Dark Matter का इतिहास हिंदी में।

Dark Matter

Dark Matter किसे कहते हैं?

Dark Matter ब्रह्मांड में सम्पूर्ण पदार्थ का लगभग 85% हिस्सा है, और इसके कुल ऊर्जा घनत्व का लगभग एक चौथाई है। इन पदार्थ के बहुमत को प्रकृति में गैर-बायोरोनिक माना जाता है, संभवतः कुछ-अभी तक अनदेखे उप-परमाणु कणों से बना है।

Dark Matter का इतिहास

Dark Matter यानि अनजाने पदार्थ की परिकल्पना का एक विस्तृत इतिहास है। जब 1600 के दशक मे Newton के gravity का सिद्धांत दुनिया के सामने आया, तब से ही कुछ astronomers, Dark Matter के अस्तित्व के बारे में अनुमान लगाना शुरू कर चुके थे।

Research और experiment

Astronomers ने ब्रह्माण्ड में कुछ ऐसे वस्तुवों पर research किया, जो कि बहुत कम या कोई भी प्रकाश उत्सर्जित न करते हों, उन्होंने पाया कि वे वस्तुएँ जो बहुत कम या कोई भी प्रकाश उत्सर्जित न करते हों उनका पता सितारों और ग्रहों जैसी चमकदार वस्तुओं पर उनके gravitational tug से जाना जा सकता है। इस प्रकार 1700 के दशक में Dark Matter के विचार को मजबूत किया गया, जब Pierre-Simon Laplace ने तर्क दिया बड़े पैमाने पर तारे हो सकते हैं, जिनका गुरुत्वाकर्षण (gravity) इतना महान है कि प्रकाश भी उनकी सतह से नहीं बच सकता।

1800 के दशक मे Urbain Le Verrier और John Couch Adams ने gravity विसंगतियों का इस्तेमाल करके Uranus की गति और Neptune की उपस्थिति का अनुमान लगाया था। इन्हीं gravity विसंगतियों का प्रयोग करके खगोलविदों (astronomers) ने अंधेरे नीहारिका (dark Nebula) की उपस्थिति का भी पता लगया, जो केवल उनके द्वारा उज्ज्वल वस्तुओं से निकल रही प्रकाश द्वारा देखा जा सकता है। इस प्रकार यह स्पष्ट था कि ब्रह्माण्ड (universe) में दृश्य प्रकाश द्वारा ही देखे जा सकते हैं, यानि ब्रह्माण्ड में किसी भी वास्तु को हम तभी देख सकते हैं जब उससे प्रकाश हमतक आएगा।

Lord Kelvin ने 1884 में अपने एक experiment से आकाशगंगा (galaxy) के केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करने वाले तारों के फैलाव वेग यानि “velocity dispersion” से मिल्की वे में dark bodies की संख्या का अनुमान लगाया था। उन्होंने इन मापों का उपयोग करके, आकाशगंगा (galaxy) के द्रव्यमान(mass) का भी अनुमान लगाया। जिसको उन्होंने निर्धारित भी किया था, कि देखे जाने वाले तारों के द्रव्यमान से अलग होते हैं। इस तरह Lord Kelvin ने निष्कर्ष निकाला कि “हमारे कई सितारे, शायद उनमें से अधिकांश, dark bodies हो सकते हैं”। फिर 1906 में हेनरी पोइंकेरे ने “The Milky Way and Theory of Gases” में Lord Kelvin के कामों पर चर्चा करते हुए Dark Matter शब्द का प्रयोग किया।

और इस प्रकार, 1922 में डच astronomers Jacobus Kapteyn स्टेलर वेग यानि stellar velocities का उपयोग करते हुए, Dark Matter के अस्तित्व का सुझाव देने वाले पहले व्यक्ति बने। 1932 मे Jan Hendrik Oort ने भी Dark Matter के अस्तित्व की परिकल्पना की थी। Hendrik Oort हमारे Milkey Way galaxy के पास के galaxy में तारकीय गतियों यानि stellar motions का अध्ययन करके उन्होंने पाया कि galactic plane में द्रव्यमान(mass) जितना देखा गया था, उससे अधिक होना चाहिए, लेकिन यह माप बाद में गलत निर्धारित किया गया।

