ডার্ক ম্যাটার

From LTRC

yes

ডার্ক ম্যাটার কী? এটি কীভাবে উৎপন্ন হয়েছিল? comp/structজ্যোতির্বিজ্ঞান এবং কসমোলজিতে, ডার্ক ম্যাটার (Dark matter) বা কৃষ্ণ পদার্থ হলো পদার্থের একটি অদৃশ্য এবং কাল্পনিক রূপ যা আলো সহ কোনো প্রকার তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ-এর সাথে মিথস্ক্রিয়া করে না। ডার্ক ম্যাটারের অস্তিত্বের ধারণাটি আসে মহাকর্ষীয় প্রভাব থেকে, যা সাধারণ আপেক্ষিকতা দ্বারা ব্যাখ্যা করা সম্ভব নয়, যদি না পর্যবেক্ষণযোগ্য পরিমাণের চেয়ে বেশি পদার্থ সেখানে উপস্থিত থাকে। এই ধরনের প্রভাব গ্যালাক্সির গঠন ও বিবর্তন,[1] মহাকর্ষীয় লেন্সিং,[2] পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের বর্তমান কাঠামো, গ্যালাক্সির সংঘর্ষে ভরের অবস্থান,[3] গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের ভেতরে গ্যালাক্সির গতি এবং কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড অ্যানাইসোট্রপি-এর প্রেক্ষাপটে পরিলক্ষিত হয়। মনে করা হয়, ডার্ক ম্যাটার মহাজাগতিক কাঠামোর জন্য মহাকর্ষীয় ভারা (gravitational scaffolding) হিসেবে কাজ করে।[4] বিগ ব্যাং-এর পর, ডার্ক ম্যাটার সরু ফিলামেন্ট বরাবর জমা হয়ে পিণ্ড তৈরি করে, যার ফলে গ্যালাক্সির সুপারক্লাস্টারগুলো একটি মহাজাগতিক জাল (cosmic web) গঠন করে, যেখানে পুরো গ্যালাক্সিগুলোকে ক্ষুদ্র কণার মতো দেখায়।[5][6]

মহাজাগতিক বিজ্ঞানের আদর্শ ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেল (Lambda-CDM model) অনুযায়ী, মহাবিশ্বের ভর-শক্তির উপাদানের মধ্যে ৫% সাধারণ পদার্থ, ২৬.৮% ডার্ক ম্যাটার এবং ৬৮.২% হলো ডার্ক এনার্জি নামক এক ধরনের শক্তি।[7][8][9][10] সুতরাং, ডার্ক ম্যাটার মোট ভরের ৮৫% গঠন করে, যেখানে ডার্ক এনার্জি এবং ডার্ক ম্যাটার একত্রে মোট ভর-শক্তির ৯৫% গঠন করে।[11][12][13][14] যদিও গ্যালাক্সির চারপাশের হ্যালোতে ডার্ক ম্যাটারের ঘনত্ব তাৎপর্যপূর্ণ, সৌরজগতে এর স্থানীয় ঘনত্ব সাধারণ পদার্থের তুলনায় অনেক কম। নেপচুন গ্রহের কক্ষপথ পর্যন্ত সমস্ত ডার্ক ম্যাটারের মোট পরিমাণ প্রায় ১০১৭ কেজি, যা একটি বড় গ্রহাণুর ভরের সমান।[15] ডার্ক ম্যাটারকে তার বেগ (আরও স্পষ্টভাবে, এর ফ্রি স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্য) অনুযায়ী "কোল্ড" (শীতল), "ওয়ার্ম" (উষ্ণ) বা "হট" (উত্তপ্ত) হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। সাম্প্রতিক মডেলগুলো একটি কোল্ড ডার্ক ম্যাটার (Cold dark matter) পরিস্থিতিকে সমর্থন করে, যেখানে কণাগুলোর ধীরে ধীরে সঞ্চয়ের মাধ্যমে কাঠামো গড়ে ওঠে।

ডার্ক ম্যাটার মহাকর্ষ ছাড়া সাধারণ ব্যারিওনিক পদার্থ এবং বিকিরণের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে না বলে জানা গেছে, যা একে গবেষণাগারে শনাক্ত করা কঠিন করে তোলে। সবচেয়ে প্রচলিত ব্যাখ্যা হলো, ডার্ক ম্যাটার এখন পর্যন্ত অনাবিষ্কৃত কোনো উপ-পারমাণবিক কণা, যেমন উইকলি ইন্টারঅ্যাক্টিং ম্যাসিভ পার্টিকেল (WIMPs) অথবা অ্যাক্সিয়ন (axions)।[16] অন্য প্রধান সম্ভাবনা হলো, ডার্ক ম্যাটার আদিম ব্ল্যাক হোল (primordial black holes) দ্বারা গঠিত।[17][18][19]

যদিও জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞান সম্প্রদায় সাধারণত ডার্ক ম্যাটারের অস্তিত্ব স্বীকার করে,[20] জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানীদের একটি সংখ্যালঘু অংশ, যারা সাধারণ ডার্ক ম্যাটার দ্বারা ভালোভাবে ব্যাখ্যা করা যায় না এমন নির্দিষ্ট পর্যবেক্ষণ দ্বারা অনুপ্রাণিত, তারা সাধারণ আপেক্ষিকতার মূল সূত্রের বিভিন্ন পরিবর্তনের পক্ষে যুক্তি দেন। এর মধ্যে রয়েছে মডিফাইড নিউটনিয়ান ডাইনামিকস (MOND), টেনসর-ভেক্টর-স্কেলার গ্র্যাভিটি এবং এনট্রপিক গ্র্যাভিটি। এখন পর্যন্ত, প্রস্তাবিত পরিবর্তিত মহাকর্ষ তত্ত্বগুলোর কোনোটিই পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণের প্রতিটি অংশকে একই সাথে বর্ণনা করতে পারেনি, যা নির্দেশ করে যে মহাকর্ষকে পরিবর্তন করতে হলেও, কোনো না কোনো ধরনের ডার্ক ম্যাটারের প্রয়োজন হবেই।[21]

ইতিহাস

১৮৮৪ থেকে ১৯৪০

ডার্ক ম্যাটারের অনুকল্পের একটি বিস্তৃত ইতিহাস রয়েছে।[22][23] লর্ড কেলভিন ১৮৮৪ সালে বাল্টিমোরে দেওয়া এক ধারাবাহিক বক্তৃতার ওপর ভিত্তি করে একটি বইয়ের পরিশিষ্টে সূর্যের চারপাশের সম্ভাব্য নক্ষত্রের সংখ্যা নিয়ে আলোচনা করেছিলেন।[24][22] তিনি সূর্যের বয়স ২০-১০০ মিলিয়ন বছর ধরে নিয়ে সূর্যের কাছের নক্ষত্রগুলোর পর্যবেক্ষণকৃত বেগের বিচ্ছুরণ ব্যবহার করে তাদের ঘনত্ব অনুমান করেছিলেন। তিনি প্রশ্ন তুলেছিলেন, যদি সূর্যের ১ কিলোপারসেক দূরত্বের মধ্যে এক হাজার মিলিয়ন নক্ষত্র থাকে (যে দূরত্বে তাদের প্যারালাক্স হবে ১ মিলি-আর্কসেকেন্ড), তবে কী ঘটবে। কেলভিন উপসংহারে বলেছিলেন: "আমাদের কথিত হাজার মিলিয়ন নক্ষত্রের মধ্যে অনেকগুলো — সম্ভবত তাদের একটি বড় অংশ — অন্ধকার দেহ হতে পারে।"[24][25]

১৯০৬ সালে, অঁরি পোয়াঁকারে[26] কেলভিনের কাজ নিয়ে আলোচনার সময় ফরাসি শব্দ [matière obscure] ("ডার্ক ম্যাটার") ব্যবহার করেছিলেন।[26][25] তিনি উপসংহারে বলেছিলেন যে ডার্ক ম্যাটারের পরিমাণ দৃশ্যমান পদার্থের চেয়ে কম হওয়া প্রয়োজন, যা পরে ভুল প্রমাণিত হয়।[25][22]

নাক্ষত্রিক বেগ ব্যবহার করে ডার্ক ম্যাটারের অস্তিত্বের পরামর্শ দেওয়া দ্বিতীয় ব্যক্তি ছিলেন ডাচ জ্যোতির্বিজ্ঞানী জ্যাকবাস কাপটেইন, ১৯২২ সালে।[27][28] ১৯৩০ সালের সুইডিশ জ্যোতির্বিজ্ঞানী নুট লুন্ডমার্কের একটি প্রকাশনা থেকে জানা যায় যে, তিনিই প্রথম অনুমান করেছিলেন যে মহাবিশ্বে পর্যবেক্ষণযোগ্য ভরের চেয়ে অনেক বেশি ভর থাকা উচিত।[29] ডাচ রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানের পথিকৃৎ ইয়ান ওর্ট ১৯৩২ সালেও ডার্ক ম্যাটারের অস্তিত্বের কথা অনুমান করেছিলেন।[28][30][31] ওর্ট গ্যালাকটিক নেইবারহুডে নাক্ষত্রিক গতি নিয়ে গবেষণা করছিলেন এবং দেখেছিলেন যে গ্যালাকটিক সমতলে ভর পর্যবেক্ষণকৃত পরিমাণের চেয়ে বেশি হওয়া উচিত, তবে এই পরিমাপটি পরে ভুল বলে প্রমাণিত হয়।[32]

[33]

১৯৩৩ সালে, সুইস জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানী ফ্রিৎস জুইকি ক্যালটেকে কাজ করার সময় গ্যালাক্সি ক্লাস্টার নিয়ে গবেষণা করেন এবং একই ধরনের অনুমান করেন।[34]Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag[35] জুইকি কোমা ক্লাস্টারে ভিরিয়াল উপপাদ্য (virial theorem) প্রয়োগ করেন এবং অদৃশ্য ভরের প্রমাণ পান, যাকে তিনি dunkle Materie ('ডার্ক ম্যাটার') নাম দেন। জুইকি ক্লাস্টারের প্রান্তের কাছের গ্যালাক্সিগুলোর গতির ওপর ভিত্তি করে এর ভর অনুমান করেন এবং তা উজ্জ্বলতা ও গ্যালাক্সির সংখ্যার ওপর ভিত্তি করে করা অনুমানের সাথে তুলনা করেন। তিনি অনুমান করেছিলেন যে ক্লাস্টারটির ভর দৃশ্যমান পরিমাণের চেয়ে প্রায় ৪০০ গুণ বেশি। দৃশ্যমান গ্যালাক্সিগুলোর মহাকর্ষীয় প্রভাব এত দ্রুত কক্ষপথের জন্য খুবই কম ছিল, তাই ভর অবশ্যই দৃষ্টির আড়ালে ছিল। এই সিদ্ধান্তের ওপর ভিত্তি করে, জুইকি অনুমান করেন যে কিছু অদৃশ্য পদার্থ ক্লাস্টারটিকে ধরে রাখার জন্য প্রয়োজনীয় ভর এবং মহাকর্ষীয় আকর্ষণ প্রদান করছে।[36] জুইকির অনুমানগুলো এক অর্ডারের বেশি ভুল ছিল, যার প্রধান কারণ ছিল হাবল ধ্রুবকের একটি সেকেলে মান;[37] আজকের দিনে একই হিসাব করলে উজ্জ্বল ভরের জন্য বৃহত্তর মান ব্যবহার করে একটি ছোট ভগ্নাংশ পাওয়া যায়। তবুও, জুইকি তার হিসাব থেকে সঠিকভাবে উপসংহারে পৌঁছেছিলেন যে বিদ্যমান মহাকর্ষীয় পদার্থের বেশিরভাগই অন্ধকার।[25] তবে, আধুনিক তত্ত্বের বিপরীতে, জুইকি "ডার্ক ম্যাটারকে" অ-উজ্জ্বল সাধারণ পদার্থ হিসেবে বিবেচনা করেছিলেন।[22]III.A

গ্যালাক্সি রোটেশন কার্ভ (galaxy rotation curves) পরিমাপ থেকে ভর-আলো অনুপাতের (mass-to-light ratio) অসঙ্গতির আরও ইঙ্গিত পাওয়া যায়। ১৯৩৯ সালে, এইচ. ডব্লিউ. ব্যাবকক অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির (তখন অ্যান্ড্রোমিডা নেবুলা নামে পরিচিত) রোটেশন কার্ভ রিপোর্ট করেন, যা নির্দেশ করে যে ভর-উজ্জ্বলতা অনুপাত ব্যাসার্ধের সাথে বৃদ্ধি পায়।[38] তিনি একে অদৃশ্য পদার্থের পরিবর্তে গ্যালাক্সির ভেতরের আলো শোষণ অথবা সর্পিল গ্যালাক্সির বাইরের অংশে পরিবর্তিত গতিবিদ্যার কারণ হিসেবে দায়ী করেছিলেন। ১৯৩৯ সালে অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির উপকণ্ঠে অপ্রত্যাশিত দ্রুত ঘূর্ণন এবং ৫০ ভর-আলো অনুপাতের ব্যাবককের রিপোর্টের পর, ১৯৪০ সালে ইয়ান ওর্ট এনজিসি ৩১১৫-এর বিশাল অদৃশ্য হ্যালো আবিষ্কার করেন এবং তা নিয়ে লেখেন।[39]

১৯৭০-এর দশক

ডার্ক ম্যাটারের অনুকল্পটি মূলত ১৯৭০-এর দশকে শিকড় গেড়েছিল। গ্যালাক্সিগুলো যে অদৃশ্য পদার্থের হ্যালো দ্বারা পরিবেষ্টিত থাকা উচিত, তা প্রমাণ করার জন্য বিভিন্ন পর্যবেক্ষণকে একত্রিত করা হয়েছিল। ১৯৭৪ সালে প্রকাশিত দুটি গবেষণাপত্রে, স্বাধীন দলগুলো একই সাথে এই সিদ্ধান্তে উপনীত হয়: প্রিন্সটন, নিউ জার্সি-তে জেরেমায়া ওস্ট্রাইকার, জিম পিবলস এবং আমোস ইয়াহিল, এবং এস্তোনিয়ার তার্তুতে জান আইনাস্টো, এন সার এবং আন্টস কাসিক।[40]

ডার্ক ম্যাটারের গ্যালাকটিক হ্যালোর অস্তিত্বের প্রমাণ হিসেবে যে পর্যবেক্ষণগুলো কাজ করেছিল, তার মধ্যে একটি ছিল গ্যালাক্সি রোটেশন কার্ভের আকৃতি। এই পর্যবেক্ষণগুলো অপটিক্যাল এবং রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানে করা হয়েছিল। অপটিক্যাল জ্যোতির্বিজ্ঞানে, ভেরা রুবিন এবং কেন্ট ফোর্ড আরও নির্ভুলভাবে প্রান্তিক সর্পিল গ্যালাক্সির বেগ কার্ভ পরিমাপ করার জন্য একটি নতুন স্পেকট্রোগ্রাফ নিয়ে কাজ করেছিলেন।[41][42][43]

একই সময়ে, রেডিও জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা নিকটবর্তী গ্যালাক্সিগুলোতে পারমাণবিক হাইড্রোজেনের ২১ সেমি লাইন ম্যাপ করার জন্য নতুন রেডিও টেলিস্কোপ ব্যবহার করছিলেন। আন্তঃনাক্ষত্রিক পারমাণবিক হাইড্রোজেনের (HI) রেডিয়াল বন্টন প্রায়শই সম্মিলিত নক্ষত্রের আলোর চেয়ে অনেক বেশি গ্যালাকটিক দূরত্ব পর্যন্ত বিস্তৃত থাকে, যা রোটেশন কার্ভের জন্য নমুনা দূরত্বকে প্রসারিত করে—এবং এইভাবে মোট ভর বন্টনকে একটি নতুন গতিশীল ব্যবস্থায় নিয়ে যায়। গ্রিন ব্যাংক অবজারভেটরির 300 ft টেলিস্কোপ[44] এবং জোড্রেল ব্যাংক অবজারভেটরির 250 ft ডিশ ব্যবহার করে অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির প্রাথমিক ম্যাপিং[45] আগেই দেখিয়েছিল যে HI রোটেশন কার্ভ কেপলারিয়ান কক্ষপথ থেকে প্রত্যাশিত হ্রাস অনুসরণ করেনি।

আরও সংবেদনশীল রিসিভার সহজলভ্য হওয়ার সাথে সাথে, রবার্টস এবং হোয়াইটহার্স্ট (১৯৭৫)[46] অ্যান্ড্রোমিডার ঘূর্ণন গতি ৩০ kpc পর্যন্ত নির্ণয় করতে সক্ষম হন, যা আলোকীয় পরিমাপের (optical measurements) চেয়ে অনেক বেশি। বৃহৎ ব্যাসার্ধে গ্যাস ডিস্ক ট্রেস করার সুবিধা তুলে ধরে, সেই গবেষণাপত্রের চিত্র ১৬[46] আলোকীয় ডেটা[43] (১৫ kpc-এর কম ব্যাসার্ধে বিন্দুর গুচ্ছ এবং আরও দূরে একটি একক বিন্দু) এবং ২০ থেকে ৩০ kpc-এর মধ্যবর্তী HI ডেটাকে একত্রিত করে, যা বাইরের গ্যালাক্সির ঘূর্ণন বক্ররেখার সমতলতা প্রদর্শন করে; কেন্দ্রে সর্বোচ্চ মানবিশিষ্ট কঠিন বক্ররেখাটি হলো আলোকীয় পৃষ্ঠ ঘনত্ব, যেখানে অন্য বক্ররেখাটি ক্রমবর্ধমান ভর নির্দেশ করে, যা পরিমাপের শেষ সীমানাতেও রৈখিকভাবে বৃদ্ধি পাচ্ছে। সমান্তরালভাবে, এক্সট্রাগ্যালাকটিক HI স্পেকট্রোস্কোপির জন্য ইন্টারফেরোমেট্রিক অ্যারের ব্যবহার উন্নত করা হচ্ছিল। রগস্টাড এবং শোস্টাক (১৯৭২)[47] ওয়েন্স ভ্যালি ইন্টারফেরোমিটারের সাহায্যে ম্যাপ করা পাঁচটি সর্পিল গ্যালাক্সির HI ঘূর্ণন বক্ররেখা প্রকাশ করেন; পাঁচটি গ্যালাক্সিরই ঘূর্ণন বক্ররেখা অত্যন্ত সমতল ছিল, যা তাদের বর্ধিত HI ডিস্কের বাইরের অংশে ভর-থেকে-আলোর অনুপাতের (mass-to-light ratio) খুব উচ্চ মান নির্দেশ করে।[47] ১৯৭৮ সালে, আলবার্ট বসমা ওয়েস্টারবর্ক সিন্থেসিস রেডিও টেলিস্কোপ থেকে প্রাপ্ত ডেটা ব্যবহার করে সমতল ঘূর্ণন বক্ররেখার আরও প্রমাণ দেখান।[48]

