تياره ماده

د تياره مادې انګېرنه يو پراخ تاريخ لري. Lord Kelvin په ۱۸۸۴ ز کال يو ورکړل شوې څرګندونه کې د کهکشان د مرکز شا او خوا څرخېدونکو ستورو له کتل شوې وېشنې څخه د شيدو لار کهکشان کې د تياره جسمونو شمېر اټکل کړ. نوموړي د دې انازو په کارولو سره د کهکشان کتله اټکل کړه، چې د نوموړي د تشخيص له مخې د ښکاره [ليدلو وړ] ستورو له کتلې سره توپير لري. ښاغلي Kelvin په دې ډول پايله تر لاسه کړه چې: «زموږ ډېر ستوري، کېدای شي د دوی خورا ډېر يې تياره جسمونه وي». Henri Poincare په ۱۹۰۶ ز کې د Kelvin د کار په اړه بحث کولو کې «د شيدو لاره او د ګازونو نظريه The Milky Way and Theory of Gases» تر سرليک لاندې بحث کې فرانسوي اصطلاح (matière obscure) وکاروله چې د “dark matter” يا تياره مادې معنا لري. ^{[۱۷][۱۸][۱۹][۲۰][۲۱]}

هغه څوک چې په لومړي ځل يې د ستورو چټکتياوو په کارولو سره د تياره مادې شتون وړانديز کړ، په ۱۹۲۲ ز کال کې هالنډي ستورپوه Jacobus Kapteyn و. د ۱۹۳۰ ز کال يوه خپرونه سويډني عالم Knut Lundmark ته د لومړني هغه شننونکي شخص په توګه اشاره کوي، چې نړۍ بايد د هغې کتلې په پرتله زياته ولري، چې موږ کتلی شو. هالنډي شخص او د بې سيم ستورپوه مخکښ Jan Oort هم په ۱۹۳۲ ز کې د تياره مادې شتون فرض کړی دی. Oort په محلي کهکشاني ګاونډيتوب کې د ستورو حرکتونه څېړل او وپوهېده، چې په کهکشاني سطحه کې کتله، بايد د ليدل شوې په پرتله لويه وي، مګر دا اندازه وروسته ناسمه څرګنده شوه. ^{[۲۲][۲۳][۲۴][۲۵][۲۶][۲۷]}

د ستورو سويسي فزيک پوه Fritz Zwicky چې د کليفورنيا د ټکنالوژۍ انسټيټيوټ کې يې د کار کولو پر مهال د کهکشان ټولګې (غونچې يا ډلې) وڅېړلې، په ۱۹۳۳ ز کې يوه ورته پايله تر لاسه کړه. نوموړي virial theorem په Coma Cluster باندې پلی کړ او د ناليدلې کتلې ثبوت يې تر لاسه کړ، چې نوموړي Dunkle materie يا تياره ماده ونوموله. هغه د کهکشانو څنډو ته نږدې د هغوی د حرکتونو پر بنسټ يې کتله اټکل کړه او هغه يې د کهکشانونو د روښنايي او شمېر پر بنسټ له اټکل سره پرتله کړه. Zwicky اټکل کړه چې کلسټر يا د ستورو ټولګې د کتل شوې کتلې په پرتله ۴۰۰ برابره زياته کتله لرله. د څرګندو کهکشانونو د جاذبې اغېز د دې ډول چټکو مدارونو لپاره خورا کوچنی و، چې د همدې له امله بايد کتله له نظر څخه پټه وي. نوموړي د دې پايلو پر بنسټ يو څه د کتلې چمتو کوونکې ماده او د ستورو د ټولګې د نيولو په اړه ورسره د مل جاذبي راښکون ته اشاره وکړه. د هغه اټکلونه د پراخوالي له ترتيب څخه په ځانګړي ډول د هبل ثابت (Hubble constant) له کاره لويدلي يو ارزښت له امله کم و. دې ته ورته محاسبه نن ورځ يو که کوچنۍ ماتېدنه يا کسر ښيي، چې د روښانه کتلې لپاره ستر ارزښتونه [اندازې] کاروي. سره له دې چې Zwicky له خپلې محاسبې څخه سمه پايله واخيستله، چې د مادې جسم تياره و. ^{[۲۸][۲۹][۳۰][۳۱]}

له کتلې څخه رڼا ته د نسبت د ګډوډيو نورې نښې د کهکشان د تاوېدلو د کږليکې له اندازو څخه په لاس راغلی. Horace W. Babcock په ۱۹۳۹ ز کې د Andromeda نيبولا په اړه د څرخېدلو کږليکه (منحني) راپور ورکړ، چې له کتلې څخه په وړانګيز ډول د نورانيت نسبت زياتوالی يې وړانديز کړ.  نوموړي د دې نسبت د هغه له خوا د ناموندل شوې له لاسې وتلې مادې په خلاف، د کهکشان په دننه کې د رڼا جذب يا د مارپېچ باندينۍ برخه کې مشخص شوي ډيناميک ته ورکړ. د Babcock له راپور (د Androma کهکشان په باندينيو څنډو کې په نامتوقع ډول د تېزې څرخېدنې او له کتلې څخه رڼا ته د ۵۰ نسبت) څخه وروسته په ۱۹۴۰ ز کې Jan Oort د NGC 3115 نه ليدونکی پراخه شپول يا کړۍ کشف او په اړه يې وليکل. ^[۳۲][۳۳]

د بې سيم ستورپوهنې لومړنۍ کتنې د Seth Shostak له لوري، چې وروسته د SETI انسټيټيوټ مشر ستورپوه شو، د تيارېمادې شتون ته په اشارې کولو سره نيم درجن کهکشانونه وښودل، چې په خپلو باندينيو برخو کې خورا په چټکۍ څرخېدل. «"Superstars of Astronomy podcast"(PDF)».

په ۱۹۶۰ او ۱۹۷۰ ز لسيزو کې د Vera Rubin، Kent Ford او Ken Freeman فعاليتونو نور پياوړي شواهد چمتو او د کهکشان د تاوېدلو منحني يې هم کاروله. Rubin او Ford پر مارپېچ کهکشانونو باندې د څنډو د چټکتيا کږليکې د اندازه کولو په موخه (له يو څه دقت سره) په يو نوي Spectrograph [طيف معلومونکي] سره کار وکړ. ياده پايله په ۱۹۷۸ ز کې تاييد شوه. يوې اغېزناکې مقالې په ۱۹۸۰ ز کې د روبين او فورډ پايلې وړاندې کړې. دوی وښودل چې زياتره کهکشانونه بايد د ښکاره کېدونکې کتلې په پرتله شپږ برابره زياته کتله ولري، په دې ډول په نږدې ۱۹۸۰ز کال کې د تياره مادې لپاره د ښکاره کېدنې اړتيا په ستورپوهنه کې د يوې سترې ناحل شوې ستونزې په توګه پېژندل شوی وه. ^{[۳۴][۳۵][۳۶][۳۷][۳۸][۳۹][۴۰]}