المادة المظلمة

تتمتع فرضية المادة المظلمة بتاريخ حافل. ^{[ 22 ] [ 23 ]} ناقش اللورد كلفن العدد المحتمل للنجوم حول الشمس في ملاحق كتابٍ استند إلى سلسلة محاضرات ألقاها عام 1884 في بالتيمور. ^{[ 24 ] [ 22 ]} استنتج كثافتها باستخدام تشتت السرعة المرصود للنجوم القريبة من الشمس، بافتراض أن  عمر الشمس يتراوح بين 20 و100 مليون سنة. وتساءل عما سيحدث لو وُجد ألف مليون نجم ضمن مسافة كيلوبارسيك واحد من الشمس (حيث يكون اختلاف المنظر عند هذه المسافة 1 ملي ثانية قوسية ). وخلص كلفن إلى ما يلي:  

" قد يكون العديد من نجومنا المفترضة التي يبلغ عددها ألف مليون نجم - وربما الغالبية العظمى منها - أجسامًا مظلمة." ^{[ 24 ] [ 25 ]}

في عام ١٩٠٦، استخدم هنري بوانكاريه ^{[ ٢٦ ]} المصطلح الفرنسي [ matière obscure ] ("المادة المظلمة") عند مناقشة أعمال كلفن. ^{[ ٢٦ ] [ ٢٥ ]} وخلص إلى أن كمية المادة المظلمة يجب أن تكون أقل من كمية المادة المرئية، وهو ما تبين لاحقًا أنه غير صحيح. ^{[ ٢٥ ] [ ٢٢ ]}

كان الفلكي الهولندي جاكوبوس كابتين ثاني من اقترح وجود المادة المظلمة باستخدام سرعات النجوم عام 1922. ^{[ 27 ] [ 28 ]} ويشير منشورٌ من عام 1930 للفلكي السويدي كنوت لوند مارك إلى أنه أول من افترض أن الكون يحتوي على كتلة أكبر بكثير مما يمكن رصده. ^{[ 29 ]} كما افترض رائد علم الفلك الراديوي الهولندي يان أورت وجود المادة المظلمة عام 1932. ^{[ 28 ] [ 30 ] [ 31 ]} كان أورت يدرس حركات النجوم في الجوار المجري، ووجد أن الكتلة في مستوى المجرة يجب أن تكون أكبر مما تم رصده، ولكن تبين لاحقًا أن هذا القياس غير صحيح. ^{[ 32 ]}

في عام 1933، درس عالم الفيزياء الفلكية السويسري فريتز زويكي عناقيد المجرات أثناء عمله في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (كالتك ) ، وتوصل إلى استنتاج مماثل. ^{[ 34 ] [ أ ] [ 35 ]} طبق زويكي نظرية فيريال على عنقود كوما ، وحصل على دليل على وجود كتلة غير مرئية أطلق عليها اسم " المادة المظلمة". قدّر زويكي كتلة العنقود بناءً على حركة المجرات القريبة من حافته، وقارن ذلك بتقدير آخر مبني على سطوعه وعدد مجراته. وقدّر أن كتلة العنقود تزيد بنحو 400  ضعف عن الكتلة المرئية. كان تأثير جاذبية المجرات المرئية ضئيلاً للغاية بالنسبة لهذه المدارات السريعة، مما يعني أن الكتلة لا بد أن تكون مخفية عن الأنظار. بناءً على هذه الاستنتاجات، استنتج زويكي أن بعض المادة غير المرئية هي التي وفرت الكتلة وقوة الجذب المرتبطة بها للحفاظ على تماسك العنقود. ^{[ 36 ]} كانت تقديرات زويكي خاطئة بأكثر من رتبة مقدارية، ويعود ذلك أساسًا إلى قيمة قديمة لثابت هابل ؛ ^{[ 37 ]} تُظهر الحسابات نفسها اليوم نسبة أقل، باستخدام قيم أكبر للكتلة المضيئة. ومع ذلك، فقد استنتج زويكي بشكل صحيح من حساباته أن معظم المادة الجاذبية الموجودة كانت مظلمة. ^{[ 25 ]} ولكن، على عكس النظريات الحديثة، اعتبر زويكي "المادة المظلمة" مادة عادية غير مضيئة. ^{[ 22 ] : III.A}

ظهرت مؤشرات إضافية على وجود شذوذ في نسبة الكتلة إلى الضوء من خلال قياسات منحنيات دوران المجرات . ففي عام 1939، نشر إتش دبليو بابكوك منحنى دوران مجرة ​​أندروميدا (التي كانت تُسمى آنذاك سديم أندروميدا)، والذي أشار إلى أن نسبة الكتلة إلى اللمعان تزداد شعاعيًا. ^{[ 38 ]} وقد عزا ذلك إما إلى امتصاص الضوء داخل المجرة أو إلى تغيرات في ديناميكيات الأجزاء الخارجية من المجرة الحلزونية، وليس إلى وجود مادة غير مرئية. وبعد تقرير بابكوك عام 1939 عن الدوران السريع غير المتوقع في أطراف مجرة ​​أندروميدا ونسبة الكتلة إلى الضوء التي بلغت 50، اكتشف أورت في عام 1940 الهالة الكبيرة غير المرئية لمجرة NGC  3115 وكتب عنها . ^{[ 39 ]}

ترسخت فرضية المادة المظلمة إلى حد كبير في سبعينيات القرن العشرين. وقد جُمعت عدة ملاحظات مختلفة للتأكيد على أن المجرات يجب أن تكون محاطة بهالات من المادة غير المرئية. وفي ورقتين بحثيتين نُشرتا عام 1974، توصلت مجموعتان بحثيتان مستقلتان إلى هذا الاستنتاج: الأولى في برينستون، نيوجيرسي ، من قِبل جيريميا أوسترايكر ، وجيم بيبلز ، وعاموس ياهيل ، والثانية في تارتو، إستونيا، من قِبل جان إيناستو ، وإين سار ، وأنتس كاسيك . ^{[ 40 ]}

من بين الملاحظات التي مثّلت دليلاً على وجود هالات مجرية من المادة المظلمة، شكل منحنيات دوران المجرات . وقد أُجريت هذه الملاحظات في علم الفلك البصري والراديو. في علم الفلك البصري، عملت فيرا روبين وكينت فورد باستخدام مطياف جديد لقياس منحنى سرعة المجرات الحلزونية ذات الحافة الظاهرة بدقة أكبر. ^{[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ]}

في الوقت نفسه، كان علماء الفلك الراديوي يستخدمون تلسكوبات راديوية جديدة لرسم خريطة لخط الهيدروجين الذري عند 21  سم في المجرات القريبة. غالبًا ما يمتد التوزيع القطري للهيدروجين الذري بين النجوم ( H ^I ) إلى مسافات مجرية أكبر بكثير مما يمكن رصده كضوء نجمي جماعي، مما يوسع نطاق المسافات التي يمكن أخذ عينات منها لمنحنيات الدوران - وبالتالي توزيع الكتلة الكلية - إلى نظام ديناميكي جديد. وقد أظهرت عمليات المسح المبكرة لمجرة أندروميدا باستخدام تلسكوب غرين بانك ذي قطر 91 مترًا ^{[ 44 ]} وطبق جودريل بانك ذي قطر 76 مترًا ^{[ 45 ]} أن منحنى دوران H ^I لم يتبع الانخفاض المتوقع من المدارات الكبلرية.  