১৯৭৮ সালে, স্টেইগম্যান এবং অন্যান্যরা[49] এমন একটি গবেষণা উপস্থাপন করেন যা পূর্ববর্তী মহাজাগতিক রেলিক কণা ঘনত্বের গণনাকে যেকোনো কাল্পনিক স্থিতিশীল, বৈদ্যুতিকভাবে নিরপেক্ষ, দুর্বল-স্কেল লেপটনের ক্ষেত্রে প্রসারিত করে। তারা দেখান যে কীভাবে এই ধরনের কণার প্রাচুর্য প্রারম্ভিক মহাবিশ্বে "ফ্রিজ আউট" (freeze out) হবে এবং এমন গাণিতিক রাশি প্রদান করেন যা এর ভর এবং দুর্বল মিথস্ক্রিয়া ক্রস-সেকশনকে বর্তমান দিনের পদার্থ ঘনত্বের সাথে সংযুক্ত করে। নির্দিষ্ট নিউট্রিনো বৈশিষ্ট্য থেকে বিশ্লেষণটিকে আলাদা করে এবং প্রার্থী কণাটিকে সাধারণভাবে বিবেচনা করে, লেখকরা একটি কাঠামো তৈরি করেন যা পরবর্তীতে weakly interacting massive particles (WIMPs)-এর জন্য আদর্শ টেমপ্লেট হয়ে ওঠে[50] এবং কণা-পদার্থবিজ্ঞান মডেলের সাথে মহাজাগতিক সীমাবদ্ধতার তুলনা করার জন্য ব্যবহৃত হয়। যদিও পরবর্তী কাজগুলো এই পদ্ধতিকে আরও পরিমার্জিত করেছে এবং অনেক বিকল্প প্রার্থী অন্বেষণ করেছে, এই গবেষণাপত্রটি Standard Model-এর বাইরে ডার্ক ম্যাটারকে একটি নতুন কণা প্রজাতি হিসেবে প্রথম সুস্পষ্ট ও পদ্ধতিগতভাবে উপস্থাপন করে।[51] ১৯৭০-এর দশকের শেষের দিকে গ্যালাক্সিগুলোর চারপাশে ডার্ক ম্যাটার হ্যালো বা বলয়ের অস্তিত্ব ব্যাপকভাবে স্বীকৃত হয় এবং এটি জ্যোতির্বিজ্ঞানের একটি প্রধান অমীমাংসিত সমস্যা হয়ে দাঁড়ায়।[40]

১৯৮০ এবং ৯০-এর দশক

১৯৮০-১৯৯০-এর দশকে ধারাবাহিক পর্যবেক্ষণ ডার্ক ম্যাটারের উপস্থিতিকে সমর্থন করে। 1996 ৯৬৭টি সর্পিল গ্যালাক্সি নিয়ে গবেষণার জন্য উল্লেখযোগ্য।[52] ডার্ক ম্যাটারের প্রমাণের মধ্যে আরও অন্তর্ভুক্ত ছিল galaxy cluster বা গ্যালাক্সি ক্লাস্টার দ্বারা পটভূমির বস্তুর gravitational lensing, গ্যালাক্সি ও ক্লাস্টারে উত্তপ্ত গ্যাসের তাপমাত্রা বন্টন এবং cosmic microwave background-এ অ্যানিসোট্রপির ধরণ।

২০০০ সাল থেকে

সহস্রাব্দের শুরু থেকে, কণা ডার্ক ম্যাটারের অনুসন্ধান weakly interacting massive particles (WIMPs)-এর অনুকল্প দ্বারা প্রভাবিত হয়েছে, যা supersymmetry-এর সাথে কাল্পনিক সংযোগ দ্বারা চালিত। পরীক্ষামূলক প্রচেষ্টাগুলো তরল xenon ডিটেক্টর ব্যবহার করে সংবেদনশীলতার দ্রুত বৃদ্ধির দ্বারা চিহ্নিত করা হয়েছে, যার মধ্যে রয়েছে XENON, LUX, PandaX এবং LUX-ZEPLIN (LZ)। মিথস্ক্রিয়ার সীমা কয়েক গুণ কমিয়ে আনা সত্ত্বেও, এই সরাসরি সনাক্তকরণ পরীক্ষাগুলো GeV–TeV ভরের আদর্শ পরিসরে WIMP-এর জন্য কোনো ফলাফলই (null results) পায়নি।[53][54] ২০২৫ সালের শেষের দিকে, LZ পরীক্ষাটি ৯ GeV/c2-এর উপরে WIMP ক্রস-সেকশন বাদ দিয়েছে এবং ডার্ক ম্যাটার ডিটেক্টরে coherent elastic neutrino-nucleus scattering-এর মাধ্যমে boron-8 সৌর neutrino সনাক্তকরণের প্রথম রিপোর্ট করেছে; এটি নিউট্রিনো ফ্লোর "কুয়াশা" বা "ফগ"-এ পরীক্ষামূলক প্রবেশের ইঙ্গিত দেয়, যা নিউট্রিনো নয়েজের একটি অবিচ্ছেদ্য পটভূমি এবং ভবিষ্যতের WIMP অনুসন্ধানকে জটিল করে তোলে।[55] একই সাথে, Large Hadron Collider সুপারসিমেট্রিক কণা সনাক্ত করতে ব্যর্থ হওয়ায় WIMP-এর তাত্ত্বিক প্যারামিটার স্পেস সীমাবদ্ধ হয়ে পড়েছে।[56] এই সীমাবদ্ধতাগুলো axion-এর মতো বিকল্প প্রার্থীদের দিকে উল্লেখযোগ্য মনোযোগ সরিয়ে দিয়েছে। Axion Dark Matter Experiment ২০২০-এর দশকের শুরুর দিকে মাইক্রো-ইলেক্ট্রনভোল্ট পরিসরে গ্রহণযোগ্য DFSZ অ্যাক্সিয়ন মডেলের প্রতি সংবেদনশীলতা অর্জন করেছে।[57][58]

মহাজাগতিক বিজ্ঞানীদের মধ্যে প্রচলিত দৃষ্টিভঙ্গি হলো যে ডার্ক ম্যাটার মূলত কোনো এক ধরণের এখনো-অচিহ্নিত subatomic particle বা অতিপারমাণবিক কণা দিয়ে গঠিত।[59][60] যদিও এটি সংখ্যাগরিষ্ঠের মতামত, কণা সনাক্তকরণের অভাব ঐকমত্যে বিভাজন তৈরি করেছে, যেখানে LIGO এবং James Webb Space Telescope-এর পর্যবেক্ষণের পর primordial black holes-এর মতো ম্যাক্রোস্কোপিক প্রার্থীদের প্রতি নতুন করে আগ্রহ দেখা দিয়েছে।[17][61] বিভিন্ন উপায়ে এই ধরনের কণার অনুসন্ধান particle physics বা কণা-পদার্থবিজ্ঞানের অন্যতম প্রধান প্রচেষ্টা।[62]

প্রযুক্তিগত সংজ্ঞা

আরও দেখুন: Friedmann equations প্রমিত মহাজাগতিক গণনায়, "পদার্থ" বলতে মহাবিশ্বের এমন যেকোনো উপাদানকে বোঝায় যার শক্তির ঘনত্ব স্কেল ফ্যাক্টরের ঘনকের ব্যস্তানুপাতিক হারে পরিবর্তিত হয়, অর্থাৎ ρ ∝ a−3। এটি "বিকিরণ"-এর বিপরীত, যা স্কেল ফ্যাক্টরের চতুর্থ ঘাতের ব্যস্তানুপাতিক হারে পরিবর্তিত হয় ρ ∝ a−4 এবং একটি cosmological constant, যা a-এর সাপেক্ষে পরিবর্তিত হয় না (ρ ∝ a0)।[63] পদার্থ এবং বিকিরণের জন্য ভিন্ন ভিন্ন স্কেলিং ফ্যাক্টর হলো বিকিরণ redshift-এর একটি ফলাফল। উদাহরণস্বরূপ, cosmic expansion-এর মাধ্যমে পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের ব্যাস দ্বিগুণ করার পর, স্কেল a দ্বিগুণ হয়েছে। cosmic microwave background radiation-এর শক্তি অর্ধেক হয়ে গেছে (কারণ প্রতিটি ফোটনের তরঙ্গদৈর্ঘ্য দ্বিগুণ হয়েছে);[64] অতি-আপেক্ষিক কণাগুলোর শক্তি, যেমন প্রারম্ভিক যুগের স্ট্যান্ডার্ড-মডেল নিউট্রিনো, একইভাবে অর্ধেক হয়ে যায়।[note 1] মহাজাগতিক ধ্রুবক, স্থানের একটি অন্তর্নিহিত বৈশিষ্ট্য হিসেবে, বিবেচ্য আয়তন নির্বিশেষে একটি ধ্রুবক শক্তির ঘনত্ব বজায় রাখে।[63]

তাত্ত্বিকভাবে, "ডার্ক ম্যাটার" বলতে মহাবিশ্বের সেই সমস্ত উপাদানকে বোঝায় যা দৃশ্যমান নয় কিন্তু তবুও ρ ∝ a−3 মেনে চলে। বাস্তবে, "ডার্ক ম্যাটার" শব্দটি প্রায়শই শুধুমাত্র ডার্ক ম্যাটারের নন-ব্যারিওনিক উপাদান বোঝাতে ব্যবহৃত হয়, অর্থাৎ "হারিয়ে যাওয়া ব্যারিওন" বা মিসিং ব্যারিওনগুলোকে বাদ দিয়ে।[65] প্রসঙ্গ সাধারণত নির্দেশ করবে যে কোন অর্থটি বোঝানো হয়েছে।

পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ

গ্যালাক্সি ঘূর্ণন বক্ররেখা

[66][67] মূল নিবন্ধ: Galaxy rotation curve spiral galaxies বা সর্পিল গ্যালাক্সির বাহুগুলো তাদের গ্যালাকটিক কেন্দ্রের চারপাশে ঘোরে। কেন্দ্র থেকে বাইরের দিকে যাওয়ার সাথে সাথে একটি সর্পিল গ্যালাক্সির উজ্জ্বল ভরের ঘনত্ব হ্রাস পায়। যদি উজ্জ্বল ভরই সমস্ত পদার্থ হতো, তবে গ্যালাক্সিটিকে কেন্দ্রের একটি বিন্দু ভর এবং তার চারপাশে প্রদক্ষিণরত টেস্ট ভরের মডেল হিসেবে বিবেচনা করা যেত, যা Solar System-এর অনুরূপ।[lower-alpha 1] Kepler's Third Law থেকে প্রত্যাশা করা হয় যে ঘূর্ণন গতি কেন্দ্র থেকে দূরত্বের সাথে হ্রাস পাবে, সৌরজগতের মতোই। কিন্তু এটি পরিলক্ষিত হয় না।[68] পরিবর্তে, গ্যালাক্সি ঘূর্ণন বক্ররেখা সমতল থাকে বা কেন্দ্র থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে বৃদ্ধি পায়।

যদি কেপলারের সূত্রগুলো সঠিক হয়, তবে এই অমিল সমাধানের স্পষ্ট উপায় হলো এই সিদ্ধান্তে আসা যে সর্পিল গ্যালাক্সির ভর বন্টন সৌরজগতের মতো নয়। বিশেষ করে, গ্যালাক্সির বাইরের অংশে প্রচুর অ-উজ্জ্বল পদার্থ (ডার্ক ম্যাটার) থাকতে পারে।

বেগ বিচ্ছুরণ (Velocity dispersions)

মূল নিবন্ধ: Velocity dispersion আবদ্ধ সিস্টেমের নক্ষত্রগুলোকে অবশ্যই virial theorem মেনে চলতে হবে। এই উপপাদ্যটি, পরিমাপকৃত বেগ বন্টনের সাথে, উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি বা গ্লোবুলার ক্লাস্টারের মতো আবদ্ধ সিস্টেমে ভর বন্টন পরিমাপ করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। কিছু ব্যতিক্রম ছাড়া, উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সির বেগ বিচ্ছুরণ অনুমানগুলো[69] পর্যবে ভর বন্টন থেকে পূর্বাভাসিত বেগ বিচ্ছুরণের সাথে মেলে না, এমনকি নক্ষত্রের কক্ষপথের জটিল বন্টন ধরে নিলেও।[70] গ্যালাক্সি ঘূর্ণন বক্ররেখার মতোই, এই অমিল সমাধানের স্পষ্ট উপায় হলো অ-উজ্জ্বল পদার্থের অস্তিত্ব অনুমান করা।

গ্যালাক্সি ক্লাস্টারিং

Galaxy clusters বা গ্যালাক্সি ক্লাস্টারগুলো ডার্ক ম্যাটার গবেষণার জন্য বিশেষভাবে গুরুত্বপূর্ণ কারণ তাদের ভর তিনটি স্বাধীন উপায়ে অনুমান করা যায়:

  • ক্লাস্টারের মধ্যে গ্যালাক্সিগুলোর রেডিয়াল বেগের বিচ্ছুরণ থেকে।
  • ক্লাস্টারে থাকা উত্তপ্ত গ্যাস থেকে নির্গত X-ray থেকে। এক্স-রে শক্তি বর্ণালী এবং ফ্লাক্স থেকে গ্যাসের তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব অনুমান করা যায়, যা থেকে চাপ পাওয়া যায়; চাপ এবং মহাকর্ষের ভারসাম্য ক্লাস্টারের ভরের প্রোফাইল নির্ধারণ করে।
  • Gravitational lensing (সাধারণত আরও দূরবর্তী গ্যালাক্সির) গতিবিদ্যার (যেমন বেগ) পর্যবেক্ষণের ওপর নির্ভর না করেই ক্লাস্টারের ভর পরিমাপ করতে পারে।

সাধারণত, এই তিনটি পদ্ধতিই মোটামুটি একমত যে ডার্ক ম্যাটার দৃশ্যমান পদার্থের চেয়ে প্রায় ৫ গুণ বেশি।[71]

বৃহত্তর স্কেলে, বড় গ্যালাক্সি redshift survey বা রেডশিফট সার্ভেগুলো গ্যালাক্সি বন্টনের ত্রিমাত্রিক মানচিত্র তৈরি করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। এই মানচিত্রগুলো কিছুটা বিকৃত কারণ দূরত্বগুলো পর্যবেক্ষিত redshift থেকে অনুমান করা হয়; রেডশিফটে হাবল প্রসারণের প্রধান উপাদানের পাশাপাশি গ্যালাক্সির তথাকথিত অদ্ভুত বেগের (peculiar velocity) অবদান থাকে। গড়ে, সুপারক্লাস্টারগুলো তাদের মহাকর্ষের কারণে মহাজাগতিক গড়ের চেয়ে ধীরে প্রসারিত হচ্ছে, যেখানে ভয়েডগুলো গড়ের চেয়ে দ্রুত প্রসারিত হচ্ছে। একটি রেডশিফট মানচিত্রে, সুপারক্লাস্টারের সামনের গ্যালাক্সিগুলোর রেডিয়াল বেগ তার দিকে বেশি থাকে এবং তাদের রেডশিফট দূরত্বের চেয়ে কিছুটা বেশি হয়, যেখানে সুপারক্লাস্টারের পেছনের গ্যালাক্সিগুলোর রেডশিফট দূরত্বের তুলনায় কিছুটা কম হয়। এই প্রভাবের কারণে সুপারক্লাস্টারগুলোকে রেডিয়াল দিকে চ্যাপ্টা দেখায় এবং একইভাবে ভয়েডগুলো প্রসারিত দেখায়। তাদের কৌণিক অবস্থান প্রভাবিত হয় না। কোনো একটি কাঠামোর জন্য এই প্রভাব সনাক্তযোগ্য নয় কারণ প্রকৃত আকৃতি জানা নেই, তবে অনেক কাঠামোর গড় করে এটি পরিমাপ করা যায়। এটি ১৯৮৭ সালে নিক কায়সার দ্বারা পরিমাণগতভাবে পূর্বাভাসিত হয়েছিল এবং ২০০১ সালে 2dF Galaxy Redshift Survey দ্বারা প্রথমবারের মতো নিশ্চিতভাবে পরিমাপ করা হয়েছিল।[72] ফলাফলগুলো Lambda-CDM model-এর সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

বুলেট ক্লাস্টার

মূল নিবন্ধ: Bullet Cluster বুলেট ক্লাস্টার হলো দুটি গ্যালাক্সি ক্লাস্টারের সাম্প্রতিক সংঘর্ষের ফলাফল। এটি বিশেষভাবে উল্লেখযোগ্য কারণ মহাকর্ষীয় লেন্সিং দ্বারা পরিমাপকৃত center of mass বা ভরকেন্দ্রের অবস্থান দৃশ্যমান পদার্থের ভরকেন্দ্রের অবস্থান থেকে আলাদা। এটি পরিবর্তিত মহাকর্ষ তত্ত্বগুলোর জন্য ব্যাখ্যা করা কঠিন, যা সাধারণত দৃশ্যমান পদার্থের চারপাশে লেন্সিংয়ের পূর্বাভাস দেয়।[73][74][75][76] তবে প্রমিত ডার্ক ম্যাটার তত্ত্বের কোনো সমস্যা নেই: প্রতিটি ক্লাস্টারের উত্তপ্ত, দৃশ্যমান গ্যাস তড়িৎচৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়ার কারণে শীতল এবং ধীর হয়ে যাবে, যেখানে ডার্ক ম্যাটার (যা তড়িৎচৌম্বকীয়ভাবে মিথস্ক্রিয়া করে না) তা হবে না। এটি ডার্ক ম্যাটারকে দৃশ্যমান গ্যাস থেকে আলাদা করে ফেলে, যার ফলে পর্যবেক্ষিত পৃথক লেন্সিং পিক তৈরি হয়।[77]

মহাকর্ষীয় লেন্সিং

general relativity বা সাধারণ আপেক্ষিকতার অন্যতম ফলাফল হলো gravitational lens বা মহাকর্ষীয় লেন্স। মহাকর্ষীয় লেন্সিং ঘটে যখন আলোর উৎস এবং পর্যবেক্ষকের মধ্যবর্তী বিশাল বস্তুগুলো লেন্স হিসেবে কাজ করে এই উৎস থেকে আসা আলোকে বাঁকিয়ে দেয়। লেন্সিং ভরের বৈশিষ্ট্যের ওপর নির্ভর করে না; এর জন্য কেবল একটি ভরের উপস্থিতি প্রয়োজন। বস্তুটি যত বিশাল হবে, তত বেশি লেন্সিং পরিলক্ষিত হবে। একটি উদাহরণ হলো quasar-এর মতো আরও দূরবর্তী উৎস এবং পর্যবেক্ষকের মধ্যে অবস্থিত গ্যালাক্সি ক্লাস্টার। এই ক্ষেত্রে, গ্যালাক্সি ক্লাস্টারটি কোয়াসারকে লেন্স করবে।

স্ট্রং লেন্সিং হলো পটভূমির গ্যালাক্সিগুলোর বিকৃতি যা তাদের আলো এই ধরনের মহাকর্ষীয় লেন্সের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় আর্কের মতো দেখায়। এটি Abell 1689 সহ অনেক দূরবর্তী ক্লাস্টারের চারপাশে পরিলক্ষিত হয়েছে।[78] বিকৃতির জ্যামিতি পরিমাপ করে, মধ্যবর্তী ক্লাস্টারের ভর পাওয়া যেতে পারে। উইক বা দুর্বল লেন্সিং ব্যবস্থায়, লেন্সিং পটভূমির গ্যালাক্সিগুলোকে আর্কে বিকৃত করে না, বরং সামান্য বিকৃতি ঘটায়। পার্শ্ববর্তী পটভূমির গ্যালাক্সিগুলোর আপাত শিয়ার বিকৃতি পরীক্ষা করে, ডার্ক ম্যাটারের গড় বন্টন চিহ্নিত করা যায়। পরিমাপকৃত ভর-থেকে-আলোর অনুপাতগুলো অন্যান্য বৃহৎ-স্কেলের কাঠামো পরিমাপ দ্বারা পূর্বাভাসিত ডার্ক ম্যাটার ঘনত্বের সাথে মিলে যায়।[79][80]

