لغز المادة المظلمة

وفي العقود الأخيرة أصبح من الواضح أن أكثر من 90% من كتلة الكون مظلمة. أي أنها غير مرئية وبالتالي لا يمكن اكتشافها بشكل مباشر. كيف يمكن اكتشاف كتلة غير مرئية ومم تتكون؟ وكيف يؤثر اكتشاف الكتلة المظلمة على فهم بنية الكون وتطوره؟

المؤلف: حاييم شموئيلي
من: جاليليو 21 مارس/أبريل 1997

وفي العقود الأخيرة أصبح من الواضح أن أكثر من 90% من كتلة الكون مظلمة. أي أنها غير مرئية وبالتالي لا يمكن اكتشافها بشكل مباشر. كيف يمكن اكتشاف كتلة غير مرئية ومم تتكون؟ وكيف يؤثر اكتشاف الكتلة المظلمة على فهم بنية الكون وتطوره؟

في بداية القرن العشرين، خطت الفيزياء الفلكية قفزة عملاقة إلى الأمام في فهم صورة الكون: فقد تبين أن مجرة ​​درب التبانة ليست سوى مجرة ​​واحدة من بين عدة مليارات من المجرات، وهذا يوضح مدى ضخامة الكون مقارنة بما كان عليه في السابق. تفكير سابق؛ إن اكتشاف الانزياح الأحمر للضوء القادم من المجرات على يد إدوين هابل (هابل)، عام 20، أدى إلى فهم أن الكون يتوسع، وأصبح من الواضح أن له بداية، وهي نقطة من الخلق تسمى "الانفجار الكبير" ". وهكذا، قبل بضعة عقود، بدا لعلماء الفلك وعلماء الفيزياء الفلكية أن بنية الكون قد تم فك شفرتها بالكامل تقريبًا، وأن تطورها تم وصفه بدقة في "نظرية الانفجار الكبير". ويبدو أن إتقان وسائل الرصد وتوسيعها لتشمل مجالات إشعاع إضافية تتجاوز المجال المرئي، مثل الإشعاع الراديوي أو الأشعة السينية، كان كافيا لرسم خريطة للكون بأكمله. ومع ذلك، في ذلك الوقت، تم إنشاء علامات استفهام حول هذا الوصف الكامل والمغلق المفترض. في عام 1929، لاحظ عالم الفيزياء الفلكية فريتز زويكي أن المجرات التي تنتمي إلى مجموعة مجرات كوما كانت تتحرك بسرعات أكبر من المتوقع. وعندما قدر كتل المجرات حسب شدة الضوء المنبعث منها، تبين له أن جاذبيتها أصغر من أن تسبب مثل هذه الحركة السريعة. وخلص إلى أن هناك كتلة إضافية في المجرات لا يستطيع تمييزها.

ما فعله زويكي هو في الواقع "وزن" مجموعات المجرات بطريقتين مختلفتين ومستقلتين. إحدى الطرق هي التقدير المباشر، من الملاحظات، لعدد النجوم في المجرة، عن طريق قياس شدة الضوء الوارد من المجرة ومعرفة شدة ضوء النجوم فيها. ومن معرفة الكتلة المميزة لكل نجم، يتم حساب الكتلة الإجمالية للمجرة، أو مجموعة من المجرات. تعتمد طريقة أخرى غير مباشرة على قياس السرعة الزاوية لمناطق مختلفة في المجرة، أو لمجرات بأكملها داخل مجموعة مجرية. يتيح أحد القوانين الفيزيائية المعروفة، وهو القانون الفيروسي، حساب الكتلة الإجمالية لنظام فيزيائي في حالة توازن من خلال معرفة السرعة المميزة للأجسام الموجودة بداخله. ووجد الباحثون أنه في المجرات المختلفة، يكون متوسط ​​السرعات لمناطقها المختلفة أكبر بكثير من المتوقع بناءً على الكتلة الظاهرية للمجرات. فكيف يمكن التوفيق بين التناقض؟ وكان التفسير الأكثر منطقية هو افتراض أن المجرات محاطة بهالة من المادة المظلمة غير المرئية، وأن ما هو مرئي للعين ليس سوى جزء صغير من الكتلة الحقيقية للمجرات. نفس الحجة صالحة أيضًا بالنسبة للعناقيد المجرية، وهذه هي الطريقة التي أظهر بها زويكي التناقض الواضح بين الكتلة المرصودة والمحسوبة للعناقيد المجرية. لكن معظم علماء الفلك افترضوا أن التناقض سيختفي مع تحسين وسائل القياس أو بعد حساب أكثر دقة لحركة المجرات.