مع توفر أجهزة استقبال أكثر حساسية، تمكن روبرتس ووايت هيرست (1975) ^{[ 46 ]} من تتبع سرعة دوران مجرة ​​أندروميدا حتى مسافة 30 كيلوبارسيك، متجاوزين بذلك نطاق القياسات البصرية. ويُظهر الشكل 16 في تلك الورقة البحثية ^{[ 46 ]}  ميزة تتبع قرص الغاز عند أنصاف أقطار كبيرة، حيث يجمع بين البيانات البصرية ^{[ 43 ]} (مجموعة النقاط عند أنصاف أقطار أقل من 15 كيلوبارسيك مع نقطة واحدة أبعد) وبيانات الهيدروجين الذري (H ^I) بين 20 و30 كيلوبارسيك، مُبينًا استواء منحنى دوران المجرة الخارجية؛ المنحنى المتصل الذي يبلغ ذروته في المركز هو كثافة السطح البصرية، بينما يُظهر المنحنى الآخر الكتلة التراكمية، التي لا تزال ترتفع خطيًا عند القياس الأبعد. وبالتوازي مع ذلك، كان يجري تطوير استخدام المصفوفات التداخلية في مطيافية الهيدروجين الذري (H ^I) خارج المجرة. نشر روغستاد وشوستاك (1972) ^{[ 47 ] منحنيات دوران الهيدروجين الذري} لخمسة مجرات حلزونية رُسمت باستخدام مقياس التداخل في وادي أوينز؛ وكانت منحنيات الدوران للخمسة جميعها مسطحة للغاية، مما يشير إلى قيم كبيرة جدًا لنسبة الكتلة إلى الضوء في الأجزاء الخارجية من أقراص الهيدروجين الذري الممتدة . ^[ 47 ^{] وفي عام} 1978، قدم ألبرت بوسما مزيدًا من الأدلة على منحنيات الدوران المسطحة باستخدام بيانات من تلسكوب ويستربورك الراديوي التركيبي . ^{[ 48 ]}    

في عام ١٩٧٨، قدم ستيغمان وآخرون ^{[ ٤٩ ]} دراسةً وسّعت حسابات كثافة الجسيمات المتبقية الكونية السابقة لتشمل أي ليبتون افتراضي مستقر، متعادل كهربائيًا، وذو مقياس ضعيف، موضحين كيف أن وفرة هذا الجسيم ستتلاشى في الكون المبكر ، ومقدمين تعابير تحليلية تربط كتلته ومقطع التفاعل الضعيف بكثافة المادة الحالية. ومن خلال فصل التحليل عن خصائص النيوترينو المحددة ومعالجة المرشح بشكل عام، وضع المؤلفون إطارًا أصبح فيما بعد النموذج القياسي للجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف (WIMPs) ^{[ ٥٠ ]} ولمقارنة نماذج فيزياء الجسيمات بالقيود الكونية. وعلى الرغم من أن الأعمال اللاحقة قد حسّنت المنهجية واستكشفت العديد من المرشحين البديلين، إلا أن هذه الورقة البحثية مثّلت أول معالجة صريحة ومنهجية للمادة المظلمة كنوع جديد من الجسيمات يتجاوز النموذج القياسي . ^{[ 51 ]} بحلول أواخر سبعينيات القرن العشرين، أصبح وجود هالات المادة المظلمة حول المجرات حقيقة معترف بها على نطاق واسع، وأصبح مشكلة رئيسية لم يتم حلها في علم الفلك. ^{[ 40 ]}

دعمت سلسلة من الملاحظات التي أُجريت في ثمانينيات وتسعينيات القرن العشرين وجود المادة المظلمة. ويُذكر أن دراسة بيرسيك وسالوتشي وستيل (1996)  تناولت 967 مجرة ​​حلزونية. ^{[ 52 ]} وشملت الأدلة على وجود المادة المظلمة أيضًا ظاهرة عدسة الجاذبية للأجسام الخلفية بفعل عناقيد المجرات ، ^{[ 53 ] (ص 14-16)،} وتوزيع درجة حرارة الغاز الساخن في المجرات والعناقيد، ونمط التباينات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي .

منذ مطلع الألفية، هيمنت فرضية الجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف (WIMPs) على البحث عن المادة المظلمة الجسيمية، مدفوعةً بالروابط المفترضة بالتناظر الفائق . تميزت الجهود التجريبية بزيادة سريعة في الحساسية باستخدام كواشف الزينون السائل ، بما في ذلك تجارب XENON و LUX و PandaX و LUX-ZEPLIN (LZ). على الرغم من خفض حدود التفاعل إلى مستويات أدنى بكثير، إلا أن جميع تجارب الكشف المباشر هذه لم تُظهر أي نتائج إيجابية لجسيمات WIMPs ضمن نطاق الكتلة القياسي GeV–TeV. ^{[ 54 ] [ 55 ]} وبحلول أواخر عام 2025، استبعدت تجربة LZ المقاطع العرضية لجسيمات WIMPs التي تزيد عن 9 GeV/c²، ^وسجلت أول رصد لنيوترينوات البورون-8 الشمسية عبر تشتت النيوترينو-النواة المرن المتماسك في كاشف للمادة المظلمة. يمثل هذا بداية تجريبية لظاهرة "ضباب" النيوترينو، وهي خلفية لا يمكن اختزالها من ضوضاء النيوترينو، مما يعقد عمليات البحث المستقبلية عن جسيمات WIMP. ^{[ 56 ]} في الوقت نفسه، أدى فشل مصادم الهادرونات الكبير في رصد الجسيمات فائقة التناظر إلى تقييد نطاق المعلمات النظرية لجسيمات WIMP. ^{[ 57 ]} وقد حوّلت هذه القيود تركيزًا كبيرًا نحو مرشحين بديلين مثل الأكسيونات . وقد حققت تجربة المادة المظلمة الأكسيونية حساسية لنموذج الأكسيون DFSZ المحتمل في نطاق الميكرو إلكترون فولت بحلول أوائل العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين. ^{[ 58 ] [ 59 ]}

لا يزال الرأي السائد بين علماء الكونيات هو أن المادة المظلمة تتكون أساسًا من نوع من الجسيمات دون الذرية التي لم يتم تحديد خصائصها بعد . ^{[ 60 ] [ 61 ]} ورغم أن هذا الرأي لا يزال هو الرأي الأكثر شيوعًا، إلا أن عدم رصد هذه الجسيمات قد أدى إلى تباين في الآراء، حيث شهدت الجسيمات المرشحة الكبيرة، مثل الثقوب السوداء البدائية، اهتمامًا متجددًا بعد عمليات الرصد التي أجراها مرصد ليغو وتلسكوب جيمس ويب الفضائي . ^{[ 17 ] [ 62 ]} ويُعد البحث عن هذه الجسيمات، باستخدام وسائل متنوعة، أحد الجهود الرئيسية في فيزياء الجسيمات . ^{[ 63 ]}

تدور أذرع المجرات الحلزونية حول مركزها. تتناقص كثافة الكتلة المضيئة للمجرة الحلزونية كلما اتجهنا من المركز إلى أطرافها. لو كانت الكتلة المضيئة هي المادة الوحيدة، لأمكن نمذجة المجرة على أنها كتلة نقطية في المركز وكتل اختبارية تدور حولها، على غرار النظام الشمسي . ^{[ ج ]} وفقًا لقانون كبلر الثالث ، يُتوقع أن تتناقص سرعات الدوران مع زيادة المسافة من المركز، كما هو الحال في النظام الشمسي. لكن هذا لم يُرصد. ^{[ 69 ]} بل على العكس، يبقى منحنى دوران المجرة ثابتًا أو حتى يزداد مع زيادة المسافة من المركز.

إذا كانت قوانين كبلر صحيحة، فإن الطريقة الواضحة لحل هذا التناقض هي استنتاج أن توزيع الكتلة في المجرات الحلزونية لا يشبه توزيعها في النظام الشمسي. وعلى وجه الخصوص، قد توجد كميات كبيرة من المادة غير المضيئة (المادة المظلمة) في أطراف المجرة.

تخضع النجوم في الأنظمة المرتبطة لنظرية فيريال . ويمكن استخدام هذه النظرية، إلى جانب توزيع السرعة المقاس، لقياس توزيع الكتلة في نظام مرتبط، مثل المجرات الإهليلجية أو العناقيد الكروية. وباستثناءات قليلة، لا تتطابق تقديرات تشتت السرعة للمجرات الإهليلجية ^{[ 70 ] مع تشتت السرعة المتوقع من توزيع الكتلة المرصود، حتى مع افتراض توزيعات معقدة لمدارات النجوم. [ 71 ]} وكما هو الحال مع منحنيات دوران المجرات، فإن الطريقة الواضحة لحل هذا التناقض هي افتراض وجود مادة غير مضيئة.