টাইপ Ia সুপারনোভা দূরত্ব পরিমাপ

মূল নিবন্ধ: Type Ia supernova, Shape of the universe টাইপ Ia supernovae বা সুপারনোভাগুলোকে এক্সট্রাগ্যালাকটিক দূরত্ব পরিমাপের জন্য standard candles বা আদর্শ মোমবাতি হিসেবে ব্যবহার করা যেতে পারে, যা অতীতে মহাবিশ্ব কত দ্রুত প্রসারিত হয়েছে তা পরিমাপ করতে ব্যবহৃত হয়।[81] ডেটা নির্দেশ করে যে মহাবিশ্ব ত্বরান্বিত হারে প্রসারিত হচ্ছে, যার কারণ সাধারণত dark energy বা ডার্ক এনার্জিকে দায়ী করা হয়।[82] যেহেতু পর্যবেক্ষণগুলো নির্দেশ করে যে মহাবিশ্ব প্রায় সমতল,[83][84][85] তাই প্রত্যাশা করা হয় যে মহাবিশ্বের সমস্ত কিছুর মোট শক্তির ঘনত্ব ১-এর যোগফলের সমান হওয়া উচিত (Ωtot ≈ 1)। পরিমাপকৃত ডার্ক এনার্জির ঘনত্ব হলো ΩΛ ≈ 0.690; পর্যবেক্ষিত সাধারণ (ব্যারিওনিক) পদার্থের শক্তির ঘনত্ব হলো Ωb ≈ 0.0482 এবং বিকিরণের শক্তির ঘনত্ব নগণ্য। এটি একটি অনুপস্থিত Ωdm ≈ 0.258 রেখে যায় যা তবুও পদার্থের মতো আচরণ করে (উপরের প্রযুক্তিগত সংজ্ঞা বিভাগ দেখুন)—এটিই ডার্ক ম্যাটার।[86]

লাইম্যান-আলফা ফরেস্ট

মূল নিবন্ধ: Lyman-alpha forest জ্যোতির্বিজ্ঞান বর্ণালীবীক্ষণ-এ, লাইম্যান-আলফা ফরেস্ট হলো দূরবর্তী গ্যালাক্সি এবং কোয়াসার-এর বর্ণালীতে নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন-এর লাইম্যান-আলফা ট্রানজিশন থেকে উদ্ভূত শোষণ রেখাগুলির সমষ্টি। লাইম্যান-আলফা ফরেস্ট পর্যবেক্ষণ মহাজাগতিক মডেলগুলিকেও সীমাবদ্ধ করতে পারে।[87] এই সীমাবদ্ধতাগুলি WMAP ডেটা থেকে প্রাপ্ত ফলাফলের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ

মূল নিবন্ধ: Cosmic microwave background যদিও ডার্ক ম্যাটার এবং সাধারণ পদার্থ উভয়ই পদার্থ, তবুও তারা একইভাবে আচরণ করে না। বিশেষ করে, আদি মহাবিশ্বে সাধারণ পদার্থ আয়নিত ছিল এবং থমসন স্ক্যাটারিং-এর মাধ্যমে বিকিরণের সাথে দৃঢ়ভাবে মিথস্ক্রিয়া করত। ডার্ক ম্যাটার সরাসরি বিকিরণের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে না, তবে এটি তার মহাকর্ষীয় বিভবের মাধ্যমে (প্রধানত বৃহৎ স্কেলে) এবং সাধারণ পদার্থের ঘনত্ব ও বেগের ওপর প্রভাব ফেলে মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ (CMB)-কে প্রভাবিত করে। তাই, সাধারণ পদার্থ এবং ডার্ক ম্যাটারের বিচ্যুতি সময়ের সাথে ভিন্নভাবে বিবর্তিত হয় এবং CMB-তে ভিন্ন ভিন্ন ছাপ রেখে যায়।

CMB একটি নিখুঁত ব্ল্যাকবডির খুব কাছাকাছি, তবে এতে ১০০,০০০ ভাগের কয়েক ভাগ মাত্রার খুব ছোট তাপমাত্রার অ্যানাইসোট্রপি বা অসমতা রয়েছে। অ্যানাইসোট্রপির একটি আকাশ মানচিত্রকে একটি কৌণিক শক্তি বর্ণালীতে বিভক্ত করা যায়, যা পর্যবেক্ষণ করলে দেখা যায় যে এতে প্রায় সমান ব্যবধানে কিন্তু ভিন্ন উচ্চতার একগুচ্ছ অ্যাকোস্টিক পিক বা ধ্বনি চূড়া রয়েছে। এই চূড়াগুলির অবস্থান মহাজাগতিক প্যারামিটারগুলির ওপর নির্ভর করে। তাই, তত্ত্বের সাথে ডেটার মিল ঘটিয়ে মহাজাগতিক প্যারামিটারগুলিকে সীমাবদ্ধ করা সম্ভব হয়।[88]

CMB অ্যানাইসোট্রপি প্রথম ১৯৯২ সালে COBE দ্বারা আবিষ্কৃত হয়েছিল, যদিও এর রেজোলিউশন অ্যাকোস্টিক পিকগুলি শনাক্ত করার জন্য খুব কম ছিল। ২০০০ সালে বেলুন-বাহিত BOOMERanG পরীক্ষার মাধ্যমে প্রথম অ্যাকোস্টিক পিক আবিষ্কারের পর, ২০০৩-২০১২ সালে WMAP এবং ২০১৩-২০১৫ সালে 'প্ল্যাঙ্ক' মহাকাশযান দ্বারা শক্তি বর্ণালীটি আরও নিখুঁতভাবে পর্যবেক্ষণ করা হয়। এই ফলাফলগুলি ল্যাম্বডা-সিডিএম (Lambda-CDM) মডেলকে সমর্থন করে।[89][90] পর্যবেক্ষিত CMB কৌণিক শক্তি বর্ণালী ডার্ক ম্যাটারের সমর্থনে শক্তিশালী প্রমাণ প্রদান করে, কারণ এর সুনির্দিষ্ট গঠন ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেল দ্বারা ভালোভাবে ব্যাখ্যা করা যায়,[90] কিন্তু মডিফাইড নিউটোনিয়ান ডাইনামিকস (MOND)-এর মতো কোনো প্রতিদ্বন্দ্বী মডেল দিয়ে এটি পুনরুৎপাদন করা কঠিন।[91]

কাঠামোর গঠন

মূল নিবন্ধ: Structure formation [92] কাঠামোর গঠন বলতে বিগ ব্যাং-এর পরবর্তী সেই সময়কালকে বোঝায় যখন ঘনত্বের বিচ্যুতিগুলো ধসে পড়ে নক্ষত্র, গ্যালাক্সি এবং ক্লাস্টার তৈরি করেছিল। কাঠামোর গঠনের আগে, সাধারণ আপেক্ষিকতার ফ্রিডম্যান সমাধান একটি সমজাতীয় মহাবিশ্বের বর্ণনা দেয়। পরবর্তীতে, ছোট ছোট অসমতা ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায় এবং সমজাতীয় মহাবিশ্বকে নক্ষত্র, গ্যালাক্সি এবং বৃহত্তর কাঠামোতে ঘনীভূত করে। সাধারণ পদার্থ বিকিরণ দ্বারা প্রভাবিত হয়, যা অতি আদি সময়ে মহাবিশ্বের প্রভাবশালী উপাদান ছিল। ফলস্বরূপ, এর ঘনত্বের বিচ্যুতিগুলো মুছে যায় এবং কাঠামোতে ঘনীভূত হতে অক্ষম হয়।[93] যদি মহাবিশ্বে কেবল সাধারণ পদার্থ থাকত, তবে ঘনত্বের বিচ্যুতিগুলো বর্তমানে দৃশ্যমান গ্যালাক্সি এবং ক্লাস্টারে পরিণত হওয়ার মতো পর্যাপ্ত সময় পেত না।

ডার্ক ম্যাটার এই সমস্যার একটি সমাধান প্রদান করে কারণ এটি বিকিরণ দ্বারা প্রভাবিত হয় না। তাই, এর ঘনত্বের বিচ্যুতিগুলো আগে বৃদ্ধি পেতে পারে। এর ফলে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় বিভব পরবর্তীতে ধসে পড়া সাধারণ পদার্থের জন্য একটি আকর্ষণীয় পটেনশিয়াল ওয়েল বা বিভব কূপ হিসেবে কাজ করে, যা কাঠামোর গঠনের প্রক্রিয়াকে ত্বরান্বিত করে।[93][94]

আকাশ জরিপ এবং ব্যারিওন অ্যাকোস্টিক অসিলেশন

মূল নিবন্ধ: Baryon acoustic oscillations ব্যারিওন অ্যাকোস্টিক অসিলেশন (BAO) হলো মহাবিশ্বের বৃহৎ স্কেলে দৃশ্যমান ব্যারিওনিক পদার্থের (সাধারণ পদার্থ) ঘনত্বের ওঠানামা। ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেলে আদি মহাবিশ্বের ফোটন-ব্যারিওন তরলে অ্যাকোস্টিক অসিলেশনের কারণে এগুলো উদ্ভূত হয় বলে ধারণা করা হয় এবং মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণের কৌণিক শক্তি বর্ণালীতে এগুলো পর্যবেক্ষণ করা যায়। BAO ব্যারিওনগুলোর জন্য একটি পছন্দসই দৈর্ঘ্যের স্কেল নির্ধারণ করে। রিকম্বিনেশনের পর ডার্ক ম্যাটার এবং ব্যারিওনগুলো একত্রিত হওয়ার ফলে, নিকটবর্তী মহাবিশ্বের গ্যালাক্সি বিন্যাসে এই প্রভাব অনেক দুর্বল, তবে ১৪৭ মেগাপারসেক (Mpc) দূরত্বে গ্যালাক্সির জোড়া থাকার একটি সূক্ষ্ম (~১%) প্রবণতা হিসেবে এটি শনাক্তযোগ্য, যা ১৩০-১৬০ মেগাপারসেক দূরত্বের তুলনায় আলাদা। এই বৈশিষ্ট্যটি ১৯৯০-এর দশকে তাত্ত্বিকভাবে ভবিষ্যদ্বাণী করা হয়েছিল এবং ২০০৫ সালে দুটি বড় গ্যালাক্সি রেডশিফট জরিপ—স্লোয়ান ডিজিটাল স্কাই সার্ভে এবং 2dF গ্যালাক্সি রেডশিফট সার্ভে-তে আবিষ্কৃত হয়েছিল।[95] গ্যালাক্সি রেডশিফট সার্ভে থেকে প্রাপ্ত BAO পরিমাপের সাথে CMB পর্যবেক্ষণগুলোকে একত্রিত করলে হাবল ধ্রুবক এবং মহাবিশ্বের গড় পদার্থের ঘনত্বের একটি সুনির্দিষ্ট অনুমান পাওয়া যায়।[96] এই ফলাফলগুলো ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেলকে সমর্থন করে।

তাত্ত্বিক শ্রেণিবিন্যাস

মূল নিবন্ধ: Cold dark matter, Warm dark matter, Hot dark matter

ডার্ক ম্যাটারকে 'কোল্ড' (শীতল), 'ওয়ার্ম' (উষ্ণ) এবং 'হট' (উষ্ণ/তপ্ত) এই তিন ভাগে ভাগ করা যায়।[97] এই বিভাগগুলো প্রকৃত তাপমাত্রার পরিবর্তে বেগের ওপর ভিত্তি করে নির্ধারিত হয় এবং নির্দেশ করে যে আদি মহাবিশ্বে মহাজাগতিক প্রসারণের কারণে ধীর হওয়ার আগে সংশ্লিষ্ট বস্তুগুলো তাদের এলোমেলো গতির কারণে কতটা দূরে সরে গিয়েছিল। এই দূরত্বকে বলা হয় ফ্রি স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্য। ডার্ক ম্যাটারের বিভাগগুলো কাঠামোর গঠন-এর আগে ভরের সংগ্রহের আকারের সাপেক্ষে নির্ধারণ করা হয়, যা পরবর্তীতে ধসে পড়ে একটি বামন গ্যালাক্সি গঠন করে। এই ভরের সংগ্রহকে কখনও কখনও প্রোটোগ্যালাক্সি বলা হয়। ডার্ক ম্যাটার কণাগুলোকে কোল্ড, ওয়ার্ম বা হট হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয় যদি তাদের ফ্রি স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্য একটি বামন গ্যালাক্সির প্রোটোগ্যালাক্সির তুলনায় অনেক ছোট (কোল্ড), অনুরূপ (ওয়ার্ম), বা অনেক বড় (হট) হয়।[98][99][100] উপরেরগুলোর মিশ্রণও সম্ভব: ১৯৯০-এর দশকের মাঝামাঝি সময়ে মিশ্র ডার্ক ম্যাটার-এর একটি তত্ত্ব জনপ্রিয় ছিল, কিন্তু ডার্ক এনার্জি আবিষ্কারের পর তা প্রত্যাখ্যাত হয়।

ফ্রি স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্যের তাৎপর্য হলো, মহাবিশ্ব বিগ ব্যাং থেকে প্রাপ্ত কিছু আদি ঘনত্বের বিচ্যুতি নিয়ে শুরু হয়েছিল (যা আবার মাইক্রোস্কেলে কোয়ান্টাম বিচ্যুতি থেকে উদ্ভূত)। অতি-ঘন অঞ্চল থেকে কণাগুলো স্বাভাবিকভাবেই কম ঘন অঞ্চলে ছড়িয়ে পড়বে, কিন্তু মহাবিশ্ব দ্রুত প্রসারিত হওয়ার কারণে তাদের ছড়িয়ে পড়ার একটি সময়সীমা থাকে। দ্রুতগামী কণাগুলো (হট ডার্ক ম্যাটার) এই সময়সীমা অতিক্রম করতে পারে, যেখানে ধীরগতির কণাগুলো তা পারে না। কণাগুলো সময়সীমার মধ্যে ফ্রি স্ট্রিমিং দৈর্ঘ্যের সমান দূরত্ব অতিক্রম করে; তাই এই দৈর্ঘ্য পরবর্তী কাঠামোর গঠনের জন্য একটি ন্যূনতম স্কেল নির্ধারণ করে। যেহেতু গ্যালাক্সি-আকারের ঘনত্বের বিচ্যুতিগুলো ফ্রি-স্ট্রিমিংয়ের কারণে মুছে যায়, তাই হট ডার্ক ম্যাটার নির্দেশ করে যে প্রথম যে বস্তুগুলো গঠিত হতে পারে তা হলো বিশাল সুপারক্লাস্টার-আকারের প্যানকেক, যা পরে ভেঙে গ্যালাক্সিতে পরিণত হয়, যেখানে কোল্ড ডার্ক ম্যাটারের ক্ষেত্রে এর বিপরীতটি ঘটে।

ডিপ-ফিল্ড পর্যবেক্ষণ থেকে দেখা যায় যে গ্যালাক্সিগুলো প্রথমে গঠিত হয়েছিল, তারপরে গ্যালাক্সিগুলো একত্রিত হয়ে ক্লাস্টার এবং সুপারক্লাস্টার তৈরি করেছে,[62] এবং তাই বেশিরভাগ ডার্ক ম্যাটারই কোল্ড। এই কারণেই নিউট্রিনো, যা আলোর গতির কাছাকাছি চলে এবং তাই হট ডার্ক ম্যাটারের আওতায় পড়ে, ডার্ক ম্যাটারের মূল অংশ হতে পারে না।[93]

600

গঠন

ডার্ক ম্যাটারের পরিচয় অজানা, তবে নিচের সারণিতে বর্ণিত ডার্ক ম্যাটার কী দিয়ে গঠিত হতে পারে সে সম্পর্কে অনেক হাইপোথিসিস রয়েছে।

প্রধান ডার্ক ম্যাটার হাইপোথিসিস
হালকা বোসন অ্যাক্সিয়ন
অ্যাক্সিয়ন-সদৃশ কণা
ফাজি কোল্ড ডার্ক ম্যাটার
নিউট্রিনো স্ট্যান্ডার্ড মডেলCite error: Closing </ref> missing for <ref> tag
স্টেরাইল নিউট্রিনো
অন্যান্য কণা হালকাতম সুপারসিমেট্রিক কণা
উইকলি ইন্টারঅ্যাক্টিং ম্যাসিভ পার্টিকেল (WIMPs)
সেলফ-ইন্টারঅ্যাক্টিং ডার্ক ম্যাটার
পারমাণবিক ডার্ক ম্যাটার[101][102][103][104]
স্ট্রেঞ্জলেট[105]
ম্যাক্রোস্কোপিক আদিম ব্ল্যাক হোল (PBHs)[17][18][106][19][107][108][109][110][111][112]
অন্যান্য ম্যাসিভ কমপ্যাক্ট হ্যালো অবজেক্ট (MACHOs)

ব্যারিওনিক পদার্থ

ডার্ক ম্যাটার বলতে এমন যেকোনো পদার্থকে বোঝাতে পারে যা দৃশ্যমান পদার্থের (যেমন, নক্ষত্র এবং গ্রহ) সাথে প্রধানত মহাকর্ষের মাধ্যমে মিথস্ক্রিয়া করে। সুতরাং নীতিগতভাবে এটি কোনো নতুন ধরনের মৌলিক কণা দিয়ে গঠিত হওয়ার প্রয়োজন নেই, বরং অন্তত আংশিকভাবে সাধারণ ব্যারিওনিক পদার্থ, যেমন প্রোটন বা নিউট্রন দিয়ে তৈরি হতে পারে। জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের কাছে পরিচিত সাধারণ পদার্থের বেশিরভাগই, যার মধ্যে গ্রহ, বাদামী বামন, লাল বামন, দৃশ্যমান নক্ষত্র, সাদা বামন, নিউট্রন নক্ষত্র এবং ব্ল্যাক হোল অন্তর্ভুক্ত, এই বিভাগের আওতায় পড়ে।[22][113] একটি ব্ল্যাক হোল তার ইভেন্ট হরাইজনের কাছাকাছি আসা ব্যারিওনিক এবং নন-ব্যারিওনিক উভয় পদার্থকেই গ্রাস করবে; এরপর, দুটির মধ্যে পার্থক্য মুছে যায়।[114]

এই বিশাল বস্তুগুলো যা শনাক্ত করা কঠিন, সেগুলোকে সম্মিলিতভাবে MACHO বলা হয়। কিছু বিজ্ঞানী প্রাথমিকভাবে আশা করেছিলেন যে ব্যারিওনিক MACHO-গুলো সমস্ত ডার্ক ম্যাটারের কারণ হতে পারে এবং তা ব্যাখ্যা করতে পারে।[115]286[116]

