ماده ی سیاه Dark Matter

مقدمه

هنگامی که شما در شب به بالای سرتان نگاه می کنید، هزاران ستاره ای را می بینید که سرتاسر آسمان وجود دارند. هنگامی که ستاره شناسان به عمیق ترین نواحی جهان بوسیله ی تلسکوپ های قدرتمند نگاه می کنند، کهکشان های بی شماری می بینند که در خوشه های بزرگ و دیگر ساختارها سازمان یافته اند. چنین چیزی ممکن است. منجرشود که شما فکر کنید که جهان عمدتاً از کهکشان ها، ستاره ها، گاز و غبار تشکیل شده است. چیزهایی که شما می توانید ببینید. اما اکثر ستاره شناسان معتقد هستند که ماده ی مرئی تنها بخش کوچکی از جرم جهان را تشکیل می دهد. عمده ی جهان از چیزی تشکیل شده است که ما نمی توانیم آن را ببینیم. ماده ی تاریک کذایی. ماده ی تاریک واقعاً چیست؟ چگونه می توانیم آن را کشف کنیم؟ به طور کلی اهمیت آن در جهان چیست؟
در این مقاله ما این سؤال ها را بررسی می کنیم. ما به مدار کسی که برای ماده ی سیاه وجود دارد، چگونگی کشف شدن و مورد مطالعه قرارگرفتن آن، ماهیت ماده ی سیاه و چگونگی کمک آن در تعریف ساختار و سرنوشت جهان نگاهی می اندازیم.

ماده ی سیاه چیست؟

اگر بخواهیم ساده بگوییم؛ ماده ی سیاه به وسیله ی ستاره شناسان و از طریق تلسکوپ قابل دیدن نیست. این ماده نور کافی منتشر یا منعکس نمی کند تا بتوان آن را کشف کرد. بنابراین همانند یک ستاره روشن نیست. اتم ها، مولکول ها و ذرات زیر اتمی ماده ی سیاه هستند. شما و من ماده ی سیاه هستیم. هر چیزی بر روی کره ی زمین ماده ی سیاه است. سیاره ها، ستاره های کوتوله ی قهوه ای و سیاه چاله ها ماده سیاه هستند. به طور اساسی ماده ی سیاه قابل دیدن نیست. دانشمندان فقط می توانند حدس بزنند که در کجا این ماده بر اساس اثرات گرانشی و بر روی چیزهایی که آن ها می توانند ببینند قرار گرفته است.
ما نمی توانیم ماده ی سیاه را ببینیم. اما می توانیم بوسیله ی آثار آن بر روی مواد معمولی از طریق گرانش (چرخش وعدسی های گرانشی) و به وسیله ی اشعه ی ایکسی که توسط ماده ی سیاه داغ منتشر شده است، آن را کشف کنیم. بنابراین این ماده ی سیاه چیست و از چه چیزی تشکیل شده است؟ اجازه بدهید نگاهی بیندازیم.

