದ್ರ ಎಕ್ಸ್-ರೆ ಅಬ್ಸರವೇಟರಿ (ಚಂದ್ರ ಕ್ಷಕಿರಣ ವೀಕ್ಷಾಣಲಯ)ಯ ಆನೇಕ ಪ್ರಯೋಗಗಳು, ಸಮೂಹಗಳ ಸ್ವತಂತ್ರವಾದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ನಿರ್ಧರಿಸಲು ಈ ವಿಧಾನವನ್ನು ಬಳಸುತ್ತಾರೆ.^[೨೨]

ಅಬೆಲ್ 2029 ಎಂಬ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹವು, ಬಿಸಿ ಅನಿಲಗಳಿಂದ ಸುತ್ತಲ್ಪಟ್ಟ ಸಾವಿರಾರು ಗೆಲಕ್ಸಿ, ಹಾಗು 10¹⁴ ಸೂರ್ಯನ ಪ್ರಮಾಣದಷ್ಟು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ಈ ಸಮೂಹದ ಮಧ್ಯದಲ್ಲಿ, ಭಾರಿ ಎಲಿಪ್ಸೀಯ (ಅಂಡಾಕಾರದ/ದೀರ್ಘವೃತ್ತಾಕಾರದ) ಗೆಲಕ್ಸಿ ಇದೆ, ಇದು ಹಲವಾರು ಚಿಕ್ಕ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ವಿಲೀನದಿಂದ(ಸೇರುವುದು) ಆಗಿದೆ, ಎಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ. ^[೨೩]

ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹದೊಳಗಡೆ ಮಾಪನ ಮಾಡಿದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಕಕ್ಷೀಯ ವೇಗವು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಭವಿಷ್ಯದ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಗೆ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನವು ಇನ್ನೊಂದು ಬಹಳ ಮುಖ್ಯವಾದ ಸಾಧನ. ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ನಿರ್ಣಯಿಸಲು ಮಸೂರನ ವಿಧಾನವು ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಗಳ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿಸದೆ, ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಯ (ಜನರಲ್ ರಿಲೇಟಿವಿಟಿ) ಪರಿಣಾಮದ ಮೇಲೆ ಅವಲಂಬಿಸಿದೆ; ಹೀಗಾಗಿ ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡುವ ಇರುವ ಸಂಪೂರ್ಣವಾದ ಸ್ವತಂತ್ವವಾದ ವಿಧಾನ. ಅಬೆಲ್ 1689 (ಬಲಗಡೆಯ ಚಿತ್ರ) ಒಳಗೊಂಡಂತೆ ಹಲವಾರು ದೂರದ ಸಮೂಹಗಳ ಬೆಳಕು ಹಿನ್ನಲೆ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋದಾಗ ವಿರೂಪಗೊಂಡು ಬಾಗುತ್ತದೆ, ಇದರಿಂದ ಗೆಲಕ್ಸಿಯ ಸುತ್ತ ದಟ್ಟವಾದ ಮಸೂರನ ಉಂಟಾಗುತ್ತದೆ.^[೨೪] ವಿರೂಪಗೊಳ್ಳುವ ಜ್ಯಾಮಿತಿಯನ್ನು ಲೆಕ್ಕಚಾರಹಾಕಿ, ಈ ವಿದ್ಯಮಾನವನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುವ ಸಮೂಹದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಲೆಕ್ಕಹಾಕಬಹುದು. ಈ ರೀತಿ ಲೆಕ್ಕಹಾಕಿದ ಹಲವಾರು ಸಂರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ, ರಾಶಿ-ಬೆಳಕು (ಮಾಸ್-ಟು-ಲೈಟ್)ನಿಷ್ಪತ್ತಿಯು ಸಮೂಹಗಳ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಡೈನಾಮಿಕ್ ಲೆಕ್ಕಚಾರದ ಮೂಲಕ ಗಳಿಸಿದ ಪ್ರಮಾಣಗಳಿಗೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ^{[ಉಲ್ಲೇಖದ ಅಗತ್ಯವಿದೆ]}

ಕಳೆದ 10 ವರ್ಷಗಳಿಂದ ದುರ್ಬಲ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ ಎಂಬ ವಿಧಾನವನ್ನು ಅಭಿವೃದ್ಧಿ ಮಾಡಲಾಗಿದೆ. ಇದು, ವಿಶಾಲವಾದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಪರೀಶಿಲನೆಗಳಲ್ಲಿ, ವಸ್ತುಗಳ ಮುನ್ನುಗ್ಗುವ ಕ್ರಿಯೆಯಿಂದಾಗುವ ಅತ್ಯಲ್ಪವಾದ ವಿರೂಪವನ್ನು ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರದ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಗಳ ಮೂಲಕ ಗಮನಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಮೇಲ್ನೊಟಕ್ಕೆ ಕಾಣುವ ನಿಕಟದಲ್ಲಿರುವ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಹಿನ್ನಲೆಯ(ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್) ಸರಿಸುಮಾರು ವಿರೂಪವನ್ನು, ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರದ ಮುಖೇನ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಸರಾಸರಿ ಹರಡುವಿಕೆಯನ್ನು, ಖಭೌತಶಾಸ್ತ್ರಜ್ಞರು ಕಂಡುಹಿಡಿದಿದ್ದಾರೆ. ಆದಾಗ್ಯೂ, ದೊಡ್ಡ-ಗಾತ್ರದ ವಸ್ತುಗಳ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿ-ಬೆಳಕಿನ ನಿಷ್ಪತ್ತಿಗೆ (ಮಾಸ್-ಟು-ಲೈಟ್) ಊಹೆಮಾಡಿದ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕೆ ಇದು ಹೊಂದಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ.^[೨೫] ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನದ ಎರಡೂ ವಿಧಾನಗಳು ಬೇರೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮಾಪನಗಳೊಂದಿಗೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬ್ರಹಾಂಡದ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಬಹಳ ದೊಡ್ಡ ಅಂಶವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಬಹಳಷ್ಟು ಖಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಮನಗಂಡಿದ್ದಾರೆ.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಗ್ಗೆ ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ನಿರೂಪಿಸಲಾದ ಸಾಕ್ಷಿ ಬುಲ್ಲೆಟ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ಎಂಬ ವವ್ಯಸ್ಥೆಯಲ್ಲಿದೆ.

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಕಾಣಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳೆರಡು   ಅವುಗಳ ನಡುವಿನ ಪರಸ್ಪರ ಗುರುತ್ವಾಕರ್ಷಣೆಯ ಕಾರಣದಿಂದಾಗಿ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಬಹುತೇಕ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಜೊತೆಯಲ್ಲಿಯೇ, ನಿರೀಕ್ಷಿಸಿದ ಹಾಗೆ, ಇರುತ್ತದೆ.^[೨೬] ಬುಲ್ಲೆಟ್ ಕ್ಲಸ್ಟರ್ ನಲ್ಲಿ ಎರಡು ಗೆಲಕ್ಷಿ ಸಮೂಹಗಳ ನಡುವಿನ ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಎರಡನ್ನು ಬೇರ್ಪಡಿಸಿದೆ.  ಕ್ಷಕಿರಣ(ಎಕ್ಸ್-ರೆ) ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (10⁷– 10⁸ ಕೆಲ್ವಿನ್^[೨೭] ಅನಿಲ, ಯಾ  ಪ್ಲಾಸ್ಮದ ರೂಪದಲ್ಲಿ ) ಬಹುಪಾಲು ಭಾಗ ಈ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಕೇಂದ್ರಿಕೃತವಾಗಿದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ.  ಹಾದುಹೋಗುತ್ತಿದ ಅನಿಲ ಕಣಗಳ ಮಧ್ಯೆ ಆಗುವ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಅಂತರ್ಕಿಯೆಗಳು(ಸ್ಪಂದನೆ) ಅವುಗಳ ವೇಗವನ್ನು ತಗ್ಗಿಸಿ, ಅಪ್ಪಳಿಕೆಯಾದ ಜಾಗದ ಹತ್ತಿರದಲ್ಲಿ ಕೂಡಿಕೊಳ್ಳುವಂತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ.  ಆದರೆ, ಅದೆ ವ್ಯವಸ್ಥೆಯ ದುರ್ಬಲ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ (ವೀಕ್ ಗ್ರವಿಟೇಷನಲ್ ಲೆನ್ಸಿಂಗ್)ದ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ದೃವ್ಯದ ಬಹುತೇಕ ಭಾಗ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಅನಿಲವಿರುವ ಮಧ್ಯಪ್ರದೇಶದ ಹೊರಗಡೆಯಿದೆ ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಬಲಕ್ಕೆ(ಫೋರ್ಸ್) ಯಾವುದೆ ರೀತಿಯ ಅಂತರಕ್ರಿಯೆ ತೋರಿಸುವುದಿಲ್ಲ, ಎಕ್ಸ್-ರೆ ವಿಸಿಬಲ್(ಎಕ್ಸ್-ರೆಯಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸುವ) ಅನಿಲದ ಹಾಗೆ ಇದರ ಚಲನೆಯು ನಿಧಾನವಾಗುವುದಿಲ್ಲ. ಹೀಗಾಗಿ, ಎರಡು ಸಮೂಹಗಳ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶಗಳು, ಒಂದರಮೂಲಕ ಇನ್ನೊಂದು ಹಾದಿ ಹೋದರೂ ಗಣನೀಯವಾಗಿ ನಿಧಾನವಾಗುವುದಿಲ್ಲ.  ಇವೆರಡು ಬೇರೆಬೇರೆಯಾದುದಕ್ಕೆ ಇದು ಕಾರಣ.  ಗೆಲಕ್ಸೀಯ ಭ್ರಮಣ ತಿರುವುಗಳ ಸಾಕ್ಷಿಯ ಹಾಗಿರದೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಗೆಗಿನ ಈ ಸಾಕ್ಷಿಯು ನ್ಯೂಟೊನ್ ಗುರುತ್ವ ಪ್ರಭಾವದ ವಿವರಗಳಿಂದ ಸ್ವತಂತ್ರವಾಗಿದೆ; ಹೀಗಾಗಿಯೆ ಇದನ್ನು  ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ತೋರಿಸುವ ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾದ ಸಾಕ್ಷಿಯೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗಿದೆ.^[೨೭]

ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಹಿನ್ನಲೆ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Cosmic microwave background radiation

ಇವನ್ನೂ ನೋಡಿ: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಹಿನ್ನಲೆ {ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್(CMB)}ವಿಕಿರಣದ ಶೋಧ ಮತ್ತು ಪುಷ್ಟೀಕರಣವನ್ನು 1964ರಲ್ಲಿ^[೨೮] ಮಾಡಲಾಯಿತು. ಇದರಿಂದ ಕಾಸ್ಮಾಸ್ ಸೃಷ್ಟಿ ಮತ್ತು ವಿಕಾಸಕ್ಕೆ ಮಂಡಿಸಲಾಗಿರುವ ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ತತ್ವಕ್ಕೆ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮನ್ನಣೆ ಸಿಕ್ಕಿತು. ಅಲ್ಲಿಂದಾಚೆಗೆ,CMB ಯ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ಲೆಕ್ಕಾಚಾರಗಳು ಇದನ್ನು ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚು ಪುಷ್ಟೀಕರಿಸಿ ಅದನ್ನು ಇನ್ನು ಬಲಪಡಿಸಿತು. ಅವುಗಳಲ್ಲಿ ಹೆಸರುವಾಸಿಯಾದದ್ದು NASA ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ಎಕ್ಸಪ್ಲೊರರ್ (COBE)(ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಹಿನ್ನಲೆ ಪರಿಶೋಧಕ). COBE, 2.726 K ಯಷ್ಟು ಶೇಷವಾದ ತಾಪಮಾನವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಿತು. ಇದಲ್ಲದೆ, 1992ರಲ್ಲಿ ಪ್ರಥಮ ಬಾರಿಗೆ CMBಯಲ್ಲಿ 10⁵ ರಷ್ಟರ ಒಂದು ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಏರಿಳಿತವನ್ನು(ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿ) ಕಂಡುಹಿಡಿಯಿತು.^[೨೯] ನಂತರದ ದಶಕದಲ್ಲಿ, ಅನೇಕ ಭೂಮಿ-ಮೇಲಿನ ಮತ್ತು ಬಲೂನ್ ಪ್ರಯೋಗಗಳಿಂದ CMB ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿ ಗಳನ್ನು ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಾಗಿ ಆಭ್ಯಸಿಸಲಾಯಿತು. ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿಗಳ ಪವರ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ನಲ್ಲಿ ಉಂಟಾಗುವ ಮೊದಲ ಅಕೌಸ್ಟಿಕ್ ಪೀಕ್ ನ ಅಂಗುಲಾರ್ ಸ್ಕೇಲ್ ಅನ್ನು ಅಳೆಯುವುದು, ಈ ಪ್ರಯೋಗಗಳ ಪ್ರಾಥಮಿಕ ಉದ್ದೇಶ. COBE ಗೆ ಇದನ್ನು ಅಳೆಯಲು ಬೇಕಾದಷ್ಟು ಪೃಥಕರಣವಿರಲಿಲ್ಲ(ರೇಸಲೂಷನ್). ಈ ಹಿಂದೆ 2000-2001, ಹಲವಾರು ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಅದರಲ್ಲಿ ಮುಖ್ಯವಾಗಿ BOOMERanG^[೩೦], ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿಗಳ ಅಗ್ಯುಲಾರ್ ಗಾತ್ರ (ಆಕಾಶದ ಮೇಲಿನ ಗಾತ್ರ) ಮಾಪನ ಮಾಡಿದ ಮೇಲೆ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡವು ಸರಿಸುಮಾರು ದೈಶಿಕವಾಗಿ ಚಪ್ಪಟೆ ಆಗಿದೆಯೆಂದು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಯಿತು. ಹೆಚ್ಚಿದ ಸೂಕ್ಷ್ಮತೆಗಳಿಂದಾಗಿ ಮೊದಲ ಪೀಕ್(ತುದಿ) ಅನ್ನು 1990ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಲೆಕ್ಕಮಾಡಲಾಯಿತು, ಹಾಗು ನಂತರ 2000ರ ವೇಳೆಗೆ BOOMERanG ಪ್ರಯೋಗ ಸುಮಾರು ಒಂದು ಡಿಗ್ರಿಯಷ್ಟು ಪವರ್ (ಶಕ್ತಿಯ) ಏರಿಳಿತಗಳನ್ನು ವರದಿ ಮಾಡಿತು. ಈ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ (ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ) ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ಮಂಡಿಸಲಾಗಿದ್ದ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಸ್ಟ್ರಿಂಗ್ ಎಂಬ ಮುಖ್ಯ ತತ್ವವನ್ನು ತಳ್ಳಿಹಾಕಿ, ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಇನ್ಪ್ಲೇಷನ್ ಸರಿಯಾದ ತತ್ವವನ್ನು ಎಂದು ಸೂಚಿಸಿತು.