تُعد تجمعات المجرات ذات أهمية خاصة لدراسات المادة المظلمة، حيث يمكن تقدير كتلها بثلاث طرق مستقلة:

• من خلال تشتت السرعات الشعاعية للمجرات داخل العناقيد
• من الأشعة السينية المنبعثة من الغاز الساخن في العناقيد. من طيف طاقة الأشعة السينية وتدفقها، يمكن تقدير درجة حرارة الغاز وكثافته، ومن ثم تحديد الضغط؛ بافتراض أن توازن الضغط والجاذبية يحدد توزيع كتلة العنقود.
• يمكن لعدسات الجاذبية (عادةً للمجرات البعيدة) قياس كتل العناقيد دون الاعتماد على ملاحظات الديناميكيات (مثل السرعة).

بشكل عام، تتفق هذه الطرق الثلاث بشكل معقول على أن المادة المظلمة تفوق المادة المرئية بنسبة 5 إلى 1 تقريبًا. ^{[ 72 ]}

على نطاقات أوسع، يمكن استخدام مسوحات الانزياح الأحمر للمجرات الكبيرة لرسم خريطة ثلاثية الأبعاد لتوزيع المجرات. هذه الخرائط مشوهة قليلاً لأن المسافات تُقدّر من الانزياحات الحمراء المرصودة ؛ إذ يحتوي الانزياح الأحمر على مساهمة من ما يُسمى بالسرعة الخاصة للمجرة، بالإضافة إلى حد تمدد هابل السائد. في المتوسط، تتمدد التجمعات المجرية العملاقة ببطء أكبر من المتوسط ​​الكوني بسبب جاذبيتها، بينما تتمدد الفراغات الكونية بسرعة أكبر من المتوسط. في خريطة الانزياح الأحمر، تمتلك المجرات الواقعة أمام التجمع المجري العملاق سرعات شعاعية زائدة باتجاهه، ولها انزياحات حمراء أعلى قليلاً مما يُفترض أن تكون عليه المسافة، بينما تمتلك المجرات الواقعة خلف التجمع المجري العملاق انزياحات حمراء أقل قليلاً بالنسبة للمسافة. يتسبب هذا التأثير في ظهور التجمعات المجرية العملاقة مضغوطة في الاتجاه الشعاعي، وبالمثل، تظهر الفراغات الكونية ممتدة. أما مواقعها الزاوية فلا تتأثر. لا يمكن رصد هذا التأثير في أي بنية منفردة لعدم معرفة شكلها الحقيقي، ولكن يمكن قياسه عن طريق حساب المتوسط ​​عبر العديد من البنى. وقد تنبأ به نيك كايزر كميًا عام 1987، وقيس لأول مرة بشكل قاطع عام 2001 بواسطة مسح 2dF لانزياح المجرات نحو الأحمر . ^{[ 73 ]} وتتوافق النتائج مع نموذج لامدا-سي دي إم .

تُعدّ مجموعة المجرات الرصاصية نتاج تصادم حديث بين مجموعتين مجريتين. وتكتسب أهمية خاصة لأن موقع مركز كتلتها ، كما يُقاس بتأثير عدسة الجاذبية، يختلف عن موقع مركز كتلة المادة المرئية. ويُشكّل هذا الأمر تحديًا لنظريات الجاذبية المُعدّلة، التي تتنبأ عمومًا بظاهرة عدسة الجاذبية حول المادة المرئية. ^{[ 74 ] [ 75 ] [ 76 ] [ 77 ]} في المقابل، لا تواجه نظرية المادة المظلمة القياسية أي مشكلة في هذا الشأن: إذ يبرد الغاز الساخن المرئي في كل مجموعة ويتباطأ بفعل التفاعلات الكهرومغناطيسية، بينما لا تتأثر المادة المظلمة (التي لا تتفاعل كهرومغناطيسيًا). ويؤدي هذا إلى انفصال المادة المظلمة عن الغاز المرئي، مُنتجًا ذروة عدسة الجاذبية المنفصلة التي رُصدت. ^{[ 78 ]}

من نتائج النسبية العامة ظاهرة عدسة الجاذبية . تحدث عدسة الجاذبية عندما تعمل الأجسام الضخمة الواقعة بين مصدر الضوء والمراقب كعدسة لثني الضوء الصادر من هذا المصدر. لا تعتمد هذه الظاهرة على خصائص الكتلة، بل يكفي وجود كتلة. كلما زادت كتلة الجسم، زادت وضوح ظاهرة عدسة الجاذبية. مثال على ذلك عنقود مجرات يقع بين مصدر بعيد كالكويزر والمراقب . في هذه الحالة، سيعمل عنقود المجرات كعدسة للكوازار.

تُعرف ظاهرة العدسة الجاذبية القوية بأنها تشوه المجرات الخلفية إلى أقواس عندما يمر ضوؤها عبر عدسة جاذبية. وقد رُصدت هذه الظاهرة حول العديد من التجمعات المجرية البعيدة، بما في ذلك ^تجمع أبيل 1689. ^{[ 79} ] ومن خلال قياس هندسة التشوه، يمكن تحديد كتلة التجمع المتداخل. أما في حالة العدسة الجاذبية الضعيفة ، فلا تُشوه المجرات الخلفية إلى أقواس، بل تُسبب تشوهات طفيفة. ومن خلال دراسة التشوه القصي الظاهري للمجرات الخلفية المجاورة، يمكن تحديد التوزيع المتوسط ​​للمادة المظلمة. وتتوافق نسب الكتلة إلى الضوء المقاسة مع كثافات المادة المظلمة المتوقعة من قياسات أخرى للبنية واسعة النطاق. ^{[ 80 ] [ 81 ]}

يمكن استخدام المستعرات العظمى من النوع Ia كمعيار لقياس المسافات بين المجرات ، والتي بدورها تُستخدم لقياس سرعة تمدد الكون في الماضي. ^{[ 82 ]} تشير البيانات إلى أن الكون يتمدد بمعدل متسارع، ويعزى سبب ذلك عادةً إلى الطاقة المظلمة . ^{[ 83 ]} بما أن الملاحظات تشير إلى أن الكون مسطح تقريبًا، ^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]} فمن المتوقع أن يكون مجموع كثافة الطاقة الكلية لكل شيء في الكون مساويًا لـ 1 ( Ωtot ≈ 1 ). تبلغ كثافة الطاقة المظلمة المقاسة _ΩΛ ≈ 0.690 ؛ وتبلغ كثافة طاقة المادة العادية (الباريونية) المرصودة Ωb ≈ 0.0482 _، بينما تُعد كثافة طاقة الإشعاع ضئيلة. هذا يترك قيمة مفقودة _Ωdm ≈ 0.258، والتي مع ذلك تتصرف كالمادة (انظر قسم التعريف التقني أعلاه) _- وهي المادة المظلمة. ^{[ 87 ]} 

في علم الأطياف الفلكي ، تُعرف غابة لايمان-ألفا بأنها مجموع خطوط الامتصاص الناتجة عن انتقال لايمان-ألفا للهيدروجين المتعادل في أطياف المجرات البعيدة والكوازارات . كما يمكن لرصد غابة لايمان-ألفا أن يُسهم في تحديد النماذج الكونية. ^{[ 88 ]} وتتوافق هذه التحديدات مع تلك المُستمدة من بيانات WMAP.

على الرغم من أن كلاً من المادة المظلمة والمادة العادية تُصنفان ضمن المادة، إلا أنهما لا تتصرفان بالطريقة نفسها. ففي الكون المبكر، كانت المادة العادية متأينة وتتفاعل بقوة مع الإشعاع عبر تشتت طومسون . أما المادة المظلمة، فلا تتفاعل مباشرة مع الإشعاع، لكنها تؤثر على إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) من خلال جهدها الجاذبي (بشكل رئيسي على نطاقات واسعة) وتأثيراتها على كثافة وسرعة المادة العادية. ولذلك، تتطور اضطرابات المادة العادية والمادة المظلمة بشكل مختلف مع مرور الوقت، وتترك بصمات مختلفة على إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

يُعدّ إشعاع الخلفية الكونية الميكروي قريبًا جدًا من إشعاع الجسم الأسود المثالي، ولكنه يحتوي على تباينات حرارية ضئيلة للغاية، لا تتجاوز بضعة أجزاء من مئة ألف. ويمكن تحليل خريطة السماء لهذه التباينات إلى طيف قدرة زاوي، والذي يُلاحظ أنه يحتوي على سلسلة من القمم الصوتية متقاربة المسافات ولكنها مختلفة الارتفاع. وتعتمد مواقع هذه القمم على المعايير الكونية. لذا، فإن مطابقة النظرية مع البيانات تُقيّد المعايير الكونية. ^{[ 89 ]}