خذ بعين الاعتبار المجرات

لم تبرز هذه القضية مرة أخرى إلا في السبعينيات، عندما أظهر علماء الفيزياء الفلكية روبرتس وسالبيتر، ولاحقًا فيرا روبين وزملاؤها من معهد كارنيجي في واشنطن، أن المشكلة لا توجد فقط في مجموعات المجرات، ولكن أيضًا داخل المجرات نفسها: النجوم. في المناطق الخارجية للمجرات الحلزونية تتحرك حول مراكز المجرات بسرعة مماثلة لسرعة النجوم القريبة من المركز، في تناقض واضح مع قوانين كبلر. بينما قام روبن بقياس منحنيات دوران المجرات في النطاق المرئي، تم اكتشاف روبرتس وسالبيتر من خلال استخدام التلسكوبات الراديوية، وهي هوائيات تشبه الطبق مصممة لاستقبال الإشعاع الكهرومغناطيسي في نطاق الطول الموجي الطويل (موجات الراديو). وتتمثل الأهمية الرئيسية لعلم الفلك الراديوي في قدرته على اكتشاف الهيدروجين، وهو العنصر الأكثر شيوعا في الطبيعة - حوالي سبعين في المئة من كتلة الكون. "بطاقة الهوية" الفلكية للهيدروجين هي إشعاع بطول موجي 21 سم تنبعث منه ذرة الهيدروجين عندما تنتقل من الحالة المثارة إلى الحالة الأرضية. وباستخدام هذا الإشعاع، اتضح للباحثين أن المجرات الحلزونية الغنية بسحب الهيدروجين تسكن قرصًا كبيرًا يدور حول مركز المجرة. ويمتد قرص الهيدروجين أحيانًا لمسافة كبيرة وراء حواف المجرة المرصودة في مجال الضوء المرئي، يصل إلى ثلاثة وأربعة أضعاف نصف القطر المرئي. هل سحب الهيدروجين هي المادة المظلمة الغامضة التي تجعل النجوم الموجودة على حافة المجرة تتحرك بهذه السرعات العالية؟ والمثير للدهشة أن الجواب على ذلك هو سلبي. وعلى الرغم من ضخامة حجم قرص الهيدروجين، إلا أنه رقيق للغاية لدرجة أنه على الرغم من حجمه الهائل، فإن كتلته لا تزيد عن الكتلة في نطاق الضوء المرئي وكلاهما لا يشكلان معًا أكثر من خمس إجمالي الكتلة المطلوبة.

مفتول العضلات مقابل Wimp

فماذا يمكن إذن أن تكون تلك المادة المظلمة الغامضة؟ الجواب بالنسبة للعديد من علماء الفلك بسيط وواضح: هذه هي المادة العادية التي تتكون منها النجوم، وتتكون من ذرات مثل الهيدروجين والهيليوم والكربون والحديد، هذه المادة لا تشارك في عمليات الاندماج النووي، وبالتالي لا تشارك في عمليات الاندماج النووي. لا ينبعث منها الضوء. مثل هذه الأجسام المظلمة يمكن أن يكون لها أي كتلة تقريبًا، بدءًا من الكويكبات التي تقل كتلة شمسنا بمليون مليار مرة فقط إلى الثقوب السوداء التي تبلغ كتلتها ملايين المرات فقط من كتلة الشمس. بين هذين النقيضين هناك سلة كاملة أخرى من الاحتمالات: كواكب صغيرة شبيهة بالأرض، وكواكب كبيرة مثل المشتري، وأقزام بنية - نجوم تتراوح كتلتها من 8 في المائة إلى XNUMX في المائة من كتلة الشمس (والتي تكون درجة حرارتها منخفضة للغاية بحيث لا "تتحول" على "تفاعل الاندماج النووي الحراري الموجود في الشموس وهو مصدر طاقتها)، والأقزام البيضاء - وهي في الواقع شموس استهلكت وقودها النووي وبردت، والنجوم النيوترونية.