যাইহোক, প্রমাণের একাধিক ধারা থেকে বোঝা যায় যে ডার্ক ম্যাটারের সিংহভাগই বেরিওনিক নয়:

  • পর্যাপ্ত পরিমাণে ছড়িয়ে থাকা বেরিওনিক গ্যাস বা ধূলিকণা নক্ষত্রের আলোয় পশ্চাৎপ্রদীপ্ত (backlit) হলে তা দৃশ্যমান হতো।
  • বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস-এর তত্ত্ব রাসায়নিক উপাদানসমূহের প্রাচুর্য-এর পর্যবেক্ষণকে পূর্বাভাস দেয়। যদি বেরিওনের পরিমাণ বেশি হতো, তবে বিগ ব্যাং-এর সময় আরও বেশি হিলিয়াম, লিথিয়াম এবং ভারী উপাদান সংশ্লেষিত হতো।[117][118] পর্যবেক্ষিত প্রাচুর্যের সাথে সামঞ্জস্য বজায় রাখতে হলে বেরিওনিক পদার্থকে মহাবিশ্বের সংকট ঘনত্বের ৪–৫% হতে হয়। বিপরীতে, বৃহৎ-আকৃতির কাঠামো এবং অন্যান্য পর্যবেক্ষণ নির্দেশ করে যে মোট পদার্থের ঘনত্ব সংকট ঘনত্বের প্রায় ৩০%।[86]
  • মিল্কিওয়ে বা আকাশগঙ্গা ছায়াপথে মহাকর্ষীয় মাইক্রোলেন্সিং-এর জন্য জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক অনুসন্ধানে দেখা গেছে যে, ডার্ক ম্যাটারের খুব সামান্য অংশই অন্ধকার, ঘন এবং প্রচলিত বস্তুর (যেমন MACHOs) আকারে থাকতে পারে; বস্তুর ভরের যে পরিসীমাটি বাদ দেওয়া হয়েছে তা পৃথিবীর ভরের অর্ধেক থেকে শুরু করে ৩০টি সৌর ভর পর্যন্ত বিস্তৃত, যা প্রায় সমস্ত সম্ভাব্য প্রার্থীকেই অন্তর্ভুক্ত করে।[119][120][121][122][123][124]
  • WMAP এবং প্ল্যাঙ্ক মহাকাশযানের মাধ্যমে কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড-এর ক্ষুদ্র অনিয়মগুলোর (অ্যানাইসোট্রপি) বিস্তারিত বিশ্লেষণ নির্দেশ করে যে, মোট পদার্থের প্রায় পাঁচ-ষষ্ঠাংশ এমন একটি রূপে রয়েছে যা সাধারণ পদার্থ বা ফোটন-এর সাথে কেবল মহাকর্ষীয় প্রভাবের মাধ্যমেই উল্লেখযোগ্যভাবে মিথস্ক্রিয়া করে।[125]

নন-বেরিওনিক পদার্থ

নন-বেরিওনিক ডার্ক ম্যাটারের দুটি প্রধান প্রার্থী রয়েছে: নতুন কণা এবং আদিম ব্ল্যাক হোল। বেরিওনিক পদার্থের বিপরীতে, নন-বেরিওনিক কণাগুলো আদি মহাবিশ্বে রাসায়নিক উপাদান গঠনে (বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস) অবদান রাখে না[126][127][59] এবং তাই এদের উপস্থিতি কেবল মহাকর্ষীয় প্রভাবের (যেমন উইক লেন্সিং) মাধ্যমেই অনুভূত হয়। এছাড়া, কিছু ডার্ক ম্যাটার প্রার্থী নিজেদের সাথে (সেলফ-ইন্টারঅ্যাক্টিং ডার্ক ম্যাটার) বা সাধারণ কণার সাথে (যেমন WIMPs) মিথস্ক্রিয়া করতে পারে, যার ফলে সম্ভবত গামা রশ্মি এবং নিউট্রিনোর মতো পর্যবেক্ষণযোগ্য উপজাত তৈরি হতে পারে (পরোক্ষ শনাক্তকরণ)।[128] প্রার্থীর অভাব নেই (উপরের সারণী দেখুন), এবং প্রতিটিরই নিজস্ব শক্তি ও দুর্বলতা রয়েছে।

কণা প্রার্থী

উইকলি ইন্টারঅ্যাক্টিং ম্যাসিভ পার্টিকেলস (WIMPs)

মূল নিবন্ধ: Weakly Interacting Massive Particle উইকলি ইন্টারঅ্যাক্টিং ম্যাসিভ পার্টিকেল (WIMP)-এর কোনো আনুষ্ঠানিক সংজ্ঞা নেই, তবে বিস্তৃত অর্থে, এটি এমন একটি মৌলিক কণা যা মহাকর্ষ এবং অন্য যেকোনো বল (বা বলসমূহ) দ্বারা মিথস্ক্রিয়া করে, যা দুর্বল নিউক্লীয় বল-এর সমান বা তার চেয়ে দুর্বল, কিন্তু যার শক্তি শূন্য নয়। অনেক WIMP প্রার্থীকে বিগ ব্যাং কসমোলজি অনুযায়ী স্ট্যান্ডার্ড মডেলের কণাগুলোর মতোই আদি মহাবিশ্বে তাপীয়ভাবে উৎপাদিত হয়েছে বলে ধারণা করা হয়[129] এবং সাধারণত এরা কোল্ড ডার্ক ম্যাটার গঠন করবে। তাপীয় উৎপাদনের মাধ্যমে বর্তমানে ডার্ক ম্যাটারের সঠিক প্রাচুর্য পেতে হলে ⟨σv⟩ ≃ 3×10^-26 cm3⋅s−1-এর একটি স্ব-অ্যানিহিলেশন ক্রস সেকশন প্রয়োজন, যা ১০০ GeV/c2 ভর পরিসীমার এমন একটি নতুন কণার জন্য প্রত্যাশিত, যা ইলেক্ট্রোউইক বল-এর মাধ্যমে মিথস্ক্রিয়া করে।

যেহেতু কণা পদার্থবিজ্ঞানের স্ট্যান্ডার্ড মডেলের সুপারসিমেট্রিক সম্প্রসারণগুলো সহজেই এই বৈশিষ্ট্যযুক্ত একটি নতুন কণার পূর্বাভাস দেয়, তাই এই আপাত কাকতালীয় ঘটনাকে "WIMP মিরাকল" বলা হয় এবং একটি স্থিতিশীল সুপারসিমেট্রিক পার্টনার দীর্ঘকাল ধরে ডার্ক ম্যাটারের প্রধান ব্যাখ্যা হিসেবে বিবেচিত হয়ে আসছে।[130] WIMP শনাক্ত করার পরীক্ষামূলক প্রচেষ্টার মধ্যে রয়েছে নিকটবর্তী গ্যালাক্সি এবং গ্যালাক্সি ক্লাস্টারে WIMP অ্যানিহিলেশনের পণ্য—যেমন গামা রশ্মি, নিউট্রিনো এবং মহাজাগতিক রশ্মি—অনুসন্ধান করা; গবেষণাগারে নিউক্লিয়াস-এর সাথে WIMP-এর সংঘর্ষ পরিমাপের জন্য ডিজাইন করা সরাসরি শনাক্তকরণ পরীক্ষা; এবং CERN-এর লার্জ হ্যাড্রন কোলাইডার-এর মতো কোলাইডারে সরাসরি WIMP উৎপাদনের প্রচেষ্টা। ২০১০-এর দশকের শুরুর দিকে, সরাসরি-শনাক্তকরণ পরীক্ষার ফলাফল এবং লার্জ হ্যাড্রন কোলাইডার (LHC) পরীক্ষায় সুপারসিমেট্রির কোনো প্রমাণ না পাওয়ায়[131][132] সরলতম WIMP হাইপোথিসিস নিয়ে সন্দেহের সৃষ্টি হয়েছে।[133]

অ্যাক্সিয়ন (Axions)

মূল নিবন্ধ: Axion

অ্যাক্সিয়ন হলো কাল্পনিক মৌলিক কণা, যা ১৯৭৮ সালে ফ্রাঙ্ক উইলজেক এবং স্টিভেন ওয়াইনবার্গ স্বাধীনভাবে পেসেই-কুইন তত্ত্ব-এর গোল্ডস্টোন বোসন হিসেবে তাত্ত্বিকভাবে উপস্থাপন করেন। এই তত্ত্বটি ১৯৭৭ সালে কোয়ান্টাম ক্রোমোডাইনামিক্স (QCD)-এর স্ট্রং সিপি প্রবলেম সমাধানের জন্য প্রস্তাব করা হয়েছিল। QCD প্রভাবগুলো একটি কার্যকর পর্যায়বৃত্ত বিভব (periodic potential) তৈরি করে, যার মধ্যে অ্যাক্সিয়ন ক্ষেত্রটি চলাচল করে।[134] বিভবটিকে এর একটি সর্বনিম্ন বিন্দুর সাপেক্ষে বিস্তার করলে দেখা যায় যে, অ্যাক্সিয়নের ভরের সাথে অ্যাক্সিয়ন ক্ষয় ধ্রুবকের গুণফল QCD ভ্যাকুয়ামের টপোলজিক্যাল সংবেদনশীলতা দ্বারা নির্ধারিত হয়। ৬০ keV/c2-এর চেয়ে অনেক কম ভরের একটি অ্যাক্সিয়ন দীর্ঘস্থায়ী এবং দুর্বলভাবে মিথস্ক্রিয়াশীল: এটি একটি নিখুঁত ডার্ক ম্যাটার প্রার্থী।

কার্যকর বিভবের সর্বনিম্ন বিন্দুর চারপাশে অ্যাক্সিয়ন ক্ষেত্রের দোলন, যাকে মিসঅ্যালাইনমেন্ট মেকানিজম বলা হয়, তা কোল্ড অ্যাক্সিয়নের একটি মহাজাগতিক জনসংখ্যা তৈরি করে, যার প্রাচুর্য অ্যাক্সিয়নের ভরের ওপর নির্ভর করে।[135][136][137] ৫ μeV/c2-এর বেশি ভরের (ইলেকট্রনের ভরের −11 গুণ) অ্যাক্সিয়ন ডার্ক ম্যাটারের কারণ হতে পারে, এবং এভাবে এটি একই সাথে একটি ডার্ক ম্যাটার প্রার্থী এবং স্ট্রং সিপি প্রবলেমের সমাধান হতে পারে। যদি ইনফ্লেশন বা স্ফীতি নিম্ন স্কেলে ঘটে এবং পর্যাপ্ত সময় ধরে স্থায়ী হয়, তবে অ্যাক্সিয়নের ভর ১ peV/c2-এর মতো কম হতে পারে।[138][139][140]

যেহেতু অ্যাক্সিয়নের ভর অত্যন্ত কম, তাই এদের ডি ব্রগলি তরঙ্গদৈর্ঘ্য অত্যন্ত বড়, যার অর্থ হলো কোয়ান্টাম প্রভাবগুলো ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেলের ক্ষুদ্র-স্কেলের সমস্যাগুলো সমাধানে সহায়তা করতে পারে। গ্র্যান্ড ইউনিফাইড থিওরি স্কেলে ক্ষয় ধ্রুবকযুক্ত একটি একক আল্ট্রালাইট অ্যাক্সিয়ন কোনো ফাইন-টিউনিং ছাড়াই সঠিক রিলিক ঘনত্ব প্রদান করে।[141] WIMP শনাক্ত না হওয়ার কারণে সাম্প্রতিক বছরগুলোতে ডার্ক ম্যাটার প্রার্থী হিসেবে অ্যাক্সিয়নের জনপ্রিয়তা বেড়েছে।[142]

কণা একত্রীকরণ এবং ঘন ডার্ক ম্যাটার বস্তু

যদি ডার্ক ম্যাটার দুর্বলভাবে মিথস্ক্রিয়াশীল কণা দ্বারা গঠিত হয়, তবে একটি স্পষ্ট প্রশ্ন হলো এটি কি গ্রহ, নক্ষত্র বা ব্ল্যাক হোলের সমতুল্য বস্তু গঠন করতে পারে? ঐতিহাসিকভাবে, এর উত্তর হলো এটি পারে না,Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag }}[143][144][145] কারণ দুটি কারণ:

  • এর শক্তি হারানোর কোনো কার্যকর উপায় নেই[143] 
সাধারণ পদার্থ ঘন বস্তু গঠন করে কারণ এর শক্তি হারানোর অনেক উপায় আছে। বস্তু গঠনের জন্য শক্তি হারানো অপরিহার্য, কারণ যে কণা সংকোচনের সময় বা মহাকর্ষের টানে "ভেতরের দিকে" পড়ার সময় শক্তি অর্জন করে এবং অন্য কোনো উপায়ে তা হারাতে পারে না, সেটি উত্তপ্ত হয়ে উঠবে এবং এর বেগ ও ভরবেগ বৃদ্ধি পাবে। ডার্ক ম্যাটারের শক্তি হারানোর কোনো উপায় নেই বলে মনে হয়, কারণ এটি মহাকর্ষ ছাড়া অন্য কোনো উপায়ে জোরালোভাবে মিথস্ক্রিয়া করতে সক্ষম নয়। ভিরিয়াল উপপাদ্য ইঙ্গিত দেয় যে, এমন একটি কণা ধীরে ধীরে গঠিত হতে থাকা বস্তুর সাথে আবদ্ধ থাকবে না – বস্তুটি যখন গঠিত ও সংকুচিত হতে শুরু করবে, তখন এর ভেতরের ডার্ক ম্যাটার কণাগুলোর গতি বেড়ে যাবে এবং সেগুলো বেরিয়ে যাওয়ার প্রবণতা দেখাবে।
  • কাঠামো গঠনের জন্য প্রয়োজনীয় মিথস্ক্রিয়ার বৈচিত্র্যের অভাব[145]
সাধারণ পদার্থ বিভিন্ন উপায়ে মিথস্ক্রিয়া করে, যা পদার্থকে আরও জটিল কাঠামো গঠন করতে দেয়। উদাহরণস্বরূপ, নক্ষত্রগুলো মহাকর্ষের মাধ্যমে গঠিত হয়, কিন্তু তাদের ভেতরের কণাগুলো মিথস্ক্রিয়া করে এবং যখন তারা যথেষ্ট শক্তিশালী হয়, তখন ফিউশন-এর মাধ্যমে নিউট্রিনো এবং তড়িৎচৌম্বকীয় বিকিরণ আকারে শক্তি নির্গত করতে পারে। প্রোটন এবং নিউট্রন সবল মিথস্ক্রিয়া-এর মাধ্যমে আবদ্ধ হতে পারে এবং তারপর ইলেকট্রন-এর সাথে মূলত তড়িৎচৌম্বকীয় মিথস্ক্রিয়া-এর মাধ্যমে পরমাণু গঠন করতে পারে। ডার্ক ম্যাটার যে এমন বৈচিত্র্যময় মিথস্ক্রিয়ায় সক্ষম, তার কোনো প্রমাণ নেই, কারণ এটি কেবল মহাকর্ষের মাধ্যমেই মিথস্ক্রিয়া করে বলে মনে হয় (এবং সম্ভবত এমন কোনো উপায়ে যা দুর্বল মিথস্ক্রিয়া-এর চেয়ে শক্তিশালী নয়, যদিও ডার্ক ম্যাটার আরও ভালোভাবে বোঝা না পর্যন্ত এটি কেবল অনুমান)।

আদিম ব্ল্যাক হোল (Primordial black holes)

মূল নিবন্ধ: Primordial black hole আরও দেখুন: Massive compact halo object

আদিম ব্ল্যাক হোল (PBHs) হলো কাল্পনিক ব্ল্যাক হোল, যা বিগ ব্যাং-এর পরপরই গঠিত হয়েছিল। ইনফ্লেশনারি এরা বা স্ফীতি যুগ এবং আদি বিকিরণ-প্রধান যুগ-এ, উপপারমাণবিক পদার্থের অত্যন্ত ঘন পকেটগুলো মহাকর্ষীয় পতন-এর বিন্দু পর্যন্ত সংকুচিত হয়ে থাকতে পারে, যা নাক্ষত্রিক ব্ল্যাক হোল তৈরির জন্য সাধারণত প্রয়োজনীয় সুপারনোভা সংকোচন ছাড়াই ব্ল্যাক হোল তৈরি করেছে।[18] এই ধারণাটি প্রথম ১৯৬৬ সালে ইয়াকভ জেলডোভিচ এবং ইগর দিমিত্রিভিচ নোভিকভ[146] এবং ১৯৭১ সালে স্টিফেন হকিং স্বাধীনভাবে প্রস্তাব করেছিলেন।[147] যেহেতু PBH-গুলো নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর আগেই গঠিত হতো, তাই এরা নন-বেরিওনিক ডার্ক ম্যাটার প্রার্থী এবং নাক্ষত্রিক ব্ল্যাক হোলের সংকীর্ণ ভর পরিসীমার মধ্যে সীমাবদ্ধ নয়; এরা প্ল্যাঙ্ক-ভর ধ্বংসাবশেষ থেকে শুরু করে সুপারম্যাসিভ স্কেল পর্যন্ত হতে পারে।[17]

২০১৫ সালে LIGO কর্তৃক মহাকর্ষীয় তরঙ্গ আবিষ্কারের পর ডার্ক ম্যাটারের প্রাথমিক উপাদান হিসেবে PBH-এর প্রতি আগ্রহ পুনরুজ্জীবিত হয়। তাদের প্রথম শনাক্তকৃত মার্জারে প্রায় ৩০টি সৌর ভর-এর ব্ল্যাক হোল জড়িত ছিল; এমন বস্তুকে সাধারণ নাক্ষত্রিক পতন দ্বারা ব্যাখ্যা করা কঠিন, কিন্তু এগুলো আদি মহাবিশ্বে QCD ট্রানজিশনের সময় গঠিত PBH-এর পূর্বাভাসিত ভর পরিসীমার সাথে খাপ খায়।[18] এই আগ্রহ আরও বৃদ্ধি পায় ২০২৫ সালের নভেম্বরে, যখন LIGO/Virgo/KAGRA কোলাবরেশন একটি সাব-সোলার ভর মার্জার থেকে একটি সম্ভাব্য মহাকর্ষীয় তরঙ্গ সংকেত রিপোর্ট করে। যেহেতু চন্দ্রশেখর সীমা (~১.৪ সৌর ভর)-এর নিচে ব্ল্যাক হোল তৈরির কোনো জ্যোতির্পদার্থবৈজ্ঞানিক প্রক্রিয়া জানা নেই, তাই সাব-সোলার ভরের বস্তুর নিশ্চিত অস্তিত্ব আদিম উৎসের শক্তিশালী প্রমাণ হবে।[148][149][150] যেহেতু z>1 (>6 Gya)-এ কোনো মহাকর্ষীয় তরঙ্গ শনাক্ত হয়নি, এবং দূরত্বের সাথে কম ভরের সংঘর্ষ শনাক্ত করার সংবেদনশীলতা কমে যায়, তাই আমরা বর্তমানে মহাবিশ্বের বয়সের প্রথম অর্ধেকের সংঘর্ষগুলো শনাক্ত করতে সক্ষম নই।[151]

[152]