ترکیب ماده ی سیاه

اجازه بدهید رو راست باشیم. ما ماهیت دقیق ماده ی سیاه را نمی شناسیم. اما می توانیم به برخی از احتمالات نگاهی بیندازیم.
ماده ی سیاه می تواند، ماده ای معمولی باشد که از پروتون، الکترون ها و نوترون ها تشکیل شده است این ماده ی معمولی نور را منتشر یا جذب نمی کند. اما اثرهای گرانشی را استفاده می کند. برخی از احتمالات در ادامه می آید.
1- کوتوله های قهوه ای: این اجسام بزرگ از همان راهی که ستاره ها تشکیل می گردند، تشکیل می شوند. اما هرگز آن قدرهیدروژن وغبار کافی متراکم نمی کنند تا بتوانند به جرم بحرانی برای آغاز همجوشی هیدروژن دست یابند. کوتوله های قهوه ای دارای جرمی به اندازه ی 5 % خورشید هستند. بدین معنی که معمولاً بزرگ تر از یک سیاره هستند، اما به بزرگی یک ستاره نیستند. ستاره شناسان این ها و اجسام مشابه را MACHOS می نامند. که مخفف اجسام دارای هاله متراکم و با جرم زیاد می باشد. این اجسام بوسیله ی عدسی های گرانشی قابل کشف هستند. ستاره شناسان فکر می کنند که کوتوله های قهوه ای بوسیله ی عدسی های گرانشی قابل کشف هستند. ستاره شناسان فکر می کنند که کوتوله های قهوه ای آن قدر بزرگ نیستند که بتوان آن ها را توجیه کننده ی ماده ی سیاه در کهکشان به حساب آورد.
2- کوتوله های سفید: این ها باقی مانده های هسته های ستاره های دارای اندازه های کوچک یا متوسط مرده هستند. اگر چه تعداد زیادی از کوتوله های سفید وجود دارند، اما آن قدر نیستند که آنها را توجیه کننده ی ماده ی سیاه بدانیم (برای چنین چیزی باید مقادیر بزرگی از هلیم باقی مانده از آن وجود داشته باشد، اما چنین چیزی مشاهده نشده است.)
3- ستاره های نوترونی، سیاه چاله ها: این ها آخرین بقایای هسته ی ستاره های بزرگ پس از انفجار ابر نواختر می باشند. از آن جا که آن ها دارای آثار گرانشی بزرگ هستند و هم چنین غیر قابل دیدن هستند. (سیاه چاله ها حتی به نور هم اجازه فرار کردن نمی دهند ). بسیار بعید می نماید که آنها توجیه کننده ی ماده ی سیاه باشند.
دلیل دوم این است که ممکن است ماده ی سیاه کلا نوع جدیدی از ماده باشد یا ماده ای فوق معمول باشد. ماده ی فوق معمول احتمالاً شامل ذرات زیر اتمی است. که دارای عملکرد ضعیفی بر روی ماده ی معمولی می باشد. و با نام WIMPS نامیده می شوند ( WIMP) مخفف ذرات دارای جرم زیاد با اثر متقابل ضعیف می باشد).
4- نوترینوها: ذرات زیر اتمی که با سرعتی نزدیک سرعت نور حرکت می کنند. اما دارای جرم کمی هستند. این ذرات احتمالاً مقدار کمی از ماده ی سیاه درون کهکشان ها را تشکیل می دهند. زیرا آن ها آن قدر سریع حرکت می کنند که می تواند حتی از نیروی کشش کهکشان فرار کند. اما آن ها ممکن است مقداری از ماده ی سیاه بین کهکشان ها را تشکیل دهند. بنابراین در این که آن ها بتواند مقدار زیادی از ماده ی سیاه را تشکیل بدهند. شک وجود دارد.
5- ذرات زیر اتمی جدید: ممکن است از این ذرات زیر اتمی تعداد زیادی وجود داشته باشند. بسیاری از آن ها از نظریه ی سوپر سیمتری (فوق تقارن) می اید که این نظریه تعداد ذرات مدل های استاندارد را دو برابر می کند. آن ها نسبتاً آهسته حرکت می کنند و نسبتاً سرد هستند.(بدین معنی که به وسیله ی مادون قرمز و تلسکوپ های اشعه ی ایکس قابل کشف نیستند.) فیزیک دانان فیزیک ذره به طور فعالانه در حال تلاش برای یافتن مدارکی برای چنین ذرات نظری هستند. تا ماده ی سیاه را توضیح دهند.
6- نوترالینو ( نوترینوهای سنگین.): نوترالینوها ذرات فرضی هستند که به نوترینوها شبیه هستند اما نسبت به آن ها سنگین تر و کندتر هستند. اگر چه این مواد تاکنون کشف نشده اند. اما کاندیدای پیشتازی برای ماده ی سیاه شگفت انگیز هستند. آکسیون ها ( Axions) ذراتی کوچک، بدون بار و دارای جرم کمی هستند (جرم آنها کمتر از یک میلیونیوم یک الکترون است). فوتینوها ( Photio) ذراتی شبیه به فوتون ها هستند، ولی دارای جرمی از 10 تا 100 برابر یک پروتون هستند. فوتینوها بدون بار هستند و اثر متقابل ضعیفی با ماده دارند.
دانشمندان تخمین می زنند که ماده ی معمولی ممکن است 20 % از ماده ی سیاه در جهان را تشکیل دهد.