كل هذه الاحتمالات مصنفة في فئة واحدة، يسميها علماء الفلك في الاختصار MACHO، وهي الأحرف الأولى من "الأجسام الضخمة المدمجة في الهالة (المجرة)". ومقابل ذلك، تم اقتراح نهج بديل من قبل الفيزيائيين في مجال الجسيمات المعروفة باسم WIMP، والتي تعني "الجسيمات الأولية الضخمة، التي تتفاعل مع تفاعل ضعيف". ووفقا لهذا المفهوم، فإن الكون مليء بالجسيمات التي لم تتضح هويتها بعد، وكتلتها صغيرة، وتفاعلها مع المادة العادية ضئيل للغاية، حيث إنها تتفاعل فقط بتفاعل نووي ضعيف، وليس بالتفاعل الكهرومغناطيسي أو الجاذبية. ولكنها توجد بكمية هائلة في الكون بحيث أن تأثيرها الإجمالي واضح وهي في الواقع تشكل الجزء الأكبر من المادة في الكون. والمشكلة بالطبع هي أنه لا أحد يعرف على الإطلاق ما هو الجسيم بالضبط.

أحد المرشحين المشهورين لدور "الضعفاء" هو النيوترينو (باللغة الإيطالية، "المحايد الصغير")، ولو لسبب بسيط وهو أنه معروف بوجوده... لقد تنبأ النمساوي بوجود النيوترينو. اكتشفها الفيزيائي فولفجانج باولي قبل حوالي 25 عامًا من اكتشافها فعليًا بواسطة فريدريك رينز (رينس) في عام 1956، وهو الاكتشاف الذي حصل بسببه على جائزة نوبل في الفيزياء العام الماضي. النيوترينو هو جسيم بعيد المنال بشكل خاص. فهو يفتقر إلى الشحنة الكهربائية، وبالتالي لا يستجيب للقوة الكهرومغناطيسية؛ وهو لا يتفاعل لا مع القوة "اللونية" المؤثرة بين الكواركات، ولا مع القوة النووية الشديدة المؤثرة بين النيوكليونات (اسم شامل للبروتونات والنيوترونات)، وبالتالي فهو قادر على المرور عبر الأرض بأكملها أو حتى الشمس بأكملها كما لو كانت شفافة تمامًا، تمامًا مثل الشبح. لا يزال من غير المعروف على وجه اليقين ما إذا كان النيوترينو له كتلة صغيرة، أم أنه عديم الكتلة تمامًا. ولكن حتى لو كان له كتلة، فمن الواضح أنه على الأكثر هو كتلة صغيرة جدًا، كتلة أصغر مما يمكن قياسه بالتكنولوجيا الحالية. ومع ذلك، وفقا للنظرية المقبولة، فإن الكون مليء بكميات هائلة من النيوترينوات، عدة مئات من النيوترينوات في كل سنتيمتر مكعب! لذلك، إذا كان للنيوترينو أي كتلة، حتى الأصغر منها، فهذا يعني أنه يشكل عنصر الكتلة المفقود في الكون، أو على أي حال - جزءًا كبيرًا منه.

الجزيئات الافتراضية لاتحاد القوى

لكن هذا مجرد احتمال واحد. يقوم منظرو الجسيمات "بتحضير" الأخبار لوحدات تحكم الجسيمات الافتراضية، والتي قد تلعب أيضًا دور الكتلة المظلمة للكون. على سبيل المثال، في عام 1983، تم اقتراح وجود جسيم محايد كهربائيًا يسمى "أكسيون" (سمي بالمناسبة على اسم... مبيض الغسيل) لحل بعض المشكلات المتعلقة بقوة "اللون". الأكسيون، إذا كان موجودًا، يجب أن يكون أخف بمليون مرة على الأقل من الإلكترون - أخف جسيم معروف، ولكن بما أن كل سنتيمتر مكعب من الكون قد يحتوي على آلاف أو حتى ملايين الأكسيونات، فإن هذا يكفي لمساهمته في الكون. الكتلة الإجمالية للكون لتكون حاسمة. و"تظهر" جسيمات أخرى في معادلات مختلفة كجزء من محاولات الفيزيائيين لتوحيد القوى الأساسية الأربع في الطبيعة في نظرية واحدة موحدة، وهو المجال الذي أصبح شائعا للغاية في السنوات الأخيرة. ووفقا لإحدى النظريات، فإن كل جسيم في الطبيعة له جسيم "فائق التناظر" يقابله. على سبيل المثال، تتوافق جزيئات زينو ووينو مع الجزيئات W وZ (الجزيئات التي تحمل وتنقل القوة الضعيفة). يتوافق الفوتون مع جسيم فائق التناظر في كرة فوتينو. Squarks مناسبة للكواركات. يأخذ الفيزيائيون هذه الأفكار على محمل الجد. وتحاول عدة مجموعات في أنحاء مختلفة من العالم بناء أجهزة خاصة للكشف عن هذه الجسيمات الغريبة، وآخرون يبحثون عنها بسبب الاصطدامات القوية بين الجسيمات في مسرعات الجسيمات الكبيرة. كما أن هناك من يعتقد أنهم اكتشفوا بالفعل علامات لهذه الجسيمات، لكن لا يوجد حتى الآن أي أساس متين لذلك.