اكتُشف تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لأول مرة بواسطة مسبار COBE عام 1992، إلا أن دقة الرصد لم تكن كافية لرصد الذروات الصوتية. بعد اكتشاف أول ذروة صوتية بواسطة تجربة BOOMERanG المحمولة على منطاد عام 2000، رُصد طيف القدرة بدقة بواسطة مسبار WMAP في الفترة 2003-2012، وبدقة أكبر بواسطة مركبة بلانك الفضائية في الفترة 2013-2015. تدعم هذه النتائج نموذج لامدا-المادة المظلمة الباردة (Lambda-CDM). ^{[ 90 ] [ 91 ]} يوفر طيف القدرة الزاوي لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي المرصود دليلاً قوياً يدعم وجود المادة المظلمة، إذ يتوافق هيكله الدقيق جيداً مع نموذج لامدا-المادة المظلمة الباردة ، ^{[ 91 ]} بينما يصعب محاكاته باستخدام أي نموذج منافس مثل ديناميكيات نيوتن المعدلة (MOND). ^{[ 92 ]}

يشير تكوين البنية إلى الفترة التي تلت الانفجار العظيم، حين انهارت اضطرابات الكثافة لتشكيل النجوم والمجرات والتجمعات الكونية. قبل تكوين البنية، وصفت حلول فريدمان للنسبية العامة كونًا متجانسًا. لاحقًا، نمت تباينات صغيرة تدريجيًا وكثفت الكون المتجانس إلى نجوم ومجرات وبنى أكبر. تتأثر المادة العادية بالإشعاع، الذي كان العنصر المهيمن في الكون في مراحله المبكرة جدًا. ونتيجة لذلك، تتلاشى اضطرابات كثافتها ولا تستطيع التكثف إلى بنية. ^{[ 94 ]} لو كانت المادة العادية هي المادة الوحيدة في الكون، لما كان هناك وقت كافٍ لنمو اضطرابات الكثافة إلى المجرات والتجمعات الكونية التي نراها اليوم.

تُقدّم المادة المظلمة حلاً لهذه المشكلة لأنها لا تتأثر بالإشعاع. ولذلك، يمكن لاضطرابات كثافتها أن تنمو أولاً. ويعمل جهد الجاذبية الناتج كبئر جهد جاذب للمادة العادية التي تنهار لاحقاً، مما يُسرّع عملية تكوين البنية. ^{[ 94 ] [ 95 ]}

تُعرف التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) بأنها تقلبات في كثافة المادة الباريونية المرئية (المادة العادية) في الكون على نطاقات واسعة. يُتوقع أن تنشأ هذه التذبذبات في نموذج لامدا-سي دي إم نتيجةً للتذبذبات الصوتية في سائل الفوتون-باريون في الكون المبكر، ويمكن رصدها في طيف القدرة الزاوية لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي. تُحدد التذبذبات الصوتية الباريونية مقياس طول مفضل للباريونات. ونظرًا لتكتل المادة المظلمة والباريونات معًا بعد إعادة التركيب، فإن هذا التأثير يكون أضعف بكثير في توزيع المجرات في الكون القريب، ولكنه قابل للكشف كتفضيل طفيف (حوالي  1%) لأزواج المجرات التي تفصل بينها مسافة 147  ميجا فرسخ فلكي، مقارنةً بتلك التي تفصل بينها مسافة 130-160  ميجا فرسخ فلكي. تم التنبؤ بهذه الخاصية نظريًا في تسعينيات القرن الماضي، ثم اكتُشفت في عام 2005، من خلال مسحين كبيرين لانزياح المجرات نحو الأحمر، وهما مسح سلون الرقمي للسماء ومسح 2dF لانزياح المجرات نحو الأحمر . ^{[ 96 ]} يوفر الجمع بين رصد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي وقياسات التذبذبات الصوتية الباريونية من مسوحات انزياح المجرات نحو الأحمر تقديرًا دقيقًا لثابت هابل ومتوسط ​​كثافة المادة في الكون. ^{[ 97 ]} تدعم هذه النتائج نموذج لامدا-سي دي إم.

يمكن أن تشير المادة المظلمة إلى أي مادة تتفاعل بشكل أساسي مع المادة المرئية (مثل النجوم والكواكب) عبر الجاذبية. وبالتالي، من حيث المبدأ، لا يشترط أن تتكون من نوع جديد من الجسيمات الأساسية، بل يمكن أن تتكون، جزئيًا على الأقل، من مادة باريونية قياسية ، مثل البروتونات أو النيوترونات. تندرج معظم المادة العادية المألوفة لدى علماء الفلك، بما في ذلك الكواكب والأقزام البنية والأقزام الحمراء والنجوم المرئية والأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء، ضمن هذه الفئة. ^{[ 22 ] [ 121 ]} يبتلع الثقب الأسود المادة الباريونية وغير الباريونية التي تقترب بدرجة كافية من أفق حدثه؛ وبعد ذلك، يختفي التمييز بينهما. ^{[ 122 ]} 

تُعرف هذه الأجسام الضخمة التي يصعب رصدها مجتمعةً باسم MACHOs . وقد أمل بعض العلماء في البداية أن تُفسر MACHOs الباريونية جميع المادة المظلمة. ^{[ 53 ] : 286 [ 123 ]}

ومع ذلك، تشير أدلة متعددة إلى أن غالبية المادة المظلمة ليست باريونية:

• سيكون من الممكن رؤية كمية كافية من الغاز الباريوني المنتشر أو الغبار عند إضاءته من الخلف بواسطة النجوم.
• تتنبأ نظرية التخليق النووي للانفجار العظيم بوفرة العناصر الكيميائية المرصودة . فإذا كان هناك عدد أكبر من الباريونات، فمن المفترض أن يكون هناك أيضًا المزيد من الهيليوم والليثيوم والعناصر الأثقل التي تم تخليقها خلال الانفجار العظيم. ^{[ 124 ] [ 125 ]} ويتطلب التوافق مع الوفرة المرصودة أن تشكل المادة الباريونية ما بين 4-5% من الكثافة الحرجة للكون . في المقابل، تشير البنية واسعة النطاق وغيرها من الملاحظات إلى أن إجمالي كثافة المادة يبلغ حوالي 30% من الكثافة الحرجة. ^{[ 87 ]}
• أظهرت عمليات البحث الفلكية عن ظاهرة العدسات الجاذبية الصغرية في مجرة ​​درب التبانة أن جزءًا صغيرًا فقط من المادة المظلمة قد يكون موجودًا في أجسام مظلمة ومضغوطة وتقليدية (مثل الأجسام الضخمة ذات الكتل الكبيرة جدًا MACHOs)؛ ويتراوح نطاق كتل الأجسام المستبعدة من نصف كتلة الأرض إلى 30  كتلة شمسية، وهو ما يغطي تقريبًا جميع المرشحين المحتملين. ^{[ 126 ] [ 127 ] [ 128 ] [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]}
• تشير التحليلات التفصيلية للاختلافات الصغيرة (التباينات) في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بواسطة WMAP و Planck إلى أن حوالي خمسة أسداس المادة الكلية موجودة في شكل لا يتفاعل بشكل كبير مع المادة العادية أو الفوتونات إلا من خلال التأثيرات الجاذبية. ^{[ 132 ]}

يوجد مرشحان رئيسيان للمادة المظلمة غير الباريونية: الجسيمات الجديدة والثقوب السوداء البدائية . على عكس المادة الباريونية، لا تُساهم الجسيمات غير الباريونية في تكوين العناصر في الكون المبكر ( تخليق العناصر في الانفجار العظيم ) ^{[ 133 ] [ 134 ] [ 60 ]،} وبالتالي لا يُلاحظ وجودها إلا من خلال تأثيراتها الجاذبية (مثل العدسات الجاذبية الضعيفة ). إضافةً إلى ذلك، يمكن لبعض مرشحي المادة المظلمة التفاعل مع أنفسهم ( المادة المظلمة ذاتية التفاعل ) أو مع الجسيمات العادية (مثل جسيمات WIMP )، مما قد ينتج عنه نواتج ثانوية قابلة للملاحظة مثل أشعة غاما والنيوترينوات (الكشف غير المباشر). ^{[ 108 ]} تتعدد هذه المرشحات (انظر الجدول أعلاه)، ولكل منها نقاط قوتها وضعفها.