کشف ماده ی سیاه

مشکل ماده ی سیاه وقتی اتفاق اتفاد که ستاره شناسان شروع به مطالعه ی کهکشان ها همانند کهکشان خودمان کهکشان راه شیری نمودند. اگر ما به ساختار کهکشان راه شیری همان طور که از بیرون دیده می شود نگاه کنیم، اکثر ستاره های کهکشان راه شیری (که تعدادشان از صد میلیارد بیشتر است) در دایره ی کهکشانی قرار دارند. بیشتر ستارگان نزدیک مرکز دایره ی کهکشان و اطراف هسته و بر آمدگی (شکم) کهکشانی متمرکز شده اند. بالا و پایین صفحه ی دایره 10 الی 20 خوشه های کروی پراکنده وهم چنین یک منطقه ی بزرگ، گرد و تیره که هاله نام دارد، قرار دارند.
در مطالعه ی کهکشان راه شیری، ستاره شناسان می خواستند که جرم ها و توزیع جرم ها درون کهکشان و خوشه های ستاره ای را اندازه بگیرند. اما شما نمی توانید چیزی به اندازه ی یک کهکشان را به دقت وزن کنید. شما باید جرم آن را با روش های دیگری اندازه بگیرید. یکی از روش ها، اندازه گیری چگالی نور، یا درخشندگی می باشد. درخشندگی به جرم یک ستاره مربوط است (هر چقدر درخشندگی بیشتر باشد، جرم ستاره نیز بیشتر است) از اندازه گیری درخشندگی ما می دانیم که حدود 15 میلیارد درخشندگی شبیه خورشید (این بدان معناست که جرم آن ها برابر خورشید است) بین مدار خورشید و مرکز کهکشان راه شیری وجود دارد.
روش دیگر برای اندازه گیری جرم کهکشانی، از طریق چرخش دایره ی کهکشان (دیسک) می باشد. فرض کنید که کهکشان در حال چرخش همانند یک سی دی می باشد و شما در حال نگاه کردن به لبه ی آن هستید. درون کهکشان ستاره ها در فواصل مختلفی از مرکز واقع شده اند. برخی از این ستاره ها در حال دور شدن از ما هستند، این در حالی است که دیگران در حال نزدیک شدن به ما هستند. ما می توانیم سرعت و جهتی که ستارگان در آن حرکت می کنند را بوسیله ی اندازه گیری نوری که از آن ها می آید و با استفاده از اثر داپلر، اندازه بگیریم. پس از آن ما می توانیم تندی ستاره ها در فواصل مختلف از مرکز کهکشان را رسم کنیم تا به یک منحنی چرخش کهکشانی برسیم.
منحنی چرخش درباره ی توزیع جرم درون کهکشان به ما اطلاع می دهد. اگر کهکشان همانند منظومه ی شمسی ما باشد، یعنی جایی که جرم در مرکز آن متمرکز شده است، آن گاه نیروی گرانش در نزدیک مرکز بیشتر خواهد بود. (نیروی گرانشی بر اثر فاصله کاهش می یابد). بنابراین اجسامی که به مرکز نزدیک هستند نسبت آن هایی که دورتر هستند با سرعت بیشتری می چرخند. بیشتر شبیه آن وقتی است که یک اسکیت بازی که در حال چرخش بر روی یخ است، هنگامی که دست هایش را به مرکز بدنش نزدیک تر می کند با بیشترین سرعت می چرخد. بنابراین انتظار داریم ستارگانی که به مرکز کهکشانی نزدیک هستند دارای تندی چرخشی بیشتری نسبت به آن هایی که دورتر هستند باشند. وهم چنین انتظار داریم که منحنی چرخش کهکشانی به عنوان تابعی از فاصله به صورت نمایی کاهش یابد.

اثر داپلر

شبیه زمانی که صدای بلند آژیر یک کامیون آتش نشانی، هنگامی که کامیون دور می شود کاهش می یابد، حرکت ستارگان نیز بر روی طول موج نوری که ما از آن ها دریافت می کنیم اثر می گذارد. این پدیده به نام اثر داپلر شناخته می شود. ما می توانیم اثر داپلر را بوسیله ی اندازه گیری خطوط در یک طیف ستاره ای و مقایسه ی آن با طیف یک لامپ معمولی اندازه گیری کنیم. میزان تغییر داپلر به ما می گوید که آن ستاره با چه سرعتی نسبت به ما در حال حرکت است علاوه بر این جهت تغییر داپلر می تواند جهت تغییر ستاره را به ما بگوید. اگر طیف یک ستاره به سمت انتهای آبی تغییر کند. ستاره در حال نزدیک شدن به ماست. اگر ستاره به سمت انتهای قرمز تغییر کند. ستاره در حال دور شدن از ما می باشد.