PBH হাইপোথিসিসের আরও সমর্থন পাওয়া গেছে উচ্চ-রেডশিফট মহাবিশ্বের (z > 7) জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ (JWST) পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে। JWST "লিটল রেড ডটস" (LRDs, অত্যন্ত উচ্চ রেডশিফটের কমপ্যাক্ট বস্তু) এবং UHZ1 ও GHZ2-এর মতো "ওভারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল গ্যালাক্সি"-র অপ্রত্যাশিত জনসংখ্যা আবিষ্কার করেছে, যেগুলোতে বিগ ব্যাং-এর ৫০০ মিলিয়ন বছরেরও কম সময়ের মধ্যে সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল দেখা যায় এবং সেগুলো তাদের গ্যালাক্সির নক্ষত্রের চেয়েও বড়।[153][154] এই অ্যাক্টিভ গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াই "হালকা" নাক্ষত্রিক ব্ল্যাক হোল বীজ থেকে অ্যাক্রিশন বা পদার্থের সঞ্চয়ের স্ট্যান্ডার্ড মডেলগুলোকে চ্যালেঞ্জ করে এবং "ভারী বীজ" বা PBH-এর মাধ্যমে গঠনের পরামর্শ দেয়, যা ডার্ক ম্যাটার হ্যালোর একটি উল্লেখযোগ্য অংশের কারণ হতে পারে।[155]

সুবায়ু টেলিস্কোপ (HSC) থেকে মহাকর্ষীয় মাইক্রোলেন্সিং ডেটা[156] এবং ভয়েজার ১ ইলেকট্রন-পজিট্রন ডেটা[157] সহ বিভিন্ন পর্যবেক্ষণমূলক সীমাবদ্ধতা নির্দিষ্ট ভর উইন্ডোতে (যেমন, বাষ্পীভূত ক্ষুদ্র ব্ল্যাক হোল বা মনোক্রোম্যাটিক ইন্টারমিডিয়েট-ভর জনসংখ্যা) PBH-কে ডার্ক ম্যাটারের ১০০% গঠন করা থেকে বাতিল করেছে। যাইহোক, সেই সীমাবদ্ধতাগুলো ধরে নেয় যে সমস্ত PBH-এর ভর একই, অর্থাৎ একটি মনোক্রোম্যাটিক ভর বিন্যাস। ইনফ্লেশন মডেল দ্বারা পূর্বাভাসিত এবং মহাকর্ষীয় তরঙ্গ ও JWST পর্যবেক্ষণে স্পষ্ট বর্ধিত ভর বিন্যাস ব্যবহার করে সাম্প্রতিক বিশ্লেষণগুলো এই ধরনের সীমাবদ্ধতা দূর করে। ২০২৪ সালের একটি পর্যালোচনা ইঙ্গিত দেয় যে, একটি সৌর ভরের কাছাকাছি পিকযুক্ত একটি বিস্তৃত, প্লাটিকুরটিক ভর বিন্যাসযুক্ত PBH ডার্ক ম্যাটারের সম্পূর্ণ ব্যাখ্যা হতে পারে, অথবা মিশ্র ডার্ক ম্যাটার পরিস্থিতিতে অন্যান্য প্রার্থীর সাথে সহাবস্থান করতে পারে।[17][158]

ফাইন টিউনিং সমস্যা

[159]

PBH অনুকল্পের প্রধান তাত্ত্বিক চ্যালেঞ্জ হলো এদের গঠনের ভৌত প্রক্রিয়া। "স্লো-রোল ইনফ্লেশন" (slow-roll inflation) নামে পরিচিত মহাজাগতিক স্ফীতি বা কসমিক ইনফ্লেশনের আদর্শ মডেলগুলো এমন ঘনত্বের বিচ্যুতি তৈরি করে, যা আদিম ধস (primordial collapse) ঘটানোর জন্য অত্যন্ত নগণ্য। ফলস্বরূপ, PBH-এর প্রয়োজনীয় প্রাচুর্য তৈরি করতে সাধারণত "অস্বাভাবিক" (exotic) ইনফ্লেশন মডেলের প্রয়োজন হয়, যেখানে প্রায়শই ইনফ্লেটন পটেনশিয়ালে ইনফ্লেকশন পয়েন্ট, বাম্প বা মালভূমি থাকে, যা বিচ্যুতিগুলোকে কয়েক গুণ পর্যন্ত বৃদ্ধি করতে পারে।[160] সমালোচকদের মতে, এই মডেলগুলোর জন্য উল্লেখযোগ্য ফাইন-টিউনিং বা সূক্ষ্ম সমন্বয়ের প্রয়োজন হয়, কারণ এর ফলে প্রাপ্ত PBH-এর প্রাচুর্য এই বিচ্যুতিগুলোর বিস্তারের প্রতি সূচকীয়ভাবে সংবেদনশীল; অর্থাৎ প্যারামিটারগুলোতে সামান্য বিচ্যুতি ঘটলে হয় নগণ্য পরিমাণ ডার্ক ম্যাটার তৈরি হয়, অথবা মহাবিশ্ব সম্পূর্ণভাবে ব্ল্যাক হোলে পূর্ণ হয়ে যায়।[158][109] তবে সমর্থকদের যুক্তি হলো, যেহেতু WIMP-এর জন্য প্রাকৃতিক প্যারামিটার স্পেস সব শনাক্তকরণ পরীক্ষার নেতিবাচক ফলাফলের কারণে ক্রমশ বাতিল হয়ে যাচ্ছে, তাই কণা ডার্ক ম্যাটার তত্ত্বগুলোর ক্ষেত্রেও এখন একই মাত্রার ফাইন-টিউনিং প্রয়োজন। অধিকন্তু, সমর্থকদের দাবি, এই অস্বাভাবিক ইনফ্লেশন মডেলগুলো দ্বারা পূর্বাভাসিত নির্দিষ্ট ভরের কাঠামো LIGO এবং JWST-এর পর্যবেক্ষণমূলক অসংগতিগুলোর একটি সমন্বিত ব্যাখ্যা প্রদান করে, যা কণা মডেলগুলো সমাধান করতে পারে না।[17]

ফাইন-টিউনিং সমস্যা সমাধানের জন্য, সাম্প্রতিক গবেষণাগুলো ইনফ্লেটন পটেনশিয়ালে ম্যানুয়াল সমন্বয়ের পরিবর্তে প্রাকৃতিক ভৌত প্রক্রিয়ার মাধ্যমে প্রয়োজনীয় বিচ্যুতি তৈরির কৌশলের ওপর আলোকপাত করেছে। এমন একটি প্রক্রিয়া হলো QCD দশা পরিবর্তন (QCD phase transition); মহাবিশ্ব যখন এই যুগের মধ্য দিয়ে শীতল হচ্ছিল, তখন অবস্থার সমীকরণ (চাপ)-এর হ্রাস মহাকর্ষীয় ধসের জন্য প্রয়োজনীয় সীমা প্রাকৃতিকভাবেই কমিয়ে দিয়েছিল। এই প্রভাবটি ইনফ্লেশন পাওয়ার স্পেকট্রামে কোনো সুনির্দিষ্টভাবে টিউন করা চূড়ার প্রয়োজন ছাড়াই সৌর ভরের স্কেলে ব্ল্যাক হোল গঠনকে স্বয়ংক্রিয়ভাবে ত্বরান্বিত করে, যা মহাকর্ষীয় তরঙ্গ মানমন্দিরগুলো দ্বারা শনাক্তকৃত ব্ল্যাক হোলগুলোর সাথে তুলনীয়।[161] অতিরিক্তভাবে, একাধিক স্কেলার ফিল্ড জড়িত মডেলগুলো গতিশীল মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে ঘনত্বের বিচ্যুতিতে তীক্ষ্ণ স্পাইক তৈরি করতে পারে, যেমন ফিল্ড ট্র্যাজেক্টরিতে দ্রুত মোড়, যা ফাইন-টিউন করা প্যারামিটারের পরিবর্তে মডেলের জ্যামিতিক কাঠামো থেকে প্রয়োজনীয় শর্তগুলো আহরণ করে।[162]

কণা অনুসন্ধান

যদি ডার্ক ম্যাটার অতিপারমাণবিক কণা দ্বারা গঠিত হয়, তবে প্রতি সেকেন্ডে পৃথিবীর প্রতি বর্গ সেন্টিমিটারের মধ্য দিয়ে লক্ষ লক্ষ, সম্ভবত কোটি কোটি এমন কণা অতিক্রম করতে হবে।[163][164] অনেক পরীক্ষা এই অনুকল্পটি যাচাই করার লক্ষ্য রাখে। যদিও WIMP-গুলো প্রধান অনুসন্ধানের প্রার্থী ছিল,[62] অ্যাক্সিয়নগুলো নতুন করে মনোযোগ আকর্ষণ করেছে, যেখানে অ্যাক্সিয়ন ডার্ক ম্যাটার এক্সপেরিমেন্ট (ADMX) অ্যাক্সিয়ন অনুসন্ধান করছে এবং ভবিষ্যতে আরও অনেক পরীক্ষার পরিকল্পনা রয়েছে।[165] আরেকটি প্রার্থী হলো ভারী হিডেন সেক্টর কণা, যা শুধুমাত্র মহাকর্ষের মাধ্যমে সাধারণ পদার্থের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে। এই পরীক্ষাগুলোকে দুটি শ্রেণিতে ভাগ করা যায়: প্রত্যক্ষ শনাক্তকরণ পরীক্ষা, যা ডিটেক্টরের ভেতরে পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের সাথে ডার্ক ম্যাটার কণার বিচ্ছুরণ অনুসন্ধান করে; এবং পরোক্ষ শনাক্তকরণ, যা ডার্ক ম্যাটার কণার বিলুপ্তি (annihilation) বা ক্ষয়ের পণ্যগুলো অনুসন্ধান করে।[128]

প্রত্যক্ষ কণা শনাক্তকরণ

আরও দেখুন: Weakly interacting massive particle#Direct detection, Axion#Experimental searches মূল নিবন্ধ: Direct detection of dark matter

প্রত্যক্ষ শনাক্তকরণ পরীক্ষাগুলোর লক্ষ্য হলো পৃথিবীর মধ্য দিয়ে অতিক্রমকারী ডার্ক ম্যাটার কণা এবং সাধারণ পদার্থের ডিটেক্টর লক্ষ্যবস্তুর মধ্যে মিথস্ক্রিয়া পর্যবেক্ষণ করা। উইকলি ইন্টারঅ্যাক্টিং ম্যাসিভ পার্টিকেলস (WIMPs)-এর জন্য, প্রাথমিক সংকেত হলো নিউক্লিয়াসের নিম্ন-শক্তির রিকয়েল (সাধারণত কয়েক keV), যা সিন্টিলেশন আলো, আয়নাইজেশন বা ফোনন (তাপ) আকারে শক্তি উৎপন্ন করে। অ্যাক্সিয়ন-এর জন্য, পরীক্ষাগুলো সাধারণত শক্তিশালী চৌম্বক ক্ষেত্রের মধ্যে অ্যাক্সিয়নের ফোটনে রূপান্তর অনুসন্ধান করে (প্রাইমাকফ প্রভাব)।

এই বিরল ঘটনাগুলো কার্যকরভাবে শনাক্ত করার জন্য অত্যন্ত নিম্ন ব্যাকগ্রাউন্ড বজায় রাখা অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ, যে কারণে এই পরীক্ষাগুলো সাধারণত মাটির গভীরে পরিচালিত হয় যেখানে মহাজাগতিক রশ্মির হস্তক্ষেপ সর্বনিম্ন থাকে। এই পরীক্ষাগুলো পরিচালনাকারী প্রধান ভূগর্ভস্থ গবেষণাগারগুলোর মধ্যে রয়েছে SNOLAB (কানাডা), LNGS (ইতালি), CJPL (চীন) এবং SURF (যুক্তরাষ্ট্র)।

WIMPs

WIMP অনুসন্ধানগুলো বেশিরভাগই ক্রায়োজেনিক বা নোবেল লিকুইড ডিটেক্টর প্রযুক্তি ব্যবহার করে। ১০০ mK-এর নিচের তাপমাত্রায় পরিচালিত ক্রায়োজেনিক ডিটেক্টরগুলো তখন তাপ শনাক্ত করে যখন কোনো কণা জার্মেনিয়াম-এর মতো ক্রিস্টাল শোষকের কোনো পরমাণুকে আঘাত করে। এই প্রযুক্তি ব্যবহারকারী পরীক্ষাগুলোর মধ্যে রয়েছে SuperCDMS এবং EDELWEISS।

নোবেল লিকুইড ডিটেক্টরগুলো তরল জেনন বা আর্গন-এ কণার সংঘর্ষে উৎপন্ন সিন্টিলেশন এবং আয়নাইজেশন শনাক্ত করে। এই প্রযুক্তি গত এক দশকে সংবেদনশীলতার ক্ষেত্রে ক্ষেত্রটিকে নেতৃত্ব দিয়েছে। বর্তমান প্রধান পরীক্ষাগুলোর মধ্যে রয়েছে LZ (SURF-এ), XENONnT (LNGS-এ) এবং PandaX-4T (CJPL-এ), এবং ভবিষ্যতে আর্গন-ভিত্তিক প্রকল্প যেমন DarkSide-20k উন্নয়নাধীন রয়েছে।

২০২৫ সালের শেষ নাগাদ, এই আদর্শ WIMP অনুসন্ধানগুলো থেকে ডার্ক ম্যাটার শনাক্তকরণের কোনো নিশ্চিত প্রমাণ পাওয়া যায়নি। পরিবর্তে, পরীক্ষাগুলো নিউক্লিয়নের সাথে কণার মিথস্ক্রিয়া ক্রস-সেকশনের ওপর শক্তিশালী ঊর্ধ্বসীমা নির্ধারণ করেছে।[53][54] ২০২৫ সালের শেষের দিকে, LZ এক্সপেরিমেন্ট ৯ GeV/c2-এর উপরে WIMP ক্রস-সেকশন বর্জনের কথা জানায় এবং ডার্ক ম্যাটার ডিটেক্টরে কোহারেন্ট ইলাস্টিক নিউট্রিনো-নিউক্লিয়াস স্ক্যাটারিং-এর মাধ্যমে বোরন-৮ সৌর নিউট্রিনো শনাক্তকরণের প্রথম ঘটনাটি রিপোর্ট করে। এটি ছিল "নিউট্রিনো ফগ"-এ প্রথম পরীক্ষামূলক প্রবেশ, যা নিউট্রিনো মিথস্ক্রিয়ার একটি অবিচ্ছেদ্য ব্যাকগ্রাউন্ড, যা ডার্ক ম্যাটার সংকেতকে অনুকরণ করে এবং ভবিষ্যতের WIMP অনুসন্ধানগুলোকে জটিল করে তোলে।[55]

অ্যাক্সিয়ন

যেহেতু WIMP প্যারামিটার স্পেস ক্রমশ সীমাবদ্ধ হয়ে পড়েছে, তাই মনোযোগ অ্যাক্সিয়ন অনুসন্ধানের দিকেও সরে গেছে। এই পরীক্ষাগুলো, যেমন অ্যাক্সিয়ন ডার্ক ম্যাটার এক্সপেরিমেন্ট, সাধারণত নিউক্লিয়ার রিকয়েল টার্গেটের পরিবর্তে রেজোন্যান্ট মাইক্রোওয়েভ ক্যাভিটি ব্যবহার করে। ২০২০-এর দশকের শুরুর দিকে, ADMX মাইক্রো-ইলেকট্রনভোল্ট পরিসরে সম্ভাব্য DFSZ অ্যাক্সিয়ন মডেলের প্রতি সংবেদনশীলতা অর্জন করেছিল।[57]

বার্ষিক মডুলেশন এবং দিকনির্দেশনা

প্রধান নোবেল লিকুইড এবং ক্রায়োজেনিক পরীক্ষাগুলো থেকে নেতিবাচক ফলাফল সত্ত্বেও, DAMA/NaI এবং DAMA/LIBRA কোলাবরেশনগুলো তাদের ইভেন্ট রেটে একটি বার্ষিক মডুলেশন পর্যবেক্ষণ করেছে,[166] যা তাদের দাবি অনুযায়ী ডার্ক ম্যাটার হ্যালো-এর মধ্য দিয়ে পৃথিবীর গতির কারণে ঘটে। এই দাবিটি উপরে বর্ণিত আরও সংবেদনশীল পরীক্ষাগুলোর (LZ, XENON, SuperCDMS) নেতিবাচক ফলাফলের সাথে সাংঘর্ষিক।

প্রত্যক্ষ শনাক্তকরণের একটি বিশেষ ক্ষেত্রে দিকনির্দেশক সংবেদনশীলতা অন্তর্ভুক্ত, যা সিগনাস-এর দিকে সৌরজগতের গতির সাথে WIMP সংকেতকে সংযুক্ত করার চেষ্টা করে।[167] নিম্ন-চাপের টাইম প্রজেকশন চেম্বার ব্যবহারকারী দিকনির্দেশক পরীক্ষাগুলোর মধ্যে রয়েছে DMTPC, DRIFT, CYGNUS এবং MIMAC।

পরোক্ষ কণা শনাক্তকরণ

মূল নিবন্ধ: Indirect detection of dark matter [168]

পরোক্ষ শনাক্তকরণ পরীক্ষাগুলো মহাকাশে ডার্ক ম্যাটার কণার স্ব-বিলুপ্তি বা ক্ষয়ের পণ্যগুলো অনুসন্ধান করে। উদাহরণস্বরূপ, উচ্চ ডার্ক ম্যাটার ঘনত্বের অঞ্চলে (যেমন, মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সির কেন্দ্র) দুটি ডার্ক ম্যাটার কণা বিলুপ্ত হয়ে গামা রশ্মি বা স্ট্যান্ডার্ড মডেলের কণা-প্রতিকণা জোড়া তৈরি করতে পারে।[169] বিকল্পভাবে, যদি একটি ডার্ক ম্যাটার কণা অস্থিতিশীল হয়, তবে এটি স্ট্যান্ডার্ড মডেলের (বা অন্য) কণায় ক্ষয় হতে পারে। এই প্রক্রিয়াগুলো মিল্কিওয়ে এবং অন্যান্য গ্যালাক্সির উচ্চ ঘনত্বের অঞ্চল থেকে নির্গত গামা রশ্মি, অ্যান্টিপ্রোটন বা পজিট্রন-এর আধিক্যের মাধ্যমে পরোক্ষভাবে শনাক্ত করা যেতে পারে।[170] এই ধরনের অনুসন্ধানের একটি প্রধান অসুবিধা হলো যে বিভিন্ন জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক উৎস ডার্ক ম্যাটার থেকে প্রত্যাশিত সংকেতকে অনুকরণ করতে পারে, তাই একটি চূড়ান্ত আবিষ্কারের জন্য একাধিক সংকেতের প্রয়োজন হতে পারে।[62][128]