مرشحو المادة

جسيمات ضخمة ذات تفاعل ضعيف

لا يوجد تعريف رسمي للجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف (WIMP)، ولكن بشكل عام، هي جسيمات أولية تتفاعل عبر الجاذبية وأي قوة (أو قوى) أخرى مساوية أو أضعف من القوة النووية الضعيفة ، ولكنها في الوقت نفسه غير معدومة. من المتوقع أن العديد من الجسيمات المرشحة لتكون جسيمات WIMP قد تم إنتاجها حراريًا في الكون المبكر، على غرار جسيمات النموذج القياسي ^{[ 135 ]} وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، وعادةً ما تُشكل المادة المظلمة الباردة . يتطلب الحصول على الوفرة الصحيحة للمادة المظلمة اليوم عبر الإنتاج الحراري مقطعًا عرضيًا للفناء الذاتي لـ${\displaystyle \langle \sigma v\rangle }$≃3 × 10 ⁻²⁶  سم ³ ⋅s ⁻¹ ، وهو ما هو متوقع تقريبًا لجسيم جديد في نطاق كتلة 100 جيجا إلكترون فولت / c ² يتفاعل عبر القوة الكهروضعيفة . 

نظرًا لأن التوسعات الفائقة التناظر للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات تتنبأ بسهولة بوجود جسيم جديد بهذه الخصائص، فقد أُطلق على هذه المصادفة الظاهرية اسم "معجزة الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMP)"، ولطالما كان وجود شريك مستقر فائق التناظر تفسيرًا رئيسيًا للمادة المظلمة. [136] تشمل الجهود التجريبية للكشف عن جسيمات WIMP البحث عن نواتج إفنائها، بما في ذلك أشعة غاما والنيوترينوات والأشعة الكونية ^{في المجرات القريبة} وتجمعات المجرات ؛ وتجارب الكشف المباشر المصممة لقياس تصادم جسيمات WIMP مع النوى في المختبر، بالإضافة إلى محاولات إنتاج جسيمات WIMP مباشرة في مصادمات الجسيمات، مثل مصادم الهادرونات الكبير في سيرن . في أوائل العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين، ألقت نتائج تجارب الكشف المباشر، إلى جانب عدم وجود دليل على التناظر الفائق في تجربة مصادم الهادرونات الكبير (LHC) ^{[ 137 ] [ 138 ]} ، بظلال من الشك على أبسط فرضية لجسيمات WIMP. ^{[ 139 ]}

أكسيونز

الأكسيونات جسيمات أولية افتراضية، نُظِّر لها لأول مرة عام 1978 بشكل مستقل من قِبَل فرانك ويلكزك وستيفن واينبرغ باعتبارها بوزون غولدستون في نظرية بيتشي-كوين ، التي طُرحت عام 1977 لحل مشكلة التناظر القوي CP في الديناميكا اللونية الكمومية (QCD). تُنتج تأثيرات QCD جهدًا دوريًا فعالًا يتحرك فيه حقل الأكسيون. ^{[ 140 ]} عند توسيع الجهد حول إحدى نقاطه الدنيا، نجد أن حاصل ضرب كتلة الأكسيون في ثابت اضمحلاله يتحدد بالحساسية الطوبولوجية لفراغ QCD. الأكسيون ذو الكتلة الأقل بكثير من 60 كيلو إلكترون ^فولت  / c² يكون طويل العمر وضعيف التفاعل: مرشح مثالي للمادة المظلمة.

تُولد تذبذبات حقل الأكسيون حول الحد الأدنى للجهد الفعال، والمعروفة بآلية عدم المحاذاة، مجموعة كونية من الأكسيونات الباردة، وتعتمد وفرتها على كتلة الأكسيون. ^{[ 141 ] [ 142 ] [ 143 ]} بكتلة تزيد عن 5 ميكرو إلكترون ^فولت / ثانية² ( 10⁻¹¹ ضعف كتلة الإلكترون ) ^، يمكن للأكسيونات أن تُفسر المادة المظلمة، وبالتالي تُعتبر مرشحًا للمادة المظلمة وحلًا لمشكلة التناظر القوي CP. إذا حدث التضخم على نطاق منخفض واستمر لفترة كافية، فقد تنخفض كتلة الأكسيون إلى 1 بيتا إلكترون ^فولت / ثانية² . ^{[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]}  

نظرًا لأن الأكسيونات تتميز بكتلة منخفضة للغاية، فإن طول موجة دي برولي الخاصة بها كبير جدًا، مما يعني بدوره أن التأثيرات الكمومية قد تساعد في حل مشكلات النطاق الصغير لنموذج لامدا-سي دي إم . يوفر أكسيون واحد فائق الخفة ذو ثابت اضمحلال عند مستوى نظرية التوحيد الكبرى الكثافة المتبقية الصحيحة دون الحاجة إلى ضبط دقيق. ^{[ 147 ]} وقد اكتسبت الأكسيونات، كمرشح للمادة المظلمة، شعبية متزايدة في السنوات الأخيرة، نظرًا لعدم رصد جسيمات المادة المظلمة ضعيفة التفاعل (WIMPs). ^{[ 148 ]}

تجمع الجسيمات وأجسام المادة المظلمة الكثيفة

إذا كانت المادة المظلمة تتكون من جسيمات ضعيفة التفاعل، فإن السؤال البديهي هو ما إذا كان بإمكانها تكوين أجسام مكافئة للكواكب أو النجوم أو الثقوب السوداء . تاريخيًا، كانت الإجابة بالنفي، ^{[ هـ ] [ 149 ] [ 150 ] [ 151 ]} وذلك لسببين:

• يفتقر إلى وسيلة فعالة لفقدان الطاقة ^{[ 149 ]} 

تتشكل الأجسام الكثيفة من المادة العادية لأنها تمتلك طرقًا عديدة لفقدان الطاقة. يُعد فقدان الطاقة ضروريًا لتكوين الأجسام، لأن الجسيم الذي يكتسب طاقة أثناء الانضغاط أو السقوط "للداخل" تحت تأثير الجاذبية، ولا يستطيع فقدانها بأي طريقة أخرى، سيسخن ويزداد سرعته وزخمه . أما المادة المظلمة ، فتبدو وكأنها تفتقر إلى وسيلة لفقدان الطاقة، ببساطة لأنها غير قادرة على التفاعل بقوة إلا من خلال الجاذبية. تشير نظرية فيريال إلى أن مثل هذا الجسيم لن يبقى مرتبطًا بالجسم المتشكل تدريجيًا؛ فمع بدء تشكل الجسم وانضغاطه، ستتسارع جسيمات المادة المظلمة الموجودة بداخله وتميل إلى الهروب.

• يفتقر إلى تنوع التفاعلات اللازمة لتشكيل الهياكل ^{[ 151 ]}

تتفاعل المادة العادية بطرقٍ عديدة ومختلفة، مما يسمح لها بتكوين هياكل أكثر تعقيدًا. على سبيل المثال، تتشكل النجوم بفعل الجاذبية، لكن الجسيمات داخلها تتفاعل وتُطلق طاقةً على شكل نيوترينوات وإشعاع كهرومغناطيسي من خلال الاندماج النووي عندما تبلغ طاقةً كافية. يمكن للبروتونات والنيوترونات أن ترتبط عبر التفاعل القوي ، ثم تُكوّن ذرات مع الإلكترونات، وذلك بشكلٍ رئيسي من خلال التفاعل الكهرومغناطيسي . لا يوجد دليل على قدرة المادة المظلمة على مثل هذا التنوع الواسع من التفاعلات، إذ يبدو أنها تتفاعل فقط من خلال الجاذبية (وربما من خلال وسيلةٍ لا تقل قوةً عن التفاعل الضعيف ، مع العلم أن هذا يبقى مجرد تكهنات إلى حين فهم المادة المظلمة بشكلٍ أفضل).