وأفضل طريقة لاكتشاف هؤلاء "الضعفاء" هي الطريقة نفسها التي يتم بها اكتشاف جسيمات النيوترينو، بواسطة أجهزة الكشف العملاقة الغارقة في مناجم عميقة تحت سطح الأرض. حتى الجسيمات التي نادرًا ما تتفاعل مع المادة (نظرًا لأنها تتفاعل، كما ذكرنا، بتفاعل ضعيف فقط)، نادرًا ما تصطدم بنواة الذرة وتتناثر مرة أخرى. ولكن بما أن احتمال ذلك ضئيل إلى حد مذهل، فلا بد من استخدام هدف أكبر ما يمكن، أي هدف يحتوي على عدد هائل من الذرات ويعزل النظام التجريبي عن ضجيج الخلفية على شكل إشعاع كهرومغناطيسي من نوع غاما أو الإشعاع الكوني للجسيمات المشحونة (البروتونات بشكل رئيسي) والتي تزيد كثافتها عن الملايين من "vimp". ولهذا الغرض، يتم "إخفاء" أجهزة الكشف في أعماق تحت سطح الأرض، حيث يكون تأثير الإشعاع الكوني أو أي اضطراب آخر ضئيلاً للغاية. لقد تم بالفعل بناء مثل هذه الكواشف في الماضي باستثمار مالي كبير لقياس تأثير النيوترينوات (قياسات تتم بشكل روتيني) وللتحقق مما إذا كان البروتون يتحلل (وهو قياس لم يسفر عن نتائج إيجابية بعد) كما أنها مناسبة لهذا النوع. من التجارب.

مفتول العضلات من خلال العدسة

في عام 1986، اقترح عالم الفلك بوجدان باتشينسكي من جامعة برينستون طريقة متطورة للتحقق مما إذا كانت المادة المظلمة تتكون من "مفتول العضلات"، أي هالة من المادة الباردة العادية حول المجرة. ووفقا لحساباته، إذا كان الأمر كذلك بالفعل، فإن جاذبية هذه المادة المظلمة يجب أن تؤثر على الضوء القادم من النجوم الموجودة في المجرات المجاورة لدرب التبانة. خذ على سبيل المثال الضوء القادم من نجم في سحابة ماجلان الكبرى، وهي مجرة ​​قريبة من درب التبانة. وفي العادة يكون نوره متفرقاً ولا يصل إلينا إلا جزء بسيط منه ويمكن رؤيته بالرصد عبر التلسكوب. ومع ذلك، في حالات معينة، تؤثر المادة المظلمة في الهالة على الضوء القادم من النجم، وبما أنه وفقًا لنظرية النسبية العامة تؤثر الجاذبية أيضًا على الضوء، فإن ضوء النجم سوف ينحرف بواسطة الهالة وسوف يتركز قليلاً في اتجاه محدد. يعمل "مفتول العضلات" كعدسة مركزة، لذلك سيرى المشاهدون على الأرض (نادرًا ما) النجم أكثر سطوعًا من المعتاد.

من حيث المبدأ، تتيح فكرة باتشينسكي فحص ما إذا كانت الكتلة المظلمة تنشأ من "مفتول العضلات" أو "ضعيف". ومع ذلك، فمن الواضح أنه من الناحية العملية، فإن اكتشاف التغيرات الصغيرة في شدة ضوء النجم أمر صعب للغاية، وبالطبع، تحتاج إلى معرفة وقت الدورة النموذجي لهذه التغييرات وما إذا كان لا يوجد الآليات الأخرى التي يمكن أن تسبب إنشائها. على سبيل المثال، يجب الحذر من الاعتماد على النجوم المتغيرة، كيوبيد، التي تتغير شدة ضوءها بسبب التغيرات الديناميكية داخل النجوم نفسها، أو على النجوم المزدوجة، التي يكون واحد منها فقط مرئيًا وعندما يخفيه شريكه، فتقل كمية الضوء المنبعثة منه، كذلك بشكل دوري. حتى الآن، أبلغت أربع مجموعات من علماء الفلك عن نتائج قياس من النوع الذي تنبأ به باتشينسكي، وعلى الرغم من أن هذه النتائج حتى الآن لا تقدم دليلا قاطعا، فإن التقديرات الأولية تظهر أن نوعا من "مفتول العضلات" قد يكون على الأقل جزءا من الكتلة المظلمة للجرم السماوي. الكون، بقدر ما يمكن رؤيته في شكل الأقزام البنية.