ಭೂಮಿ-ಮೇಲಿನ ಬಹಳಷ್ಟು ಇಂಟರ್ಪೆರೊಮೀಟರ್ ಗಳು ಏರಿಳಿತವನ್ನು ಹೆಚ್ಚು ನಿಖರವಾದ ಆನೇಕ ಮಾಪನಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸಿದವು . ಇವುಗಳು : ವೆರಿ ಸ್ಮಾಲ್ ಅರೇ, ಡಿಗ್ರಿ ಆಂಗುಲಾರ್ ಸ್ಕೇಲ್ ಇಂಟರ್ಪೆರೊಮೀಟರ್ (DASI) ಮತ್ತು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ಇಮೇಜರ್ (CBI). CMBಯ ಪೋಲರೈಸೇಷನ್ (ಧ್ರುವೀಕರಣ)ಅನ್ನು DASI ಮೊದಲು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿತು^[೩೧] ^[೩೨]. CBI ಮೊದಲ ಇ-ಮೋಡ್ ಪೋಲರೈಸೇಷನ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ಅನ್ನು ನೀಡಿತು. ಇದರಿಂದ ಇದು ಟಿ-ಮೊಡ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ನೊಂದಿಗೆ ಕಲೆತಪ್ಪಿದೆ (ಔಟ್ ಆಫ್ ಫೇಸ್) ಎನ್ನುವುದಕ್ಕೆ ಪುರಾವೆ ನೀಡಿತು. ^[೩೩] COBE ನಂತರದ, ವಿಲ್ಕಿನ್ಸನ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿ ಪ್ರೋಬ್ (WMAP), CMB ಯ (ದೊಡ್ಡ-ಪ್ರಮಾಣದ) ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿಗಳ 2009ರವರೆಗಿನ ಬಹಳ ವಿವರಣಾತ್ಮಕ ಮಾಪನಗಳನ್ನು ಒದಗಿಸಿತು.^[೩೪] WMAP ಮಾಪನಗಳು ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯ ಲಾಂಬ್ಡ-CDM ಮಾಡಲ್ (ಮಾದರಿ) ಎಂಬ ಮಾನಕ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಸ್ಥಾಪಿಸುವಲ್ಲಿ ಮಹತ್ವದ ಪಾತ್ರವಹಿಸುತ್ತದೆ. ಇದರ ಪ್ರಕಾರ ವಿಸೃತವಾದ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ಯಿಂದ ಆವರಿಸಿದೆ. ಇದಕ್ಕೆ ಪೂರಕವಾಗಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಅಣುಗಳಿವೆ. ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಏರಿಳಿತಗಳನ್ನು, ಸರಿಸುಮಾರು ಪ್ರಮಾಣ ಸ್ಥಿರವಾದ ಗೌಸಿಯನ್, ಅಡಿಯಬಾಟಿಕ್ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಗಳಿಂದ ಶ್ರೇಣಿಕೃತ ಪಡುತ್ತದೆ. ಈ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಮೂಲಗುಣಗಳನ್ನು ಐದು ನಿಯಮಗಳು ನಿರ್ಣಯಿಸುತ್ತವೆ: ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಸಾಂದ್ರತೆ, ಅಣುಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆ, ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ವಯಸ್ಸು( ಆಥವಾ ಸಮನಾಗಿ, ಹಬ್ಬಲ್ ನಿಯತಾಂಕ , ಇಂದು), ಪ್ರಾರಂಭಿಕ ಏರಿಳಿತಗಳ ವೈಶಾಲ್ಯತೆ, ಹಾಗು ಅವುಗಳ ಸ್ಕೇಲ್ ಡಿಪೆಂಡೆನ್ಸ್. ಈ ಮಾದರಿಗೆ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಇನ್ಪ್ಲೇಷನ್ ನ ಅವಧಿಯ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ.

WMAP ಮಾಹಿತಿಯು ಹೆಚ್ಚು ಸಂಕೀರ್ಣವಾಗಿದ್ದ ಹಲವಾರು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಇನ್ಪ್ಲೇಷನ್ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ತಳ್ಳಿಹಾಕಿ, ಹಲವಾರು ಮಾದರಿಗಳ ಪೈಕಿ ಲಾಂಬ್ಡ-CDM ಮಾಡಲ್(ಮಾದರಿ) ಅನ್ನು ಸಮರ್ಥಿಸಿತು.

ಒಟ್ಟಿನಲ್ಲಿ, ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ ತತ್ವ ಯಶಸ್ವಿಯಾಗಲು ಎಲ್ಲಾ ಖಗೋಳಿಕ ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಗೆ ಅದರಲ್ಲೂ ಮುಖ್ವವಾಗಿ CMB ಯೊಂದಿಗೆ ಸರಿಹೊಂದಬೇಕು (ಕನ್ಕಾರ್ಡನ್ಸ್ ಮಾಡಲ್- ಸಮಾರಸ್ಯ ಮಾದರಿ). ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯ ಪ್ರಕಾರ CMB ಯನ್ನು ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನಿಂದ ಹೊಮ್ಮಿದ ರೆಲಿಕ್ ರೇಡಿಯೆಷನ್ (ರೆಲಿಕ್ ವಿಕಿರಣ-ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ವಿಕಿರಣದ ಒಂದು ಬಗೆ), ಪ್ರಾರಂಭದಲ್ಲಿ ಸಾವಿರಾರು ಕೆಲ್ವಿನ್ ಡಿಗ್ರಿಯಷ್ಟು ಇತ್ತು. ಕಳೆದ 13ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷದಲ್ಲಿ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ವಿಸ್ತರಣೆಯಿಂದಾಗಿ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಗೆ ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್ ಗೊಂಡಿದೆ. (ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್ : ಬಹಳ ದೂರದ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸುಧಿರ್ಘವಾದ ತರಂಗಾಂತರಗಳ ಕಡೆಗೆ ಆಗು ರೋಹಿತರೇಖೆಗಳ ಸ್ಥಾನಪಲ್ಲಟ (ರೋಹಿತದ ಕೆಂಪು ತುದಿಯ ಕಡೆಗೆ). CMB ಯ ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿಗಳನ್ನು ಪೋಟಾನ್-ಬ್ಯಾರಿಯಾನ್ ಪ್ಲಾಸ್ಮದ (CMB ಉತ್ಸರ್ಜನೆ ಯಾಗುವ ಮುನ್ನ, ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ಆದ 379,000 ವರ್ಷಗಳ ನಂತರ ಬ್ಯಾರಿಯಾನಿನಿಂದ ಪೋಟಾನ್ ಬೇರೆಗೊಳ್ಳುತ್ತದೆ)ಅಕೂಸ್ಟಿಕ್ ಆಸಿಲೇಷನ್ ಎಂದು ವಿವರಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ, ಇದನ್ನು ಮೊದಲಿನ ಹಾಗೆ ಗುರುತ್ವವು ಮಾಡುತ್ತದೆ. ^[೩೫] ಸಾಮಾನ್ಯವಾದ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿಕಿರಣಕ್ಕೆ ಪ್ರಬಲವಾಗಿ ಸ್ಪಂದಿಸುತ್ತದೆ, ವಾಖ್ಯಾನದ ಪ್ರಕಾರ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಸ್ಪಂದಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ಎರಡರ ಆಸಿಲೇಷನ್ ಗಳ ಮೇಲೆ ಅದರ ಗುರುತ್ವದಿಂದಾಗಿ ಪ್ರಭಾವಬೀರುತ್ತದೆ. ಹೀಗಾಗಿ ಮ್ಯಾಟರ್ (ದ್ರವ್ಯದ) ನ ಎರಡು ಬಗೆಯು ಬೇರೆಬೇರೆ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. CMB ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿಗಳ ಪವರ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್ ದೊಡ್ಡ, ಮುಖ್ಯವಾದ ಪೀಕ್ (ತುದಿ) ಮತ್ತು ನಂತರದ ಚಿಕ್ಕ ಪೀಕ್ (ತುದಿ)ಗಳನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಪ್ರಸ್ತುತ 2009ರವರೆಗೆ, ಇದರ ಮೂರು ಪೀಕ್ ಗಳವರೆಗೆ (ತುದಿ) ನಿರೂಪಿತವಾಗಿದೆ. ^e.g.^[೩೪]. ಪ್ರಮುಖವಾದ ಪೀಕ್ ನಮಗೆ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಬಗ್ಗೆ ಮಾಹಿತಿ ನೀಡಿದರೆ,ಮೂರನೇ ಪೀಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಸಾಂದ್ರತೆಯ ಬಗ್ಗೆ ತಿಳಿಸುವುದು. (ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ರೇಡಿಯೆಷನ್#ಪ್ರೈಮರಿ ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿ, ಯನ್ನು ನೋಡಿ).

ಆಕಾಶಕಾಯಗಳ ಸಮೀಕ್ಷೆ ಮತ್ತು ಬ್ಯಾರಿಯಾನ್ ಅಕೂಸ್ಟಿಕ್ ಆಸಿಲೇಷನ್ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Baryon acoustic oscillations

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ ಪ್ರಾರಂಭದ ಅಕೂಸ್ಟಿಕ್ ಆಸಿಲೇಷನ್ (ಹಿಂದಿನ ವಿಭಾಗವನ್ನು ನೋಡಿ)ಗಳು ಕಣ್ಣಿಗೆ ಕಾಣುವ ದ್ರವ್ಯಗಳ ಮೇಲೆ ಬ್ಯಾರಿಯಾನ್ ಅಕೂಸ್ಟಿಕ್ ಆಸಿಲೇಷನ್ (BAO)ಕ್ಲಸ್ಟರಿಂಗ್ ಮೂಲಕ ಗಾಢವಾದ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಬೀರುತ್ತದೆ. ಈ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು ಆಕಾಶದ ಸಮೀಕ್ಷೆಗಳಾದ (ವೀಕ್ಷಣೆ) ಸ್ಲೋನ್ ಡಿಜಿಟಲ್ ಸ್ಕೈ ಸರ್ವೆ ಮತ್ತು 2dF ಗೆಲಕ್ಸಿ ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್ ಸರ್ವೆ-ಇಂದ ಮಾಪನ ಮಾಡಬಹುದು .^[೩೬]

ಈ ಮಾಪನಗಳು WMAP ವ್ಯೂಮನೌಕೆಗಳಿಂದ ಪಡೆದ CMB ಮಾಪನಗಳೊಂದಿಗೆ ಸ್ಥಿರವಾಗಿದೆ. ಇದು ಲಾಂಬ್ಡ-CDM ಮಾಡಲ್ (ಮಾದರಿ) ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಮತ್ತಷ್ಟು ಪುಷ್ಟಿಗೊಳಿಸುತ್ತದೆ. ಅಕೂಸ್ಟಿಕ್ ಆಸಿಲೇಷನ್ ಯನ್ನು CMB ಮಾಹಿತಿ ಮತ್ತು BAO ಮಾಹಿತಿ ಎರಡು ಬೇರೆ ಬೇರೆ ಡಿಸ್ಟೆನ್ಸ್ ಸ್ಕೇಲ್ ನಲ್ಲಿ ಮಾಪನ ಮಾಡುಲಾಗುತ್ತದೆ ಎನ್ನುವುದು ಗಮನಿಸಬೇಕಾದ ವಿಷಯ.^[೩೫]

ವಿಧ Ia ಸೂಪರ್ ನೋವ್ ಅಂತರದ ಮಾಪನಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Type Ia supernova

ವಿಧ Ia ಸೂಪರ್ ನೋವ್ ವನ್ನು ಎಕ್ಸ್ಟ್ರಾಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ಅಂತರವನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡಲು "ಸ್ಟಾಂಡರ್ಡ್ ಕಾಂಡಲ್" ಗಳನ್ನಾಗಿ ಬಳಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಸೂಪರ್ ನೋವಗಳ ಅಗಾಧವಾದ ಮಾಹಿತಿಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ಪುಷ್ಟಿಕರಿಸಬಹುದು. ^[೩೭] ಅದು ವಿಸೃತ ಲಾಂಬ್ಡ CDM ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡಕ್ಕೆ ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು Ω_Λ= ~0.713 ಮತ್ತು ಕ್ವಿಂಟ್ಎಸ್ಸೆನ್ಸ್ ಮಾದರಿಗೆ ಪಾರಾಮೀಟರ್(ಪ್ರಮಿತಿ) w ಎಂದು ನಿಗಧಿಮಾಡುತ್ತದೆ. ಹೀಗೆ ಗಳಿಸಿದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ WMAP ವೀಕ್ಷಣೆಗಳಿಂದ ಗಳಿಸದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳೊಂದಿಗೆ ಹೊಂದಿಕೆಯಾಗುತ್ತವೆ. ಇದರಿಂದ ಲಾಂಬ್ಡ-CDM ಮಾದರಿ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಮತ್ತೊಮ್ಮೆ (ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ)ಪುಷ್ಟಿಕರಿಸಿದ ಹಾಗೆ ಆಗುತ್ತದೆ. ^[೩೫]

ಲೈಮನ್ ಆಲ್ಪಾ ಫಾರೆಸ್ಟ್ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Lyman alpha forest

ಅಸ್ಟ್ರನಾಮಿಕಲ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರೊಸ್ಕೊಪಿ (ರೋಹಿತಗಳ ಆಧ್ಯಯನಕ್ಕೆ ಮೀಸಲಿಟ್ಟ ಖಾಗೋಳ ವಿಜ್ಞಾನದ ಒಂದು ವಿಭಾಗ) ಯ ಪ್ರಕಾರ ದೂರದ ಗೆಲಕ್ಸಿ ಮತ್ತು ಕ್ವೇಸಾರ್ ಗಳ ಸ್ಪೇಕ್ಟ್ರಾದಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಲ್ (ತಟಸ್ಥ) ಹೈಡ್ರೊಜನ್ ನಿನ ಲೈಮಾನ್ ಆಲ್ಫಾಟ್ರಾನ್ಸಿಷನ್(ಸಂಕ್ರಮಣ)ನಿಂದಾಗಿ ಉಂಟಾಗುವ ಅಬ್ಸಾರ್ಷ್ಷನ್ ಲೈನಗಳ ಮೊತ್ತವನ್ನು ಲೈಮಾನ್ ಆಲ್ಫಾ ಫಾರೆಸ್ಟ್ ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ. ಲೈಮಾನ್ ಆಲ್ಪಾ ಫಾರೆಸ್ಟ್ ಗಳಿಂದ ವೀಕ್ಷಿತ ಫಲಿತಾಂಶಗಳನ್ನು ಕೂಡ ಕಾಸ್ಮಾಲಾಜಿಕಲ್ ಮಾದರಿಗಳನ್ನು ಪುಷ್ಟಿಕರಿಸಲು ಬಳಸಬಹುದು.^[೩೮] WMAP ಗಳಿಂದ ಪಡೆದ ಮಾಹಿತಿಗಳೊಂದಿಗೆ ಈ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು ತಾಳೆ ಆಗುತ್ತವೆ.

ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಭಾರಿ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಹರಡಿರುವುದನ್ನು ತೋರಿಸುವ 3D ನಕಾಶೆ. ಹಬಲ್ ಸ್ಪೇಸ್ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ನ ದುರ್ಬಲ ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ(ವೀಕ್ ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ಲೆನ್ಸಿಂಗ್)ಗಳ ಲೆಕ್ಕಾಚಾರಗಳಿಂದ ಪುನರ್ರಚಿತವಾದದ್ದು.

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: structure formation

ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆಗೆ ಪರಿಹಾರ ಒದಗಿಸುವ ಫ್ರೈಡ್ಮಾನ್ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ ಯ ಪ್ರಮಿತಿಗಳ ಮಾಪನಗಳಿಗೆ ನೇರವಾಗಿ ಹೊಂದಿಕೊಳ್ಳುವ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯ ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ಮಾದರಿಗೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಹಳ ನಿರ್ಣಾಯಕ ಪಾತ್ರವಹಿಸುತ್ತದೆ. ಅದರಲ್ಲೂ ಪ್ರಮುಖ್ಯವಾಗಿ ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಹಿನ್ನಲೆ ಅನಿಸೊಟ್ರೊಪಿ ಗಳ ಮಾಪನವು ಪದಾರ್ಥಗಳ ಬಹಳಷ್ಟು ಅಂಶಗಳು ಪೋಟಾನ್ ಗಳೊಂದಿಗೆ ಗೊತ್ತಿರುವ ಬಲ(ಫೋರ್ಸ್) ಗಳಿಗಿಂತ ದುರ್ಬಲವಾಗಿ ಸ್ಪಂದಿಸುವುದರೊಂದಿಗೆ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಸ್ಪಂದನೆಗಳಿಗೆ ತಾಳೆಯಾಗುತ್ತದೆ.

ಹೀಗೆಯೆ, ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಬೃಹತ್-ಪ್ರಮಾಣದ ಗಾತ್ರವನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಕೊಲ್ಡ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಲೆಬೇಕು.

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯು ಚಿಕ್ಕ ಕಾಯಗಳು ಮೊದಲು ಕುಸಿದು, ನಂತರ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು, ತದನಂತರ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹ ಹೀಗೆ ಕ್ರಮಬದ್ಧವಾಗಿ ಸಾಗುತ್ತದೆ, ಎಂದು ವೀಕ್ಷಣೆಗಳು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ವಿಕಾಸವಾಗುತ್ತಿರುವ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಾಯಗಳು ಕುಸಿಯುತ್ತಿದ್ದ ಹಾಗೆಯೇ ಗುರುತ್ವ ಬಂಧನದಿಂದಾಗಿ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಶಾಖ ಹೆಚ್ಚಾಗುವುದರಿಂದ (ಹೀಟ್ಸ್ ಅಪ್), ಕಾಯಗಳು ಬೆಳಕು ಕೊಡತೊಡುಗುತ್ತವೆ (ಲೈಟ್ ಅಪ್); ಕಾಯಗಳು ಹೈಡ್ರೊಸ್ಟ್ಯಾಟಿಕ್ ಪ್ರೆಶರ್ ಬ್ಯಾಲೆನ್ಸ್ ಸ್ಥಿತಿಯನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನಿಂದಾಗಿ, ಸಾಧಾರಣವಾದ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕೂಡ ಬಹಳ ಹೆಚ್ಚಿನ ತಾಪಮಾನವನ್ನು, ಹಾಗು ಅತಿ ಹೆಚ್ಚು ಒತ್ತಡವನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ಅದು ಜೀನ್ಸ್ ಇನ್ಸ್ಟೆಬಿಲಿಟಿಯ ಮೂಲಕ ಇನ್ನು ಕುಸಿತಗೊಂಡು ನಕ್ಷತ್ರಗಳಂತಹ ಚಿಕ್ಕ ಕಾಯಗಳು ರೂಪಗೊಳ್ಳುತ್ತವೆ. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಾಯಗಳ ಘಟಕದಂತೆ (ಕಾಂಪಾಕ್ಟರ್) ವರ್ತಿಸುತ್ತದೆ. ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯ ಈ ಮಾದರಿಯು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಕಾಣಿಸುವ ಕಾಯಗಳ ಸಂಖ್ಯಾಶಾಸ್ತ್ರಗಳ ಸಮೀಕ್ಷೆಗಳೊಂದಿಗೆ ಸರಿಹೊಂದುತ್ತದೆ; ಅದೂ ಅಲ್ಲದೆ ಇದು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಹಿನ್ನಲೆ (ಬ್ಯಾಕ್ ಗ್ರೌಂಡ್) ಮೂಲಕ ಮಾಡುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಊಹನಕ್ಕೂ ಸರಿಹೊಂದುತ್ತದೆ.

ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಯ ಈ ಬಾಟಮ್-ಅಪ್ ಮಾದರಿ ಯಶಸ್ವಿಯಾಗಲು ಇದಕ್ಕೆ ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನಂತಹ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ. ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಗೆ ಮಂಡಿಸಲಾಗಿರುವ ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮಾದರಿ, ಸರಿಯೆಂದು ತೋರಿಸಲು ನೂರಾರು ಕೋಟಿ ಕಣಗಳ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಕಂಪ್ಯೂಟರ್ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್^[೩೯] ಗಳನ್ನು (ಕೆಲವು ನೈಜ ಸಂಗತಿ, ಸ್ಥಿತಿಗತಿಗಳು ಅಥವಾ ಪ್ರಕ್ರಿಯೆಯ ತದ್ರೂಪವನ್ನು ಸೃಷ್ಟಿಸಿ ಅಂಥ ಸನ್ನಿವೇಶದಲ್ಲಿ ವಾಸ್ತವದ ಕಾರ್ಯ ನಿರ್ವಹಣೆ ಮಾಡುವುದಕ್ಕೆ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್(=ಅನುಕರಣೆ) ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ) ಬಳಸಲಾಗುತ್ತಿದೆ. ಹೀಗೆ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್ ಗಳ ಫಲಿತಾಂಶಗಳನ್ನು, ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೀಕ್ಷೆಗಳಾದ: ಸ್ಲೋನ್ ಡಿಜಿಟಲ್ ಸ್ಕೈ ಸರ್ವೆ ಮತ್ತು 2dF ಗೆಲಕ್ಸಿ ರೆಡ್ ಶಿಫ್ಟ್ ಸರ್ವೆ ಇದರ ಜೊತೆಗೆ ಲೈಮಾನ್-ಆಲ್ಪಾ ಫಾರೆಸ್ಟ್ ಗಳ ಫಲಿತಾಂಶಗಳಿಗೂ ಅನ್ವಯಿಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇಂತಹ ಸಿಮ್ಯುಲೇಷನ್ ಬಳಸಿ ಮಾಡುವ ಆಧ್ಯಯನಗಳು, ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಬ್ಯಾರಿಯಾನ್ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಒಳಗೊಂಡ ಇತರೆ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯ ಪ್ರಮಿತಿಗಳನ್ನು ಮಾಪನ ಮಾಡುವ ಲಾಂಬ್ಡ-CDM ಮಾಡಲ್ ಅನ್ನು ತಯಾರಿಸಲು ಬಹಳ ಸಹಕಾರಿಯಾಗಿದೆ.

ಸಂಯೋಜನೆ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Unsolved ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಬಗ್ಗೆ ಆಗಸ್ಟ್ 2006ರಲ್ಲಿ ಗುರತ್ವ ಮಸೂರನ ಮುಖಾಂತರ ತೀರ್ಮಾನಕ್ಕೆ ಬರಲಾಯಿತಾದರೂ,^[೨೭] ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಅನೇಕ ವಿಷಯಗಳು ಇನ್ನು ಊಹನಾತ್ಮಕವಾಗಿದೆ. DAMA/NaI ಪ್ರಯೋಗ ಹಾಗು ಇದರ ನಂತರದ DAMA/LIBRA ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಭೂಮಿಯ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವುದನ್ನು ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗಿದೆ; ಎಂದು ಸಾಧಿಸುತ್ತಾರೆ, ಆದರೆ ಬಹಳಷ್ಟು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಅದನ್ನು ಈಗಲೂ ಸಂದೇಹಿಸುತ್ತಾರೆ, ಏಕೆಂದರೆ ಬೇರೆ ಪ್ರಯೋಗಗಳ ಫಲಿತಾಂಶಗಳು (ಬಹುಮಟ್ಟಿಗೆ)DAMA ದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳಾದ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ್ಯೂಟ್ರಾಲಿನೊಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆಯೆಂಬ ಅಂಶದೊಂದಿಗೆ ಒಡಂಬಡುವುದಿಲ್ಲ.

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿಯ ಅಂದಾಜಿಸಲಾದ ಹರಡಿರುವಿಕೆ.

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ಕಾಣಿಸುವ ಅಂಶಗಳ ರಾಶಿಗಿಂತ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಅಂಶವು ಜಾಸ್ತಿ ರಾಶಿ ಹೊಂದಿರಬೇಕು.^[೪೦]

ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯ ಕೇವಲ 4.6% ಭಾಗಕ್ಕೆ ಸಾಧಾರಣವಾದ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಕಾರಣ.  ಸುಮಾರು 23% ಭಾಗ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ.  ಉಳಿದ 72% ಭಾಗದಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ, ಎಂಬ ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ನಿಗೂಢವಾದ ಎಲ್ಲಾಕಡೆ ಒಂದರಲ್ಲೊಂದು ಬೆರೆತುಕೊಂಡಿರುವ ಸಮಾನವಾಗಿ ಹಂಚಿಹೋಗಿರುವ ಅಂಶವು, ಆವರಿಸಿಕೊಂಡಿದೆ.^[೪೧]

ಕಂಡು ಹಿಡಿಯಲು ಕಷ್ಟಕರವಾದ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಅಂಶವೆಂದು ನಂಬಲಾಗಿದೆ, ಆದರೆ ಇದು ಬಹಳ ಅಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕೆ ಮಾತ್ರ ಕಾರಣ.^[೪೨]^[೪೩]

ಈ ಆಜ್ಞಾತವಾದ ವಸ್ತುವಿನ ಸ್ವಭಾವವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯುವುದು ಆಧುನಿಕ ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿ ಮತ್ತು ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಫಿಸಿಕ್ಸ್ ಶಾಸ್ತ್ರಗಳ ಪ್ರಮುಖ ಸಮಸ್ಯೆಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದು. ಟೆರ್ರಾ ಇನ್ಕಾಂಗನಿಟಾ ಎಂಬದುರ ನಕ್ಷೆ ಗುರುತಿಸುವಿಕೆಯಲ್ಲಿದ ಹಾಗೆಯೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ಎಂಬ ಪದಪ್ರಯೋಗಗಳು ಮನುಷ್ಯನ ಆಜ್ಞಾನವನ್ನು ಬಿಂಬಿಸುತ್ತದೆ ಎನ್ನುವ ಅಭಿಪ್ರಾಯಗಳಿವೆ.^[೪೧]

ಪ್ರಸ್ತುತ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮುಖ್ವವಾಗಿ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಎಂದು,ಅದು ಮಾಮೂಲಿನ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್, ಪ್ರೋಟಾನ್, ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್, ಮತ್ತು ನ್ಯೂಟ್ರೊನೊ ಗಳಿಗಿಂತ ಭಿನ್ನವಾದ ಒಂದು ಅಥವಾ ಹೆಚ್ಚಿನ ಮೂಲ ಅಂಶದ ಪದಾರ್ಥಗಳಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ. ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಇರಬಹುದಾದ ಮೂಲಾಂಶಗಳೆಂದರೆ: ಆಕ್ಸಿಯಾನ್, ಸ್ಟೆರೈಲ್ (ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯಿಸದ) ನ್ಯೂಟ್ರಿನೋ ಮತ್ತು WIMPs [ವೀಕ್ಲಿ ಇಂಟರ್ ಆಕ್ಟಿಂಗ್ ಮಾಸ್ಸಿವ್ ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ಸ್ (ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಗೆ ದುರ್ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯಿಸುವ ಬೃಹತ್ತಾದ ಕಣಗಳು) ನ್ಯೂಟ್ರಾಲಿನೊಗಳನ್ನು ಒಳಗೊಂಡು].