الثقوب السوداء البدائية

الثقوب السوداء البدائية (PBHs) هي ثقوب سوداء افتراضية تشكلت بعد الانفجار العظيم بفترة وجيزة . في حقبة التضخم الكوني وفي بدايات الكون التي هيمن عليها الإشعاع ، ربما تكونت جيوب كثيفة للغاية من المادة دون الذرية قد تجمعت بإحكام إلى حد الانهيار الجذبي ، مما أدى إلى تكوين ثقوب سوداء دون ضغط المستعرات العظمى اللازم عادةً لتكوين الثقوب السوداء النجمية . ^{[ 18 ]} طُرحت هذه الفكرة لأول مرة من قبل ياكوف زيلدوفيتش وإيغور ديميترييفيتش نوفيكوف في عام 1966، ^{[ 152 ]} وبشكل مستقل من قبل ستيفن هوكينغ في عام 1971. ^{[ 153 ]} ولأن الثقوب السوداء البدائية تتشكل قبل تطور النجوم ، فهي مرشحة لتكون المادة المظلمة غير الباريونية ، ولا تقتصر على نطاق الكتلة الضيق للثقوب السوداء النجمية؛ بل يمكن أن تتراوح من بقايا كتل بلانك إلى أحجام هائلة. ^{[ 17 ]}

تجددت الاهتمامات بالثقوب السوداء البدائية كمكون أساسي للمادة المظلمة بعد اكتشاف موجات الجاذبية بواسطة مرصد ليغو عام 2015. وقد رصد المرصد أول اندماج بين ثقوب سوداء تبلغ كتلتها حوالي 30 ضعف كتلة الشمس ؛ يصعب تفسير هذه الأجسام من خلال الانهيار النجمي التقليدي، لكنها تتوافق مع نطاق الكتلة المتوقع للثقوب السوداء البدائية المتكونة خلال انتقال الديناميكا اللونية الكمومية في الكون المبكر. ^{[ 18 ]} وتعزز هذا الاهتمام في نوفمبر 2025، عندما أبلغ فريق ليغو/فيرغو/كاغرا عن إشارة محتملة لموجات الجاذبية ناتجة عن اندماج ثقوب سوداء بكتلة أقل من كتلة الشمس. وبما أنه لا توجد عملية فيزيائية فلكية معروفة تُنتج ثقوبًا سوداء بكتلة أقل من حد تشاندراسيكار (حوالي 1.4 ضعف كتلة الشمس)، فإن تأكيد وجود أجسام بكتلة أقل من كتلة الشمس سيمثل دليلًا قويًا على أصل بدائي. ^{[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} نظرًا لعدم رصد أي موجات جاذبية عند z>1 (>6 مليار سنة) ، ولأن حساسية رصد التصادمات ذات الكتلة المنخفضة تتضاءل مع المسافة، فإننا لا نستطيع حاليًا رصد التصادمات في النصف الأول من عمر الكون. ^{[ 157 ]}

وقد تعززت فرضية الثقوب السوداء البدائية (PBH) بفضل رصد تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) للكون ذي الانزياح الأحمر العالي (z > 7). اكتشف JWST مجموعات غير متوقعة من " النقاط الحمراء الصغيرة " (LRDs، وهي أجسام مضغوطة ذات انزياح أحمر عالٍ جدًا) و"مجرات الثقوب السوداء فائقة الكتلة" مثل UHZ1 و GHZ2 ، والتي تحتوي على ثقوب سوداء فائقة الكتلة ظهرت بعد أقل من 500 مليون سنة من الانفجار العظيم وتفوق كتلتها كتلة نجوم مجرتها. ^{[ 159 ] [ 160 ]} تتحدى هذه النوى المجرية النشطة النماذج القياسية للتراكم من بذور الثقوب السوداء النجمية "الخفيفة"، وتشير إلى "بذور ثقيلة" تشكلت عبر الانهيار المباشر أو الثقوب السوداء البدائية، والتي يمكن أن تفسر جزءًا كبيرًا من هالات المادة المظلمة. ^{[ 161 ]}

استبعدت قيود رصدية متنوعة، مثل بيانات العدسات الجاذبية الصغرية من تلسكوب سوبارو (HSC) ^{[ 162 ]} وبيانات تفاعل الإلكترون-بوزيترون من فوياجر 1 ^{[ 163 ]} ، أن تشكل الثقوب السوداء البدائية 100% من المادة المظلمة في نطاقات كتلية محددة (مثل الثقوب السوداء الصغيرة المتبخرة أو التجمعات أحادية اللون ذات الكتل المتوسطة). مع ذلك، تفترض هذه القيود أن جميع الثقوب السوداء البدائية لها نفس الكتلة، أي توزيع كتلي أحادي اللون. وتزيل تحليلات أحدث، تستخدم توزيعات كتلية موسعة، متوقعة من نماذج التضخم الكوني وواضحة في رصد الموجات الثقالية وتلسكوب جيمس ويب الفضائي، هذه القيود. وتشير مراجعة نُشرت عام 2024 إلى أن الثقوب السوداء البدائية ذات التوزيع الكتلي الواسع والمسطح ، والذي يبلغ ذروته حول كتلة شمسية واحدة، يمكن أن تفسر المادة المظلمة بأكملها، أو أن تتعايش مع مرشحين آخرين في سيناريو المادة المظلمة المختلطة. ^{[ 17 ] [ 164 ]}

مشاكل الضبط الدقيق

يتمثل التحدي النظري الرئيسي لفرضية الثقوب السوداء البدائية في الآلية الفيزيائية لتكوينها. تُولّد النماذج القياسية للتضخم الكوني ، والمعروفة باسم "التضخم البطيء"، تقلبات في الكثافة ضئيلة للغاية بحيث لا تُحفّز الانهيار البدائي. ونتيجةً لذلك، يتطلب إنتاج الوفرة المطلوبة من الثقوب السوداء البدائية عادةً نماذج تضخم "غريبة"، غالبًا ما تتضمن نقاط انعطاف أو ارتفاعات أو هضاب في جهد التضخم ، مما قد يُضخّم التقلبات بمقدار عدة مراتب. ^{[ 166 ]} ويجادل النقاد بأن هذه النماذج تتطلب ضبطًا دقيقًا ، لأن وفرة الثقوب السوداء البدائية الناتجة حساسة بشكل كبير لسعة هذه التقلبات؛ مما يعني أن أي انحراف طفيف في المعلمات يؤدي إما إلى كمية ضئيلة من المادة المظلمة أو إلى كون تهيمن عليه الثقوب السوداء بالكامل. ^{[ 164 ] [ 117 ]} مع ذلك، يرى المؤيدون أنه مع استبعاد فضاء المعلمات الطبيعي للجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) بشكل متزايد نتيجةً لعدم وجود نتائج في جميع تجارب الكشف، فإن نظريات المادة المظلمة الجسيمية تتطلب الآن مستويات مماثلة من الضبط الدقيق. علاوة على ذلك، يجادل المؤيدون بأن هياكل الكتلة المحددة التي تتنبأ بها نماذج التضخم الغريبة هذه توفر تفسيرًا موحدًا للشذوذات الرصدية التي رصدها مرصد ليغو (LIGO) وتلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) والتي لا تعالجها نماذج الجسيمات. ^{[ 17 ]}

لمعالجة مشكلة الضبط الدقيق، ركزت الأبحاث الحديثة على الآليات التي تولد التقلبات المطلوبة من خلال العمليات الفيزيائية الطبيعية بدلاً من التعديلات اليدوية على جهد التضخم. إحدى هذه الآليات هي الانتقال الطوري في الديناميكا اللونية الكمومية (QCD) ؛ فمع برودة الكون خلال هذه الحقبة، أدى انخفاض معادلة الحالة (الضغط) بشكل طبيعي إلى خفض عتبة الانهيار الجذبي. يعزز هذا التأثير تلقائيًا تكوين الثقوب السوداء على نطاق كتلة الشمس، بما يضاهي تلك التي رصدتها مراصد الموجات الثقالية، دون الحاجة إلى ذروة مضبوطة بدقة في طيف قدرة التضخم. ^{[ 167 ]} بالإضافة إلى ذلك، يمكن للنماذج التي تتضمن حقولًا قياسية متعددة أن تُنتج ارتفاعات حادة في تقلبات الكثافة من خلال التفاعلات الديناميكية، مثل الانعطافات السريعة في مسار الحقل، والتي تستمد الشروط اللازمة من البنية الهندسية للنموذج بدلاً من المعلمات المضبوطة بدقة. ^{[ 168 ]}

تهدف تجارب الكشف المباشر إلى رصد التفاعلات بين جسيمات المادة المظلمة التي تعبر الأرض وأهداف الكشف المصنوعة من المادة العادية. بالنسبة للجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف (WIMPs)، تتمثل السمة الرئيسية في ارتداد منخفض الطاقة للنوى (عادةً بضعة كيلو إلكترون فولت )، مما يُنتج طاقة على شكل ضوء وميضي أو تأين أو فونونات (حرارة). أما بالنسبة للأكسيونات ، فتبحث التجارب عادةً عن تحول الأكسيونات إلى فوتونات داخل مجال مغناطيسي قوي ( تأثير بريماكوف ).

