Dark matter halo
طبعی کائناتی کے جدید نمونوں کے مطابق، تاریک مادے کا حلو کائناتی ساخت کی ایک بنیادی اکائی ہے۔ یہ ایک فرضی خطہ ہے جو کائناتی توسیع سے الگ ہو گیا ہے اور کشش ثقل سے جڑے مادے پر مشتمل ہے۔ ایک واحد تاریک مادے کے ہالے میں کشش ثقل سے جڑے ہوئے تاریک مادے کے متعدد وائریلائزڈ جھنڈ ہو سکتے ہیں، جنہیں سبھالوس کہا جاتا ہے۔ جدید کائناتی نمونے، جیسے کہ ایل۔ سی۔ ڈی۔ ایم، تجویز کرتے ہیں کہ تاریک مادے کے ہالوں اور سب ہالوں میں کہکشاؤں پر مشتمل ہو سکتے ہیں۔ کہکشاں کا تاریک مادہ ہالہ کہکشاں کی ڈسک کو ڈھک لیتا ہے اور مرئی کہکشاں کے کنارے سے بہت آگے تک پھیلا ہوا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ سیاہ مادے پر مشتمل ہے، حلوس کا براہ راست مشاہدہ نہیں کیا گیا ہے۔ ان کے وجود کا اندازہ کہکشاؤں میں ستاروں اور گیس کی حرکت پر ان کے اثرات کے مشاہدات اور کشش ثقل کی لینسنگ کے ذریعے لگایا جاتا ہے۔ تاریک مادے کے حلوس کہکشاں کی تشکیل اور ارتقاء کے موجودہ نمونوں میں کلیدی کردار ادا کرتے ہیں۔ وہ نظریات جو کامیابی کی مختلف ڈگریوں کے ساتھ سیاہ مادے کے حلوس کی نوعیت کی وضاحت کرنے کی کوشش کرتے ہیں ان میں سرد سیاہ مادے (سی ڈی ایم)، گرم سیاہ مادے، اور بڑے پیمانے پر کمپیکٹ ہالو آبجیکٹ (ایم اے سی ایچ او) شامل ہیں۔ تاریک مادے کے حلو کے ثبوت کے طور پر گردش کے منحنی خطوط حلو میں تاریک مادے (ڈی ایم) کی موجودگی کا اندازہ سرپل کہکشاں کے گردش کے منحنی خطوط پر اس کے کشش ثقل کے اثر سے لگایا جاتا ہے۔ پورے (تقریبا کروی) ہالے میں بڑی مقدار میں کمیت کے بغیر، کہکشاں کی گردش کی رفتار کہکشاں کے مرکز سے بڑے فاصلے پر کم ہو جائے گی، جس طرح بیرونی سیاروں کی مداری رفتار سورج سے فاصلے کے ساتھ کم ہوتی جاتی ہے۔ تاہم، سرپل کہکشاؤں کے مشاہدات، خاص طور پر غیر جانبدار جوہری ہائیڈروجن سے لائن کے اخراج کے ریڈیو مشاہدات (فلکیاتی بول چال میں، 21 سینٹی میٹر ہائیڈروجن لائن، ایچ ون، اور ایچ آئی لائن کے طور پر جانا جاتا ہے) سے پتہ چلتا ہے کہ زیادہ تر سرپل کہکشاؤں کا گردش وکر چپٹا ہو جاتا ہے، جس کا مطلب ہے کہ کہکشا کے مرکز سے فاصلے کے ساتھ گردش کی رفتار کم نہیں ہوتی ہے۔ ان مشاہدات کا محاسبہ کرنے کے لیے کسی مرئی مادے کی عدم موجودگی سے یا تو یہ ظاہر ہوتا ہے کہ غیر مشاہدہ شدہ (تاریک) مادہ، جو پہلی بار 1970 میں کین فری مین نے پیش کیا تھا، موجود ہے، یا کشش ثقل کے تحت حرکت کا نظریہ (عمومی اضافیت) نامکمل ہے۔ فری مین نے محسوس کیا کہ رفتار میں متوقع کمی این جی سی 300 اور نہ ہی ایم 33 میں موجود نہیں تھی، اور اس کی وضاحت کے لیے ایک نامعلوم کمیت پر غور کیا۔ ڈی ایم مفروضے کو کئی مطالعات سے تقویت ملی ہے۔ تاریک مادے کے ہالوں کی تشکیل اور ساخت خیال کیا جاتا ہے کہ تاریک مادے کے ہالوں کی تشکیل نے کہکشاؤں کی ابتدائی تشکیل میں اہم کردار ادا کیا ہے۔ ابتدائی کہکشاں کی تشکیل کے دوران، کشش ثقل سے خود سے جڑی ہوئی اشیاء بنانے کے لیے بیرونک مادے کا درجہ حرارت اب بھی بہت زیادہ ہونا چاہیے تھا، اس طرح کشش ثقل کے اضافی تعاملات کو شامل کرنے کے لیے تاریک مادے کی ساخت کی پہلے تشکیل کی ضرورت ہوتی ہے۔ اس کے لیے موجودہ مفروضہ کولڈ ڈارک میٹر (سی ڈی ایم) اور کائنات میں ابتدائی ساخت میں اس کی تشکیل پر مبنی ہے۔ سی ڈی ایم ڈھانچے کی تشکیل کے لیے مفروضہ کائنات میں کثافت کے خلل سے شروع ہوتا ہے جو لکیری طور پر بڑھتے ہیں جب تک کہ وہ ایک نازک کثافت تک نہ پہنچ جائیں، جس کے بعد وہ کشش ثقل سے جڑے ہوئے تاریک مادے کے ہالوں کی تشکیل کے لیے پھیلنا اور گر جانا بند کر دیں گے۔ کروی خاتمے کا فریم ورک تجزیاتی طور پر اس طرح کے ہالوں کی تشکیل اور نشوونما کا نمونہ بناتا ہے۔ یہ حلو بڑے پیمانے پر (اور سائز میں) بڑھتے رہیں گے، یا تو ان کے قریبی پڑوس سے مواد کے اضافے کے ذریعے، یا دوسرے حلوس کے ساتھ ضم ہو کر۔ سی ڈی ایم ڈھانچے کی تشکیل کے عددی تخروپن کو مندرجہ ذیل طریقے سے آگے بڑھتے ہوئے پایا گیا ہے: چھوٹے خلل کے ساتھ ایک چھوٹا سا حجم ابتدا میں کائنات کی توسیع کے ساتھ بڑھتا ہے۔ جیسے جیسے وقت آگے بڑھتا ہے، چھوٹے پیمانے پر خلل بڑھتے ہیں اور گر کر چھوٹے ہالوں کی تشکیل کرتے ہیں۔ بعد کے مرحلے میں، یہ چھوٹے ہالوز ضم ہو کر ایک واحد وائریلائزڈ ڈارک میٹر ہالو بناتے ہیں جس میں ایلیپسائڈل شکل ہوتی ہے، جو ڈارک میٹر سب ہالوس کی شکل میں کچھ ذیلی ساخت کو ظاہر کرتی ہے۔ سی ڈی ایم کا استعمال عام بیریونک مادے سے وابستہ مسائل پر قابو پاتا ہے کیونکہ یہ زیادہ تر تھرمل اور ریڈی ایٹو دباؤ کو دور کرتا ہے جو بیریونک مادے کے گرنے کو روک رہے تھے۔ یہ حقیقت کہ تاریک مادہ بیرونک مادے کے مقابلے میں ٹھنڈا ہوتا ہے، ڈی ایم کو یہ ابتدائی، کشش ثقل سے جڑے جھنڈ بنانے کی اجازت دیتا ہے۔ ایک بار جب یہ سب ہیلوس بن جاتے ہیں، تو ان کی کشش ثقل کا بیرونک مادے کے ساتھ تعامل تھرمل توانائی پر قابو پانے کے لیے کافی ہوتا ہے، اور اسے پہلے ستاروں اور کہکشاؤں میں گرنے دیتا ہے۔ اس ابتدائی کہکشاں کی تشکیل کے تخروپن کہکشاں کے سروے کے ساتھ ساتھ کائناتی مائکروویو پس منظر کے مشاہدے کے ذریعے مشاہدہ کردہ ڈھانچے سے میل کھاتے ہیں۔ کثافت پروفائلز کہکشاں کے تاریک مادے کے ہالوں کے لیے عام طور پر استعمال ہونے والا ماڈل چھدم-آئسوتھرمل ہالہ ہے: جہاں محدود مرکزی کثافت اور بنیادی رداس کی نشاندہی ہوتی ہے۔ یہ زیادہ تر گردش وکر ڈیٹا کے لیے ایک اچھا فٹ فراہم کرتا ہے۔ تاہم، یہ ایک مکمل وضاحت نہیں ہو سکتی، کیونکہ منسلک کمیت ایک محدود قدر میں یکجا ہونے میں ناکام رہتی ہے کیونکہ رداس لامحدود کی طرف جاتا ہے۔ آئسوتھرمل ماڈل، بہترین طور پر، ایک تخمینہ ہے۔ بہت سے اثرات اس سادہ ماڈل کی پیش گوئی کردہ پروفائل سے انحراف کا سبب بن سکتے ہیں۔ مثال کے طور پر، (i) کٹاؤ تاریک مادے کے ہالو کے بیرونی علاقے میں کبھی بھی توازن کی حالت تک نہیں پہنچ سکتا، (ii) غیر شعاعی حرکت اہم ہو سکتی ہے، اور (iii) ہالو کی (درجہ بندی) تشکیل سے وابستہ انضمام کر سکتے ہیں۔ کروی کٹاؤ ماڈل غلط ہو سکتا ہے۔ توسیع پذیر کائنات میں ساخت کی تشکیل کے عددی تخروپن تجرباتی این ایف ڈبلیو (ناوارو-فرینک-وائٹ) پروفائل کی طرف لے جاتے ہیں: جہاں پیمانے کا رداس ہے، ایک خصوصیت (طول و عرض کے بغیر) کثافت ہے، اور = بندش کے لیے اہم کثافت ہے۔ این ایف ڈبلیو پروفائل کو 'یونیورسل' کہا جاتا ہے کیونکہ یہ ہیلو ماس کی ایک بڑی قسم کے لیے کام کرتا ہے، جو انفرادی کہکشاؤں سے لے کر کہکشاؤں کے کلسٹرز کے ہالوں تک شدت کے چار آرڈرز پر پھیلا ہوا ہے۔ اس پروفائل میں ایک محدود کشش ثقل کی صلاحیت ہے حالانکہ مربوط کمیت اب بھی لوگرتھمک طور پر مختلف ہوتی ہے۔ یہ روایتی ہو گیا ہے کہ ایک فڈیوشیل پوائنٹ پر ہالو کی کمیت کا حوالہ دیا جائے جو کائنات کی تنقیدی کثافت سے 200 گنا زیادہ حد سے زیادہ کثافت کو گھیرے ہوئے ہے، حالانکہ ریاضیاتی طور پر پروفائل اس نوٹیشنل پوائنٹ سے آگے بڑھتا ہے۔ بعد میں یہ اندازہ لگایا گیا کہ کثافت کا خاکہ ماحول پر منحصر ہے، جس میں این ایف ڈبلیو صرف الگ تھلگ ہالوں کے لیے موزوں ہے۔ این ایف ڈبلیو ہالوس عام طور پر کہکشاں کے اعداد و شمار کی بدتر وضاحت پیش کرتے ہیں جو کہ چھدم-آئسوتھرمل پروفائل کے مقابلے میں ہوتی ہے، جس کی وجہ سے کسپی ہالو کا مسئلہ پیدا ہوتا ہے۔ اعلی ریزولوشن والے کمپیوٹر کے تخروپن کو ایناسٹو پروفائل کے ذریعے بہتر طور پر بیان کیا جاتا ہے: جہاں r مقامی (یعنی پیش کردہ نہیں) رداس ہے۔ اصطلاح n کی ایک تقریب ہے جو کہ رداس پر کثافت ہے جو کل کمیت کے نصف پر مشتمل حجم کی وضاحت کرتی ہے۔ اگرچہ تیسرے پیرامیٹر کا اضافہ عددی تخروپن سے نتائج کی قدرے بہتر تفصیل فراہم کرتا ہے، لیکن یہ مشاہداتی طور پر 2 پیرامیٹر این ایف ڈبلیو ہالو سے ممتاز نہیں ہے، اور کسپی ہالو کے مسئلے کو دور کرنے کے لیے کچھ نہیں کرتا ہے۔ شکل کائناتی کثافت کے میدان میں حد سے زیادہ کثافت کا خاتمہ عام طور پر اسفیریکل ہوتا ہے۔ لہذا، نتیجے میں آنے والے ہالوں کے کروی ہونے کی توقع کرنے کی کوئی وجہ نہیں ہے۔ یہاں تک کہ سی ڈی ایم کائنات میں ساخت کی تشکیل کے ابتدائی تخروپن نے اس بات پر زور دیا کہ حلوس کافی حد تک چپٹے ہیں۔ اس کے بعد کے کام سے پتہ چلا ہے کہ حلو مساوی کثافت والی سطحوں کو ان کے محوروں کی لمبائی کی خصوصیت والے ایلیپسائڈز کے ذریعے بیان کیا جا سکتا ہے۔ اعداد و شمار اور ماڈل کی پیش گوئیوں دونوں میں غیر یقینی صورتحال کی وجہ سے، یہ ابھی تک واضح نہیں ہے کہ آیا مشاہدات سے اخذ کردہ حلو شکلیں λCDM کاسمولوجی کی پیش گوئیوں سے مطابقت رکھتی ہیں یا نہیں۔ ہیلو سب اسٹرکچر 1990 کی دہائی کے آخر تک، ہیلو تشکیل کے عددی تخروپن سے بہت کم سب اسٹرکچر کا انکشاف ہوا۔ کمپیوٹنگ کی بڑھتی ہوئی طاقت اور بہتر الگورتھم کے ساتھ، زیادہ تعداد میں ذرات کا استعمال کرنا اور بہتر ریزولوشن حاصل کرنا ممکن ہو گیا۔ اب سب اسٹرکچر کی کافی مقدار متوقع ہے۔ جب ایک چھوٹا سا ہالو نمایاں طور پر بڑے ہالو کے ساتھ ضم ہو جاتا ہے تو یہ اپنے میزبان کے ممکنہ کنویں کے اندر چکر لگانے والا سبھالو بن جاتا ہے۔ جیسے جیسے یہ مدار میں گھومتا ہے، یہ میزبان کی طرف سے مضبوط سمندری قوتوں کا شکار ہوتا ہے، جس کی وجہ سے اس کی کمیت کم ہوتی ہے۔ اس کے علاوہ مدار خود تیار ہوتا ہے کیونکہ سبھالو متحرک رگڑ کا شکار ہوتا ہے جس کی وجہ سے وہ اپنے میزبان کے تاریک مادے کے ذرات سے توانائی اور کونیی رفتار کھو دیتا ہے۔ آیا کوئی سبھالو خود پابند وجود کے طور پر زندہ رہتا ہے اس کا انحصار اس کی کمیت، کثافت پروفائل اور اس کے مدار پر ہوتا ہے۔ کونیی مومنٹم جیسا کہ اصل میں ہوئل نے نشاندہی کی تھی اور سب سے پہلے افسٹاتھیو اینڈ جونز کے ذریعہ عددی تخروپن کا استعمال کرتے ہوئے اس کا مظاہرہ کیا گیا تھا، ایک پھیلتی ہوئی کائنات میں غیر متناسب زوال اہم کونیی مومنٹم والی اشیاء پیدا کرتا ہے۔ عددی تخروپن سے پتہ چلتا ہے کہ ڈسیپیشن-لیس ہائیرارکیکل کلسٹرنگ سے بننے والے ہالوس کے لیے اسپن پیرامیٹر کی تقسیم لاگ نارمل ڈسٹری بیوشن کے ذریعے اچھی طرح فٹ ہوتی ہے، جس کا میڈین اور چوڑائی صرف ہالو ماس، ریڈ شفٹ، اور کاسمولوجی پر کمزور طور پر منحصر ہے: کے ساتھ اور۔ تمام ہالو ماسوں پر، زیادہ گھماؤ والے ہالوز کا گھنے علاقوں میں ہونے اور اس طرح زیادہ مضبوطی سے کلسٹر ہونے کا ایک واضح رجحان ہے۔ آکاشگنگا تاریک مادہ ہالو آکاشگنگا کہکشاں کی مرئی ڈسک کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ تاریک مادے کے بہت بڑے، تقریبا گول ہالو میں سرایت کرتی ہے۔ تاریک مادے کی کثافت کہکشاں کے مرکز سے فاصلے کے ساتھ کم ہوتی جاتی ہے۔ اب یہ خیال کیا جاتا ہے کہ کہکشاں کا تقریبا 95 فیصد حصہ تاریک مادے پر مشتمل ہے، ایک قسم کا مادہ جو کشش ثقل کے علاوہ کسی بھی طرح سے کہکشاں کے باقی مادے اور توانائی کے ساتھ تعامل نہیں کرتا ہے۔ برائٹ مادے تقریبا شمسی کمیت بناتے ہیں۔ امکان ہے کہ تاریک مادے کے حلو میں تاریک مادے کی شمسی کمیت شامل ہو۔ 2014 میں ستاروں کی حرکتوں کے جینز کے تجزیے میں تاریک مادے کی کثافت (کہکشاں کے مرکز سے سورج کے فاصلے پر) = 0.0088 (+ 0.0024 − 0.0018) شمسی کمیت/پارسیک ^ 3 کا حساب لگایا گیا۔ پریس-شیچر فارملزم بھی دیکھیں-ایک ریاضیاتی نمونہ جو کسی خاص کمیت کے تاریک مادے کے حلوس کی تعداد کی پیش گوئی کے لیے استعمال ہوتا ہے۔ مزید پڑھنے والے حوالہ جات بیرونی روابط نایاب بلب کی نقاب کشائی: ہائیڈروجن گیس کے تاریک مادے کے ڈھیر پر گرنے کے ثبوت؟ یورپی سدرن آبزرویٹری (سائنس ڈیلی) 3 جولائی 2006 ڈارک میٹر سرچ ایکسپیریمنٹ، پی آئی سی اے ایس ایس او ایکسپیریمنٹ بلیک ہولز اور ڈارک میٹر کہکشاؤں ڈارک میٹر