ಇದಾವುದು ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಫಿಸಿಕ್ಸ್ ನ ಮಾನಕ ಮಾದರಿಗಳಲ್ಲ, ಆದರೆ ಇವುಗಳು ಮಾನಕ ಮಾದರಿಗಳ ಮುಂದುವರೆದ ಭಾಗಗಳಾಗಿ ಪರಿಗಣಿಸಲ್ಪಡುತ್ತವೆ. ಬಹಳಷ್ಟು ಸುಪರ್ ಸಿಮ್ಮಿಟ್ರಿಕ್ ಮಾದರಿಗಳು ಸ್ವಭಾವಿಕವಾಗಿ ಬಹಳ ಲೈಟೆಸ್ಟ್ ಸುಪರ್ ಸಿಮ್ಮೆಟ್ರಿಕ್ ಪಾರ್ಟಿಕಲ್‌ (LSP)ಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿರುವ ಸ್ಥಿರವಾದ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಕಣಗಳಿಗೆ ಕಾರಣವಾಗುತ್ತದೆ. ಸೀಸಾ ಸಂಯೋಜನೆಯ ಮೂಲಕ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ರಾಶಿಯನ್ನು ವಿವರಿಸುವ ಮಾನಕ ಮಾದರಿಗಳ ಮುಂದುವರಿದ ಭಾಗಗಳಲ್ಲಿ ಭಾರವಾದ ನಿಷ್ಫಲ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿರುತ್ತದೆ.

ಗೆಲಕ್ಸಿ ಭ್ರಮಣ ತಿರುವುಗಳು (ಗೆಲಕ್ಷಿ ರೋಟೆಷನ್ ಕರ್ವ್), ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ, ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿ, ಹೀಗೆ ಹಲವಾರು ರೀತಿ ಸಾಕ್ಷಿಗಳ ಮಾಹಿತಿಯ ಪ್ರಕಾರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಸುಮಾರು 85-90% ರಾಶಿಯು ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಬಲದೊಂದಿಗೆ ಯಾವುದೆ ರೀತಿಯ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆ ತೋರಿಸುವುದಿಲ್ಲ. ಇಂತಹ "ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್" ಅದರ ಗುರುತ್ವ ಪ್ರಭಾವದಿಂದಾಗಿ ಸಿದ್ದವಾಗಿದೆ.

ಚಾರಿತ್ರಕವಾಗಿ ಮೂರು ರೀತಿಯ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಮೂರು ಬಗೆಗಳಿವೆ ಎಂದು ತರ್ಕಿಸಲಾಗಿದೆ.^[೪೪]

ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ಶಾಖ) – ಅಲ್ಟ್ರಾ ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕಲಿ (ಅತಿ ಸಾಪೇಕ್ಷತಾವಾಗಿ) ಚಲಿಸುವ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಕಣಗಳು ^[೪೫]
ವಾರ್ಮ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ಬೆಚ್ಚಗಿನ) – ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕಲಿ (ಸಾಪೇಕ್ಷತಾವಾಗಿ) ಚಲಿಸುವ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಕಣಗಳು
ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ಶೀತ) – ನಾನ್ ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕಲಿ (ಸಾಪೇಕ್ಷವಾಗಿರದ) ಚಲಿಸುವ ನಾನ್ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಕಣಗಳು^[೪೬]

ಡೇವಿಸ್ et al.(ಮತ್ತು ಇತರರು) 1985 ಹೀಗೆ ಬರೆದರು:

ಫ್ಲಕ್ಚುಏಷನ್ ಸ್ಪೆಕ್ಟ್ರಮ್(ಆಸ್ಥಿರ ರೋಹಿತ)ದ ಮೇಲೆ ಆಗುವ ಪರಿಣಾಮಗಳನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ಈ (ಕಾಂಡಿಡೇಟ್ ಪಾರ್ಟಿಕಲ್) ಮೂಲಾಂಶಗಳನ್ನು ಮೂರು ಬಗೆಯಾಗಿ ವಿಗಂಡಿಸಬಹುದು (ಬಾಂಡ್ et al.(ಮತ್ತು ಇತರರು) . 1983). ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಹೇರಳವಾಗಿ ಹಗುರವಾದ ಕಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿ, ಪುನಸ್ಸಂಯೋಜನೆಗೊಳ್ಳುವುದಕ್ಕು ಸ್ವಲ್ಪ ಮುಂಚಿನವರೆಗೂ ಸಾಪೇಕ್ಷತವಾಗಿದ್ದರೆ (ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್), ಆಗ ಅದನ್ನು "ಹಾಟ್(ಉಷ್ಣ)" ಎಂದು ಬಣ್ಣಿಸಬಹುದು. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಆಗುವ ಸರಿಹೊಂದುವ ಮೂಲಾಂಶವೆಂದರೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ... ಎರಡನೇ ಸಾಧ್ಯತೆಯೆಂದರೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಣಗಳು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆ ತೋರಿಸಿ, ಅವುಗಳಿಗಿಂತ ಸ್ವಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣ ಹಾಗು 1eV ಅಷ್ಟು ರಾಶಿಯ ಪ್ರಮಾಣ(ಮಾಸ್ ಆಫ್ ಆರ್ಡರ್) ಹೊಂದಿದ್ದರೆ, ಅಂತಹ ಕಣಗಳನ್ನು "ವಾರ್ಮ್ (ಬೆಚ್ಚಗಿರುವ)ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್",ಎಂದೂ ಇದು ಬೃಹತ್ತಾದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ಥರ್ಮಲ್ ವೆಲಾಸಿಟಿ ಪಡೆದಿರುವುದೆ ಇದಕ್ಕೆ ಕಾರಣ... ಇಂದು ಈ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಕ್ಕೆ ಸರಿಹೊಂದುವ ಕೆಲವು ಕಣಗಳಿವೆ. ಗ್ರಾವಿಟಿನೊ ಮತ್ತು ಫೊಟಿನೊ ಗಳನ್ನು ಇಂತಹ ಕಣಗಳೆಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗಿದೆ. (ಪಾಗೆಲ್ಸ್ ಮತ್ತು ಪ್ರಿಮಾಕ್ 1982; ಬಾಂಡ್, ಸಾಲೇ ಮತ್ತು ಟರ್ನರ್ 1982)... ಯಾವುದೆ ಕಣಗಳು ಬಹಳ ಬೇಗನೆ ನಾನ್ ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ ಆದಾಗ, ನಗಣ್ಯವಾದ ದೂರದಲ್ಲಿ ಚದುರಿಹೋಗುತ್ತದೆ, ಇಂತಹವನ್ನು "ಕೋಲ್ಡ್" (ಶೀತ) ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (CDM)ಎನ್ನುತ್ತಾರೆ . ಸುಪರ್ ಸಿಮ್ಮೆಟ್ರಿಕ್ ಕಣಗಳು ಸೇರಿದಂತೆ ಅನೇಕ ಕಣಗಳು ಈ ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಕ್ಕೆ ಸರಿಹೊಂದುತ್ತವೆ.^[೪೭]

ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ರಿಲೆಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ ವೆಲಾಸಿಟಿಯಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಎಂಬ ಒಂದು ವಿಧದ ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶವು ಗೊತ್ತಾಗಿದೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಗಳು ಬಹಳ ಅಲ್ಪಪ್ರಮಾಣದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು, ವಿದ್ಯುತ್ಕಾಂತೀಯ ಅಥವಾ ಬಲವಾದ ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯಾರ್ ಶಕ್ತಿಗಳಿಗೆ ಯಾವುದೆ ರೀತಿಯ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯೆಗಳನ್ನು ತೋರುವುದಿಲ್ಲ; ಹೀಗಾಗಿ ಇದನ್ನು ಕಂಡು ಹಿಡಿಯುವುದು ಬಹಳ ಕಷ್ಟಕರ ಕೆಲಸ. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಈ ಗುಣ ವಿಸ್ಮಯಕ್ಕೆ ಕಾರಣವಾಗಿದೆ. ಆದರೆ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ಪರಿಮಿತಿಯನ್ನು ಗಮನಿದರೆ ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಸಾಂದ್ರತೆಗೆ ಇದು ಅತ್ಯಲ್ಪ ಕಾರಣವೆಂದು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ.

ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗಿನಿಂದ ಪ್ರತ್ಯೇಕ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳು ಹೇಗೆ ರೂಪಗೊಂಡವು; ಎಂದು ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿವರಿಸುವುದಿಲ್ಲ. COBE ಮತ್ತು WMAP ವ್ಯೂಮನೌಕೆಗಳಿಂದ ಅಳೆದ ಮೈಕ್ರೊವೇವ್ ಹಿನ್ನಲೆ ವಿಕಿರಣ, ಪದಾರ್ಥಗಳು ಬಹಳ ನಯವಾಗಿದ್ದರೂ, ಸ್ವಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಒತ್ತಾಗಿರುತ್ತದೆ, ಎಂದು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ವೇಗವಾಗಿ ಚಲಿಸುವ ಪದಾರ್ಥಗಳಿಗೆ ಅಷ್ಟು ಅಲ್ಪಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಒತ್ತಾಗಿರಲು ಸಾಧ್ಯವಿಲ್ಲ; ವಾಸ್ತವದಲ್ಲಿ ಅವುಗಳು ಬೇರೆ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಒತ್ತಾಗಿರುವಿಕೆಯನ್ನು ಕೂಡ ತಡೆಯುತ್ತದೆ. ನಮ್ಮ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇದೆ ಎನ್ನುವುದು ಕಥೆಯ ಒಂದು ಭಾಗವಷ್ಟೆ.

ಕಾನಕಾರ್ಡನ್ಸ್ ಮಾಡಲ್ (ಮಾದರಿ)ಪ್ರಕಾರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಕಾಯಗಳನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ಕೋಲ್ಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ (ನಾನ್-ರಿಲೆಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್)ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳನ್ನು ಬಳಸುವ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ. ಗೆಲಕ್ಸಿಯಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾದ ಬ್ಲಾಕ್ ಹೋಲ್ (ಕಪ್ಪುಕುಳಿ)ಗಳ ಅಸ್ತಿತ್ವವನ್ನು ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನದ ಫಲಿತಾಂಶಗಳ ಅಧಾರದ ಮೇರೆಗೆ ತಳ್ಳಿಹಾಕಬಹುದು. ಅದರೆ, ಚಿಕ್ಕ ಬ್ಲಾಕ್ ಹೋಲ್ ಗಳಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ.^[೪೮]

ಸಾಧಾರಣವಾದ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆ ಸಂಭಂದಪಟ್ಟಹಾಗೆ ಇತರ ಸಾಧ್ಯತೆಗಳೆಂದರೆ ಬ್ರೌನ್ ಡ್ವಾರ್ಪ್ ಆಥವಾ ಭಾರವಾದ ಧಾತುಗಳ ದಟ್ಟವಾದ ಭಾಗ; ಇಂತಹ ವಸ್ತುಗಳನ್ನು ಮಾಸ್ಸಿವ್ ಕಾಂಪ್ಯಾಕ್ಟ್ ಹಾಲೊ ಆಬ್ಜೆಕ್ಟ್ ಅಥವಾ "MACHOs" ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಗುತ್ತದೆ.  ಆದರೆ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ  ಅಲ್ಪಪ್ರಮಾಣಕ್ಕೆ ಮಾತ್ರವೇ MACHOs ಗಳಂತಹ ಬ್ಯಾರಿಯೊನಿಕ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಾರಣವಾಗಿಬಹುದು ಎಂದು ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನ್ಯುಕ್ಲಿಯೊಸಿಂಥೆಸಿಸ್ ನ ಆಧ್ಯಯನಗಳ ಮೂಲಕ ಬಹಳಷ್ಟು ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಮನಗಂಡಿದ್ದಾರೆ.

ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚುವಿಕೆ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ನಮ್ಮ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿರುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವೀಕ್ಲಿ ಇಂಟರ್ಆಕ್ಟಿಂಗ್ ಮಾಸ್ಸಿವ್ ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ (WIMPs) (ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಗೆ ದುರ್ಬಲವಾಗಿ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯಿಸುವ ಬೃಹತ್ತಾದ ಕಣಗಳು) ನಿಂದ ಮಾಡಲ್ಪಟ್ಟಿದೆ ಎಂದಾದರೆ, ಆಗ ಅದರ ಬಹುದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ ಪ್ರದೇಶವನ್ನು ಪ್ರತಿ ಕ್ಷಣವೂ ಹಾದು ಹೋಗಬೇಕು. ಆನೇಕ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಈ ತರ್ಕವನ್ನು ಪರೀಕ್ಷಿಸಲು, WIMPs ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಸಲುವಾಗಿ, ಪ್ರಸ್ತುತದಲ್ಲಿ ನಡೆಯುತ್ತಿವೆ, ಅಥವಾ ನಡೆಸಲು ಯೋಚಿಸಲಾಗಿದೆ.

WIMPs ಅನ್ನು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಂಶವೆಂದು ಬಹಳ ಜನರು ಒಪ್ಪಿಕೊಂಡರೂ ಕೂಡ,^[೫] ಆಕ್ಸಿಯಾನ್ ಗಳಂತಹ ಬೇರೆಯ ಮೂಲಾಂಶಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಕೂಡ ಇದೆ.  ಅದೂ ಅಲ್ಲದೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಬಹಳ ಭಾರಿಯಾದ ಹಿಡನ್ ಸೆಕ್ಟಾರ್ ಆಂಶಗಳನ್ನು ಕೂಡ ಹೊಂದಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ, ಇದು ಸಾಧಾರಣ ಪದಾರ್ಥಗಳ ಜೊತೆಗೆ ಗುರುತ್ವದ ಮೂಲಕ ಮಾತ್ರ ಸ್ಪಂದಿಸಬಹುದು.