کشف های جرم به نور

هنگامی که ستاره شناسان منحنی چرخش کهکشانی را برای کهکشان راه شیری اندازه گرفتند. سرعت چرخشی به صورت نمایی با فاصله کاهش نیافت. در واقع افزایش یافت و سپس به یک مقدار تقریباً ثابت رسید. بنابراین آن ها نتیجه گرفتند که بیشتر جرم کهکشانی در لبه های کهکشان (در بیرون مدار خورشید و در فاصله 28 هزار سال نوری از مرکز ) یا در قسمت هاله قرار گرفته است. قسمت های بیرونی و قسمت های هاله کهکشان نور بسیار کمی منتشر می کند. بنابراین هر چه قدر جرم که در این مناطق باشد( که جرم زیادی هم هست) تاریک و بنابراین ماده ی تاریک است در واقع در کهکشان راه شیری بیش از 6 برابر ماده ی روشن ماده تاریک وجود دارد.
این کشف درباره ی نرخ جرم به نور بالا برای کهکشان راه شیری کاملاً جدید نبود. در سال 1933 ستاره شناسی به نام ritz Zwicky از روش های مشابهی برای اندازه گیری جرم های درخشنده و جرم های چرخش کننده در خوشه های کهکشانی استفاده کرد.(خوشه های کهکشانی دسته های بزرگ کهکشان ها هستند که به دور یکدیگر می چرخند). او نرخ های جرم به نوری یافت که بالاتر از صد بودند. او این طور اظهار کرد که تفاوت بین جرم کل و جرم های درخشان باید ماده ی تاریک باشد. اکتشافات او توسط بیشتر ستاره شناسان چندان پذیرفته نشد. اما امروزه این نظریه که ماده ی تاریک وجود دارد، به طور کلی پذیرفته می شود.
در دهه ی 1960 ستاره شناسی به نام مدار و بین منحنی چرخشی برای کهشکان آندرومدا ( M31) ساخت و الگویی شبیه آن چه که در کهکشان راه شیری مشاهده شده بود، پیدا کرد. او و همکارش کند فورد منحنی های چرخشی برای چندین کهکشان مارپیچی ساختند و فهمیدند که آن منحنی ها شبیه منحنی راه شیری می باشند. مفهوم تمام این نتایج به دو احتمال اشاره می کند:
1- چیزی در درک ما از گرانش و چرخش به صورت بنیادین غلط است. این چندان محتمل نبود چرا که قوانین نیوتون در طی قرن ها بارها مورد آزمایش قرار گرفته بودند. این قوانین در بیشتر شرایط کاربرد دارند. به جز شرایطی که در آن اجسام با سرعتی نزدیک به سرعت نور حرکت می کنند یا دارای گرانش بی نهایت هستند که در این مورد نظریه های نسبیت کلی و نسبیت خاص انیشتین مورد استفاده قرار می گیرد.
2- کهکشان ها و خوشه های کهکشانی باید دارای ماده ی تاریک بسیار بیشتری نسبت به ماده ی روشن باشند.
ستاره شناسان می توانند ماده ی تاریک را بوسیله ی اشعه ی ایکسی که آن ها منتشر می کنند کشف کنند. در قسمت بعدی خواهیم فهمید که ماده ی سیاه چگونه می تواند نور را نیز خم کند.

اشعه ی ایکس و خم کردن نور

علاوه بر منحنی های چرخشی ستاره شناسان از مشاهدات اشعه ی ایکس برای تأیید جرم های بزرگ کهکشان ها و خوشه های کهکشانی استفاده کردند. هنگامی که گازها تا دماهای بالا داغ می شوند (میلیون ها درجه ی سانتی گراد) اشعه ی ایکس ساطع می کنند. هر چقدر ماده داغ تر باشد اشعه ی ایکس بیشتری ساطع می کند. بنابراین هنگامی که ستاره شناسان بوسیله ی تلسکوپ های اشعه ی ایکس به فضای میانی درون خوشه ای (فضایی که بین خوشه های کهکشانی وجود دارد )نگاه کردند، ابرهای بزرگی از گاز با دهها الی صدها میلیون درجه ی سیلسیوس کشف کردند. این ابرهای گازی برای تلسکوپ های نوری نامرئی بودند. هنگامی که ستاره شناسان جرم آن ها را از اندازه گیری دمایشان تخمین زدند، تأیید کردند که نرخ جرم به نور آن ها صد یا بالاتر است. چیزی که مدرک بیشتری برای ماده ی سیاه فراهم کرد.

