Indirect detection of dark matter
تاریک مادے کا بالواسطہ پتہ لگانا تاریک مادے کی تلاش کا ایک طریقہ ہے جو خود تاریک مادے کے بجائے تاریک مادے کے تعاملات (خاص طور پر معیاری ماڈل کے ذرات) کی مصنوعات کی تلاش پر مرکوز ہے۔ اس کے برعکس، سیاہ مادے کا براہ راست پتہ لگانے سے سیاہ مادے کے ایٹموں کے ساتھ براہ راست تعاملات کا پتہ چلتا ہے۔ ایسے تجربات ہیں جن کا مقصد کولائڈرز کا استعمال کرتے ہوئے سیاہ مادے کے ذرات تیار کرنا ہے۔ بالواسطہ تلاشیں کمزور تعامل کرنے والے بڑے ذرات (ڈبلیو آئی ایم پیز) کے لیے متوقع تخفیف کراس سیکشنز کا پتہ لگانے کے لیے مختلف طریقوں کا استعمال کرتی ہیں۔ عام طور پر یہ فرض کیا جاتا ہے کہ تاریک مادہ مستحکم ہے (یا اس کی زندگی مستحکم ظاہر ہونے کے لیے کافی لمبی ہے)، کہ تاریک مادہ معیاری ماڈل کے ذرات کے ساتھ تعامل کرتا ہے، کہ منجمد ہونے کے بعد تاریک مادے کی کوئی پیداوار نہیں ہوتی، اور یہ کہ کائنات اس وقت مادے پر حاوی ہے، جبکہ ابتدائی کائنات تابکاری پر حاوی تھی۔ تاریک مادے کے تعاملات کی مصنوعات کی تلاش منافع بخش ہے کیونکہ کائنات میں تاریک مادے کی ایک وسیع مقدار موجود ہے، اور ممکنہ طور پر، تاریک مادے کے تعاملات اور ان تعاملات کی مصنوعات (جو بالواسطہ پتہ لگانے کی تلاشوں کا مرکز ہیں) ؛ اور ان مصنوعات کی تلاش کے لیے فی الحال کام کرنے والی بہت سی دوربینوں کا استعمال کیا جا سکتا ہے۔ بالواسطہ تلاشی تاریک مادے کی زندگی کے ساتھ ساتھ تباہی کی شرح کو بھی محدود کرنے میں مدد کرتی ہے۔ تاریک مادے کے تعاملات بالواسطہ پتہ لگانا تاریک مادے کے تعاملات کی مصنوعات پر منحصر ہے۔ اس طرح، غور کرنے کے لیے تاریک مادے کے تعاملات کے کئی مختلف ماڈل ہیں۔ تاریک مادے (ڈی ایم) کو اکثر مستحکم سمجھا جاتا ہے، کیونکہ آج بڑی مقدار میں ڈی ایم موجود ہونے کے لیے کائنات کی عمر سے زیادہ عمر (سال) درکار ہوتی ہے۔ درحقیقت، ایسا لگتا ہے کہ ڈی ایم کی کثرت نمایاں طور پر تبدیل نہیں ہوئی ہے جبکہ کائنات مادے کے زیر تسلط رہی ہے۔ سی ایم بی اور دیگر بڑے پیمانے کے ڈھانچوں کی پیمائش کا استعمال کرتے ہوئے، ڈی ایم کی عمر کو تقریبا s سے محدود کیا جا سکتا ہے۔ اس طرح، ڈی ایم کو ختم کرنا زیادہ تر بالواسطہ تلاشوں کا مرکز ہے۔ تاریک مادے کو ختم کرنا کی ترتیب پر ایک تباہی کراس سیکشن ڈی ایم کی ماپا کائناتی کثافت کے مطابق ہے۔ اس طرح، بالواسطہ تلاش کی اشیاء ثانوی مصنوعات ہیں جو دو تاریک مادے کے ذرات کے خاتمے سے متوقع ہیں۔ جب ان ثانوی مصنوعات کے مشاہدات متوقع ترتیب پر کراس سیکشنز کو ظاہر کرتے ہیں (یا شدت کی اس ترتیب کے قریب، کچھ متوقع یا معروف تضاد کے ساتھ) تو ان مصنوعات کا منبع تاریک مادے کا امیدوار، یا تاریک مادے کا اشارہ (ایک بالواسطہ سگنل) بن سکتا ہے۔ عام طور پر، ڈی ایم سے اوپر دیے گئے کراس سیکشن کے لیے ہونے کی توقع کی جاتی ہے۔ نوٹ کریں کہ تاریک مادے کے تعامل کی مصنوعات کے دیئے گئے ممکنہ منبع کا "جے-فیکٹر" نظر کی لکیر کے ساتھ مربوط توانائی کا سپیکٹرم ہے، جو صرف ڈی ایم ماس ڈینسٹی کی تقسیم پر منحصر اصطلاح لیتا ہے۔ تباہی کے لیے، اس جے-فیکٹر کو عام طور پر اس طرح دیا جاتا ہے، جہاں ڈی ایم کی بڑے پیمانے پر کثافت ہے۔ جے-فیکٹر بنیادی طور پر ممکنہ تباہی کے اشارے کی پیش گوئی کی پیمائش ہے۔ جے-فیکٹر کثافت پر منحصر ہوتا ہے، لہذا اگر کسی دیئے گئے علاقے کی کثافت معروف یا اچھی طرح سے متعین نہیں ہے، تو متوقع سگنل کے سائز کا تعین کرنا مشکل ہوسکتا ہے۔ مثال کے طور پر، چونکہ کہکشاں کے مرکز کے قریب پس منظر میں فرق کرنا اور اسے ہٹانا مشکل ہے، اس لیے اس خطے کے لیے حساب شدہ جے-فیکٹر استعمال شدہ کثافت پروفائل کے لحاظ سے شدت کے کئی ترتیبات سے مختلف ہوتا ہے۔ سیاہ مادے کا سڑنا تاہم، اگر ڈی ایم غیر مستحکم ہے، تو یہ سڑ جائے گا اور سڑنے والی مصنوعات پیدا کرے گا جن کا مشاہدہ کیا جا سکتا ہے۔ چونکہ ڈیک میں صرف ایک ڈی ایم ذرہ شامل ہوتا ہے (جب کہ اناہیلیشن کے لیے دو کی ضرورت ہوتی ہے)، ڈی ایم ڈیک مصنوعات کا بہاؤ ڈی ایم کثافت کے متناسب ہوتا ہے، بجائے اس کے کہ اناہیلیشن کی صورت میں۔ گاما شعاعوں، ایکس رے، کائناتی شعاعوں اور نیوٹرینو میں ڈی ایم ڈیک مصنوعات کو تلاش کرنے کی کوششیں کی گئی ہیں۔ جی ای وی-ٹی ای وی رینج میں کمیت کے غیر مستحکم سیاہ مادے کے لیے، ڈیک پروڈکٹ اعلی توانائی والے فوٹون ہوتے ہیں۔ یہ فوٹون ماورائے گیلیٹک گاما شعاع پس منظر (ای جی آر بی) میں حصہ ڈالتے ہیں۔ فرمی سیٹلائٹ کا استعمال کرتے ہوئے ای جی آر بی کے مطالعے سے تقریبا 100 جی ای وی اور 1 ٹی ای وی کے درمیان کمیت کے لیے سیاہ مادے کی زندگی پر رکاوٹوں کا انکشاف ہوا ہے۔ ای جی آر بی سے حاصل ہونے والی رکاوٹیں اضافی فلکی طبیعیات کی غیر یقینی صورتحال سے نسبتا غیر متاثر ہوتی ہیں۔ نیوسٹار مشاہدات کو ایکس رے لائنوں کی تلاش کے لیے استعمال کیا گیا ہے تاکہ 10 سے 50 کے وی رینج میں ماس کے لیے ڈی ایم کے گرنے کو مزید روکا جا سکے۔ سٹیرائل نیوٹرینو کے لیے، ایکس رے کی حدود کی بنیاد پر کئی موجودہ رکاوٹیں ہیں۔ ڈی ایم ماس کے وی اور کے وی کے لیے اختلاط کے زاویے پر اچھی طرح سے متعین رکاوٹیں ہیں۔ جی ای وی رینج میں ڈی ایم ماس کے لیے رکاوٹیں پیدا کرنے کے لیے نیوٹرینو کا استعمال کیا گیا ہے۔ فرمی گاما رے مشاہدات اور آئس کیوب نیوٹرینو مشاہدات کے مشترکہ اعداد و شمار توانائی کے لحاظ سے رکاوٹیں دیتے ہیں اور معیار کے ذریعہ بیان کیے جاتے ہیں، جس کی تعریف دی گئی سگنل کے طور پر، میوون نیوٹرینو پس منظر کے طور پر، اور گوسیائی اہمیت کے طور پر کی جاتی ہے۔ کم توانائیوں کے لیے، رکاوٹیں وقت کے ساتھ بہتر ہوتی جاتی ہیں۔ اعلی توانائیوں کے لیے، رکاوٹیں اچھی طرح سے متعین نہیں ہیں، کیونکہ نیوٹرینو بہاؤ اب غالب نہیں ہے۔ اس طرح، کے وی سے لے کر ٹی ای وی تک کے ماس کے لیے ڈی ایم کے سڑنے کی خصوصیات پر رکاوٹیں ہیں۔ مزید برآں، سڑنے کی صورت میں، سگنل کی طاقت (جیسے تباہی کے معاملے کے لیے جے-فیکٹر) کا انحصار صرف کثافت پر ہوتا ہے، بجائے اس کے کہ کثافت کا مربع:۔ کافی دور کے ذرائع کے لیے، سگنل کی طاقت کا تخمینہ اس طرح لگایا جا سکتا ہے کہ ماخذ کی کمیت کہاں ہے۔ بالواسطہ پتہ لگانے کے طریقے فی الحال بہت سے مختلف راستے ہیں جن کے ذریعے سیاہ مادے کی بالواسطہ تلاش کی جا سکتی ہے۔ عام طور پر، بالواسطہ پتہ لگانے کی تلاش یا تو گاما شعاعوں، کائناتی شعاعوں، یا نیوٹرینو پر مرکوز ہوتی ہے۔ ایسے بہت سے آلات ہیں جو تاریک مادے کے خاتمے کی مصنوعات کا پتہ لگانے کی کوششوں میں استعمال کیے گئے ہیں، جن میں H.E.S.S، ویریٹاس، اور میجک (چیرنکوف دوربین)، فرمی لارج ایریا ٹیلی اسکوپ (ایل اے ٹی)، ہائی الٹی ٹیوڈ واٹر چیرنکوف تجربہ (ایچ اے ڈبلیو سی)، اور اینٹیرس، آئس کیوب، اور سپر کامیوکانڈے (نیوٹرینو دوربین) شامل ہیں۔ ان دوربینوں میں سے ہر ایک ڈبلیو آئی ایم پیز سے سگنل کی تلاش میں حصہ لیتا ہے، بالترتیب، کہکشاں کے مرکز یا کہکشاں کے ہالے سے لے کر کہکشاں کے جھنڈوں سے لے کر بونے کہکشاؤں تک کے ذرائع پر توجہ مرکوز کرتا ہے، جو ہر آلے کے لیے قابل اجازت توانائی کی حد پر منحصر ہے۔ ڈی ایم اناہیلیشن سگنل کی ابھی تک تصدیق نہیں ہوئی ہے، اور اس کے بجائے، ڈی ایم ذرات پر ڈبلیو آئی ایم پیز کے اناہیلیشن کراس سیکشن کی حدود کے ذریعے، تاریک مادے کی عمر (سڑنے کی صورت میں) کے ساتھ ساتھ اناہیلیشن کی شرح اور بہاؤ پر بھی پابندیاں لگائی جاتی ہیں۔ ڈبلیو آئی ایم پی کا خاتمہ گاما رے کی تلاش کو محدود کرتا ہے تاریک مادے کی خصوصیات کا پتہ لگانے یا انہیں محدود کرنے کے لیے بونے کہکشاؤں کے مشاہدات کیے گئے ہیں۔ گاما شعاعوں یا کائناتی شعاعوں کے تجزیے کی بنیاد پر ڈبلیو آئی ایم پیز کے اناہیلیشن کراس سیکشن پر حدود رکھی جا سکتی ہیں۔ ویریٹاس، میجک، فرمی، اور H.E.S.S۔ دوربین ان میں شامل ہیں جو گاما شعاعوں کے مشاہدے میں شامل ہیں۔ ہوا چیرنکوف دوربین (H.E.S.S.، میجک، ویریٹاس) اعلی توانائیوں (جی ای وی) کے لیے اناہیلیشن کراس سیکشن کو محدود کرنے میں سب سے زیادہ موثر ہیں۔ 100 جی ای وی سے نیچے کی توانائیوں کے لیے، فرمی زیادہ موثر ہے، کیونکہ یہ دوربین آسمان کے صرف ایک چھوٹے سے حصے کے منظر تک محدود نہیں ہے (جیسا کہ زمین پر مبنی دوربین ہیں)۔ چھ سال کے فرمی ڈیٹا سے، جس نے آکاشگنگا میں بونے کہکشاؤں کا مشاہدہ کیا، ڈی ایم ماس جی ای وی تک محدود ہے (ماس دونوں اس حد کی اجازت نہیں ہے)۔ پھر، فرمی اور میجک کے اعداد و شمار کو یکجا کرتے ہوئے، کراس سیکشن کی اوپری حد (یعنی، جس میں کوئی غیر یقینی صورتحال نہیں ہے) پائی جاتی ہے۔ اس تعاون نے رینج میں ڈی ایم عوام کے لیے رکاوٹیں پیدا کیں۔ نوٹ کریں کہ فرمی ڈیٹا رینج کے کم بڑے پیمانے پر اختتام کے لیے غالب ہے، جبکہ میجک اعلی بڑے پیمانے پر غالب ہے۔ ویرائٹس کو بڑے پیمانے پر رینج کے لیے 85 جی ای وی سے 30 ٹی ای وی کی حد میں اعلی توانائی والے گاما شعاعوں کا مشاہدہ کرنے کے لیے استعمال کیا گیا ہے۔ کاسمک رے کی تلاش کاسمک رے کا تجزیہ بنیادی طور پر پوزیٹرون اور اینٹی پروٹون کا مشاہدہ کرتا ہے۔ اے ایم ایس تجربہ ایک ایسا ہی پروجیکٹ ہے، جو 0.5 جی ای وی سے 350 جی ای وی رینج میں کائناتی شعاع الیکٹرانوں اور پوزیٹرانوں کے بارے میں ڈیٹا فراہم کرتا ہے۔ اے ایم ایس ڈیٹا ڈی ایم ماس جی ای وی پر رکاوٹوں کی اجازت دیتا ہے۔ اے ایم ایس کے نتائج ڈی ایم ماس جی ای وی (تھرمل اوسط کراس سیکشن کے طور پر نوٹ کیے جانے کے ساتھ) کے لیے اینہیلیشن کراس سیکشن کو محدود کرتے ہیں۔ اینہیلیشن کراس سیکشن کی اوپری حد کو ڈی ایم ذرہ کی سڑنے کی چوڑائی کی حد تلاش کرنے کے لیے بھی استعمال کیا جا سکتا ہے۔ یہ تجزیے کافی حد تک غیر یقینی صورتحال سے بھی مشروط ہیں، خاص طور پر سورج کے مقناطیسی میدان کے ساتھ ساتھ اینٹی پروٹونز کے لیے پروڈکشن کراس سیکشن سے متعلق۔ کہکشاں کا مرکز کہکشاں کے مرکز کو بڑی مقدار میں تاریک مادے کے خاتمے کی مصنوعات کا ذریعہ سمجھا جاتا ہے۔ تاہم، کہکشاں کے مرکز کا پس منظر روشن ہے اور ابھی تک اچھی طرح سے سمجھا نہیں گیا ہے (استعمال میں آکاشگنگا کے ماڈل کی بنیاد پر، تباہی کی مصنوعات کا بہاؤ شدت کے کئی آرڈرز سے مختلف ہو سکتا ہے)۔ کہکشاں کا مرکز بڑے پیمانے پر سیاہ مادے کا ایک منفرد ذریعہ ہے، جسے کولائڈرز میں نقل نہیں کیا جا سکتا۔ اس طرح، فرمی اور H.E.S.S جیسی دوربین۔ کہکشاں کے مرکز سے آنے والی گاما شعاعوں کی زیادتی کا مشاہدہ کیا ہے، کیونکہ گاما شعاعوں کے لیے پس منظر کم ہوتے ہیں (اور کہکشاں کے مرکز میں نامعلوم پس منظر عام طور پر تاریک مادے کی تلاش کے لیے بڑی غیر یقینی صورتحال کا سبب بنتے ہیں)۔ اناہیلیشن کراس سیکشن متوقع کے مطابق ہے، اور اس طرح، اس صورت میں کہ وہ اضافی گاما رے تاریک مادے کے خاتمے کی پیداوار ہیں، انہیں سیاہ مادے سے بڑے پیمانے پر پیدا ہونا چاہیے۔ H.E.S.S، ایک امیجنگ ماحولیاتی چیرنکوف دوربین، کہکشاں کے مرکز سے نکلنے والی بہت زیادہ توانائی والی گاما شعاعوں کی اس اضافی مقدار کا مشاہدہ کرنے کے لیے استعمال کی گئی ہے۔ جی ای وی سے ٹی ای وی، H.E.S.S کی حد میں پروبنگ انرجیز۔ اعداد و شمار کو اندرونی بریمسٹرہلنگ کے عمل پر حدود کا تعین کرنے کی اجازت دی گئی، جس نے پھر ڈی ایم اناہیلیشن فلکس پر اوپری حدود کی وضاحت کرنے کی اجازت دی۔ مجموعی طور پر، کہکشاں کا مرکز گاما شعاعوں کی زیادتی کی وجہ سے بالواسطہ تلاشوں کا مرکز ہے۔ اس زیادتی میں وہ ہوتا ہے جو تھرمل اوسط اینہیلیشن کراس سیکشن کی ترتیب پر ہوتا ہے، جس سے گاما رے کی زیادتی ممکنہ تاریک مادے کا امیدوار بن جاتی ہے۔ بھاری سیاہ مادہ بھاری ڈی ایم ہے۔ اس نظام میں کمیت کے ساتھ سیاہ مادے سے توقع کی جاتی ہے کہ اس کے نتیجے میں اعلی توانائی والے فوٹون پیدا ہوں گے جو جوڑی کی پیداوار کے ذریعے الیکٹرانوں اور فوٹونوں کا ایک جھرن بناتے ہیں، جو بالآخر کم توانائی والے گاما شعاعوں کا باعث بنتے ہیں۔ ان کم توانائی والے گاما شعاعوں کا مشاہدہ فرمی جیسی دوربینوں کے ذریعے کیا جا سکتا ہے، اور پھر اس کے مطابق تباہی کی شرح کو محدود کیا جا سکتا ہے۔ مزید برآں، ٹی ای وی رینج سے زیادہ کمیت والے ڈی ایم کو ختم کرنے کے لیے، زندگی ایس تک محدود ہے۔ ہلکے سیاہ مادے کے برعکس، ہلکے ڈی ایم کے پاس ہے، اور ان کم کمیت اور توانائیوں کے لیے مصنوعات کا مشاہدہ کرنا مشکل ہو جاتا ہے۔ فرمی اپنے کونیی ریزولوشن سے محدود ہے، اور نیچے دی گئی مصنوعات کا مشاہدہ نہیں کر سکتا۔ کم کمیت کی حد پر مصنوعات کا مشاہدہ کرنے کے لیے، یا تو کم توانائی والی گاما رے دوربین یا ایکس رے دوربین کی ضرورت ہوتی ہے۔ کائناتی شعاع پوزیٹرون کی زیادتی پوزیٹرون کی زیادتی (پوزیٹرون کے الیکٹران اور پوزیٹرون جوڑوں کے بہاؤ کے تناسب میں) پی اے ایم ای ایل اے نے کائناتی شعاعوں کے مشاہدے میں پائی تھی۔ فرمی اور اے ایم ایس-02 نے بعد میں اس اضافے کی تصدیق کی۔ پوزیٹرانوں کی اس زیادتی کی ایک ممکنہ وضاحت تاریک مادے کو ختم کرنا ہے۔ جی ای وی سے جی ای وی توانائیوں کے لیے، پوزیٹرانوں اور الیکٹران پوزیٹرون کے جوڑوں کا تناسب بڑھتا رہتا ہے، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ ختم ہونے والا تاریک مادہ پوزیٹرون پیدا کر رہا ہے (اور ڈی ایم ماس کے ساتھ بہاؤ بڑھتا ہے)۔ پوزیٹرانوں کی اس زیادتی کی متبادل وضاحتیں ہیں، جن میں پلسار یا سپرنووا کی باقیات شامل ہیں۔ 2017 میں، ایچ اے ڈبلیو سی تعاون کے اعداد و شمار سے پتہ چلتا ہے کہ دو قریبی پلسروں (جیمنگا اور مونوجیم) سے پوزیٹرانوں کے بہاؤ میں اضافہ تقریبا پی اے ایم ای ایل اے کی طرف سے مشاہدہ کردہ زیادتی کے برابر ہے۔ 3. 5 کے وی لائن 2014 میں، کہکشاں کے جھنڈوں کے مشاہدے میں کے وی کی توانائی والی ایک سپیکٹرم لائن پائی گئی۔ چندرا اور ایکس ایم ایم-نیوٹن کی طرف سے اس سپیکٹرم لائن کی مزید تحقیقات ایسی لکیر تلاش کرنے میں ناکام رہی، اور اس طرح، اس بارے میں بحث جاری ہے کہ آیا سپیکٹرم لائن تاریک مادے کا ثبوت ہے یا نہیں۔ کئی وضاحتیں ہیں: (1) ماخذ ایک سڑتا ہوا جراثیم سے پاک نیوٹرینو ہے، جس میں بڑے پیمانے پر کے وی (کولڈ ڈارک میٹر) ہے، اور اس طرح، گرم سیاہ مادے پر پابندیوں کے تابع نہیں ہے۔ یہ وضاحت 3.5 کے وی پر سپیکٹرم لائن کے مشاہدے کے ساتھ مطابقت رکھتی ہے، جیسا کہ توقع کی جاتی ہے، کائناتی ایکس رے پس منظر اور کہکشاں کے مرکز دونوں میں، لیکن چندرا اور ایکس ایم ایم نیوٹن کے نتائج سے مطابقت نہیں رکھتی ہے۔ (2) ماخذ 3.5 کے وی سے زیادہ بھاری ہے، لیکن 3.5 کے وی پر "میٹاسٹیبل پرجوش حالت" ہے اور ایک سڑنا اسی توانائی کا فوٹون خارج کرتا ہے۔ (3) ڈی ایم ماخذ سڑ جاتا ہے، جس سے 3.5 کے وی محور جیسا ذرہ پیدا ہوتا ہے، جو کسی بیرونی مقناطیسی میدان کے تحت فوٹون میں تبدیل ہو سکتا ہے۔ اصل وضاحت کی ابھی تصدیق نہیں ہو سکی ہے۔ اس طرح، 3.5 کے وی لائن ممکنہ ڈی ایم امیدوار کے ثبوت کے طور پر باقی ہے۔ کائناتی مائکروویو پس منظر کائناتی مائکروویو پس منظر (سی ایم بی) کا تجزیہ بھی کیا جا سکتا ہے تاکہ تاریک مادے کے خاتمے کی مصنوعات کو محدود کیا جا سکے۔ اگر تاریک مادے کے خاتمے کی تعداد اس طرح دی جائے کہ توسیع کی شرح کہاں ہے، حرکت پذیر حجم کہاں ہے، اور اوسط تباہی کراس سیکشن کہاں ہے، تو مادے کی تابکاری کی مساوات اور مادے کے تسلط دونوں کی مدت کے دوران تاریک مادے کے خاتمے کی تعداد کا تعین کیا جا سکتا ہے۔ تاریک مادے کے خاتمے کی تعداد کے لیے مذکورہ مساوات سے، اور جی ای وی کے ایک عام تاریک مادے کی کمیت پر مبنی، وہ تاریک مادہ دوبارہ ملاپ کے وقت ہائیڈروجن ایٹموں (~) کے ایک اہم حصے کو آئنائز کرے گا۔ اس طرح، سیاہ مادے کا سی ایم بی پر نمایاں اثر پڑے گا، جیسا کہ آج مشاہدہ کیا گیا ہے۔ چونکہ سی ایم بی میں پائے جانے والے انیسوٹروپیز توانائی میں کسی بھی اضافے کے لیے حساس ہوتے ہیں، اس لیے ان انیسوٹروپیز کا حساب اس مفروضے کے تحت لگایا جا سکتا ہے کہ توانائی میں اضافہ کسی ڈی ایم کے خاتمے کی وجہ سے ہے، اس ڈی ایم کے خاتمے پر رکاوٹوں کا تعین کرنے کی کوشش میں۔ پلانک تعاون نے سی ایم بی انیسوٹروپیز اور پولرائزیشن کی بنیاد پر ڈی ایم کے خاتمے کو محدود کرنے کے لیے، ایک پیرامیٹر کا تعین کرنے کے لیے رشتہ (جہاں ڈی ایم کے خاتمے کے عمل کے ذریعے انٹرگالیکٹک میڈیم میں خارج ہونے والی توانائی ہے) کا استعمال کیا۔ پلانک کولیبریشن نے پایا کہ سی ایم بی-پابندیاں چھوٹے ماس (~ 10 جی ای وی سے نیچے) کے لیے دوسرے طریقوں کے مقابلے میں زیادہ قابل اعتماد تھیں۔ سی ایم بی-رکاوٹیں کسی بھی ڈی ایم کے خاتمے کے لیے بھی سب سے زیادہ قابل اعتماد ہیں جس کے نتیجے میں پروٹون یا الیکٹران ہوتے ہیں (یعنی نیوٹرینو میں تباہی کو چھوڑ کر)۔ متبادل وضاحتیں کچھ متبادل وضاحتیں اوپر ان کے متعلقہ حصوں میں مذکور ہیں، لیکن مختلف ذرائع کے لیے بہت سی متبادل وضاحتیں موجود ہیں جنہیں ممکنہ ڈی ایم سگنل امیدوار سمجھا جاتا ہے۔ مثال کے طور پر، کہکشاں کے مرکز میں گاما شعاعوں کی زیادتی تاریک مادے کے بجائے کہکشاں کے مرکز کے قریب پلسروں کی وجہ سے ہو سکتی ہے۔ مزید برآں، جیسا کہ پہلے ذکر کیا گیا ہے، کائناتی رے پوزیٹرانوں کی زیادتی قریبی پلسروں کی وجہ سے ہو سکتی ہے جو پوزیٹرانوں کے بہاؤ میں اضافہ کرتے ہیں۔ یہ بھی نوٹ کیا جانا چاہیے کہ تاریک مادے کے لیے تھرمل اوسط قیمت سے چھوٹے کراس سیکشن کے ساتھ ختم ہونا ممکن ہے، لیکن موجودہ آلات اس طرح کے ماڈل کی تحقیقات کی اجازت نہیں دیتے ہیں۔ ان اضافی ماڈلز میں سے کچھ میں رفتار پر منحصر عمل شامل ہیں، جس میں کراس سیکشن دو تباہ کن تاریک مادے کے ذرات کی متعلقہ رفتار () کے مربع کے ساتھ پیمانہ کرتا ہے۔ ایک اور نمونہ گونج کے خاتمے کا ہے، جس میں سیاہ مادے کو گونج کے قریب ختم ہونے کا خیال کیا جاتا ہے، جس کی وجہ سے منجمد ہونے کے وقت کراس سیکشن آج کے مقابلے میں نمایاں طور پر زیادہ (یا کم) ہوتا ہے (گونج پر بڑھتی ہوئی رفتار کی وجہ سے، اور اس وقت نسبتا کم رفتار فرض کی جاتی ہے)۔ غیر متناسب تاریک مادہ ایک نمونہ ہے جو تاریک مادے کے ذرات اور اینٹی پارٹیکلز کی کثرت میں ابتدائی عدم توازن کی تجویز کرتا ہے۔ ڈارک میٹر فزیکل کاسمولوجی طبیعیات معیاری ماڈل آبزرویشنل کاسمولوجی سے آگے