ಇಂತಹ ಪ್ರಯೋಗಗಳನ್ನು ಎರಡು ವರ್ಗಗಳಾಗಿ ವಿಂಗಡಿಸಬಹುದು: ಡೈರೆಕ್ಟ್ ಡಿಟೆಕ್ಷನ್ ಎಕ್ಸಪೆರಿಮೆಂಟ್ಸ್ (ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು), ಹಾಗು ಇನ್ ಡೈರೆಕ್ಟ್ ಡಿಟೆಕ್ಷನ್ (ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು).^[೪೯]

WIMPs ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಲು ಇನ್ನೊಂದು ಪರ್ಯಾಯ ವಿಧಾನವೆಂದರೆ ಅವುಗಳನ್ನು ಪ್ರಯೋಗಾಲಯಗಳಲ್ಲಿ ಉತ್ಪತ್ತಿಸುವುದು.

ಲಾರ್ಜ್ ಹಾರ್ಡಾನ್ ಕೊಲೈಡರ್ (LHC)ಗಳನ್ನು ಬಳಸಿ ಮಾಡಿದ ಪ್ರಯೋಗಗಳು WIMPs ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಬಹುದು; ಏಕೆಂದರೆ WIMPs ಗಳು ಪದಾರ್ಥಗಳೊಂದಿಗೆ ಬಹಳ ಅಲ್ಪಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿಕ್ರಿಯಿಸುವುದರಿಂದ, LHC ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ಗಳಿಂದ ತಪ್ಪಿಸಿಕೊಳ್ಳುವ (ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ) ಮಿಸ್ಸಿಂಗ್ ಎನರ್ಜಿ ಮತ್ತು ಮೊಮೆಂಟಮ್ ಅನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸುವ ಜೊತೆಗೆ ಎಲ್ಲಾ ಇತರೆ (ನಿರ್ಲಕ್ಷಿಸಲಾಗದ) ಕೊಲಿಷನ್ ಪ್ರಾಡಕ್ಟ್ ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದ್ದರೆ  ಇದನ್ನು ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆಮಾಡಬಹುದು.^[೫೦] ಈ ಪ್ರಯೋಗಗಳು WIMPs ಗಳನ್ನು ಉತ್ಪತ್ತಿಸಬಹುದು ಎಂದು ತೋರಿಸಿದರು ಕೂಡ,  ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದಲ್ಲಿ ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇದೆ ಎಂದು ಸಾಬೀತು ಮಾಡಲು ಇದನ್ನು ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ.^[೫೧]

===ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು

= [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಕಾಸ್ಮಿಕ್ ಕಿರಣಗಳಿಂದಾಗುವ ಹಿನ್ನಲೆಯನ್ನು ತಪ್ಪಿಸಲು ಭೂಮಿಯ ಕೆಳಗೆ ಆಳದಲ್ಲಿರುವ ಪ್ರಯೋಗಾಲಯಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆಸಲಾಗುತ್ತದೆ. ಇವುಗಳು: ಸೌಡಾನ್ ಮೈನ್; SNOLAB ಅಂಡರ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ಲ್ಯಾಬೊರೆಟರಿ ಸುಡ್ಬರಿ, ಒಂಟಾರಿಯೊ(ಕೆನಡ); ಗ್ರಾನ್ ಸಾಸೊ ನಾಷಿನಲ್ ಲ್ಯಾಬೊರೆಟರಿ (ಇಟಲಿ); ಬೌಲ್ಬಿ ಅಂಡರ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ಲ್ಯಾಬೊರೆಟರಿ (UK)ಯುಕೆ ; ಮತ್ತು ಡೀಪ್ ಅಂಡರ್ ಗ್ರೌಂಡ್ ಸೈನ್ಸ್ ಅಂಡ್ ಇಂಜಿನಿಯರಿಂಗ್ ಲ್ಯಾಬೊರೆಟರಿ, ಸೌತ್ ಡಾಕೊಟ.

ಪ್ರಸ್ತುತ ಬಹಳಷ್ಟು ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಎರಡು ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ತಂತ್ರಜ್ಞಾನಗಳಲ್ಲಿ ಒಂದನ್ನು ಬಳಸುತ್ತವೆ: 100mK ಗೂ ಕಡಿಮೆ ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿ ಕಾರ್ಯನಿರ್ವಹಿಸುವ ಕ್ರೈಯೊಜೆನಿಕ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್, ಜೆರ್ಮೆನಿಯಮ್ ತರಹ ಕ್ರಿಸ್ಟಲ್ ಆಬ್ಸಾರಬರ್ ನ ಪರಮಾಣುವಿಗೆ ಯಾವುದಾದರು ಕಣವು ತಾಕಿದರೆ ಉತ್ಪತ್ತಿಯಾಗುವ ಶಾಖವನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ನೋಬಲ್ ಲಿಕ್ವಿಡ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ಗಳು ಲಿಕ್ವಿಡ್(ದ್ರವ) ಕ್ಸೀನಾನ್ ಅಥವಾ ಆರ್ಗಾನ್ ಗಳ ಕಣಗಳ ಡಿಕ್ಕಿಗಳಿಂದ (ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಕೊಲ್ಲಿಶನ್) ಉಂಟಾಗುವ ಸ್ಪುರಣದ (ವಿದ್ಯುದಾವೇಶವುಳ್ಳ ಕಣ ಮೊದಲಾದವುಗಳ ಬಡಿತದಿಂದಾಗಿ ಕ್ಷಣಿಕವಾಗಿ ಮಿನುಗು) ಬೆಳಕನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಕ್ರೈಯೊಜೆನಿಕ್ ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ಪ್ರಯೋಗಗಳು: ಕ್ರೈಯೊಜೆನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಸರ್ಚ್(CDMS), CRESST, EDELWEISS, ಮತ್ತು EURECA. ನೋಬಲ್ ಲಿಕ್ವಿಡ್ ಪ್ರಯೋಗಗಳು: ZEPLIN, XENON, ArDM, WARP ಮತ್ತು LUX. ಈ ಎರಡು ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಹಿನ್ನಳೆಯಲ್ಲಿರುವ ವಸ್ತುಗಳಿಂದ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಚದರುವ, ಹಾಗು ನ್ಯೂಕ್ಲಿಯೈ ಗಳಿಂದ ಚದರುವ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಎರಡರನ್ನು ಗುರುತಿಸುತ್ತದೆ.

DAMA/NaI, DAMA/LIBRA ಪ್ರಯೋಗಗಳು ಇವೆಂಟ್ ರೇಟ್ ನಲ್ಲಿ ಆಗುವ ಅನುಯಲ್ ಮಾಡುಲೇಷನ್ ಅನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದ್ದಾರೆ,ಅವರ ಪ್ರಕಾರ ಇದಕ್ಕೆ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಣಗಳು ಕಾರಣ.

(ಭೂಮಿ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಸುತ್ತುವ ಹಾಗೆ, ಡಿಟೆಕ್ಟರ್ ನ ವೆಲಾಸಿಟಿಯು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಹಾಲೊ ಗೆ ತುಲನಾತ್ಮಕವಾಗಿ ಅಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ ಕಾಲಕ್ಕೆ ಅನುಗುಣವಾಗಿ ವ್ಯತಾಸವಾಗಬಹುದು). ಈ ವಾದವು ಇಲ್ಲಿಯವರೆಗೆ ನಿರೂಪಿತವಾಗಿಲ್ಲ. ಅದಾಗ್ಯೂ,WIMP ಅಸ್ತತ್ವವನ್ನು ಸರಿ ಎಂದುಕೊಂಡರು ಕೂಡ, ಬೇರೆ ಪ್ರಯೋಗಗಳ ನಕಾರಾತ್ಮಕ ಫಲಿತಾಂಶಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಮನ್ವಯವಾಗುವಿದಲ್ಲ. ^[೫೨]

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಇತರೆ ಪ್ರಯೋಗಗಳು: DRIFT, MIMAC, PICASSO, ಮತ್ತು DMTPC.

ಇತ್ತೀಚಗೆ, 17 ಡಿಸೆಂಬರ್ 2009 ರಂದು ಸಂಶೋಧಕರು ಎರಡು WIMP ಕಾಂಡಿಡೇಟ್ ಸಂಭವಗಳನ್ನು ವರದಿ ಮಾಡಿದರು. ಈ ಘಟನೆಗಳಿಗೆ ಗೊತ್ತಾಗಿರುವ ಹಿನ್ನಲೆ (ನ್ಯೂಟ್ರಾನ್ ಅಥವಾ ಬೀಟ ಎಂದು ತಪ್ಪಾಗಿ ಗುರುತಿಸಲ್ಪಟ ಆಥವಾ ಗಾಮ ಘಟನೆ)ಯಿಂದಾಗುವ ಸಂಭಾವನೆಯು ಶೇಕಡಾ ೨೩ ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸುತ್ತಾರೆ. "ಈ ವಿಶ್ಲೇಷಣೆಯು WIMP ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಗೆ ಪ್ರಮುಖವಾದ ಸಾಕ್ಷಿಯೆಂದು ಪರಿಗಣಿಸಲಾಗದಿದ್ದರೂ, ಈ ಘಟನೆಗಳನ್ನು ನಾವು ತಿರಸ್ಕರಿಸಲು ಕೂಡ ಆಗುವುದಿಲ್ಲ " ಎಂಬ ನಿರ್ಣಯಕ್ಕೆ ಬರುತ್ತಾರೆ. ^[೫೩]

ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಮಾಡುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಪರೋಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆಹಚ್ಚುವ ಪ್ರಯೋಗಗಳು WIMP ಶೂನ್ಯೀಕರಣದ ಉತ್ಪತ್ತಿಗಳಿಗೆ ಶೋಧನೆ ನಡೆಸುತ್ತದೆ. WIMPs ಗಳು ಮೇಜರಾನ ಪಾರ್ಟಿಕಲ್(ಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಮತ್ತು ಅಂಟಿಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಎರಡು ಒಂದೆ) ಎಂದು ಕೊಂಡರೆ, ಅವಾಗ ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆಯುವ ಎರಡು WIMPಗಳು ಶೂನ್ಯೀಕರಣಗೊಂಡು ಗಾಮ ಕಿರಣ ಮತ್ತು ಪಾರ್ಟಿಕಲ್-ಅಂಟಿಪಾರ್ಟಿಕಲ್ ಜೋಡಿಯನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ.

ಇದು ಗಮನಾರ್ಹವಾದ ಗಾಮ ಕಿರಣಗಳನ್ನು, ಗಲ್ಯಾಕ್ಟಿಕ್ ಹಾಲೊದಲ್ಲಿ ಅಂಟಿಪ್ರೊಟಾನ್ ಮತ್ತು ಪೋಸಿಟ್ರಾನ್ ಗಳನ್ನು ಉತ್ಪತ್ತಿ ಮಾಡುತ್ತದೆ.  ಬೇರೆ ಮೂಲಗಳಿಂದಾಗುವ ಹಿನ್ನಲೆಯು ನಮಗೆ ಸಂಪೂರ್ಣವಾಗಿ ಆರ್ಥವಾಗಿಲ್ಲದ ಕಾರಣ ಇಂತಹ ಸಂದೇಶಗಳ ಶೋಧನೆಯು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆ ನಿರ್ಣಾಯಕವಾದ ಪುರಾವೆಯಲ್ಲ. ^[೫]^[೪೯]

EGRETಗಾಮ ರೇ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ (ದೂರದರ್ಶಕ) ಭಾರಿ ಪ್ರಮಾಣದ ಗಾಮ ಕಿರಣಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಲಾಯಿತಾದರು, ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು ಇದು ಪ್ರಾಯಶಃ ಸಂಯೋಜಿತ ಪರಿಣಾಮ(ಸಿಸ್ಟಮ್ಯಾಟಿಕ್ ಎಫೆಕ್ಟ್) ಎನ್ನುವ ನಿರ್ಧಾರಕ್ಕೆ ಬಂದರು.^[೫೪] ಇತ್ತೀಚೆಗೆ, ಜೂನ್ 11, 2008ರಲ್ಲಿ ಕಾರ್ಯಗತಗೊಳಿಸಿದ ಫೆರ್ಮಿ ಗಾಮ-ರೆ ಸ್ಪೇಸ್ ಟೆಕಿಸ್ಕೋಪ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಶೂನ್ಯೀಕರಣದ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದಾಗುವ ಗಾಮ ಕಿರಣಗಳಿಗೆ ಶೋಧಿಸುತ್ತಿದೆ. ^[೫೫]. ಅಧಿಕವಾದ ಎನರ್ಜಿಗಳಲ್ಲಿ(ಶಕ್ತಿ) ಭೂಮಿ-ಮೇಲಿನ MAGIC(ಮಾಜಿಕ್) ಗಾಮ-ರೆ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಸ್ಪಿರಾಯ್ಡಲ್ ಗೆಲಕ್ಸಿ (ಕುಬ್ಜ ಗೋಲಾಭದಂಥ ಗೆಲಕ್ಸಿ)

^[೫೬] ಮತ್ತು ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಮೂಹದಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇರುವಿಕೆಯ ಪ್ರಮಾಣಕ್ಕೆ ಮಿತಿಹೇರಿದೆ. ^[೫೭].

PAMELA (ಪಮೇಲ)ಪೇಲೋಡ್ (2006ರಲ್ಲಿ ಉಡಾವಣೆಯಾದ) (ಪೇಲೋಡ್: ಬ್ಯಾಹಾಕಾಶ ನೌಕೆಯಲ್ಲಿ ಸಾಗಿಸಿದ ಉಪಕರಣಗಳು), ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ ಪೊಸಿಟ್ರಾನ್ ಗಳನ್ನು ಪತ್ತೆ ಮಾಡಿದೆ. ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಶ್ಯೂನೀಕರಣದಿಂದಲೆ ಅಲ್ಲದೆ ಪಲ್ಸಾರ್ ಗಳಿಂದ ಕೂಡ ಉಂಟಾಗಿರಬಹುದು.