इसी प्रकार 1933 में, स्विस एस्ट्रोफिजिसिस्ट Fritz Zwicky, जिन्होंने California Institute of Technology में काम करते हुए आकाशगंगा ( galaxy ) समूहों का अध्ययन किया और इसी तरह का अनुमान लगाया। Fritz Zwicky ने Coma Cluster में virial theorem की सहायता से अनदेखी द्रव्यमान का प्रमाण प्राप्त किया जिसे उन्होंने dark matter कहा। Fritz Zwicky ने पास आकाशगंगाओं की गतियों के आधार पर इसके द्रव्यमान(mass) का अनुमान लगाया और इसकी तुलना में इसकी चमक और आकाशगंगाओं के आधार पर उनकी संख्याओं का अनुमान लगाया। उन्होंने अनुमान लगाया कि Cluster में लगभग 400 गुना अधिक द्रव्यमान था। दृश्यमान आकाशगंगाओं का गुरुत्वाकर्षण प्रभाव इतनी तेज़ कक्षाओं के लिए बहुत छोटा था, इस प्रकार द्रव्यमान को दृश्य से छिपाया जाना चाहिए। इन निष्कर्षों के आधार पर, Zwicky ने अनुमान लगाया कि कुछ अनदेखी matter ने क्लस्टर को एक साथ रखने के लिए द्रव्यमान और संबद्ध गुरुत्वाकर्षण आकर्षण प्रदान किया। Zwicky के अनुमान परिमाण के एक आर्डर से अधिक से बंद थे, मुख्य रूप से Hubble constant के एक अप्रचलित मूल्य के कारण। वही गणना आज एक छोटे अंश को दर्शाती है, जो चमकदार द्रव्यमान के लिए अधिक मूल्यों का उपयोग करती है। बहरहाल, Zwicky ने अपनी गणना से सही ढंग से निष्कर्ष निकाला कि इस matter का थोक Dark था।

इसके अलावा संकेत मिलते हैं कि mass और light ratio में समानता नहीं था, जो कि आकाशगंगा के घूर्णन curves के माप से आया था। 1939 में Horace W. Babcock ने  Andromeda nebula (जिसे अब एंड्रोमेडा गैलेक्सी के रूप में जाना जाता है) के लिए घुमाव वक्र की सूचना दी, जिसमें बताया गया कि द्रव्यमान-से-प्रकाशमान अनुपात रेडियल रूप से बढ़ता है। उन्होंने इसके लिए आकाशगंगा के भीतर प्रकाश अवशोषण या सर्पिल के बाहरी हिस्सों में संशोधित गतिशीलता के लिए जिम्मेदार ठहराया और न कि उस गायब पदार्थ को जो उन्होंने उजागर किया था। Andromeda आकाशगंगा के बाहरी इलाके में अप्रत्याशित रूप से तेजी से घूमने की 1939 की रिपोर्ट के बाद और 1940 में, Jan Oort ने NGC 3115 के बड़े गैर-दृश्यमान प्रभामंडल के बारे में खोजा और लिखा था।

1960 और 1970 के दशक में वेरा रुबिन, केंट फोर्ड और केन फ्रीमैन के काम ने, dark matter के और भी मजबूत सबूत प्रदान किए, साथ ही गैलेक्सी रोटेशन curves का भी उपयोग किया। रुबिन और फोर्ड ने अधिक सटीकता के साथ बढ़त वाले spiral आकाशगंगाओं के वेग वक्र को मापने के लिए एक नए स्पेक्ट्रोग्राफ के साथ काम किया। इस परिणाम की पुष्टि 1978 में हुई थी। एक प्रभावशाली पत्र ने 1980 में रुबिन और फोर्ड के परिणामों को प्रस्तुत किया। उन्होंने दिखाया कि अधिकांश आकाशगंगाओं में दृश्यमान द्रव्यमान के रूप में लगभग छह गुना अंधेरा होना चाहिए; इस प्रकार, 1980 dark matter की स्पष्ट आवश्यकता को व्यापक रूप से खगोल विज्ञान में एक प्रमुख अनसुलझी mystery के रूप में मान्यता दी गई।