সূর্য বা পৃথিবীর মধ্য দিয়ে অতিক্রমকারী কিছু ডার্ক ম্যাটার কণা পরমাণুর সাথে বিচ্ছুরিত হয়ে শক্তি হারাতে পারে। সুতরাং ডার্ক ম্যাটার এই বস্তুগুলোর কেন্দ্রে জমা হতে পারে, যা সংঘর্ষ/বিলুপ্তির সম্ভাবনা বাড়িয়ে তোলে। এটি উচ্চ-শক্তির নিউট্রিনো আকারে একটি স্বতন্ত্র সংকেত তৈরি করতে পারে।[171] এই ধরনের সংকেত WIMP ডার্ক ম্যাটারের শক্তিশালী পরোক্ষ প্রমাণ হবে।[62] উচ্চ-শক্তির নিউট্রিনো টেলিস্কোপ যেমন AMANDA, IceCube এবং ANTARES এই সংকেত অনুসন্ধান করছে।[115]298 ডার্ক ম্যাটার বিলুপ্তি বা ক্ষয় থেকে এই ধরনের নির্গমন অনুসন্ধানের জন্য অনেক পরীক্ষামূলক প্রচেষ্টা চালানো হয়েছে, যার উদাহরণ নিচে দেওয়া হলো:

  • ফার্মি গামা-রে স্পেস টেলিস্কোপ অনুরূপ গামা রশ্মি অনুসন্ধান করছে।[173] ২০০৯ সালে, ফার্মি ডেটাতে মিল্কিওয়ের গ্যালাকটিক কেন্দ্র থেকে গামা রশ্মির একটি ব্যাখ্যাতীত উদ্বৃত্ত পাওয়া গিয়েছিল। এই গ্যালাকটিক সেন্টার GeV এক্সেস ডার্ক ম্যাটার বিলুপ্তি বা পালসারের একটি জনসংখ্যার কারণে হতে পারে।[174] ২০১২ সালের এপ্রিলে, ফার্মির লার্জ এরিয়া টেলিস্কোপ যন্ত্র থেকে পূর্বে প্রাপ্ত ডেটার বিশ্লেষণে মিল্কিওয়ের কেন্দ্র থেকে আসা গামা বিকিরণে ১৩০ GeV সংকেতের পরিসংখ্যানগত প্রমাণ পাওয়া যায়।[175] WIMP বিলুপ্তিকেই সবচেয়ে সম্ভাব্য ব্যাখ্যা হিসেবে দেখা হয়েছিল।[176]

LIGO কর্তৃক সেপ্টেম্বর ২০১৫-এ মহাকর্ষীয় তরঙ্গ শনাক্তকরণ ডার্ক ম্যাটার পর্যবেক্ষণের একটি নতুন সম্ভাবনা উন্মুক্ত করেছে, বিশেষ করে যদি তা আদিম ব্ল্যাক হোল আকারে থাকে।[186][187]

জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক পর্যবেক্ষণ

বিলুপ্তির পণ্য অনুসন্ধানের বাইরে, জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানীরা ডার্ক ম্যাটার কণার বৈশিষ্ট্য সীমাবদ্ধ করার জন্য মহাজাগতিক বস্তুগুলোকে প্রাকৃতিক ডিটেক্টর হিসেবে ব্যবহার করছেন।

  • নাক্ষত্রিক উত্তাপ: যদি ডার্ক ম্যাটার কণাগুলো নিউট্রন তারা বা শ্বেত বামন-এর মতো ঘন তারার ভেতরে আটকা পড়ে, তবে তারা ক্যাপচার প্রক্রিয়ার সময় বা পরবর্তী বিলুপ্তির মাধ্যমে গতিশক্তি জমা করতে পারে। "ডার্ক কাইনেটিক হিটিং" নামে পরিচিত এই প্রক্রিয়াটি তারাকে তার বয়সের জন্য প্রত্যাশিত তাপমাত্রার চেয়ে বেশি তাপমাত্রায় বজায় রাখবে, যা সম্ভবত এর শীতল হওয়াকে অনির্দিষ্টকালের জন্য থামিয়ে দেবে। তাই পুরনো, "শীতল" নিউট্রন তারার পর্যবেক্ষণ নিউক্লিয়নের সাথে ডার্ক ম্যাটার কণার বিচ্ছুরণ ক্রস-সেকশনের ওপর কঠোর সীমা নির্ধারণ করে, কারণ যেকোনো উল্লেখযোগ্য মিথস্ক্রিয়া এই তারাগুলোকে পর্যবেক্ষণের চেয়ে বেশি উত্তপ্ত রাখত।[188][189]
  • নাক্ষত্রিক শীতলীকরণ: নতুন হালকা কণা, যেমন অ্যাক্সিয়ন, তারার উত্তপ্ত কেন্দ্রে উৎপন্ন হতে পারে এবং অবাধে বেরিয়ে গিয়ে শক্তি বহন করতে পারে। এই অতিরিক্ত শক্তি হ্রাসের চ্যানেলটি তারার বিবর্তনকে পরিবর্তন করবে, যা আদর্শ মডেলের পূর্বাভাসের চেয়ে দ্রুত তাদের শীতল করবে। পর্যবেক্ষণের লোহিত দানব শাখার টিপ এবং শ্বেত বামন শীতলীকরণ বক্ররেখার সাথে তাত্ত্বিক মডেলের তুলনা ইলেকট্রন এবং ফোটনের সাথে অ্যাক্সিয়নের সংযোগের ওপর সবচেয়ে শক্তিশালী সীমাবদ্ধতা নির্ধারণ করেছে।[190][191]
  • ব্ল্যাক হোল সুপাররেডিয়েন্স: অতিহালকা বোসন, যেমন অ্যাক্সিয়ন বা ডার্ক ফোটন, সুপাররেডিয়েন্স নামক প্রক্রিয়ার মাধ্যমে ঘূর্ণায়মান ব্ল্যাক হোল থেকে ঘূর্ণন শক্তি আহরণ করতে পারে। যদি বোসনের কম্পটন তরঙ্গদৈর্ঘ্য ব্ল্যাক হোলের ইভেন্ট হরাইজনের আকারের সাথে তুলনীয় হয়, তবে কণাগুলো ব্ল্যাক হোলের চারপাশে একটি ঘন "বোসন মেঘ" তৈরি করে, যা জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক সময়সীমার মধ্যে এর ঘূর্ণন দ্রুত কমিয়ে দেয়। এক্স-রে বাইনারি বা মহাকর্ষীয় তরঙ্গের মাধ্যমে দ্রুত ঘূর্ণায়মান ব্ল্যাক হোলের পর্যবেক্ষণ নির্দিষ্ট ভরের পরিসরে এমন কণার অস্তিত্বকে বাতিল করে, কারণ তাদের অস্তিত্ব অনেক আগেই এই ব্ল্যাক হোলগুলোর ঘূর্ণন কমিয়ে দিত।[192][193]

কোলাইডার অনুসন্ধান

প্রকৃতিতে ডার্ক ম্যাটার কণা শনাক্ত করার একটি বিকল্প পদ্ধতি হলো গবেষণাগারে এদের উৎপাদন করা। লার্জ হ্যাড্রন কোলাইডার (LHC)-এর পরীক্ষাগুলো LHC প্রোটন রশ্মির সংঘর্ষে উৎপন্ন ডার্ক ম্যাটার কণা শনাক্ত করতে সক্ষম হতে পারে। যেহেতু একটি ডার্ক ম্যাটার কণার সাধারণ দৃশ্যমান পদার্থের সাথে মিথস্ক্রিয়া নগণ্য হওয়ার কথা, তাই অন্যান্য উল্লেখযোগ্য সংঘর্ষজাত পণ্য শনাক্ত হওয়ার সাপেক্ষে, ডিটেক্টর থেকে হারিয়ে যাওয়া বিপুল পরিমাণ শক্তি এবং ভরবেগ হিসেবে এদের পরোক্ষভাবে শনাক্ত করা যেতে পারে।[194]

সুপারসিমেট্রির ওপর সীমাবদ্ধতা

কয়েক দশক ধরে, ডার্ক ম্যাটারের প্রধান প্রার্থী ছিল সুপারসিমেট্রি দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণীকৃত সবচেয়ে হালকা নিউট্রালিনো। তবে, LHC-এর রান ৩ (২০২২–২০২৫) কার্যক্রমের সমাপ্তি পর্যন্ত ব্যাপক অনুসন্ধানে সুপারসিমেট্রি মডেল দ্বারা ভবিষ্যদ্বাণীকৃত সুপারপার্টনারগুলো (যেমন স্কোয়ার্ক এবং গ্লুইনো) শনাক্ত করা সম্ভব হয়নি।[195] ২০২৫ সালের শেষের দিকে, ATLAS এবং CMS কোলাবরেশনগুলো গ্লুইনোর জন্য বর্জন সীমা ২.৪ TeV-এর বেশি এবং অনেক ক্ষেত্রে চার্জিনো ও নিউট্রালিনোর ("ইলেক্ট্রোউইক-ইনোস") জন্য ১ TeV-এর বেশি সীমা নির্ধারণ করেছে।[196] এই ক্রমাগত অনুপস্থিতি WIMP-এর জন্য সবচেয়ে পছন্দের প্যারামিটার স্পেসকে বাতিল করে দিয়েছে, যা তাত্ত্বিকদের "স্প্লিট সুপারসিমেট্রি"-র মতো আরও জটিল এবং সূক্ষ্ম মডেল বিবেচনা করতে অথবা সুপারসিমেট্রি প্রার্থীকে পুরোপুরি বর্জন করতে বাধ্য করেছে।[196]

ডার্ক সেক্টর এবং বহিরাগত সংকেতের দিকে স্থানান্তর

এই নেতিবাচক ফলাফলের প্রতিক্রিয়ায়, গবেষণার মনোযোগ "ডার্ক সেক্টর" তত্ত্ব এবং আরও বহিরাগত সংকেতের দিকে সরে গেছে, যা হয়তো আগের পরীক্ষাগুলোতে এড়িয়ে গিয়েছিল।[197] ২০২৪ এবং ২০২৫ সালের সাম্প্রতিক বিশ্লেষণগুলো এমন সংকেতগুলোকে লক্ষ্য করেছে যা প্রত্যাশিত মিসিং এনার্জি প্রোফাইলের সাথে খাপ খায় না:

  • দীর্ঘস্থায়ী কণা (Long-lived particles): এগুলো এমন কণা যা ক্ষয় হওয়ার আগে ডিটেক্টরের মধ্য দিয়ে সেন্টিমিটার বা মিটার পথ অতিক্রম করে, ফলে "ডিসপ্লেসড ভার্টেক্স" বা "ডিসঅ্যাপিয়ারিং ট্র্যাক" তৈরি হয়। রান ৩-এ বাস্তবায়িত নতুন ট্রিগারগুলো বিশেষভাবে এই ঘটনাগুলোকে লক্ষ্য করেছে, বিশেষ করে দীর্ঘস্থায়ী চার্জিনো যা অদৃশ্য ডার্ক ম্যাটার এবং খুব মৃদু পায়ন-এ ক্ষয় হয়।[198]
  • ডার্ক জেট এবং আধা-দৃশ্যমান জেট: এমন সংকেত যেখানে ডার্ক ম্যাটার জটিল শাওয়ারে দৃশ্যমান পদার্থের পাশাপাশি উৎপন্ন হয়, যা সাধারণ কোয়ার্ক-গ্লুয়ন জেট থেকে আলাদা দেখায়। ২০২৫ সালে, ATLAS "ইমার্জিং জেট"-এর ফলাফল প্রকাশ করে যা ডিটেক্টরের ভেতরে মাঝপথে আবির্ভূত হয়, যা সেই চ্যানেলে ডার্ক হ্যাড্রনের ওপর প্রথম বর্জন সীমা নির্ধারণ করেছে।[199]
  • ডার্ক ফোটন: হালকা মধ্যস্থতাকারী যা স্ট্যান্ডার্ড মডেল এবং ডার্ক সেক্টরের মধ্যে সেতুবন্ধন তৈরি করতে পারে। FASER পরীক্ষা এবং CMS-এর বিশেষ লো-মাস ট্রিগারগুলো ২–৮ GeV ভর পরিসরে এদের সন্ধান করেছে, যা ডার্ক এবং সাধারণ ফোটনের মধ্যে মিশ্রণ প্যারামিটারগুলোকে সীমাবদ্ধ করেছে।[200]

যদিও LHC এখনও ডার্ক ম্যাটারের প্রত্যক্ষ প্রমাণ দিতে পারেনি, ATLAS এবং CMS কোলাবরেশন দ্বারা প্রতিষ্ঠিত সীমাবদ্ধতাগুলো তাদের প্যারামিটার স্পেসকে সংকুচিত করতে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করেছে, যা অনেক WIMP মডেলের পথ বন্ধ করে দিয়েছে এবং ভবিষ্যৎ অনুসন্ধানগুলোকে হালকা, আরও অধরা প্রার্থী অথবা মাল্টি-TeV স্কেলের দিকে পরিচালিত করেছে, যা Future Circular Collider-এর মতো ভবিষ্যৎ কোলাইডারগুলোর মাধ্যমে অ্যাক্সেসযোগ্য।[201]

বিকল্প অনুমান

পরিবর্তিত মহাকর্ষ (Modified gravity)

আরও দেখুন: Alternatives to general relativity

যদি ডার্ক ম্যাটার কোনো অনাবিষ্কৃত কণা না হয়, তবে পরবর্তী সম্ভাবনা হলো আধুনিক সৃষ্টিতত্ত্বের ভিত্তি সাধারণ আপেক্ষিকতা তত্ত্বটি ভুল। সাধারণ আপেক্ষিকতা সৌরজগতের স্কেলে ভালোভাবে পরীক্ষিত, কিন্তু গ্যালাকটিক বা মহাজাগতিক স্কেলে এর বৈধতা ভালোভাবে প্রমাণিত হয়নি।[202] সাধারণ আপেক্ষিকতার একটি উপযুক্ত পরিবর্তন ডার্ক ম্যাটারের প্রয়োজনীয়তাকে দূর করতে পারে। এই শ্রেণির সবচেয়ে পরিচিত তত্ত্বগুলো হলো মডিফাইড নিউটোনিয়ান ডায়নামিক্স (MOND) এবং এর আপেক্ষিক সাধারণীকরণ টেনসর–ভেক্টর–স্কেলার গ্র্যাভিটি (TeVeS),[203] f(R) গ্র্যাভিটি,[204] ঋণাত্মক ভর, ডার্ক ফ্লুইড,[205][206][207] এনট্রপিক গ্র্যাভিটি,[208] কনফর্মাল গ্র্যাভিটি, এবং ম্যাসিভ গ্র্যাভিটি। বিকল্প তত্ত্বের অভাব নেই।[209][210]

মহাকর্ষ পরিবর্তনের একটি সমস্যা হলো ডার্ক ম্যাটারের জন্য পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ – সাধারণ আপেক্ষিকতার কথা বাদই দিলাম – এতগুলো স্বাধীন পদ্ধতি থেকে আসে (উপরে § পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ দেখুন)। যেকোনো একটি পর্যবেক্ষণ ব্যাখ্যা করা সম্ভব, কিন্তু ডার্ক ম্যাটারের অনুপস্থিতিতে সেগুলোর সবগুলোকে ব্যাখ্যা করা অত্যন্ত কঠিন। তবুও, বিকল্প অনুমানের জন্য কিছু বিক্ষিপ্ত সাফল্য রয়েছে, যেমন ২০১৬ সালে এনট্রপিক গ্র্যাভিটিতে মহাকর্ষীয় লেন্সিংয়ের একটি পরীক্ষা[211][212][213] এবং ২০২০ সালে MOND প্রভাবের একটি অনন্য পরিমাপ।[214][215] অধিকাংশ জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞানীর মতে, যদিও সাধারণ আপেক্ষিকতার পরিবর্তনগুলো পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণের একটি অংশ ব্যাখ্যা করতে পারে, তবুও সম্ভবত মহাবিশ্বে কোনো না কোনো ধরনের ডার্ক ম্যাটার বিদ্যমান থাকার সিদ্ধান্তে পৌঁছানোর মতো যথেষ্ট তথ্য রয়েছে।[21]

অ-মূলধারার এবং কম প্রতিষ্ঠিত কণা, ক্ষেত্র এবং কাঠামোগত তত্ত্ব

যদিও WIMP, অ্যাক্সিয়ন এবং আদিম ব্ল্যাক হোল ডার্ক ম্যাটারের প্রাথমিক প্রার্থী হিসেবে রয়ে গেছে, নির্দিষ্ট পর্যবেক্ষণমূলক অসঙ্গতি বা তাত্ত্বিক অনুপ্রেরণা সমাধানের জন্য আরও অনেক তত্ত্ব প্রস্তাব করা হয়েছে। এই বিকল্প মডেলগুলো প্রায়শই স্ট্যান্ডার্ড প্যারামিটার স্পেসের বাইরের ভর পরিসর এবং মিথস্ক্রিয়া শক্তি অন্বেষণ করে, যা অতি-হালকা স্কেলার ক্ষেত্র থেকে শুরু করে বিশাল কম্পোজিট অবস্থা পর্যন্ত বিস্তৃত। কিছু অনুমান জটিল "ডার্ক সেক্টর"-এর অস্তিত্বের কথা বলে যাদের নিজস্ব মৌলিক বল রয়েছে, আবার অন্যরা পরামর্শ দেয় যে ডার্ক ম্যাটার অস্থির, গতিশীল বা আয়না কণা (mirror particles) দিয়ে গঠিত হতে পারে। নিচের তালিকায় এই কম প্রতিষ্ঠিত কিন্তু তাত্ত্বিকভাবে অনুপ্রাণিত প্রার্থী এবং কাঠামো অন্তর্ভুক্ত রয়েছে।

  • Chameleon particle
  • Dark galaxy
  • Dark radiation
  • Density wave theory – একটি তত্ত্ব যেখানে সংকুচিত গ্যাসের তরঙ্গ, যা গ্যালাক্সির চেয়ে ধীরগতিতে চলে, গ্যালাক্সির কাঠামো বজায় রাখে
  • Dynamical dark matter[216][217]
  • Exotic matter
  • Feebly interacting particles
  • Light dark matter
  • Mirror matter
  • Neutralino
  • Scalar field dark matter
  • Strongly interacting massive particle
  • Weakly interacting slim particle (WISP) – WIMP-এর নিম্ন-ভর প্রতিরূপ

জনপ্রিয় সংস্কৃতিতে

ডার্ক ম্যাটার নিয়মিতভাবে হাইব্রিড সাময়িকীগুলোতে একটি বিষয় হিসেবে উপস্থিত হয়, যা বাস্তব বৈজ্ঞানিক বিষয় এবং বিজ্ঞান কল্পকাহিনী উভয়ই কভার করে,[218] এবং ডার্ক ম্যাটারকে নিজেই "বিজ্ঞান কল্পকাহিনীর উপাদান" হিসেবে উল্লেখ করা হয়েছে।[219]

কল্পকাহিনীতে ডার্ক ম্যাটারের উল্লেখ পাওয়া যায়। এমন ক্ষেত্রে, সাধারণত একে অসাধারণ শারীরিক বা জাদুকরী বৈশিষ্ট্য প্রদান করা হয়, যা পদার্থবিজ্ঞান এবং সৃষ্টিতত্ত্বে ডার্ক ম্যাটারের অনুমিত বৈশিষ্ট্যের সাথে অসামঞ্জস্যপূর্ণ। উদাহরণস্বরূপ:

  • ডার্ক ম্যাটার ১৯৯৫ সালের X-Files পর্ব "Soft Light"-এ একটি প্লট ডিভাইস হিসেবে কাজ করে।[220]
  • ডার্ক ম্যাটার দ্বারা অনুপ্রাণিত একটি পদার্থ যা "Dust" নামে পরিচিত, তা Philip Pullman-এর His Dark Materials ট্রিলজিতে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে।[221]
  • ডার্ক ম্যাটার দিয়ে তৈরি সত্তারা Stephen Baxter-এর Xeelee Sequence-এ প্রতিপক্ষ হিসেবে কাজ করে।[222]