للكشف الفعال عن هذه الأحداث النادرة، من الضروري الحفاظ على مستوى منخفض للغاية من التشويش الخلفي، ولهذا السبب تُجرى هذه التجارب عادةً في أعماق الأرض حيث يقلّ تداخل الأشعة الكونية إلى أدنى حد. ومن أبرز المختبرات تحت الأرض التي تستضيف هذه التجارب: مختبر SNOLAB (كندا)، ومختبر LNGS (إيطاليا)، ومختبر CJPL (الصين)، ومختبر SURF (الولايات المتحدة الأمريكية).

جبناء

تعتمد عمليات البحث عن الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMP) في الغالب على تقنيات الكشف المبردة أو باستخدام السوائل النبيلة. تعمل أجهزة الكشف المبردة، التي تعمل عند درجات حرارة أقل من 100  ملي كلفن، على رصد الحرارة الناتجة عن اصطدام جسيم بذرة في مادة ماصة بلورية مثل الجرمانيوم . ومن التجارب التي تستخدم هذه التقنية SuperCDMS و EDELWEISS .

تكشف كواشف السوائل النبيلة عن التلألؤ والتأين الناتجين عن تصادم الجسيمات في الزينون أو الأرجون السائلين . وقد تصدرت هذه التقنية مجال الحساسية خلال العقد الماضي. تشمل التجارب الرئيسية الحالية LZ (في مختبر أبحاث الفضاء السطحي SURF)، و XENONnT (في مختبر الغاز الطبيعي المسال LNGS)، و PandaX-4T (في مختبر الدفع النفاث CJPL)، بالإضافة إلى مشاريع مستقبلية تعتمد على الأرجون مثل DarkSide-20k قيد التطوير.

حتى أواخر عام 2025، لم يتم تأكيد رصد المادة المظلمة من خلال عمليات البحث القياسية عن جسيمات WIMP. وبدلاً من ذلك، وضعت التجارب حدودًا عليا صارمة على المقطع العرضي لتفاعل الجسيم مع النيوكليونات. ^{[ 54 ] [ 55 ]} وفي أواخر عام 2025، أعلنت تجربة LZ عن استبعاد المقاطع العرضية لجسيمات WIMP التي تزيد طاقتها عن 9 جيجا إلكترون فولت/ثانية² ^، وعن أول رصد لنيوترينوات البورون-8 الشمسية عبر تشتت النيوترينو-النواة المرن المتماسك في كاشف للمادة المظلمة. وكان هذا أول دخول تجريبي إلى "ضباب النيوترينو"، وهو خلفية غير قابلة للاختزال من تفاعلات النيوترينو تحاكي إشارات المادة المظلمة وتعقد عمليات البحث المستقبلية عن جسيمات WIMP. ^{[ 56 ]}

تبحث تجارب الكشف غير المباشر عن نواتج الفناء الذاتي أو تحلل جسيمات المادة المظلمة في الفضاء الخارجي. على سبيل المثال، في مناطق ذات كثافة عالية من المادة المظلمة (مثل مركز مجرة ​​درب التبانة )، يمكن أن يفني جسيمان من المادة المظلمة لإنتاج أشعة غاما أو أزواج من جسيمات ومضادات جسيمات النموذج القياسي. ^{[ 175 ]} بدلاً من ذلك، إذا كان جسيم المادة المظلمة غير مستقر، فقد يتحلل إلى جسيمات النموذج القياسي (أو غيرها). يمكن الكشف عن هذه العمليات بشكل غير مباشر من خلال وفرة أشعة غاما أو البروتونات المضادة أو البوزيترونات المنبعثة من مناطق ذات كثافة عالية في مجرة ​​درب التبانة ومجرات أخرى. ^{[ 176 ]} تتمثل إحدى الصعوبات الرئيسية المتأصلة في عمليات البحث هذه في أن مصادر فيزيائية فلكية مختلفة يمكن أن تحاكي الإشارة المتوقعة من المادة المظلمة، وبالتالي من المرجح أن تكون هناك حاجة إلى إشارات متعددة للوصول إلى اكتشاف قاطع. ^{[ 63 ] [ 108 ]}

قد تتشتت بعض جسيمات المادة المظلمة التي تمر عبر الشمس أو الأرض عن الذرات وتفقد طاقتها. وبالتالي، قد تتراكم المادة المظلمة في مركز هذه الأجرام، مما يزيد من احتمالية التصادم/الفناء. وهذا قد يُنتج إشارة مميزة على شكل نيوترينوات عالية الطاقة . ^{[ 177 ]} ستكون هذه الإشارة دليلاً غير مباشر قوياً على وجود المادة المظلمة من نوع WIMP. ^{[ 63 ]} تبحث تلسكوبات النيوترينوات عالية الطاقة، مثل AMANDA و IceCube و ANTARES، عن هذه الإشارة. ^{[ 53 ] : 298} وقد أُجريت العديد من التجارب للبحث عن مثل هذا الانبعاث الناتج عن فناء المادة المظلمة أو تحللها، وفيما يلي بعض الأمثلة:

• رصد تلسكوب تجربة أشعة غاما النشطة كمية من أشعة غاما في عام 2008 أكثر مما كان متوقعاً من مجرة ​​درب التبانة ، لكن العلماء خلصوا إلى أن هذا يرجع على الأرجح إلى تقدير غير صحيح لحساسية التلسكوب. ^{[ 178 ]}

• يبحث تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما عن أشعة غاما مماثلة. [ 179 ^{] في عام} 2009، رُصد فائض غير مُفسَّر حتى الآن من أشعة غاما من مركز مجرة ​​درب التبانة في بيانات فيرمي. قد يُعزى هذا الفائض في طاقة مركز المجرة (GeV) إلى فناء المادة المظلمة أو إلى وجود مجموعة من النجوم النابضة. ^{[ 180 ]} في أبريل 2012، أظهر تحليل البيانات المتاحة سابقًا من جهاز تلسكوب فيرمي ذي المساحة الكبيرة أدلة إحصائية على وجود  إشارة طاقة 130 جيجا إلكترون فولت في إشعاع غاما القادم من مركز مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 181 ]} واعتُبر فناء الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMP) التفسير الأكثر ترجيحًا. ^{[ 182 ]}

• عند الطاقات الأعلى، حددت تلسكوبات أشعة غاما الأرضية حدودًا لفناء المادة المظلمة في المجرات الكروية القزمة ^{[ 183 ]} ​​وفي عناقيد المجرات. ^{[ 184 ]}

• رصدت تجربة باميلا (التي أُطلقت عام 2006) فائضاً من البوزيترونات . وقد يكون مصدرها فناء المادة المظلمة أو النجوم النابضة . ولم يُرصد أي فائض من البروتونات المضادة . ^{[ 185 ]}

• في عام 2013، أشارت نتائج مطياف ألفا المغناطيسي على متن محطة الفضاء الدولية إلى وجود فائض من الأشعة الكونية عالية الطاقة ، والتي قد تُعزى إلى فناء المادة المظلمة. ^{[ 186 ] [ 187 ] [ 188 ] [ 189 ] [ 190 ] [ 191 ]}

إن اكتشاف موجات الجاذبية بواسطة مرصد ليغو في سبتمبر 2015 يفتح إمكانية رصد المادة المظلمة بطريقة جديدة، لا سيما إذا كانت على شكل ثقوب سوداء بدائية . ^{[ 192 ] [ 193 ]}

الملاحظات الفيزيائية الفلكية

إلى جانب البحث عن نواتج الفناء، يستخدم علماء الفيزياء الفلكية الأجرام السماوية كأجهزة كشف طبيعية لتقييد خصائص جسيمات المادة المظلمة.