ماده ی سیاه نور را به صورت گرانشی خم می کند

آلبرت انیشتین در نظریه ی کلی نسبیت خود نشان داد که اجسام با جرم زیاد می توانند فضا –زمان را بوسیله ی گرانش خود خم کنند. اجازه دهید به این پدیده بوسیله ی یک ابر خوشه ی کهکشانی دارای جرم بالا نگاه کنیم. ابر خوشه فضا - زمان (دستگاه چهاربعدی که سه بعد مربوط به فضا و یک بعد مربوط به زمان است ) اطراف خود را خم می کند. اشعه های نوری که از یک جسم دور در ماورای ابر خوشه سرچشمه گرفته اند، ازمیان فضا زمان خم شده عبور می کنند. هنگامی که آن ها عبور می کنند اشعه ی های نور خم می شوند و بر روی ناظر همگرا می شوند. بنابراین ابر خوشه همانند یک عدسی گرانشی بزرگ (شبیه یک عدسی نور) عمل می کند.
تصویر واپیچیده از آن جسم دور دست بسته به شکل عدسی ها می تواند به سه روش ممکن ظاهر شود.
1- کره: تصویر به شکل حلقه ای از نور که با نام حلقه ی انیشتین شناخته می شود. به نظر می رسد.
2- مستطیل یا بیضی شکل: تصویر به چهار تصویر تقسیم می شود و به صورت یک صلیب که به نام صلیب انیشتین شناخته می شود. به نظر می آید.
3- خوشه: تصویر به شکل دسته ای از کمان ها و arclet دارای شکل موز به نظر می آید.
با اندازه گیری زاویه ی خمش، ستاره شناسان می توانند جرم عدسی های گرانشی را محاسبه کنند ( هر چه قدر که خمش بیشتر باشد عدسی دارای جرم بیشتری است.) با استفاده از این روش ستاره شناسان تأیید کرده اند که خوشه های کهکشانی واقعاً جرم های بالایی دارند. همانند چیزی که توسط منحنی های چرخشی و تصاویر اشعه ی ایکس ثابت می شود. این جرم های زیاد فراتر از جرم اندازه گیری شده برای ماده ی درخشان هستند. ) به عبارت دیگر دارای نرخ بالای جرم به نور می باشند ) و مدرکی برای اثبات ماده ی سیاه فراهم می کند.

Mond : دینامیک نیوتونی اصلاح شده

در دهه 1980 یک فیزیک دان با نام میلگ روم پیشنهاد کرد که شاید ماده سیاه وجود نداشته باشد. او تصور می کرد که قانون دوم نیوتون برای حرکت (نیروی مساوی است با جرم ضرب در شتاب F=ma ) که یک قانون پایه ای فیزیک است باید در موارد حرکت های کهکشانی دوباره آزمایش شود. این می توانست یک تغییر بزرگ در روشی که ما با آن جهان را می فهمیم باشد، زیرا قانون دوم نیوتون اساس بسیاری از قوانین فیزیک را تشکیل می دهد.
میلگروم پیشنهاد یک اصلاحیه در قانون دوم نیوتون را علامت اختصاری موند به انگلیسی را داد. این اصلاحیه یک ثابت ریاضی جدید به قانون دوم نیوتون اضافه می کند. موند مورد تشکیک بسیاری از ستاره شناسان و فیزیک دانان قرار گرفته است، چرا که به عنوان یک اصل اساسی فیزیک معرفی نشده است. اما به عنوان یک راه حل برای یک مسأله ی خاص محسوب می شود.
هم چنین موند نمی تواند برای مدارک کشف شده در جهت ماده ی سیاه که برای آن ها از روش هایی که از قانون دوم نیوتون استفاده نکرده اند به حساب بیاید.( این روش ها همانند اشعه ی ایکس ستاره شناسی و عدسی های گرانشی می باشند.) علاوه بر آن فیزیک دانان اخیراً قانون دوم نیوتون را با شتابی تا حد متر بر مجذور ثانیه مورد آزمایش قرار دادند و گزارش دادند که هم چنان فرمول؛ نیرو برابر است با جرم ضرب درشتاب ( F=ma) بدون نیاز به اصلاحیه صحت دارد. سرنوشت موند هم چنان سؤال برانگیز و تحت اکتشاف است.