ಹೆಚ್ಚಿನ ಪ್ರಮಾಣದ ಅಂಟಿ-ಪ್ರೊಟಾನ್ ಗಳನ್ನು ವೀಕ್ಷಿಸಲಾಗಿಲ್ಲ  ^[೫೮]

ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಭೂಮಿ ಯ ಮೂಲಕ ಹಾದುಹೋಗುವ WIMPs ಗಳು ಸಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಅಣುಗಳನ್ನು ಪ್ರಕೀರ್ಣಿಸಿ ಎನರ್ಜಿ(ಶಕ್ತಿ)ಯನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳಬಹುದು.

ಈ ರೀತಿಯಲ್ಲಿ ಅಧಿಕ ಪ್ರಮಾಣದಲ್ಲಿ WIMPಗಳು ಈ ಕಾಯಗಳ ಮಧ್ಯಭಾಗದಲ್ಲಿ ಶೇಖರಣೆಯಾಗಬಹುದು. ಇದರಿಂದ ಎರಡು ಡಿಕ್ಕಿ ಹೊಡೆದು ಶೂನೀಕರಣಗೊಳ್ಳುವ ಸಾಧ್ಯತೆಯಿದೆ.  ಇದು ವಿಶೇಷ ಲಕ್ಷಣವುಳ್ಳ ಸಂದೇಶಗಳನ್ನು,  ಹೈ-ಎನರ್ಜಿ(ಆಧಿಕವಾದ ಶಕ್ತಿಯುಳ್ಳ)ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ರೂಪದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯ ಅಥವಾ ಭೂಮಿಯ ಮಧ್ಯದಿಂದ ಹೊಮ್ಮಿಸುತ್ತದೆ.  ಈ ರೀತಿಯ ಸಂದೇಶದ ಶೋಧವನ್ನು ಸಮಾನ್ಯವಾಗಿ WIMP ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಸ್ತಿತ್ವಕ್ಕೆ ಬಲವಾದ ಪರೋಕ್ಷವಾದ ಸಾಕ್ಷಿ.^[೫]  ಹೈ-ಎನರ್ಜಿ ಟೆಲಿಸ್ಕೋಪ್ ಗಳಾದ AMANDA IceCube   ಮತ್ತು  ANTARES ಗಳು ಇದಕ್ಕೆ ಶೋಧ ನಡೆಸುತ್ತಾ ಇದೆ.

ಪರ್ಯಾಯ ವಿವರಣೆಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಸ್ವಿಕಿ ಹಾಗು ಆನಂತರದ ಇತರೆ ಸಂಶೋಧಕರು ಗಮನಿಸಿರುವ ವಿವಿಧ ವೈಪರೀತ್ಯಗಳನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ಭೌತವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು, ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಸ್ಟಗಳಗೆ ಜನಪ್ರಿಯವಾದ ತಾತ್ವಿಕವಾದ ವಿವರಣೆಗಳಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ವಿವರಣೆಗಳು ಮುಖ್ಯ. ಆದರೆ, ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆ ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಕಂಡುಬಂದ ಸಾಕ್ಷಿಗಳು ಮರೀಚಿಕೆಯಾಗಿದೆ. ಕೆಲ ವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು, ಆಜ್ಞಾತವಾದ ಯಾವುದೋ ಪದಾರ್ಥ ವ್ಯಪಾಕವಾಗಿರುವ ಸಾಧ್ಯತೆಗಿಂತ ಪ್ರಸ್ತುತ ನಮಗೆ ಗೊತ್ತಾಗಿರುವ ಗುರುತ್ವ ತತ್ವದ ವಿಷಯಗಳು ಆಪೂರ್ಣ (ಈಥರ್ ವಾದದ ಹಾಗೆ: ಒಂದು ಕಾಲದಲ್ಲಿ ಬೆಳಕು ಈಥರ್ ಮಾಧ್ಯಮದಲ್ಲಿ ಚಲಿಸುತ್ತದೆ ಎಂದು ನಂಬಿದ್ದರು, ಆದರೆ 20^ನೇ ಶತಮಾನದ ಪ್ರಾರಂಭದಲ್ಲಿ ಈ ವಾದವನ್ನು ಬುಡಮೇಲು ಮಾಡಲಾಯಿತು ಆಥವಾ ಕೆಮಿಕಲ್ ಸಬ್ ಸ್ಟನ್ಸ್ ಫ್ಲಾಜಿಸ್ಟಾನ್) ಎಂದು ಸೂಚಿಸಿದ್ದಾರೆ. ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಮತ್ತು ಡಾರ್ಕ್ ಎನೆರ್ಜಿಗಳ ಇರುವಿಕೆಯನ್ನು ಪ್ರಶ್ನಿಸುವ ಕೆಲವು ಪ್ರಯಾಯವಾದಗಳನ್ನು ಈ ಕೆಳಗೆ ಮಂಡಿಸಲಾಗಿದೆ.

ಗುರುತ್ವ ಮತ್ತು ಡೈನಾಮಿಕ್ ನಿಯಮಗಳಲ್ಲಿನ ಪರಿಷ್ಕರಣೆಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಅಸ್ತಿತ್ವಕ್ಕೆ ಪರ್ಯಾಯಾವಾಗಿ, ಗುರುತಿಸಲಾಗಿರುವ ವೈಪರೀತ್ಯಕ್ಕೆ ಗುರುತ್ವ ಯಾ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ ಅನ್ನು ಸರಿಯಾಗಿ ಸರಿಯಾಗಿ ಅರ್ಥಮಾಡಿಕೊಂಡಿಲ್ಲದಿರುವುದೆ ಕಾರಣ ಎಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗುತ್ತಿದೆ. ಆಗಾಧವಾದ ಅಂತರಗಳಲ್ಲಿ ಆಥವಾ ಕ್ಷೀಣಿಸುತಿರುವ ಕ್ಷೇತ್ರಗಳ ನ್ಯೂಟೊನಿಯನ್ ಅಂದಾಜಿಗಿಂತ ಗುರುತ್ವ ಶಕ್ತಿಯು ಶಕ್ತಿಶಾಲಿಯಿರಬೇಕೆಂದು ತಿಳಿಯುತ್ತದೆ; ಈ ಮಾದರಿಯನ್ನು ಸುಧಾರಿತ ಗುರುತ್ವ -ಮಾಡಿಫೈಡ್‌ ಗ್ರಾವಿಟಿ (MOG) ಎಂದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ. ಮಾಡಿಫೈಡ್ ನ್ಯೂಟೊನಿಯನ್ ಡೈನಾಮಿಕ್ಸ್ (MOND)ಎಂಬ ಇನ್ನೊಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗಿರುವ ಮಾದರಿಯು ನ್ಯೂಟನ್ ನಿಯಮಗಳನ್ನು ಅಲ್ಪ ಪ್ರಮಾಣದ ಉತ್ಕರ್ಷಕ್ಕೂ ಸರಿಹೊಂದಿಸುತ್ತದೆ. ಆದರೆ, ರಿಲೆಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ MOND ತತ್ವವನ್ನು ಸಿದ್ದಪಡಿಸುವುದು ಕಷ್ಟದ ಕೆಲಸವಾಗಿದೆ, ಹಾಗು ಈ ವಾದವನ್ನು ಗುರುತ್ವ ಮಸೂರನ ಕ್ಕೂ ಬೆಳಕಿನ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸುತ್ತ ಆಗುವ ವಿಚಕ್ಷನೆ ಹರಡುವ ಮಾಪನಗಳೊಂದಿಗೆ ಹೇಗೆ ಸಂಬಂಧ ಕಲ್ಪಿಸಬಹುದು ಎಂದು ಇನ್ನು ಸ್ಪಷ್ಟವಾಗಿಲ್ಲ.

ಜಾಕಬ್ ಬೆಂಕೆಂನ್ಸಟೈನ್ 2004ರಲ್ಲಿ ಮಂಡಿಸಿದ  ರಿಲೆಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ MONDನ ಪ್ರಮುಖ ತತ್ವವನ್ನು TeVeS (ಟೆನ್ಸರ್-ವೇಕ್ಟಾರ್-ಸ್ಕೇಲಾರ್) ಎಂದು ಕರೆಯುತ್ತಾರೆ ಈ ತತ್ವವು ಪ್ರಾರಂಭದಲ್ಲಿದ ಆನೇಕ ಸಮಸ್ಯೆಗಳನ್ನು ಬಗೆಹರಿಸಿತು.  ಆದರೆ, ಆಗಸ್ಟ್ 2006ರ ಆಧ್ಯಯನವು ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹಗಳ ಜೋಡಿ ಸಂಘಟನೆಯ ವರ್ತನೆಯು ಯಾವುದೆ ಪ್ರಸ್ತುತ ಪರಿಷಕೃತ ಗುರುತ್ವ ತತ್ವಗಳೊಂದಿಗೆ ತಾಳೆಯಾಗುತಿಲ್ಲ ಎಂದು ವಾದಿಸಲಾಗಿದೆ.^[೨೭]

ಜಾನ್ ಡಬ್ಲ್ಯೂ. ಮೊಫಾಟ್, 2007ರಲ್ಲಿ ಗೆಲಕ್ಸಿಗಳ ಸಂಘಟನೆಯ ವರ್ತನೆಗೆ ಕಾರಣ ತಿಳಿಸುದಾಗಿ ಹೇಳಿಕೊಳ್ಳುವ ನಾನ್ ಸಿಮಿಟ್ರಿಕ್ ಗ್ರಾವಿಟೆಷನಲ್ ತತ್ವ (NGT)ಎಂಬ MOG ತತ್ವವನ್ನು ಪ್ರತಿಪಾದಿಸಿದನು.^[೫೯] ಈ ತತ್ವ ಸಿದ್ದವಾಗಲು (ಕೋಲ್ಡ್) ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ನ ಕಣಗಳ ಇನ್ನೊಂದು ಬಗೆಯ ನಾನ್-ರಿಲೇಟಿವಿಸ್ಟಿಕ್ ಆಗಿರುವ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳ ಅವಶ್ಯಕತೆಯಿದೆ. $E_G$ ^[೬೦] ಎಂಬ ಪರಿಮಾಣವನ್ನು ಸಾರ್ವತ್ರಿಕ ಸಾಪೇಕ್ಷತೆ (ಜೆನರಲ್ ರಿಲೆಟಿವಿಟಿ)ವನ್ನು ದೊಡ್ಡ ಪ್ರಮಾಣದ (ಸೂರ್ಯ ಮಂಡಲಕ್ಕಿಂತ ಸುಮಾರು ನೂರು ಶತಕೋಟಿ ಯಷ್ಟು ದೊಡ್ಡದಾದ), ಮೊದಲ ಬಾರಿಗೆ ಸ್ಲೋನ್ ಡಿಜಿಟಲ್ ಸ್ಕೈ ಸರ್ವೆ ಯ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಪರಿಗಣಿಸಿ ಮಾಪನಮಾಡಿದಾಗ ಅದು ^[೬೧] $E_G=0.392\pm{0.065}$ GR ಗೆ ನಿಷ್ಠವಾಗಿ, GR ಮತ್ತು ಲಾಂಬ್ಡ CDM ಮತ್ತು GR ನ ಮುಂದುವರೆದ ಭಾಗವಾಗಿ ಪರಿಗಣಿಸುವ $f(R)$ ತತ್ವ . $E_G=0.22$ ಅನ್ನು ಎಂದು ಅಂದಾಜಿಸುವ ಒಂದು TeVeS ನ ಮಾದರಿಯನ್ನು ತಳ್ಳಿಹಾಕಲಾಗಿದೆ. ~16% ರೊಳಗಡೆಯಿರುವ ಈ $E_G$ ಯು ಮುಂದುವರಿದ ಸಂಶೋಧನಾ ಮಾರ್ಗಗಳಿಂದಾಗಿ ಸುಮಾರು 1% ಹತ್ತಿರಕ್ಕೆ ಸುಧಾರಿಸಬಹುದು; ಹಾಗು ಎರರ್ ಬ್ಯಾಂಡಿನ 16%ರ ಕೊನೆಯ ತುದಿಯಲ್ಲಿರುವ $f(R)$ ತತ್ವವನ್ನು ಆಳಿಸಿಹಾಕಬಹುದು; ಏನೆ ಆಗಲಿ,ಇನ್ನೂ ಹೆಚ್ಚಿನ ಸಂಶೋಧನೆಯು ಇದರ ಋಜತೆಯನ್ನು ತೋರಿಸಿದರೆ, ಇದು ಸುಧಾರಿತ ಗುರುತ್ವ ತತ್ವದ ಸ್ಪೇಸ್ ಪರಿಮಾಣದ ಮೇಲೆ ಉಂಟಾಗುವ ಮುಖ್ಯವಾದ ನಿರ್ಭಂದವಾಗುತ್ತದೆ.

ಕ್ವಾಂಟಮ್ ಮೆಕಾನಿಕಲ್ ವಿವರಣೆಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Technical ಇನ್ನೊಂದು ಬಗೆಯ ವಾದಗಳು ಗುರುತ್ವವನ್ನು ಕ್ವಾಂಟಮ್ ಮೆಕಾನಿಕ್ಸ್ ನೊಂದಿಗೆ ಸಮನ್ವಯಗೊಳಿಸಿ, ಸಾಂಪ್ರಾದಾಯಿಕ ಗುರುತ್ವ ಅಂತರ್ಕ್ರಿಯೆಗಳಿಗೆ ಸರಿಯಾದ ಪರಿಮಾಣವನ್ನು ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲು ಪ್ರಯತ್ನಿಸುತ್ತದೆ.