আরও ব্যাপকভাবে, "ডার্ক ম্যাটার" শব্দগুচ্ছটি কল্পকাহিনীতে রূপক হিসেবে ব্যবহৃত হয় যা অদেখা বা অদৃশ্যকে ফুটিয়ে তোলে।[223]

গ্যালারি

আরও দেখুন

সম্পর্কিত তত্ত্ব
  • Dark energy
  • Unparticle physics
পরীক্ষা
  • DEAP, একটি অনুসন্ধান যন্ত্র
  • Dark Matter Particle Explorer
  • General antiparticle spectrometer
  • MultiDark, একটি গবেষণা কর্মসূচি
  • Illustris project, জ্যোতির্পদার্থবিজ্ঞান সংক্রান্ত সিমুলেশন
অন্যান্য
  • Galactic Center GeV excess
  • Luminiferous aether – একসময় তাত্ত্বিকভাবে প্রস্তাবিত একটি অদৃশ্য এবং অসীম পদার্থ যার সাথে ভৌত বস্তুর কোনো মিথস্ক্রিয়া নেই, যা শূন্যস্থানের মধ্য দিয়ে আলো কীভাবে ভ্রমণ করে তা ব্যাখ্যা করতে ব্যবহৃত হতো (বর্তমানে ভুল প্রমাণিত)

নোট

  1. ↑ তবে, আধুনিক মহাজাগতিক যুগে, এই নিউট্রিনো ক্ষেত্রটি শীতল হয়েছে এবং বিকিরণের চেয়ে পদার্থের মতো আচরণ করতে শুরু করেছে।