الكون المفتوح أم المغلق؟

وبينما "يكافح" علماء الفلك وعلماء الجسيمات من أجل تحديد الكتلة المظلمة، دخل علماء الكونيات أيضًا في الصورة. إن معرفة الكتلة الإجمالية للكون أمر مهم للغاية لفهم تطوره. وفقا لنظرية الانفجار الكبير، فإن توسع الكون تباطأ في الماضي ويستمر في التباطؤ طوال الوقت بسبب قوة الجاذبية المؤثرة بين جميع مكونات المادة والطاقة في العالم. ويعمل التباطؤ في الاتجاه المعاكس لاتجاه التوسع. وبالتالي فإن الدرجة التي يتباطأ بها التوسع تعتمد بشكل مباشر على الكمية الإجمالية للكتلة والطاقة الموجودة فيه.

هناك ثلاثة سيناريوهات محتملة لمزيد من التطوير للكون. الأول، أن إجمالي كمية الكتلة والطاقة في الكون أكبر من قيمة حرجة معينة (سهلة الحساب)، وبالتالي فإن توسع الكون سيتباطأ تدريجياً حتى يتوقف تماماً وفي النهاية عودة كل المادة إلى الانهيار. وستعود الطاقة إلى حالتها الأولية ("الانهيار الكبير"، قياسًا على الانفجار الأعظم). والثاني، أن إجمالي كمية الكتلة والطاقة في الكون أقل من القيمة الحرجة المذكورة، وبالتالي فإن توسع الكون سوف يتباطأ بالفعل ولكنه لن يتوقف أبدًا. وسيستمر الكون في التوسع إلى الأبد، مستنفذًا كل التفاعلات النووية الحرارية في قلوب النجوم، حتى يصلوا أخيرًا إلى مرحلة لم يعد بإمكانهم فيها إنتاج الطاقة، ويصلون إلى حالة تسمى "الموت الديناميكي الحراري". يصف السيناريو الأول كونًا مغلقًا من حيث المكان والزمان (على الرغم من أنه على عكس السيناريو الثاني، يمكن الافتراض أنه قد يكرر نفسه مرارًا وتكرارًا). يصف السيناريو الثاني كونًا مفتوحًا، أي لانهائيًا من حيث المكان والزمان، وله بداية محددة، ولكن لن تكون له نهاية محددة. وأخيرًا السيناريو الثالث، إذا كان إجمالي كمية الكتلة والطاقة في الكون يتطابق تمامًا مع القيمة الحرجة، فإن توسع الكون سيتباطأ تدريجيًا أكثر فأكثر، ويميل إلى الصفر مع مرور الوقت. على الرغم من أن التوسع لن يتوقف أبدًا، إلا أن حجم الكون سيتقارب عمليًا إلى قيمة محدودة، دون الانهيار مرة أخرى ودون التوسع إلى ما لا نهاية.

ما هي الحالة الحقيقية للكون؟ ما هو السيناريو "المختار" والذي يحدث بالفعل؟ للإجابة على هذا السؤال، تحتاج إلى تقدير الكتلة الإجمالية للكون، أو بشكل أكثر دقة كثافة الكتلة في تلك المناطق التي يمكن ملاحظتها. وصحيح أنه تم إجراء محاولات مختلفة للإجابة على هذا السؤال، وتبين في جميعها أن متوسط ​​كثافة الكتلة للكون القابل للقياس أصغر بكثير، ربما مائة مرة، من كثافة الكتلة الحرجة. ولو كانت القيمة المقاسة أكبر من القيمة الحرجة، لكان هذا إجابة حاسمة: فهذا يعني أن الكون سينهار في عدة أيام. ولكن بما أن الكثافة المقاسة أقل من القيمة الحرجة ولم يتم رصد الكتلة المظلمة بعد، فلا توجد طريقة لمعرفة على وجه اليقين ما إذا كان الكون سيستمر في التوسع إلى الأبد.