• التسخين النجمي: إذا ما استقرت جسيمات المادة المظلمة داخل نجوم كثيفة كالنجوم النيوترونية أو الأقزام البيضاء ، فإنها قد تُودع طاقة حركية أثناء عملية الاستحواذ أو من خلال إفنائها اللاحق. هذه الآلية، المعروفة باسم "التسخين الحركي المظلم"، من شأنها أن تُبقي النجم عند درجة حرارة أعلى من المتوقع لعمره، مما قد يُوقف تبريده إلى أجل غير مسمى. ولذلك، فإن رصد النجوم النيوترونية القديمة "الباردة" يفرض قيودًا صارمة على المقطع العرضي لتشتت جسيمات المادة المظلمة مع النيوكليونات، إذ أن أي تفاعل ذي دلالة إحصائية كان سيُبقي هذه النجوم أكثر سخونة مما رُصد. ^{[ 194 ] [ 195 ]}

• التبريد النجمي: قد تتولد جسيمات ضوئية جديدة، مثل الأكسيونات، في النوى الساخنة للنجوم وتتحرر بحرية، حاملةً معها الطاقة. من شأن هذه القناة الإضافية لفقدان الطاقة أن تُغير مسار تطور النجوم، فتبردها بوتيرة أسرع مما تتوقعه النماذج القياسية. وقد وضعت مقارنات أطراف فروع العملاق الأحمر المرصودة ومنحنيات تبريد الأقزام البيضاء مع النماذج النظرية بعضًا من أقوى القيود على اقتران الأكسيونات بالإلكترونات والفوتونات. ^{[ 196 ] [ 197 ]}

• الإشعاع الفائق للثقوب السوداء: تستطيع البوزونات فائقة الخفة، مثل الأكسيونات أو الفوتونات المظلمة، استخلاص الطاقة الدورانية من الثقوب السوداء الدوارة عبر عملية تُسمى الإشعاع الفائق . إذا كان طول موجة كومبتون للبوزون مُقاربًا لحجم أفق حدث الثقب الأسود، فإن الجسيمات تُشكّل "سحابة بوزونات" كثيفة حول الثقب الأسود، مما يُبطئ دورانه بسرعة على نطاقات زمنية فلكية. إن رصد الثقوب السوداء سريعة الدوران في الثنائيات النجمية للأشعة السينية أو من خلال موجات الجاذبية يستبعد وجود مثل هذه الجسيمات في نطاقات كتلية مُحددة، إذ أن وجودها كان سيؤدي إلى إبطاء دوران هذه الثقوب السوداء منذ زمن بعيد. ^{[ 198 ] [ 199 ]}

يتمثل أحد الأساليب البديلة للكشف عن جسيمات المادة المظلمة في الطبيعة في إنتاجها في المختبر. قد تتمكن التجارب التي تُجرى باستخدام مصادم الهادرونات الكبير (LHC) من رصد جسيمات المادة المظلمة الناتجة عن تصادمات حزم البروتونات في المصادم . ولأن جسيم المادة المظلمة يتفاعل بشكل ضئيل مع المادة المرئية العادية، فإنه يُمكن رصده بشكل غير مباشر على هيئة كميات كبيرة من الطاقة والزخم المفقودين اللذين يفلتان من أجهزة الكشف، شريطة رصد نواتج تصادم أخرى ذات تأثير ملحوظ. ^{[ 200 ]}

إذا لم تكن المادة المظلمة جسيمًا غير مكتشف، فإن الاحتمال التالي هو أن النسبية العامة، النظرية التي يقوم عليها علم الكونيات الحديث، غير صحيحة. لقد خضعت النسبية العامة لاختبارات مكثفة على نطاق النظام الشمسي، لكن صحتها على نطاق المجرات أو الكونيات لم تُثبت بشكل قاطع. ^{[ 208 ]} من الممكن نظريًا أن يُلغي تعديل مناسب للنسبية العامة الحاجة إلى المادة المظلمة. أشهر النظريات في هذا المجال هي: الديناميكا النيوتونية المعدلة (MOND) وتعميمها النسبي ، جاذبية الموتر-المتجه-القياسي (TeVeS)، ^{[ 209 ]} وجاذبية f(R) ، ^{[ 210 ]} والكتلة السالبة ، والسائل المظلم ، ^{[ 211 ] [ 212 ] [ 213 ]} والجاذبية الإنتروبية ، ^{[ 214 ]} والجاذبية المطابقة ، والجاذبية الكتلية . وهناك العديد من النظريات البديلة . ^{[ 215 ] [ 216 ]}

تكمن إحدى مشكلات تعديل نظرية الجاذبية في أن الأدلة الرصدية على وجود المادة المظلمة - ناهيك عن النسبية العامة - تأتي من العديد من المناهج المستقلة (انظر قسم الأدلة الرصدية أعلاه). يُمكن تفسير أي رصد منفرد، لكن تفسير جميع الرصدات في غياب المادة المظلمة أمرٌ بالغ الصعوبة. ومع ذلك، فقد تحققت بعض النجاحات المتفرقة لفرضيات بديلة، مثل اختبار عدسة الجاذبية في نظرية الجاذبية الانتروبية عام 2016 ^{[ 217 ] [ 218 ] [ 219 ]} ، وقياس تأثير MOND الفريد عام 2020 ^{[ 220 ] [ 221 ]} . ويرى معظم علماء الفيزياء الفلكية أن تعديلات النسبية العامة قد تُفسر جزءًا من الأدلة الرصدية، إلا أن البيانات المتوفرة كافية على الأرجح للاستنتاج بوجود شكل من أشكال المادة المظلمة في الكون ^{[ 21 ] .}

بينما تبقى الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) والأكسيونات والثقوب السوداء البدائية المرشحين الرئيسيين للمادة المظلمة، فقد طُرحت العديد من النظريات الأخرى لمعالجة شذوذات رصدية محددة أو دوافع نظرية. غالبًا ما تستكشف هذه النماذج البديلة نطاقات كتل وقوى تفاعل خارج نطاق المعلمات القياسي، بدءًا من الحقول القياسية فائقة الخفة وصولًا إلى الحالات المركبة الضخمة. تفترض بعض الفرضيات وجود "قطاعات مظلمة" معقدة ذات قوى أساسية خاصة بها، بينما تشير فرضيات أخرى إلى أن المادة المظلمة قد تكون غير مستقرة أو ديناميكية أو مكونة من جسيمات مرآة. تتضمن القائمة التالية هذه المرشحين والأطر الأقل رسوخًا ولكنها مدعومة بدوافع نظرية.

• جسيم الحرباء – جسيم قياسي افتراضي يرتبط بالمادة بشكل أضعف من الجاذبية 
• المجرة المظلمة – مجرة ​​افتراضية لا تحتوي على نجوم، أو تحتوي على عدد قليل جدًا منها 
• الإشعاع المظلم – نوع مفترض من الإشعاع الذي يتوسط تفاعلات المادة المظلمة 
• نظرية موجات الكثافة – نظرية تفترض أن موجات الغاز المضغوط، التي تتحرك أبطأ من المجرة، تحافظ على بنية المجرات
• المادة المظلمة الديناميكية ^{[ 222 ] [ 223 ]}
• المادة الغريبة – مصطلح فيزيائي يشير إلى مفاهيم متعددة 
• جسيمات تتفاعل بشكل ضعيف
• المادة المظلمة الخفيفة – جسيمات ضخمة مرشحة ضعيفة التفاعل ذات كتل أقل من 1 جيجا إلكترون فولت من المادة المظلمة 
• المادة المرآة – نظير افتراضي للمادة العادية 
• النيوترالينو – حالة ذاتية ذات كتلة محايدة تتكون من جسيمات فائقة من بوزونات القياس وبوزونات هيغز 
• المادة المظلمة ذات المجال القياسي – المادة المظلمة المفترضة في علم الكونيات 
• جسيم ضخم ذو تفاعل قوي ( SIMP ) – جسيم افتراضي 
• جسيم ضعيف التفاعل (WISP) – نظير منخفض الكتلة لجسيم WIMP