उसी समय जब रुबिन और फोर्ड ऑप्टिकल रोटेशन curves की खोज कर रहे थे, तब रेडियो खगोलविद आस-पास की आकाशगंगाओं में परमाणु हाइड्रोजन की 21 सेमी लाइन का मानचित्र बनाने के लिए नए रेडियो दूरबीनों का उपयोग कर रहे थे। इंटरस्टेलर परमाणु हाइड्रोजन (HI) का रेडियल वितरण अक्सर ऑप्टिकल अध्ययनों द्वारा सुलभ उन लोगों की तुलना में बहुत बड़ी गैलेक्टिक रेडी तक फैलता है, रोटेशन घटता के नमूने का विस्तार करता है – और इस प्रकार कुल द्रव्यमान वितरण – एक नए गतिशील शासन में। ग्रीन बैंक में 300 फुट दूरबीन के साथ एंड्रोमेडा की शुरुआती मैपिंग और जोडरेल बैंक में 250 फुट के डिश ने पहले ही दिखाया कि HI रोटेशन वक्र ने केप्लरियन गिरावट की संभावना नहीं जताई। जैसे ही अधिक संवेदनशील रिसीवर उपलब्ध हो गए, मोर्टन रॉबर्ट्स और रॉबर्ट व्हाइटहर्स्ट ऑप्टिकल माप से बहुत आगे, 30 kpc एंड्रोमेडा के घूर्णी वेग का पता लगाने में सक्षम थे। बड़े रेडी में गैस डिस्क को ट्रेस करने के लाभ को दर्शाते हुए, उस पेपर का चित्र 16 ऑप्टिकल डेटा को जोड़ती है (15 केपीसी से कम के पॉइंट्स का क्लस्टर जो सिंगल पॉइंट के साथ 15 केपीसी से आगे निकलता है) HI डेटा के साथ 20 और 30 केपीसी के बीच, बाहरी आकाशगंगा घूर्णन वक्र के समतलता का प्रदर्शन; केंद्र में स्थित ठोस वक्र ऑप्टिकल सतह घनत्व है, जबकि दूसरा वक्र संचयी द्रव्यमान को दर्शाता है, बाहरी बाहरी माप में अभी भी रैखिक रूप से बढ़ रहा है। समानांतर में, एक्सट्रैगैलेक्टिक HI स्पेक्ट्रोस्कोपी के लिए इंटरफेरोमेट्रिक सरणियों का उपयोग विकसित किया जा रहा था। 1972 में, डेविड रोजस्टेड और सेठ शोस्तक ने ओवेन्स वैली इंटरफेरोमीटर के साथ मैप किए गए पांच सर्पिलों के HI रोटेशन घटता को प्रकाशित किया; सभी पाँचों के रोटेशन घटता बहुत सपाट थे, जो उनके विस्तारित एचआईएक्स के बाहरी हिस्सों में बड़े पैमाने पर प्रकाश अनुपात के बहुत बड़े मूल्यों का सुझाव देते थे।

1980 के दशक में अवलोकनों की एक धारा ने dark matter की उपस्थिति का समर्थन किया, जिसमें आकाशगंगा समूहों द्वारा पृष्ठभूमि वस्तुओं के गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग, आकाशगंगाओं और समूहों में गर्म गैस का तापमान वितरण, और लौकिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि में anisoties का पैटर्न शामिल है। कॉस्मोलॉजिस्टों के बीच आम सहमति के अनुसार, dark matter मुख्य रूप से एक अभी तक विशेषता नहीं है जो सबमैटमिक कण का है। विभिन्न प्रकार के साधनों द्वारा इस कण की खोज, कण भौतिकी में प्रमुख प्रयासों में से एक है।


जानकारी के स्त्रोत