ماده ی سیاه و سرنوشت جهان

هنگامی که دو ستاره شناس به نام های مارگارت گلر و امیلیو فالکو محل کهکشان ها و خوشه های کهکشانی در جهان را ترسیم کردند، آشکار شد که این اجرام به صورت تصادفی توزیع نشده اند. در عوض آن ها در رشته های طولانی با یکدیگر انبوه شده اند (دیوارها) و بوسیله ی فضاهای خالی پراکنده شده اند که در نتیجه به جهان ساختاری شبیه تارعنکبوت داده اند. چنین ساختاری چگونه تشکیل شده چه چیزی آن را به این شکل نگه می دارد.
نظریه ی انفجار بزرگ درباره ی تشکیل جهان بیان می کند که جهان اولیه یک انبساط بزرگ را تحمل کرد و جهان امروز نیز در حال انبساط است. تنها توجیه برای این نوع ساختار گرانش است که موجب می شود برخی از این کهکشان ها در دیوارها یا همان رشته ها کنار هم قرار بگیرند. برای گرانشی که این کهکشان ها را کنار هم نگه دارد باید مقادیرعظیمی از جرم، به خصوص جرم غیر قابل دیدن (یعنی ماده سیاه) باید باقی مانده باشند. درحقیقت شبیه سازی های ابر کامپیوترها برای تشکیل جهان نشان می دهدکه کهکشان ها، خوشه های کهکشانی و ساختارهای بزرگتر سرانجام می توانند از اجتماع ماده ی سیاه در جهان اولیه تشکیل شوند. بنابراین ممکن است ماده ی سیاه یک چسب مهم باشد که ساختار این جهان را در کنار یکدیگر نگه می دارد. یک سؤال برای تحقیقات آینده این است که آیا ماده سیاه همه ی کهکشان حتی دیواره های کهکشانی را نیز پر کرده است.
در کنار ساختار دادن به جهان ماده ی سیاه ممکن است نقشی در سرنوشت جهان بازی می کند. جهان درحال انبساط است، اما آیا برای همیشه به انبساط ادامه می دهد. نهایتاً این گرانش است که سرنوشت انبساط را تعیین می کند و گرانش وابسته به جرم جهان است. به خصوص اینکه یک چگالی بحرانی از جرم در جهان به مقدار گرم برسانتی متر مکعب (برابر تعداد اتم های هیدروژن در یک باجه ی تلفن ) وجود دارد که این که چه چیزی اتفاق می افتد را تعیین می کند.
جهان بسته: اگر چگالی واقعی جرم فراتر از چگالی بحرانی جرم باشد، جهان منبسط می شود، کند می شود. متوقف می شود و درون خود منقبض می شود تا به یک انقباض بزرگ برسد.
جهان بحرانی یا جهان تخت: اگر چگالی واقعی جرم برابر چگالی بحرانی جرم باشد، جهان برای همیشه به انبساط ادامه می دهد. اما همان طور که زمان پیش رود؛ آهنگ انبساط کند و کندتر می شود. هر چیز در این جهان سرانجام سرد خواهد شد.
جهان باز: اگر چگالی جرم واقعی کمتر از چگالی جرم بحرانی باشد، جهان بدون هیچ تغییری در نرخ انبساط به انبساط ادامه می دهد.
اندازه گیری چگالی جرم باید شامل ماده ی سیاه و ماده ی روشن باشد، بنابراین مهم است که بدانیم چه مقدار ماده ی سیاه در جهان وجود دارد.
مشاهدات اخیر از حرکت ابر نواخترهای دور دست پیشنهاد می کند که نرخ انبساط جهان در واقع در حال شتاب گیری است. چنین چیزی یک احتمال چهارم را مطرح می کند. جهانی در حال شتاب گیری که در آن کهکشان ها از یکدیگر نسبتاً سریع دور می شوند و جهان سرد و تاریک خواهد شد (سریع تر از جهان باز، اما تقریباً در حدود دهها میلیون سال) چیزی که موجب این شتاب می شود ناشناخته است اما به آن انرژی تاریک می گویند. انرژی تاریک حتی از ماده ی تاریک نیز اسرار آمیزتر است، اما باید مقدار زیادی از آن وجود داشته باشد تا برای شتاب جهان به حساب بیاید.
تحقیقات جاری درکیهان شناسی بر روی حل این سؤالات متمرکز می باشد.
ماهیت ماده ی سیاه چیست؟
چه مقدار ماده ی سیاه وجود دارد؟
توزیع دقیق ماده ی سیاه در کهکشان چگونه است؟
انرژی سیاه چیست؟
پاسخ به این سؤال ها فهم ما از منشأ، ساختار و سرنوشت جهان را بهبود می بخشد.
منبع: Howstuffworks.com