ಸ್ಕೇಲರ್-ಟೆನ್ಸರು ತತ್ವಗಳಲ್ಲಿ ಹಿಗ್ಸ್ ಫೀಲ್ಡ್ಸ್ ತರಹ  ಸ್ಕೇಲಾರ್ ಫೀಲ್ಡ್ಸ್ ಗಳು,  ರೈಮಾನ್ ಟೆನ್ಸರು ಆಥವಾ ಅದರ ಅಂಶಗಳ ಮೂಲಕ ತಿರುವುಗಳೊಂದಿಗೆ ಕೂಡಿಕೊಳ್ಳುತ್ತದೆ. ಇಂತಹ ಬಹಳ ತತ್ವಗಳಲ್ಲಿ, ಸ್ಕೇಲರ್ ಫೀಲ್ಡ್,  ಬಿಗ್ ಬ್ಯಾಂಗ್ ನಂತರ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಉಬ್ಬಿಸುವಿಕೆಯನ್ನು ವಿವರಿಸಲು ಬೇಕಾದ ಇನ್ಪ್ಲೇಷನ್ ಫೀಲ್ಡ್ ಗೆ ಸಮ, ಇದು ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ಅಥವಾ ಕ್ವಿಂಟ್ಎಸ್ಸೆನ್ಸ್ (ಆಕಾಶಸ್ಥ ಕಾಯಗಳಲ್ಲಿ ಮಿಕ್ಕ ಎಲ್ಲ ವಸ್ತುಗಳಲ್ಲಿ ಅಂತರ್ಗತವಾಗಿರುವ ಅಂಶ)ನ ಪ್ರಾಧನ್ಯವಾದ ಅಂಶ.  ಎಂ.ರಿಯುಟರ್ ಮತ್ತು ಹೆಚ್. ವೆಯೇರ್  ಎಕ್ಸಾಟ್ ರಿನಾರ್ಮಲೈಸೆಷನ್ ಗ್ರೂಪ್ ನ ಆಧರಿಸಿದ ವಿಧಾನದ ಮೂಲಕ ರಿನಾರ್ಮಲೈಸೆಷನ್ ಸ್ಕೇಲ್ ಗಳನ್ನು ಸ್ಪೇಸ್ ಟೈಮ್ ನ ಪಾಯಿಂಟ್ ನೊಂದಿಗೆ ಸಂಯೋಜಿಸಿದಾಗ  ನ್ಯೂಟನ್ಸ್ ಕಾನ್ಸಟಂಟ್ ಮತ್ತು ಕಾಸ್ಮಾಲಾಜಿಕಲ್ ಕಾನ್ಸಟಂಟ್ ಎರಡು ಸ್ಪೇಸ್ ಟೈಮ್ ನ ಮೇಲೆ ಸ್ಕೇಲರ ಫಂಕ್ಷನ್ ಎಂದು ತೋರಿಸಿದ್ದಾರೆ.^[೬೨]   ಕೆಲವು ಎಂ-ತತ್ವ (ಎಂ-ಥಿಯರಿ)ಪ್ರತಿಪಾದಿಸುವ ವಿಶ್ಚವಿಜ್ಞಾನಿಗಳು (ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಸ್ಟ್ಸ್) ನಮಗೆ ಕಾಣಿಸು ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಹೊರಗಡೆಯಿರುವ ಬಹುವಿಮಿತಿಯತೆಯಿರುವ ಭೌತಕಾರಕಗಳು  ಕಾಣಿಸುವ ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡದ ಮೇಲಿನ ಗುರುತ್ವ ಮೇಲೆ ಪರಿಣಾಮ ಬೀರುತ್ತದೆ, ಇದರ್ಥ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್  ಕಾಸ್ಮಾಲಜಿಯಲ್ಲಿ ಎಲ್ಲರು ಒಪ್ಪಿಕೊಂಡಿರುವ ತರ್ಕವಲ್ಲ.

ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Neutrino

ಅಬೆಲ್ 1689 ಗೆಲಕ್ಸಿ ಸಮೂಹದ ಮಸೂರನ ಮಾಹಿತಿಯನ್ನು ಆಧರಿಸಿ ಸ್ವಲ್ಪವೆ eV (ದ್ರವ್ಯ ರಾಶಿಯ ಪ್ರಮಾಣ) ಇರುವ ಒಂದು ಹಗುರವಾದ ಫೆರ್ಮೊನಿಕ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಇದೆ, ಎಂದು ಸೂಚಿಸಲಾಗಿದೆ. ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ಸುಮಾರು 1.5 eV ಇರುವುದೆ ಅಪರೂಪ. ಚಲನಶೀಲವಾಗಿರುವ (ಎಡೆಗಡೆಗೆ ತಿರುಗಿದ) ಸುಮಾರು 9.5% ಭಾಗದಷ್ಟು ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗೆ ಕಾರಣವಾದರೆ, ಹೀಗಾಗಿ ನಿಷ್ಫಲ (ಬಲಗಡೆಗೆ ತಿರುಗಿದ)ಸುಮಾರು ಅಷ್ಟೆ ಪ್ರಮಾಣದ, 19% ಭಾಗವನ್ನು ಸಾಧಿಸಲು ಬೇಕು. ಈ ವಾದ ಸರಿಯಾದರೆ, ಇದನ್ನು ಹಾಟ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ವಿವರಣೆಯೊಂದಿಗೆ ಗಣನೆಗೆ ತೆಗೆದುಕೊಂಡರೆ, ಆಗ ಕಾಯಗಳ ಸೃಷ್ಟಿಗೆ ಬೇರೆಯ ಹೊಸ ವಿವರಣೆ ಕೊಡಬೇಕಾಗುತ್ತದೆ.^[೬೩]

ಡಾರ್ಕ್ ಫ್ಲೂಯಿಡ್ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Dark fluid

ಡಾರ್ಕ್ ಫ್ಲೂಯಿಡ್ ತತ್ವವು ಆಕರ್ಷಿಸುವ ಗುರುತ್ವದ ಪ್ರಭಾವಗಳಿಗೆ ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿಯ ಅಡ್ಡ ಪರಿಣಾಮಗಳಿಂದ ಆಗುತ್ತದೆ, ಎನ್ನುವ ವಾದ ಮಂಡಿಸುತ್ತದೆ.

ಜನಪ್ರಿಯ ಸಂಸ್ಕೃತಿ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಮುಖ್ಯ ಲೇಖನ: Dark matter in fiction

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ವಿಷಯವನ್ನು ಕೆಲವು ವಿಡಿಯೋ ಗೇಮ್ ಗಳಲ್ಲಿ ಹಾಗು ಕೆಲವು ಇತರೆ ಕಾದಂಬರಿಗಳಲ್ಲಿ ಪ್ರಸ್ತಾಪಿಸಲಾಗಿದೆ. ಈ ರೀತಿಯ ಸಂದರ್ಭಗಳಲ್ಲಿ ಅದು ವಿಶೇಷವಾದ ಚಮತ್ಕಾರಿಕ ಮತ್ತು ವಿಶೇಷವಾದ ಶಾರೀರಿಕ ಗುಣಗಳನ್ನು ಹೊಂದಿದೆ, ಎಂದು ಚಿತ್ರಿಸಲಾಗಿದೆ. ಇಂತಹ ಚಿತ್ರಣಗಳು ಭೌತಶಾಸ್ತ್ರ (ಫಿಸಿಕ್ಸ್) ಮತ್ತು ವಿಶ್ವವಿಜ್ಞಾನದ(ಕಾಸ್ಲಲಜಿ) ಪ್ರಕಾರ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಗಳ ಗುಣಗಳು ವ್ಯಾಖ್ಯಾನಗಳೊಂದಿಗೆ ಸರಿಹೊಂದುವುದಿಲ್ಲ.

ಇವನ್ನೂ ನೋಡಿ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಆಕರಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

↑ ಮಾರ್ಕ ಜೆ ಹಾಡ್ಲಿ (2007) "ಕ್ಲಾಸಿಕಲ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್"
↑ Hinshaw, Gary F. (January 29, 2010). What is the universe made of?. Universe 101. NASA website. ಮರುಕಳಿಸಿದ ದಿನಾಂಕ 2010-03-17.
↑ Tom Siegfried. "Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries", The Dallas Morning News.
↑ Fornasa, Mattia; Bertone, Gianfranco (2008). "BLACK HOLES AS DARK MATTER ANNIHILATION BOOSTERS". International Journal of Modern Physics D 17: 1125. doi:10.1142/S0218271808012747.
↑ ^೫.೦ ^೫.೧ ^೫.೨ ^೫.೩ ^೫.೪ ^೫.೫ ^೫.೬ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.
↑ Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta 6: 110–127. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh...6..110Z. \ ಇದನ್ನೂ ನೋಡಿZwicky, F. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". Astrophysical Journal 86: 217. doi:10.1086/143864.
↑ Ken Freeman, Geoff McNamara (2006). In Search of Dark Matter. Birkhäuser.
↑ 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.
↑ 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.
↑ de Blok, W. J. G., McGaugh, S. S., Bosma, A. and Rubin, V. C. (may 2001). "Mass Density Profiles of Low Surface Brightness Galaxies". The Astrophysical Journal 552: L23-L26. doi:10.1086/320262. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...552L..23D.
↑ Salucci, P. and Borriello, A. (2003). J. Trampeti and J. Wess. ed. The Intriguing Distribution of Dark Matter in Galaxies. Lecture Notes in Physics, Berlin Springer Verlag. 616. pp. 66–77. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003LNP...616...66S.
↑ Koopmans, L. V. E. and Treu, T. (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..606K.
↑ Dekel, A. et al (sep 2005). "Lost and found dark matter in elliptical galaxies". Nature 437: 707–710. doi:10.1038/nature03970. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.437..707D.
↑ Nature 463, 203-206 (14 January 2010) | doi:10.1038/nature08640, ಬಲ್ಜ್ಲೆಸ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಸ್ ಅಂಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕೋರ್ಸ್ ಫ್ರಂ ಸೂಪರ್ನೊವಾ-ಡ್ರಿವನ್ ಔಟ್ ಫ್ಲೋಸ್
↑ 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.
↑ Rejkuba, M., Dubath, P., Minniti, D. and Meylan, G. (may 2008). E. Vesperini, M. Giersz, and A. Sills. ed. Masses and M/L Ratios of Bright Globular Clusters in NGC 5128. IAU Symposium. 246. pp. 418–422. doi:10.1017/S1743921308016074. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008IAUS..246..418R.
↑ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.
↑ Minchin, R.et al. (March 2005). "A Dark Hydrogen Cloud in the Virgo Cluster". The Astrophysical Journal 622: L21–L24. doi:10.1086/429538.
↑ Ciardullo, R., Jacoby, G. H. and Dejonghe, H. B. (sep 1993). "The radial velocities of planetary nebulae in NGC 3379". The Astrophysical Journal 414: 454–462. doi:10.1086/173092. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...414..454C.
↑ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ARA%26A..36..435M.
↑ Moore, Ben (1999). "Dark Matter Substructure within Galactic Halos". Astrophysical Journal Letters 524: L19–L22. doi:10.1086/312287. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524L..19M.
↑ Vikhlinin, A. et al. (apr 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...640..691V.
↑ Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter. Chandra X-ray Observatory collaboration (11 June 2003).
↑ Taylor, A. N., Dye, S., Broadhurst, T. J., Benitez, N. and van Kampen, E. (jul 1998). "Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689". The Astrophysical Journal 501: 539-+. doi:10.1086/305827. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...501..539T.
↑ 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.
↑ Massey, R.; Rhodes, J; Ellis, R; Scoville, N; Leauthaud, A; Finoguenov, A; Capak, P; Bacon, D et al. (January 18, 2007). "Dark matter maps reveal cosmic scaffolding". Nature 445 (7125): 286–290. doi:10.1038/nature05497. PMID 17206154.
↑ ^೨೭.೦ ^೨೭.೧ ^೨೭.೨ ^೨೭.೩ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P.
↑ Boggess, N.W., et al.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G. et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal 397: 420. doi:10.1086/171797.
↑ 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.
↑ Leitch, E. M. et al. (dec 2002). "Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer". Nature 420: 763–771. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Natur.420..763L.
↑ Leitch, E. M. et al. (may 2005). "Degree Angular Scale Interferometer 3 Year Cosmic Microwave Background Polarization Results". The Astrophysical Journal 624: 10–20. doi:10.1086/428825. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...624...10L.
↑ Readhead, A.C.S. (2004). "Polarization Observations with the Cosmic Background Imager". Science 306 (5697): 836–844. doi:10.1126/science.1105598. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. PMID 15472038. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Sci...306..836R.
↑ ^೩೪.೦ ^೩೪.೧ Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..180..225H.
↑ ^೩೫.೦ ^೩೫.೧ ^೩೫.೨ Komatsu, E. et al. (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..180..330K.
↑ Percival, W. J. et al (nov 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.381.1053P.
↑ Kowalski, M. et al (oct 2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets". The Astrophysical Journal 686: 749–778. doi:10.1086/589937. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...686..749K.
↑ Viel, M. and Bolton, J. S. and Haehnelt, M. G. (oct 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.399L..39V.
↑ Springel, V. et al. (jun 2005). "Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars". Nature 435: 629–636. doi:10.1038/nature03597. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..629S.
↑ Five Year Results on the Oldest Light in the Universe. NASA.,WMAP ದತ್ತಸಸಮೂಹವನ್ನು ಬಳಸಿ
↑ ^೪೧.೦ ^೪೧.೧ Cline, David B.. "The Search for Dark Matter", Scientific American.
↑ Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter Candidates. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ Silk, Joseph (1980). The Big Bang, 1989, San Francisco: Freeman, chapter ix, page 182.
↑ Umemura, Masayuki (1985). "Formation of Subgalactic Objects within Two-Component Dark Matter". Astrophysical Journal 299: 583–592. doi:10.1086/163726.
↑ 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.
↑ 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.
↑ Goddard Space Flight Center (May 14, 2004). Dark Matter may be Black Hole Pinpoints. NASA's Imagine the Universe. ಮರುಕಳಿಸಿದ ದಿನಾಂಕ 2008-09-13.
↑ ^೪೯.೦ ^೪೯.೧ Bertone, G. (2005). "Dark matter dynamics and indirect detection". Modern Physics Letters A 20: 1021–1036. doi:10.1142/S0217732305017391. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ Kane, G. and Watson, S. (2008). "Dark Matter and LHC:. what is the Connection?". Modern Physics Letters A 23: 2103–2123. doi:10.1142/S0217732308028314.
↑ Kane, G.; Watson, Scott (2008). "Dark Matter and LHC: What is the Connection?". Modern Physics Letters A 23: 2103–2123. doi:10.1142/S0217732308028314. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.
↑ 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. http://arxiv.org/abs/0804.2741.
↑ The CDMS Collaboration, Z. Ahmed, et al (2009). "Results from the Final Exposure of the CDMS II Experiment". ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.
↑ Atwood, W.B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J. et al. (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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.
↑ 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.
↑ 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.
↑ Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. et al. (2009). "An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5–100 GeV". Nature 458: 607–609. doi:10.1038/nature07942.
↑ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ Zhang, P.; Liguori, M.; Bean, R. and Dodelson, S. (oct 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PhRvL..99n1302Z.
↑ Reyes, R. et al (mar 2010). "Confirmation of general relativity on large scales from weak lensing and galaxy velocities". Nature 464: 256–258. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1003.2185R.
↑ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.
↑ Th. M. Nieuwenhuizen (2009). "Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?". Europhysics Letters 86: 57001. doi:10.1209/0295-5075/86/59001.