তথ্যসূত্র

  1. ↑ Siegfried, T.. (5 July 1999). Hidden space dimensions may permit parallel universes, explain cosmic mysteries. The Dallas Morning News.
  2. ↑ Trimble, V.. (1987). Existence and nature of dark matter in the universe. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25 425–472. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.002233.
  3. ↑ (2017). A history of dark matter.
  4. ↑ (10 October 2023). The Milky Way May Be Missing a Trillion Suns' Worth of Mass. Scientific American.
  5. ↑ Schilling, Govert. (23 May 2001). Filaments of the Early Universe. Science.
  6. ↑ Stapelberg, Sebastian. (5 December 2022). The Cosmic Web of Galaxies, Dark Matter and How It Emerged. Structures Blog.
  7. ↑ (21 March 2013). Planck Mission Brings Universe into Sharp Focus. NASA Mission Pages.
  8. ↑ (5 June 2015). Dark Energy, Dark Matter. NASA Science: Astrophysics.
  9. ↑ (22 March 2013). Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9. Astronomy and Astrophysics. 1303 5062. doi:10.1051/0004-6361/201321529.
  10. ↑ Francis, Matthew. (22 March 2013). First Planck results: the Universe is still weird and interesting. Ars Technica.
  11. ↑ (21 March 2013). Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light. University of Cambridge.
  12. ↑ Carroll, Sean. (2007). "Dark Matter, Dark Energy: The dark side of the universe". The Teaching Company.
  13. ↑ Ferris, Timothy. (January 2015). Dark matter. National Geographic Magazine.
  14. ↑ (2011). "Seven-year Wilson microwave anisotropy probe (WMAP) observations: Sky maps, systematic errors, and basic results". Astrophysical Journal Supplement. 192 (2) 14. doi:10.1088/0067-0049/192/2/14.
  15. ↑ Siegel, Ethan. (3 July 2018). This Is How Much Dark Matter Passes Through Your Body Every Second. Forbes.
  16. ↑ (21 April 2023). No WIMPS! Heavy particles don't explain gravitational lensing oddities. Ars Technica.
  17. ↑ 17.0 17.1 17.2 17.3 17.4 17.5 (26 February 2024). "Observational evidence for primordial black holes: A positivist perspective". Physics Reports. 1054 1–68. doi:10.1016/j.physrep.2023.11.005. See Figure 39.
  18. ↑ 18.0 18.1 18.2 18.3 (1 August 2023). "Primordial black hole dark matter". Physics of the Dark Universe. 41. doi:10.1016/j.dark.2023.101231.
  19. ↑ 19.0 19.1 (2 May 2022). Primordial black holes as dark matter candidates. SciPost Physics Lecture Notes. doi:10.21468/SciPostPhysLectNotes.48. (See also the accompanying slide presentation. সংরক্ষিত সংস্করণ
  20. ↑ (April 2019). "Is Dark Matter Real?". Scientific American. 28 (2s) 36–43. doi:10.1038/scientificamerican0818-36.
  21. ↑ 21.0 21.1 Carroll. (9 May 2012). Dark matter vs. modified gravity: A trialogue.
  22. ↑ 22.0 22.1 22.2 22.3 22.4 (15 October 2018). "History of dark matter". Reviews of Modern Physics. 90 (4). doi:10.1103/RevModPhys.90.045002.
  23. ↑ (2017). "How dark matter came to matter". Nature Astronomy. 1 (59) 59. doi:10.1038/s41550-017-0059.
  24. ↑ 24.0 24.1 Thompson, ((W., Lord Kelvin)). (1904). Baltimore Lectures on Molecular Dynamics and the Wave Theory of Light. 274. C.J. Clay and Sons.
  25. ↑ 25.0 25.1 25.2 25.3 (2017-02-03). A history of dark matter. Ars Technica.
  26. ↑ 26.0 26.1 (1906). La Voie lactée et la théorie des gaz. Bulletin de la Société astronomique de France. 20 153–165.
  27. ↑ Kapteyn, J.C.. (1922). "First attempt at a theory of the arrangement and motion of the sidereal system". Astrophysical Journal. 55 302–327. doi:10.1086/142670.
  28. ↑ 28.0 28.1 Rosenberg, Leslie J.. (30 June 2014). Status of the Axion Dark-Matter Experiment (ADMX). 2.
  29. ↑ Lundmark, K.. (1930-01-01). Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen, und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme. Meddelanden Fran Lunds Astronomiska Observatorium. 125 1–13.
  30. ↑ Oort, J.H.. (1932). "The force exerted by the stellar system in the direction perpendicular to the galactic plane and some related problems". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 6 249–287.
  31. ↑ The hidden lives of galaxies: Hidden mass. Imagine the Universe.
  32. ↑ (July 1989). "The Mass Distribution in the Galactic Disc – Part III – the Local Volume Mass Density". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 239 (2) 651–664. doi:10.1093/mnras/239.2.651.
  33. ↑ Hubble close-up on the Coma Cluster. ESA/Hubble Picture of the Week.
  34. ↑ Zwicky, F.. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta. 6 110–127.
  35. ↑ Zwicky, Fritz. (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". The Astrophysical Journal. 86 217–246. doi:10.1086/143864.
  36. ↑ জুইকির হিসাবের কিছু বিবরণ এবং আরও আধুনিক মান দেওয়া হয়েছে এখানে: Richmond, M.. (c. 1999). Using the virial theorem: The mass of a cluster of galaxies. Rochester Institute of Technology.
  37. ↑ Freese, Katherine. (2014). [y The Cosmic Cocktail: Three parts dark matter]. Princeton University Press. ISBN 978-1-4008-5007-5.
  38. ↑ Babcock, H.W.. (1939). "The rotation of the Andromeda Nebula". Lick Observatory Bulletin. 19 41–51. doi:10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B.
  39. ↑ Oort, J.H.. (April 1940). Some problems concerning the structure and dynamics of the galactic system and the elliptical nebulae NGC 3115 and 4494. The Astrophysical Journal. 91 (3) 273–306. doi:10.1086/144167.
  40. ↑ 40.0 40.1 (1 August 2024). "Five decades of missing mass". Physics Today. 77 34–43. doi:10.1063/pt.ozhk.lfeb.
  41. ↑ Overbye, D.. (27 December 2016). Vera Rubin, 88, dies; opened doors in astronomy, and for women. The New York Times.
  42. ↑ First observational evidence of dark matter. Darkmatterphysics.com.
  43. ↑ 43.0 43.1 (February 1970). "Rotation of the Andromeda nebula from a spectroscopic survey of emission regions". The Astrophysical Journal. 159 379–403. doi:10.1086/150317.
  44. ↑ (May 1966). "A high-resolution 21 cm hydrogen-line survey of the Andromeda nebula". The Astrophysical Journal. 159 639–656. doi:10.1086/148645.
  45. ↑ (1966). "A neutral hydrogen survey of the southern regions of the Andromeda nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 133 (4) 359–387. doi:10.1093/mnras/133.4.359.
  46. ↑ 46.0 46.1 (October 1975). "The rotation curve and geometry of M 31 at large galactocentric distances". The Astrophysical Journal. 201 327–346. doi:10.1086/153889.
  47. ↑ 47.0 47.1 (September 1972). "Gross properties of five Scd galaxies as determined from 21 centimeter observations". The Astrophysical Journal. 176 315–321. doi:10.1086/151636.
  48. ↑ Bosma, A.. (1978). The distribution and kinematics of neutral hydrogen in spiral galaxies of various morphological types. Rijksuniversiteit Groningen.
  49. ↑ (Aug 1978). Some astrophysical consequences of the existence of a heavy stable neutral lepton.. The Astrophysical Journal. 223 1015–1031. doi:10.1086/156335.
  50. ↑ (1989-05-01). Particles, Strings And Supernovae - Proceedings Of Theoretical Advanced Study Institute In Elementary Particle Physics (In 2 Volumes). 191. World Scientific. ISBN 978-981-4590-77-8.
  51. ↑ (2021). "Particles in the Dark Universe". 1–22. ISBN 978-3-030-78138-5. doi:10.1007/978-3-030-78139-2_1.
  52. ↑ (1996). "The universal rotation curve of spiral galaxies — I. The dark matter connection". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 281 (1) 27–47. doi:10.1093/mnras/278.1.27.
  53. ↑ 53.0 53.1 Akerib, D. S.. (2017). "Results from a Search for Dark Matter in the Complete LUX Exposure". Physical Review Letters. 118 (2). doi:10.1103/PhysRevLett.118.021303.
  54. ↑ 54.0 54.1 Aprile, E.. (2018). "Dark Matter Search Results from a One Ton-Year Exposure of XENON1T". Physical Review Letters. 121 (11). doi:10.1103/PhysRevLett.121.111302.
  55. ↑ 55.0 55.1 (8 December 2025). LZ dark matter experiment sets a world's best and spots neutrinos from the sun's core. Lawrence Livermore National Laboratory.
  56. ↑ Canepa, Anadi. (2019). "Searches for Supersymmetry at the Large Hadron Collider". Reviews in Physics. 4. doi:10.1016/j.revip.2019.100033.
  57. ↑ 57.0 57.1 Braine, T.. (2020). "Extended Search for the Invisible Axion with the Axion Dark Matter Experiment". Physical Review Letters. 124 (10). doi:10.1103/PhysRevLett.124.101303.
  58. ↑ Rybka, Gray. (9 April 2025). "Search for Axion Dark Matter from 1.1 to 1.3 GHZ with ADMX". Physical Review Letters. 135 (19). doi:10.1103/d7mg-6sqq.
  59. ↑ 59.0 59.1 (1995). Big-Bang nucleosynthesis and the baryon density of the universe. Science. 267 (5195) 192–199. doi:10.1126/science.7809624.
  60. ↑ Bergstrom, L.. (2000). "Non-baryonic dark matter: Observational evidence and detection methods". Reports on Progress in Physics. 63 (5) 793–841. doi:10.1088/0034-4885/63/5/2r3.
  61. ↑ (April 2024). "Dark matter candidates and searches". Canadian Journal of Physics. 102 (4) 231–252. doi:10.1139/cjp-2024-0128.
  62. ↑ 62.0 62.1 62.2 62.3 62.4 (2005). "Particle dark matter: Evidence, candidates, and constraints". Physics Reports. 405 (5–6) 279–390. doi:10.1016/j.physrep.2004.08.031.
  63. ↑ 63.0 63.1 Baumann, Daniel. Cosmology: Part III. 21–22. Cambridge University.
  64. ↑ (2019). Is energy conserved when photons redshift in our expanding universe?. Starts With a Bang.
  65. ↑ Peter. (18 Jan 2012). "Dark Matter: A Brief Review".
  66. ↑ (2024-07-01). "Indefinitely Flat Circular Velocities and the Baryonic Tully–Fisher Relation from Weak Lensing". The Astrophysical Journal Letters. 969 (1) L3. doi:10.3847/2041-8213/ad54b0.
  67. ↑ (2016-12-01). "Sparc: Mass Models for 175 Disk Galaxies with Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves". The Astronomical Journal. 152 (6) 157. doi:10.3847/0004-6256/152/6/157.
  68. ↑ Salucci, P.. (2019). "The distribution of dark matter in galaxies". The Astronomy and Astrophysics Review. 27 (1). doi:10.1007/s00159-018-0113-1.
  69. ↑ (1976). "Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies". The Astrophysical Journal. 204 668–683. doi:10.1086/154215.
  70. ↑ (1998). "Galactic Astronomy". 712–713. Princeton University Press.
  71. ↑ (2011). "Cosmological Parameters from Clusters of Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 49 (1) 409–470. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102514.
  72. ↑ (2001). "A measurement of the cosmological mass density from clustering in the 2dF Galaxy Redshift Survey". Nature. 410 (6825) 169–173. doi:10.1038/35065528.
  73. ↑ (16–23 July 2006). Dark matter and the Bullet Cluster. Abstract only
  74. ↑ (2006). "A Direct Empirical Proof of the Existence of Dark Matter". The Astrophysical Journal Letters. 648 (2) L109–L113. doi:10.1086/508162.
  75. ↑ Lee, Chris. (21 September 2017). Science-in-progress: Did the Bullet Cluster withstand scrutiny?. Ars Technica.
  76. ↑ Siegel, Ethan. (9 November 2017). The Bullet Cluster proves dark matter exists, but not for the reason most physicists think. Forbes.
  77. ↑ Bullet Cluster: Direct Proof of Dark Matter. NASA.
  78. ↑ (1998). "Gravitational lens magnification and the mass of Abell 1689". The Astrophysical Journal. 501 (2) 539–553. doi:10.1086/305827.
  79. ↑ (2003). "Weak gravitational lensing by large-scale structure". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41 (1) 645–668. doi:10.1146/annurev.astro.41.111302.102207.
  80. ↑ (1998). "A comparison of different cluster mass estimates: consistency or discrepancy?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (3) 861–871. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x.
  81. ↑ (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 641 A6. doi:10.1051/0004-6361/201833910.
  82. ↑ (2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets". The Astrophysical Journal. 686 (2) 749–778. doi:10.1086/589937.
  83. ↑ (24 January 2014). Will the Universe expand forever?. NASA.
  84. ↑ (7 April 2015). Our flat universe. FermiLab/SLAC.
  85. ↑ Yoo, Marcus Y.. (2011). "Unexpected connections". Engineering & Science. 74 (1) 30.
  86. ↑ 86.0 86.1 (February 2015). Planck Publications: Planck 2015 Results. European Space Agency.
  87. ↑ (2009). "Cosmological and astrophysical constraints from the Lyman α forest flux probability distribution function". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (1) L39–L43. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x.
  88. ↑ বিস্তারিত বিষয়গুলো প্রযুক্তিগত। মধ্যবর্তী স্তরের পরিচিতির জন্য দেখুন Hu, Wayne. (2001). Intermediate Guide to the Acoustic Peaks and Polarization.
  89. ↑ (2009). "Five-year Wilkinson microwave anisotropy probe (WMAP) observations: Data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement. 180 (2) 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
  90. ↑ 90.0 90.1 (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astron. Astrophys.. 594 (13) A13. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
  91. ↑ (2006). "Large scale structure in Bekenstein's theory of relativistic modified Newtonian dynamics". Phys. Rev. Lett.. 96 (1). doi:10.1103/PhysRevLett.96.011301.
  92. ↑ Dark matter may be smoother than expected – Careful study of large area of sky imaged by VST reveals intriguing result. www.eso.org.
  93. ↑ 93.0 93.1 93.2 Jaffe. Cosmology 2012: Lecture Notes.
  94. ↑ Low. (12 October 2016). Constraints on the composite photon theory. Modern Physics Letters A. 31 (36) 1675002. doi:10.1142/S021773231675002X.
  95. ↑ (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 (3) 1053–1066. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x.
  96. ↑ (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation". The Astrophysical Journal Supplement. 180 (2) 330–376. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330.
  97. ↑ Silk, Joseph. (2000). [y The Big Bang: Third Edition]. Henry Holt and Company. ISBN 978-0-8050-7256-3.
  98. ↑ (2016). "Introduction to Particle Cosmology". 178. Springer Berlin, Heidelberg. ISBN 978-3-662-48078-6. doi:10.1007/978-3-662-48078-6.
  99. ↑ (1984). "Fine-scale anisotropy of the cosmic microwave background in a universe dominated by cold dark matter". Astrophysical Journal Letters. 285 L39–L43. doi:10.1086/184361.
  100. ↑ (1985). "Formation of Subgalactic Objects within Two-Component Dark Matter". Astrophysical Journal. 299 583–592. doi:10.1086/163726.
  101. ↑ (2023-10-16). "Precision cosmological constraints on atomic dark matter". Journal of High Energy Physics. 2023 (10) 95. doi:10.1007/JHEP10(2023)095.
  102. ↑ (2023-07-27). "Precision Cosmological Constraints on Atomic Dark Matter". Journal of High Energy Physics. 2023 (10) 95. doi:10.1007/JHEP10(2023)095.
  103. ↑ Sutter, Paul Sutter. (2023-06-07). Dark matter atoms may form shadowy galaxies with rapid star formation. Space.com.
  104. ↑ (2024). "Electromagnetic Signatures of Mirror Stars". The Astrophysical Journal. 965 (1) 42. doi:10.3847/1538-4357/ad283c.
  105. ↑ (2017-08-18). "Detection of magnetized quark-nuggets, a candidate for dark matter". Scientific Reports. 7 (1) 8758. doi:10.1038/s41598-017-09087-3.
  106. ↑ (2 February 2023). "Did JWST observe imprints of axion miniclusters or primordial black holes?". Physical Review D. 107 (4). doi:10.1103/PhysRevD.107.043502.
  107. ↑ (23 March 2018). "A Cosmological Signature of the Standard Model Higgs Vacuum Instability: Primordial Black Holes as Dark Matter". Physical Review Letters. 120 (12). doi:10.1103/PhysRevLett.120.121301.
  108. ↑ (2018). "Seven Hints for Primordial Black Hole Dark Matter". Physics of the Dark Universe. 22 137–146. doi:10.1016/j.dark.2018.08.004.
  109. ↑ 109.0 109.1 (12 August 2010). "Primordial Black Holes as Dark Matter: Almost All or Almost Nothing". The Astrophysical Journal. 720 (1) L67–L71. doi:10.1088/2041-8205/720/1/L67.
  110. ↑ (23 May 2016). "LIGO gravitational wave detection, primordial black holes and the near-IR cosmic infrared background anisotropies". The Astrophysical Journal. 823 (2) L25. doi:10.3847/2041-8205/823/2/L25.
  111. ↑ (22 April 2010). "Primordial Black Holes as All Dark Matter". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2010 (4) 023. doi:10.1088/1475-7516/2010/04/023.
  112. ↑ (2021). "Neutrino primordial Planckian black holes". Physics Letters. B822. doi:10.1016/j.physletb.2021.136670.
  113. ↑ Baryonic Matter. COSMOS – The SAO Encyclopedia of Astronomy.
  114. ↑ Baryonic Matter. astronomy.swin.edu.au.
  115. ↑ 115.0 115.1 Randall, Lisa. (2015). "Dark Matter and the Dinosaurs: The astounding interconnectedness of the Universe". Ecco / HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2.
  116. ↑ (2016). MACHOs may be out of the running as a dark matter candidate. Astronomy.com.
  117. ↑ Weiss, Achim. (2006). Big bang nucleosynthesis: Cooking up the first light elements. 2 1017. Einstein Online.
  118. ↑ (2001). "An Introduction to the Science of Cosmology". 30. IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0405-4.
  119. ↑ (2007). Limits on the Macho content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds. Astronomy and Astrophysics. 469 (2) 387–404. doi:10.1051/0004-6361:20066017.
  120. ↑ (1996). "Analysis of a Hubble Space Telescope Search for Red Dwarfs: Limits on Baryonic Matter in the Galactic Halo". The Astrophysical Journal. 456 (1996) L49. doi:10.1086/309850.
  121. ↑ (2000). "From Stars to Superplanets: The Low-Mass Initial Mass Function in the Young Cluster IC 348". The Astrophysical Journal. 541 (2) 977–1003. doi:10.1086/309477.
  122. ↑ (2011). "The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. IV. OGLE-III SMC Data and Final Conclusions on MACHOs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (4) 2949–2961. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19243.x.
  123. ↑ (2000). "Death of stellar baryonic dark matter candidates".
  124. ↑ (2003). "The First Stars". 4–6. ISBN 978-3-540-67222-7. doi:10.1007/10719504_3.
  125. ↑ (2012). "Matter and Antimatter in the Universe". New J. Phys.. 14 (9). doi:10.1088/1367-2630/14/9/095012.
  126. ↑ (1994-05-23). Refined big bang nucleosynthesis constraints on Ω B and N ν. Physical Review Letters. 72 (21) 3309–3312. doi:10.1103/PhysRevLett.72.3309.
  127. ↑ (1993). Experimental, computational, and observational analysis of primordial nucleosynthesis. The Astrophysical Journal Supplement Series. 85 219. doi:10.1086/191763.
  128. ↑ 128.0 128.1 128.2 (2005). "Dark Matter Dynamics and Indirect Detection". Modern Physics Letters A. 20 (14) 1021–1036. doi:10.1142/S0217732305017391.
  129. ↑ Garrett, Katherine. (2010). "Dark matter: A primer". Advances in Astronomy. 2011 (968283) 1–22. doi:10.1155/2011/968283.
  130. ↑ (1996). "Supersymmetric dark matter". Physics Reports. 267 (5–6) 195–373. doi:10.1016/0370-1573(95)00058-5.
  131. ↑ LHC discovery maims supersymmetry again. Discovery News.
  132. ↑ Craig, Nathaniel. (2013). "The State of Supersymmetry after Run I of the LHC".
  133. ↑ (2014). "Dark matter in light of LUX". Physical Review D. 89 (10). doi:10.1103/PhysRevD.89.103526.
  134. ↑ Peccei, R. D.. (2008). "Axions: Theory, Cosmology, and Experimental Searches". 741 3–17. ISBN 978-3-540-73517-5. doi:10.1007/978-3-540-73518-2_1.
  135. ↑ (6 January 1983). Cosmology of the invisible axion. Physics Letters B. 120 (1–3) 127–132. doi:10.1016/0370-2693(83)90637-8.
  136. ↑ (1983). "A cosmological bound on the invisible axion". Physics Letters B. 120 (1–3) 133–136. doi:10.1016/0370-2693(83)90638-X.
  137. ↑ (1983). "The not-so-harmless axion". Physics Letters B. 120 (1–3) 137–141. doi:10.1016/0370-2693(83)90639-1.
  138. ↑ (25 July 2020). "The landscape of QCD axion models". Physics Reports. 870 1–117. doi:10.1016/j.physrep.2020.06.002.
  139. ↑ (9 August 2018). "Stochastic axion scenario". Physical Review D. 98 (3). doi:10.1103/PhysRevD.98.035017.
  140. ↑ (31 July 2018). "The QCD Axion Window and Low Scale Inflation". Physical Review D. 98 (1). doi:10.1103/PhysRevD.98.015042.
  141. ↑ Marsh, David J.E.. (2016). "Axion cosmology". Physics Reports. 643 1–79. doi:10.1016/j.physrep.2016.06.005.
  142. ↑ (25 June 2024). Dark matter's secret identity: WIMPs or axions?. Physics World.
  143. ↑ 143.0 143.1 (1 February 2018). Synopsis: A way to cool dark matter. Physical Review Letters. 120 (5). doi:10.1103/PhysRevLett.120.051102.
  144. ↑ Are there any dark stars or dark galaxies made of dark matter?. curious.astro.cornell.edu.
  145. ↑ 145.0 145.1 Siegel, Ethan. (28 October 2016). Why doesn't dark matter form black holes?. Forbes.
  146. ↑ (14 March 1966). "The Hypothesis of Cores Retarded During Expansion and the Hot Cosmological Model". Soviet Astronomy. 10 (4) 602–603.
  147. ↑ (1971). "Gravitationally collapsed objects of very low mass". Mon. Not. R. Astron. Soc.. 152 75. doi:10.1093/mnras/152.1.75.
  148. ↑ Cho, Adrian. (2025-11-18). Curious gravitational wave may be hint at primordial black holes—or just be noise. Science.
  149. ↑ Carpineti, Alfredo. (2025-11-17). Candidate gravitational wave detection hints at first-of-its-kind incredibly small object. IFLScience.
  150. ↑ LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration, and KAGRA Collaboration. (November 2025). GCN Circular 42650. General Coordinates Network.
  151. ↑ (2023). The population of merging compact binaries inferred using gravitational waves through GWTC-3. Physical Review X. 13 (1). doi:10.1103/PhysRevX.13.011048.
  152. ↑ Tripodi, Roberta. (November 19, 2025). "Extreme properties of a compact and massive accreting black hole host in the first 500 Myr". Nature Communications. 16 (1). doi:10.1038/s41467-025-65070-x.
  153. ↑ Juodžbalis, Ignas. (2026). "A direct black-hole mass measurement in a little red dot at high redshift". Nature. 653 (8116) 1017–1021. doi:10.1038/s41586-026-10579-4.
  154. ↑ Chavez Ortiz, Oscar A.. (November 4, 2025). "Significant Evidence of an AGN Contribution in GHZ2 at z = 12.34".
  155. ↑ (September 27, 2022). "Accelerating Early Massive Galaxy Formation with Primordial Black Holes". The Astrophysical Journal Letters. 937 (2) L30. doi:10.3847/2041-8213/ac927f.
  156. ↑ Niikura, Hiroko. (1 April 2019). "Microlensing constraints on primordial black holes with Subaru/HSC Andromeda observations". Nature Astronomy. 3 (6) 524–534. doi:10.1038/s41550-019-0723-1.
  157. ↑ (14 January 2019). "Voyager 1 [electron and position data] Further Constrain Primordial Black Holes as Dark Matter". Physical Review Letters. 122 (4) 041104–041109. doi:10.1103/PhysRevLett.122.041104.
  158. ↑ 158.0 158.1 (2021). "A Brief Review on Primordial Black Holes as Dark Matter". Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 8 87. doi:10.3389/fspas.2021.681084.
  159. ↑ (March 18, 2013). "Primordial black hole formation from an axionlike curvaton model". Physical Review D. 87 (6). doi:10.1103/PhysRevD.87.063519.
  160. ↑ (2021). "Primordial Black Holes as a Dark Matter Candidate". Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 48 (4) 043001. doi:10.1088/1361-6471/abc534.
  161. ↑ (2018). "Primordial Black Holes with an Accurate QCD Equation of State". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2018 (8) 041. doi:10.1088/1475-7516/2018/08/041.
  162. ↑ (2020). "Seeding Primordial Black Holes in Multi-Field Inflation". Physical Review Letters. 125 (12). doi:10.1103/PhysRevLett.125.121301.
  163. ↑ Gaitskell, Richard J.. (2004). "Direct Detection of Dark Matter". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 54 315–359. doi:10.1146/annurev.nucl.54.070103.181244.
  164. ↑ Neutralino Dark Matter. Griest, Kim. WIMPs and MACHOs.
  165. ↑ (23 February 2022). "Axion dark matter: What is it and why now?". Science Advances. 8 (8). doi:10.1126/sciadv.abj3618.
  166. ↑ (2008). "First results from DAMA/LIBRA and the combined results with DAMA/NaI". Eur. Phys. J. C. 56 (3) 333–355. doi:10.1140/epjc/s10052-008-0662-y.
  167. ↑ Stonebraker, Alan. (3 January 2014). "Synopsis: Dark-Matter Wind Sways through the Seasons". Physics – Synopses. doi:10.1103/PhysRevLett.112.011301.
  168. ↑ Dark matter even darker than once thought. Space Telescope Science Institute.
  169. ↑ Bertone, Gianfranco. (2010). Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. 83–104. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76368-4.
  170. ↑ (1988). Cosmic ray constraints on the annihilations of relic particles in the galactic halo. Physics Letters B. 214 (3) 403–412. doi:10.1016/0370-2693(88)91385-8.
  171. ↑ Freese, K.. (1986). "Can Scalar Neutrinos or Massive Dirac Neutrinos be the Missing Mass?". Physics Letters B. 167 (3) 295–300. doi:10.1016/0370-2693(86)90349-7.
  172. ↑ (2008). "The likely cause of the EGRET GeV anomaly and its implications". Astroparticle Physics. 29 (1) 25–29. doi:10.1016/j.astropartphys.2007.11.002.
  173. ↑ (2009). "The large area telescope on the Fermi Gamma-ray Space Telescope Mission". Astrophysical Journal. 697 (2) 1071–1102. doi:10.1088/0004-637X/697/2/1071.
  174. ↑ (2019-11-12). Physicists revive hunt for dark matter in the heart of the Milky Way. www.science.org.
  175. ↑ Weniger, Christoph. (2012). "A tentative gamma-ray line from dark matter annihilation at the Fermi Large Area Telescope". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (8) 7. doi:10.1088/1475-7516/2012/08/007.
  176. ↑ (24 April 2012). Gamma rays hint at dark matter. Institute of Physics.
  177. ↑ (2008). "Upper Limit for γ-Ray Emission above 140 GeV from the Dwarf Spheroidal Galaxy Draco". The Astrophysical Journal. 679 (1) 428–431. doi:10.1086/529135.
  178. ↑ (2010). "Magic Gamma-Ray Telescope observation of the Perseus Cluster of galaxies: Implications for cosmic rays, dark matter, and NGC 1275". The Astrophysical Journal. 710 (1) 634–647. doi:10.1088/0004-637X/710/1/634.
  179. ↑ (2009). "An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5–100 GeV". Nature. 458 (7238) 607–609. doi:10.1038/nature07942.
  180. ↑ Aguilar, M.. (3 April 2013). "First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–350 GeV". Physical Review Letters. 110 (14). doi:10.1103/PhysRevLett.110.141102.
  181. ↑ AMS Collaboration. (3 April 2013). First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer Experiment.
  182. ↑ (3 April 2013). Scientists find hint of dark matter from cosmos.
  183. ↑ Amos, Jonathan. (3 April 2013). Alpha Magnetic Spectrometer zeroes in on dark matter. BBC.
  184. ↑ (2 April 2013). NASA TV Briefing Discusses Alpha Magnetic Spectrometer Results. NASA.
  185. ↑ Overbye, Dennis. (3 April 2013). New Clues to the Mystery of Dark Matter. The New York Times.
  186. ↑ Sokol, Joshua. (20 February 2016). Surfing gravity's waves. New Scientist. (3061).
  187. ↑ (2016). "Did LIGO detect dark matter?". Physical Review Letters. 116 (20). doi:10.1103/PhysRevLett.116.201301.
  188. ↑ (2017). "Dark Kinetic Heating of Neutron Stars and An Infrared Window On WIMPs, SIMPs, and Pure Higgsinos". Physical Review Letters. 119 (13). doi:10.1103/PhysRevLett.119.131801.
  189. ↑ (2018). "Neutron stars at the dark matter direct detection frontier". Physical Review D. 97 (4). doi:10.1103/PhysRevD.97.043006.
  190. ↑ (1996). Stars as laboratories for fundamental physics: the astrophysics of neutrinos, axions, and other weakly interacting particles. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-70272-8.
  191. ↑ (26 November 2025). "Axion Constraints from White Dwarf Cooling in 47 Tucanae".
  192. ↑ (2018). "Constraining the mass of dark photons and axion-like particles through black-hole superradiance". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2018 (3) 043. doi:10.1088/1475-7516/2018/03/043.
  193. ↑ (2025). "Stepping up superradiance constraints on axions". Physical Review D. 111 (8). doi:10.1103/PhysRevD.111.083044.
  194. ↑ (2008). "Dark Matter and LHC: what is the Connection?". Modern Physics Letters A. 23 (26) 2103–2123. doi:10.1142/S0217732308028314.
  195. ↑ (28 November 2025). Accelerator Report: The final countdown to the end of Run 3. CERN.
  196. ↑ 196.0 196.1 Kwon, O.. (15 May 2025). The LHC has ruled out supersymmetry – really?. Nuclear Physics B. 1018. doi:10.1016/j.nuclphysb.2025.117012.
  197. ↑ (6 June 2024). CMS maps out Dark Matter searches. University of Hamburg.
  198. ↑ (26 July 2024). ATLAS probes uncharted territory with LHC Run 3 data. CERN.
  199. ↑ (14 May 2025). Shedding light with jets from the dark side. ATLAS Experiment at CERN.
  200. ↑ (April 2025). Search for Massive Dark Photons with the CMS Experiment. American Physical Society.
  201. ↑ (9 September 2025). Searches for dark matter using LHC Run-2 and Run-3 data recorded by the ATLAS experiment.
  202. ↑ Peebles, P. J. E.. (December 2004). "General Relativity and Gravitation". 106–117. ISBN 978-981-256-424-5. doi:10.1142/9789812701688_0010.
  203. ↑ For a review, see: (December 2012). "The failures of the Standard Model of Cosmology require a new paradigm". International Journal of Modern Physics D. 21 (4) 1230003. doi:10.1142/S0218271812300030.
  204. ↑ For a review, see: Salvatore Capozziello. (October 2012). "The dark matter problem from f(R) gravity viewpoint". Annalen der Physik. 524 (9–10) 545. doi:10.1002/andp.201200109.
  205. ↑ (5 December 2018). Bringing balance to the Universe. University of Oxford.
  206. ↑ Bringing balance to the universe: New theory could explain missing 95 percent of the cosmos. Phys.Org.
  207. ↑ Farnes, J. S.. (2018). "A Unifying Theory of Dark Energy and Dark Matter: Negative Masses and Matter Creation within a Modified ΛCDM Framework". Astronomy & Astrophysics. 620 A92. doi:10.1051/0004-6361/201832898.
  208. ↑ (November 2016). New theory of gravity might explain dark matter. phys.org.
  209. ↑ Mannheim, Phillip D.. (April 2006). "Alternatives to dark matter and dark energy". Progress in Particle and Nuclear Physics. 56 (2) 340–445. doi:10.1016/j.ppnp.2005.08.001.
  210. ↑ (March 2015). "Beyond the Cosmological Standard Model". Physics Reports. 568 1–98. doi:10.1016/j.physrep.2014.12.002.
  211. ↑ (16 December 2016). Verlinde's new theory of gravity passes first test.
  212. ↑ (April 2017). "First test of Verlinde's theory of Emergent Gravity using Weak Gravitational Lensing measurements". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 466 (3) 2547–2559. doi:10.1093/mnras/stw3192.
  213. ↑ (15 December 2016). First test of rival to Einstein's gravity kills off dark matter. New Scientist.
  214. ↑ (16 December 2020). Unique prediction of 'modified gravity' challenges dark matter. ScienceDaily.
  215. ↑ (20 November 2020). "Testing the Strong Equivalence Principle: Detection of the External Field Effect in Rotationally Supported Galaxies". Astrophysical Journal. 904 (1) 51. doi:10.3847/1538-4357/abbb96.
  216. ↑ (2012-04-24). Dynamical dark matter. I. Theoretical overview. Physical Review D. 85 (8). doi:10.1103/PhysRevD.85.083523.
  217. ↑ (24 April 2012). Dynamical dark matter. II. An explicit model. Physical Review D. 85 (8). doi:10.1103/PhysRevD.85.083524.
  218. ↑ Cramer, John G.. (1 July 2003). "LSST – the dark matter telescope". Analog Science Fiction and Fact. 123 (7/8) 96. (Registration required)
  219. ↑ Ahern, James. (16 February 2003). "Space travel: Outdated goal". The Record. O 02. (Registration required)
  220. ↑ Halden, Grace. (Spring 2015). "Incandescent: Light bulbs and conspiracies". Dandelion: Postgraduate Arts Journal and Research Network. 5 (2). doi:10.16995/ddl.318.
  221. ↑ (2007). "The Science of Philip Pullman's His Dark Materials". 15–30. Random House Children's Books. ISBN 978-0-375-83146-1.
  222. ↑ (September 2016). "Science fiction for scientists". Nature Physics. 12 (9) 819–820. doi:10.1038/nphys3873.
  223. ↑ Frank, Adam. (9 February 2017). Dark matter is in our DNA. Nautilus Quarterly.

আরও পড়ুন

  • Ferreras, Ignacio. (2025). Fundamentals of Dark Matter. UCL Press. ISBN 978-1-80008-470-4.
  • (2006). "In Search of Dark Matter". Springer/Praxis. ISBN 978-0-387-27616-8.
  • (2023). The Search for Ultralight Bosonic Dark Matter. Springer Nature. ISBN 978-3-030-95852-7. doi:10.1007/978-3-030-95852-7.
  • Sanders, Robert H.. (2010). "The Dark Matter Problem: A historical perspective". Cambridge University Press. ISBN 978-0-511-77357-0.
  • (2003). "Dark Sky, Dark Matter". Institute of Physics. ISBN 978-0-7503-0684-3.
  • Bertone, Gianfranco. (2010). "Particle Dark Matter: Observations, models and searches". Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-76368-4.
  • Panek, Richard. (2011). "The 4 Percent Universe: Dark matter, dark energy, and the race to discover the rest of reality". Houghton Mifflin Harcourt. ISBN 978-0-618-98244-8.
  • Weiss, Rainer, (জুলাই/আগস্ট ২০২৩) "The Dark Universe Comes into Focus" Scientific American, খণ্ড ৩২৯, সংখ্যা ১, পৃষ্ঠা ৭–৮।

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Dark matter” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Dark_matter

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
Cite error: <ref> tags exist for a group named "lower-alpha", but no corresponding <references group="lower-alpha"/> tag was found

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ডার্ক_ম্যাটার&oldid=681"