ماده تاریک و انرژی تاریک

رصدهای متفاوتی مدل ΛCDM و الگوی پیدایش کهکشان های سلسله مراتبی مربوط به آن را تأیید می کنند. با این وجود باور گسترده ای وجود دارد مبنی بر اینکه درک ما از شکل گیری و تحول کهکشان ها ناقص است. مثلاً ما هنوز نمی دانیم که کهکشان ها چگونه به وضعیت فعلی خود رسیده اند. و یا اینکه آیا اختلافات دیده شده بین مدل و رصد مربوط به اشتباهات اساسی در فرض های ما درباره ماده تاریک است یا مشکلی در فهم ما از چرخه بازخوردها وجود دارد. از آنجا که فرایند پیدایش کهکشان ها به طور ذاتی تصادفی است، از جمله رصدهای مهمی که در این زمینه می توان انجام داد مطالعات بزرگ آماری است.
ماده تاریک ماده غالب موجود در جهان است، با این وجود اطلاعات ما درباره ماهیت و گستره آن در مقیاس های کوچک مثل کهکشان ها بسیار محدود است. مطالعه دینامیک گازها در کهکشان های دوردست به ما درباره پراکندگی ماده تاریک اطلاعات می دهد اما رصدهای موجود بیشتر محدود به نواحی داخلی کهکشان ها هستند، جایی که ماده روشن بیشترین سهم را دارد. از این رو اندازه گیری سینماتیک آثار هاله های دوردست بسیار مورد علاقه است چراکه این نوع رصدها اطلاعاتی درباره جرم کلی و نمایه چگالی کهکشان ما را در اختیار می گذارند. جریان های کشندی روش بسیار قوی از جرم و شکل هاله های ماده تاریک هستند. آن ها بعلاوه اطلاعات مفیدی را درباره تحول ماده تاریک در خود دارند چرا که این جریان ها توسط ستاره هایی که در مدارهای موازی با هم در حرکت هستند بوجود آمده اند.
کهکشان های قمر راه شیری اطلاعات متفاوتی را بدست داده اند. با استفاده از این کهکشان ها به عنوان کوچک ترین اما سیستم های دارای بیشترین مقدار ماده تاریک در دنیا، می توان بر روی مشخصات ذرات ماده تاریک قیدهای محکمی را گذاشت (مثلاً بعضی از کاندیداها می بایست از بین بروند و پرتو گاما تولید کنند، یا مثلاً انتظار می رود ذرات ماده تاریک گرم دارای هسته باشند در حالیکه برای ماده تاریک سرد نمایه چگالی (cuspy) مورد انتظار است.

ماده تاریک در کهکشان ها

یکی از پرسش های موجود در زمینه ماده تاریک ماهیت و گستره آن در مقیاس هایی به کوچکی کهکشان های کوتوله است. دسته ای از شواهد رصدی وجود مقادیر زیاد ماده تاریک را در این کهکشان ها نشان می دهند. یکی از مطالعات اخیر بر روی دو تا از همسایه های کهکشان راه شیری،‌ کهکشان های کوتوله فورنکس و اسکالپتر، پراکندگی یکنواختی را از ماده تاریک نشان می دهد که مدل کیهان شناسی استاندارد را تصدیق می کند و نشان می دهد که شاید پروفایل cuspy اشتباه باشد (Walker et al 2011).
بزرگترین اختلاف میان مدل های پیدایش کهکشان ها بر مبنای ماده تاریک و رصدهای موجود مربوط به ساختار ریز مقیاس است. هاله های ماده تاریک سرد باید دارای نمایه چگالی یکسانی باشند فارغ از جرم کهکشان (Navarro et al 1991). این نمایه دارای یک برامدگی مرکزی است با چگالی ای که در نواحی داخلی تقریباً به شکل ۱/r افت کند. مدل های سلسله مراتبی ساختار هاله های ماده تاریک تا جرم هایی زیر یک جرم خورشید را هم پیش بینی می کند و این بدان معنی است که یک هاله متوسط ماده تاریک مثل کهکشان خودمان باید حدوداً ۵۰۰ هاله ماده تاریک با جرم ۱۰۷ تا ۱۰۸ برابر جرم خورشید باشد که این ۱۰ الی ۱۰۰ برابر بیشتر از تعداد کهکشان های کوتوله ای است که تا کنون رصد شده.
مشکل برامدگی مرکزی و مشکل قمرهای گم شده می توانند به این امر اشاره کنند که یا ماده تاریک داغ است و یا با خود برهم کنش دارد. البته این مدل ها هم هر کدام مشکلات خاص خود را دارند. از جهتی دیگر ممکن است مشکل شکل برآمده مرکزی را بتوان با استفاده از خروج تعداد زیادی از باریون ها توسط بادهای کهکشانی و یا انتقال تکانه زاویه ای از طریق میله کهکشان توضیح داد. همچنین توضیح دیگری برای قمرهای گم شده وجود دارد که پیشنهاد می کند ستاره زایی در کهکشان های کوتوله به شدت متوقف شده است.

کهکشان های کوتوله یا قمر

کهکشان های کوتوله کلید حل بسیار از مشکلات موجود در زمینه پیدایش و تحول کهکشان ها هستند. آن ها بعلاوه قیود مهمی را بر روی ماهیت و گستره ماده تاریک می گذارند. شبیه سازی های عددی کیهان شناسی که بر مبنای ماده تاریک سرد کار می کنند تعداد زیادی کهکشان کوتوله را پیش بینی می کنند که در عالم دیده نمی شود. این اختلاف از ابعاد ده برابر است. با این وجود همین شبیه سازی ها تخمین های نسبتاً مناسبی را از کهکشان های دارای اندازه معمولی ارائه می کنند. البته مشکل قمرهای گم شده در سال های اخیر تا حدودی با تنظیم دقیق پارامترها و کشف کوتوله های جدید حل شده است.
جستجوهای انجام گرفته برای رصد کهکشان های کوتوله در گروههای کهکشانی نزدیک نتایج خوبی داشته اند. با این وجود بخاطر اندازه ذاتی کوچک شان به سختی می توان آن ها را از لحاظ شکل ظاهری دسته بندی کرد و تنها در داخل گروه محلی است که می توان نورسنجی ستاره ای لازم برای ساخت تاریخچه دقیق ستاره زایی بدست آورد. از این رو منطقی است که جستجوهای بعدی را هم به همین ناحیه محدود کنیم.