ومع ذلك، يشعر علماء الكونيات بانزعاج كبير من حقيقة أن الكتلة المرئية للكون أصغر "فقط" بمئة مرة من القيمة الحرجة (وربما حتى بعشر مرات فقط، وفقًا للتقديرات السائدة للكتلة المظلمة). ويعتقد البعض منهم أن هذا ليس من قبيل الصدفة. ففي نهاية المطاف، كان من الممكن أن تكون الكتلة أصغر بمليار مرة من الكتلة الحرجة، أو أكبر منها بتريليون مرة. ويجادلون بأنه لا يوجد سبب واضح يجعل النتيجة قريبة جدًا (من الناحية الفلكية) من القيمة الحرجة. وفي رأيهم، هذه إشارة إلى أن إجمالي كمية الكتلة والطاقة في الكون يساوي -يجب أن يكون مساويًا- للحجم الحرج، وهناك أيضًا سبب كوني يملي مثل هذا الكون "الحرج".

الكون التضخمي

ويأتي الدعم الرئيسي لمثل هذا السيناريو من نموذج كوني جديد نسبيا، يسمى "النموذج التضخمي"، والذي اقترحه في عام 1981 الفيزيائي الأمريكي آلان جوث. وفقًا لنموذجه، الذي تم تحسينه من قبل فيزيائيين آخرين، بعد وقت قصير من خلق الكون، كانت هناك مرحلة من التضخم الأسي (الأسي)، حيث تضخمت أبعاد الكون بمعدل هائل، ومن هنا جاء الاسم. إن المادة الموجودة في الكون، والتي تكون كميتها أكبر بكثير مما كانت عليه حتى ذلك الحين، وفقًا للنماذج الكونية المختلفة، لم تخلق بالطبع من العدم، ولكن "على حساب" الطاقة الكامنة (كما نعلم، ووفقا للنظرية النسبية العامة فإن المادة والطاقة متكافئتان). لقد جاء النموذج التضخمي ليجيب على الصعوبات المختلفة التي نشأت فيما يتعلق بنظرية الانفجار الأعظم، والتي لا تتعلق بشكل مباشر بموضوع المقال، ولكنه يشرح أيضًا بأثر رجعي كيف كان من الممكن خلق مثل هذه الكمية الهائلة من الكتلة، وهو أمر لا يمكن الجزم به. وأوضح في إطار النظرية المعتادة للانفجار الكبير.

وفي هذه الأثناء، فإن درجة صحة النموذج التضخمي محل خلاف، رغم أنه يبدو أن نتائج القياس للقمر الصناعي COBE - الذي قام بقياس عدم التماثل في إشعاع الخلفية الكونية، تدعم هذا النموذج. هناك شيء واحد واضح: لا أحد لديه أي فكرة حتى الآن عن المكان الذي يمكن فيه "تحديد موقع" كتلة أكبر بعشر إلى مائة مرة من كتلة الكون المرئي. هذه الأسئلة "الكونية" الكبيرة لا تزال تنتظر عالما ذا مكانة، ليأتي بفكرة عبقرية أو يقترح وسائل جديدة للقياس، ليست في حوزتنا بعد.

ومع ذلك، إذا كانت الفرضية المتعلقة بوجود المادة المظلمة صحيحة بالفعل، فإنها تشكل تعزيزًا إضافيًا للفرضية الكوبرنيكية، التي تشير إلى مكان الإنسان في الكون. لقد أظهر كوبرنيكوس للبشرية أن الأرض، أي الإنسان، ليست في مركز الكون. وقد أظهر إدوين هابل في بداية القرن العشرين أن الشمس ليست في مركز مجرة ​​درب التبانة وفيما بعد - وأن مجرة ​​درب التبانة ليست سوى مجرة ​​واحدة من بين مائة مليار أو أكثر من المجرات الأخرى المشابهة لها. تعلمنا نظرية الكون التضخمي أنه ربما يكون الكون المرئي بأكمله ليس أكثر من جزء صغير من الكون بأكمله، وإذا كانت المادة المظلمة موجودة بالفعل بهذه الكمية الكبيرة، فمن الممكن أن تكون كل المادة الطبيعية التي نحن منها مصنوعة وكلها لمزيد من القراءة: النجوم والمجرات المرئية للعين ليست أكثر من جزء صغير من مكونات الكون بأكمله.

"لغز اختفاء القداس"، أفيشاي ديكال، "مدى" 6-2601979، ص XNUMX-XNUMX)
"المادة المظلمة"، تسفي بلتيل، "مسألة الذرة" 3-51989، ص XNUMX)

* هذه المقالة هي المقالة الألف التي تم إدراجها في الموقع الجديد بتاريخ 6/2/2007