ಹೆಚ್ಚಿನ ಮಾಹಿತಿಗಾಗಿ [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

Bertone, Gianfranco (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. Cambridge University Press, 762.
Nicolao Fornengo (2008). "Status and perspectives of indirect and direct dark matter searches". Adv.Space Res. 41: 2010–2018. doi:10.1016/j.asr.2007.02.067. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612786v1. ಇನವೈಟೆಡ್ ಟಾಕ್ ಆಟ್ ದಿ 36th COSPAR ಸೈಂಟಿಫಿಕ್ ಅಸ್ಸೆಂಬ್ಲಿ, ಬಿಜಿಂಗ್, ಚೈನಾ, 16–23 ಜೂಲೈ 2006
ಡಾರ್ಕ್ ಎನರ್ಜಿ ಟಾಸ್ಕ್ ಫೋರ್ಸ್(DETF) ರ ವರದಿ 2005. ಅಂಡ್ರೀಯಾಸ್ ಅಲ್ಬರೆಚ್ಟ್, ಯುನಿವರ್ಸಿಟಿ ಆಫ್ ಕಾಲಿಫೋರ್ನಿಯ, ಡೇವಿಸ್ ಹಾಗು ಇತರ 12 ಲೇಖಕರು, 145 ಪುಟಗಳು.

ಬಾಹ್ಯ ಕೊಂಡಿಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

ಓಪನ್ ಡೈರೆಕ್ಟರಿ ಪ್ರಾಜೆಕ್ಟ್ - ಮುಕ್ತ ಕೈಪಿಡಿ ಯೋಜನೆಯಲ್ಲಿ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್
NASA (2006-08-21). "NASA Finds Direct Proof of Dark Matter". Press release. http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html.
Tuttle, Kelen (August 22, 2006). Dark Matter Observed. SLAC (Stanford Linear Accelerator Center) Today.
"Astronomers claim first 'dark galaxy' find", New Scientist, 2005-02-23.
Wikinews:Dark matter galaxy discovered
Dark Matter Detected. Guardian (2009-12-17).
ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲು ಮಲ್ಟಿಮೆಸೆಂಜರ್ ಅಪ್ರೋಚ್. ಸ್ಪಾನಿಷ್ ಪ್ರಾಜೆಕ್ಟ್ ಆಫ್ ದಿ ಕಾನ್ಸಾಲಿಡರ್-ಇನಜೆನಿಯೊ 2010 ಪ್ರೋಗ್ರಾಂ.

ಪ್ರಯೋಗಗಳು [ಬದಲಾಯಿಸಿ]

CDMS ವೆಬ್ ಸೈಟ್
COUPP ವೆಬ್ ಸೈಟ್
CRESST ವೆಬ್ ಸೈಟ್
DAMA ವೆಬ್ ಸೈಟ್
DEAP ವೆಬ್ ಸೈಟ್
DRIFT ವೆಬ್ ಸೈಟ್
EDELWEISS ವೆಬ್ ಸೈಟ್
HDMS ವೆಬ್ ಸೈಟ್
PICASSO ವೆಬ್ ಸೈಟ್
WARP ವೆಬ್ ಸೈಟ್
XENON ವೆಬ್ ಸೈಟ್
ZEPLIN ವೆಬ್ ಸೈಟ್
MAGIC telescopes ವೆಬ್ ಸೈಟ್[[Category:ಕಾಸ್ಮೊಸ್ ಗಳ ಅತೀ-ದೊಡ್ಡ ಆಕಾರ

]]

[1] ಮಾರ್ಕ ಜೆ ಹಾಡ್ಲಿ (2007) "ಕ್ಲಾಸಿಕಲ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್"

[2] Hinshaw, Gary F. (January 29, 2010). What is the universe made of?. Universe 101. NASA website. ಮರುಕಳಿಸಿದ ದಿನಾಂಕ 2010-03-17.

[3] Tom Siegfried. "Hidden Space Dimensions May Permit Parallel Universes, Explain Cosmic Mysteries", The Dallas Morning News.

[4] Fornasa, Mattia; Bertone, Gianfranco (2008). "BLACK HOLES AS DARK MATTER ANNIHILATION BOOSTERS". International Journal of Modern Physics D 17: 1125. doi:10.1142/S0218271808012747.

[bertone_hooper_silk-5] ೫.೦ ^೫.೧ ^೫.೨ ^೫.೩ ^೫.೪ ^೫.೫ ^೫.೬ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.

[6] Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta 6: 110–127. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1933AcHPh...6..110Z. \ ಇದನ್ನೂ ನೋಡಿZwicky, F. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". Astrophysical Journal 86: 217. doi:10.1086/143864.

[Freeman-7] Ken Freeman, Geoff McNamara (2006). In Search of Dark Matter. Birkhäuser.

[Rubin1970-8] 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.

[Rubin1980-9] 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.

[BlokMBR2001-10] Blok, W. J. G., McGaugh, S. S., Bosma, A. and Rubin, V. C. (may 2001). "Mass Density Profiles of Low Surface Brightness Galaxies". The Astrophysical Journal 552: L23-L26. doi:10.1086/320262. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...552L..23D.

[11] Salucci, P. and Borriello, A. (2003). J. Trampeti and J. Wess. ed. The Intriguing Distribution of Dark Matter in Galaxies. Lecture Notes in Physics, Berlin Springer Verlag. 616. pp. 66–77. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003LNP...616...66S.

[12] Koopmans, L. V. E. and Treu, T. (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..606K.

[13] Dekel, A. et al (sep 2005). "Lost and found dark matter in elliptical galaxies". Nature 437: 707–710. doi:10.1038/nature03970. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.437..707D.

[14] Nature 463, 203-206 (14 January 2010) | doi:10.1038/nature08640, ಬಲ್ಜ್ಲೆಸ್ ಡ್ವಾರ್ಫ್ ಗೆಲಕ್ಸಿಸ್ ಅಂಡ್ ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್ ಕೋರ್ಸ್ ಫ್ರಂ ಸೂಪರ್ನೊವಾ-ಡ್ರಿವನ್ ಔಟ್ ಫ್ಲೋಸ್

[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.

[16] Rejkuba, M., Dubath, P., Minniti, D. and Meylan, G. (may 2008). E. Vesperini, M. Giersz, and A. Sills. ed. Masses and M/L Ratios of Bright Globular Clusters in NGC 5128. IAU Symposium. 246. pp. 418–422. doi:10.1017/S1743921308016074. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008IAUS..246..418R.

[Weinberg2006-17] 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.

[Minchin2005-18] Minchin, R.et al. (March 2005). "A Dark Hydrogen Cloud in the Virgo Cluster". The Astrophysical Journal 622: L21–L24. doi:10.1086/429538.

[Ciardullo1993-19] Ciardullo, R., Jacoby, G. H. and Dejonghe, H. B. (sep 1993). "The radial velocities of planetary nebulae in NGC 3379". The Astrophysical Journal 414: 454–462. doi:10.1086/173092. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...414..454C.

[Mateo1998-20] 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ARA%26A..36..435M.

[Moore1999-21] Moore, Ben (1999). "Dark Matter Substructure within Galactic Halos". Astrophysical Journal Letters 524: L19–L22. doi:10.1086/312287. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524L..19M.

[22] Vikhlinin, A. et al. (apr 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...640..691V.

[23] Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter. Chandra X-ray Observatory collaboration (11 June 2003).

[24] Taylor, A. N., Dye, S., Broadhurst, T. J., Benitez, N. and van Kampen, E. (jul 1998). "Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689". The Astrophysical Journal 501: 539-+. doi:10.1086/305827. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...501..539T.

[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 et al. (January 18, 2007). "Dark matter maps reveal cosmic scaffolding". Nature 445 (7125): 286–290. doi:10.1038/nature05497. PMID 17206154.

[Clowe-27] ೨೭.೦ ^೨೭.೧ ^೨೭.೨ ^೨೭.೩ 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[penzias-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. http://adsabs.harvard.edu/abs/1965ApJ...142..419P.

[cobe-29] Boggess, N.W., et al.; Mather, J. C.; Weiss, R.; Bennett, C. L.; Cheng, E. S.; Dwek, E.; Gulkis, S.; Hauser, M. G. et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal 397: 420. doi:10.1086/171797.

[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.

[31] Leitch, E. M. et al. (dec 2002). "Measurement of polarization with the Degree Angular Scale Interferometer". Nature 420: 763–771. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Natur.420..763L.

[32] Leitch, E. M. et al. (may 2005). "Degree Angular Scale Interferometer 3 Year Cosmic Microwave Background Polarization Results". The Astrophysical Journal 624: 10–20. doi:10.1086/428825. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...624...10L.

[33] Readhead, A.C.S. (2004). "Polarization Observations with the Cosmic Background Imager". Science 306 (5697): 836–844. doi:10.1126/science.1105598. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv. PMID 15472038. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Sci...306..836R.

[Hinshaw2009-34] ೩೪.೦ ^೩೪.೧ Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..180..225H.

[Komatsu2009-35] ೩೫.೦ ^೩೫.೧ ^೩೫.೨ Komatsu, E. et al. (feb 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..180..330K.

[36] Percival, W. J. et al (nov 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.381.1053P.

[37] Kowalski, M. et al (oct 2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets". The Astrophysical Journal 686: 749–778. doi:10.1086/589937. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...686..749K.

[38] Viel, M. and Bolton, J. S. and Haehnelt, M. G. (oct 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.399L..39V.

[39] Springel, V. et al. (jun 2005). "Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars". Nature 435: 629–636. doi:10.1038/nature03597. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..629S.

[40] Five Year Results on the Oldest Light in the Universe. NASA.,WMAP ದತ್ತಸಸಮೂಹವನ್ನು ಬಳಸಿ

[sciam_2003-41] ೪೧.೦ ^೪೧.೧ Cline, David B.. "The Search for Dark Matter", Scientific American.

[42] Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter Candidates. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[43] Freese, Katherine. Death of Stellar Baryonic Dark Matter. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[44] Silk, Joseph (1980). The Big Bang, 1989, San Francisco: Freeman, chapter ix, page 182.

[45] Umemura, Masayuki (1985). "Formation of Subgalactic Objects within Two-Component Dark Matter". Astrophysical Journal 299: 583–592. doi:10.1086/163726.

[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.

[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.

[48] Goddard Space Flight Center (May 14, 2004). Dark Matter may be Black Hole Pinpoints. NASA's Imagine the Universe. ಮರುಕಳಿಸಿದ ದಿನಾಂಕ 2008-09-13.

[bertone_merrit-49] ೪೯.೦ ^೪೯.೧ Bertone, G. (2005). "Dark matter dynamics and indirect detection". Modern Physics Letters A 20: 1021–1036. doi:10.1142/S0217732305017391. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[50] Kane, G. and Watson, S. (2008). "Dark Matter and LHC:. what is the Connection?". Modern Physics Letters A 23: 2103–2123. doi:10.1142/S0217732308028314.

[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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.

[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. http://arxiv.org/abs/0804.2741.

[53] The CDMS Collaboration, Z. Ahmed, et al (2009). "Results from the Final Exposure of the CDMS II Experiment". ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.

[55] Atwood, W.B.; Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; Baldini, L.; Ballet, J. et al. (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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:ArXiv.

[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.

[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.

[58] Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. et al. (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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[60] Zhang, P.; Liguori, M.; Bean, R. and Dodelson, S. (oct 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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007PhRvL..99n1302Z.

[61] Reyes, R. et al (mar 2010). "Confirmation of general relativity on large scales from weak lensing and galaxy velocities". Nature 464: 256–258. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv. http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1003.2185R.

[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. ಟೆಂಪ್ಲೇಟು:Arxiv.

[63] Th. M. Nieuwenhuizen (2009). "Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?". Europhysics Letters 86: 57001. doi:10.1209/0295-5075/86/59001.

[೧]

[೨]

[೩]

[೪]

[೫]

[೬]

[೭]

[೮]

[೯]

[೧೦]

[೧೧]

[೧೨]

[೧೩]

[೧೪]

[೧೫]

[೧೬]

[೧೭]

[೧೮]

[೧೯]

[೨೦]

[೨೧]

[೨೨]

[೨೩]

[೨೪]

[೨೫]

[೨೬]

[೨೭]

[೨೮]

[೨೯]

[೩೦]

[೩೧]

[೩೨]

[೩೩]

[೩೪]

[೩೫]

[೩೬]

[೩೭]

[೩೮]

[೩೯]

[೪೦]

[೪೧]

[೪೨]

[೪೩]

[೪೪]

[೪೫]

[೪೬]

[೪೭]

[೪೮]

[೪೯]

[೫೦]

[೫೧]

[೫೨]

[೫೩]

[೫೪]

[೫೫]

[೫೬]

[೫೭]

[೫೮]

[೫೯]

[೬೦]

[೬೧]

[೬೨]

[೬೩]

ಡಾರ್ಕ್ ಮ್ಯಾಟರ್