നമ്മുടെ ഹോം ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള ഡാർക്ക് മാറ്റർ 

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് ഗോളാകൃതിയില്ലാത്തതും പരന്നതുമായി കാണപ്പെടുന്ന അധിക γ-റേ ഉദ്‌വമനം ഫെർമി ദൂരദർശിനി വ്യക്തമായി നിരീക്ഷിച്ചു. ഗാലക്‌റ്റിക് സെന്റർ എക്‌സസ് (GCE) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ അധിക γ-റേ, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ (DM) ഒരു ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണിക സ്ഥാനാർത്ഥിയായ ദുർബലമായി പ്രതിപ്രവർത്തിക്കുന്ന ഭീമൻ കണികകളുടെ (WIMP-കൾ) സ്വയം-ഉന്മൂലനത്തിന്റെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്ന ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു സൂചനയാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഗാലക്‌സി കേന്ദ്രത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന അധിക γ-റേ പഴയ മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകൾ (MSP-കൾ) മൂലമാകാം. ഇതുവരെ, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം (DM) മൂലമുള്ള GCE രൂപഘടന ഗോളാകൃതിയിലായിരിക്കുമെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെട്ടു. DM മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഗാമാ-റേ രൂപഘടന ഗണ്യമായി ഗോളാകൃതിയല്ലാത്തതും പരന്നതുമായിരിക്കാമെന്ന് ഒരു സമീപകാല സിമുലേഷൻ പഠനം വെളിപ്പെടുത്തുന്നു. ഇതിനർത്ഥം നിരീക്ഷിച്ച GCE-യ്‌ക്കുള്ള ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ (DM) ഉന്മൂലനങ്ങളും മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകളും (MSP-കൾ) അനുമാനങ്ങളും ഒരുപോലെ സാധ്യമാണ്. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ (DM) ഉന്മൂലനത്തിൽ ഉൽ‌പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങൾക്ക് ഏകദേശം 0.1 ടെറാ-ഇലക്ട്രോൺ-വോൾട്ട് (TeV) എന്ന ഉയർന്ന ഊർജ്ജ നില ഉണ്ടായിരിക്കും. സ്റ്റാൻഡേർഡ് ഗാമാ-റേ ദൂരദർശിനികൾക്ക് ഈ ഉയർന്ന ഊർജ്ജ ഫോട്ടോണുകളെ നേരിട്ട് കണ്ടെത്താൻ കഴിയില്ല. അതിനാൽ, ചെറെൻകോവ് ടെലിസ്കോപ്പ് അറേ ഒബ്സർവേറ്ററി (CTAO), സതേൺ വൈഡ്-ഫീൽഡ് ഗാമാ-റേ ഒബ്സർവേറ്ററി (SWGO) പോലുള്ള ടെറാ γ-റേ നിരീക്ഷണാലയങ്ങളുടെ പഠനങ്ങൾ പൂർത്തിയാകുമ്പോൾ, ഗാലക്‌റ്റിക് സെന്റർ എക്‌സെസ് (GCE) യുടെ ഡാർക്ക് മാറ്റർ (DM) മോഡലിന്റെ സ്ഥിരീകരണം സാധ്യമാകും.

1933-ൽ ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കി, കോമ ക്ലസ്റ്ററിലെ വേഗത്തിൽ ചലിക്കുന്ന ഗാലക്സികൾക്ക്, അദൃശ്യമായ അധിക ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യമില്ലാതെ ഒരുമിച്ച് നിൽക്കാനും സ്ഥിരത നിലനിർത്താനും കഴിയില്ലെന്ന് നിരീക്ഷിച്ചതോടെയാണ് ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ കഥ ആരംഭിച്ചത്, പക്ഷേ ഗാലക്സികൾ വിഘടിക്കുന്നത് തടയാൻ മതിയായ ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രഭാവം ചെലുത്തുന്നു. അത്തരം അദൃശ്യ ദ്രവ്യത്തെ സൂചിപ്പിക്കാൻ അദ്ദേഹം "ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം" എന്ന പദം ഉപയോഗിച്ചു. 1960-കളിൽ, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ ഗ്രാഹ്യത്തിന് വെരാ റൂബിൻ ഒരു പ്രധാന സംഭാവന നൽകി. ആൻഡ്രോമിഡയുടെയും മറ്റ് ഗാലക്സികളുടെയും പുറം അറ്റങ്ങളിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ കേന്ദ്രത്തിലേക്കുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗതയ്ക്ക് തുല്യമായ വേഗതയിൽ കറങ്ങുന്നുണ്ടെന്ന് അവർ അഭിപ്രായപ്പെട്ടു. നിരീക്ഷിച്ച എല്ലാ ദ്രവ്യങ്ങളുടെയും ആകെത്തുകയ്ക്ക്, ഗാലക്സി വേർപിരിഞ്ഞിരിക്കണം, അതായത് ഗാലക്സികളെ ഒരുമിച്ച് നിർത്തുകയും ഉയർന്ന വേഗതയിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യാൻ കാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്ന ചില അധിക അദൃശ്യ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം ആവശ്യമാണ്. ആൻഡ്രോമിഡ ഗാലക്സിയുടെ ഭ്രമണ വക്രങ്ങളുടെ അവരുടെ അളവുകൾ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ആദ്യകാല തെളിവുകൾ നൽകി.  

ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം പ്രകാശവുമായോ വൈദ്യുതകാന്തിക ശക്തിയുമായോ ഇടപഴകുന്നില്ലെന്ന് ഇപ്പോൾ നമുക്കറിയാം. അത് പ്രകാശത്തെയോ മറ്റ് വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണങ്ങളെയോ ആഗിരണം ചെയ്യുകയോ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുകയോ പുറത്തുവിടുകയോ ചെയ്യുന്നില്ല, അതിനാൽ അതിനെ അദൃശ്യമെന്ന് വിളിക്കുന്നു. എന്നാൽ ഇത് ഗുരുത്വാകർഷണപരമായി ക്ലസ്റ്ററാകുകയും സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രഭാവം ചെലുത്തുകയും ചെയ്യുന്നു, ബഹിരാകാശത്ത് അതിന്റെ സാന്നിധ്യം പൊതുവെ അനുമാനിക്കുന്നത് ഇങ്ങനെയാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പിണ്ഡോർജ്ജ ഉള്ളടക്കത്തിന്റെ 26.8% വരെ വരുന്ന ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രഭാവം മൂലം താരാപഥങ്ങൾ സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ നിലനിർത്തുന്നു, അതേസമയം നാമെല്ലാവരും ചേർന്ന ബാരിയോണിക് സാധാരണ ദ്രവ്യം ഉൾപ്പെടെ മുഴുവൻ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രപഞ്ചവും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ 4.9% മാത്രമാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പിണ്ഡോർജ്ജ ഉള്ളടക്കത്തിന്റെ ശേഷിക്കുന്ന 68.3% ഇരുണ്ട energyർജ്ജമാണ്.  

ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം എന്താണെന്ന് യഥാർത്ഥത്തിൽ അറിയില്ല. അടിസ്ഥാന കണികകളൊന്നുമില്ല. സ്റ്റാൻഡേർഡ് മോഡൽ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യമാകാൻ ആവശ്യമായ ഗുണങ്ങൾ ഇവയ്ക്ക് ഉണ്ടായിരിക്കാം. ഒരുപക്ഷേ, സ്റ്റാൻഡേർഡ് മോഡലിലെ കണികകളുമായി പങ്കാളികളായ സാങ്കൽപ്പിക "സൂപ്പർസിമെട്രിക് കണികകൾ" ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തെ സൃഷ്ടിക്കുന്നു. ഒരുപക്ഷേ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു സമാന്തര ലോകം ഉണ്ടായിരിക്കാം. WIMP-കൾ (ദുർബലമായി ഇടപെടുന്ന മാസിവ് കണികകൾ), ആക്സിയോണുകൾ അല്ലെങ്കിൽ സ്റ്റെറൈൽ ന്യൂട്രിനോകൾ എന്നിവ സ്റ്റാൻഡേർഡ് മോഡലിന് പുറത്തുള്ള അനുമാന കണങ്ങളാണ്, അവ മുൻനിര സ്ഥാനാർത്ഥികളാണ്. എന്നിരുന്നാലും, അത്തരം കണികകളെ കണ്ടെത്തുന്നതിൽ ഇതുവരെ വിജയം നേടിയിട്ടില്ല.  

നിരവധി പദ്ധതികളുണ്ട് (ഉദാഹരണത്തിന് സെനോൺ പരീക്ഷണം, ഡാർക്ക്‌സൈഡ്-20k പ്രോജക്റ്റ്, യുറേക്ക പരീക്ഷണം, ഒപ്പം റെസ്-നോവ) നിലവിൽ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണികകളെ നേരിട്ട് കണ്ടെത്തുന്നതിനുള്ള പ്രവർത്തനങ്ങൾ പുരോഗമിക്കുന്നു. ഇവയിൽ ഭൂരിഭാഗവും ദ്രാവക കുലീന വാതക ഡിറ്റക്ടറുകളോ ക്രയോജനിക് ഡിറ്റക്ടറുകളോ ആണ്, ഇവ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണങ്ങളുടെ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള മങ്ങിയ സിഗ്നലുകൾ കണ്ടെത്തുന്നതിനായി രൂപകൽപ്പന ചെയ്‌തിരിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, നിരവധി നൂതന സമീപനങ്ങൾ ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും, ഇതുവരെ ഒരു പ്രോജക്റ്റിനും ഏതെങ്കിലും ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണികയെ നേരിട്ട് കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. 

ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ പരോക്ഷ തെളിവുകൾക്കായി, ഫ്രിറ്റ്സ് സ്വിക്കിയും വെരാ റൂബിനും നിരീക്ഷിച്ച സാധാരണ ദ്രവ്യത്തിന് ആനുപാതികമല്ലാത്ത വേഗത ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും ഗാലക്സികൾ എങ്ങനെ ഒരുമിച്ച് പിടിക്കുന്നുവെന്ന് പഠിച്ചുകൊണ്ട് ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം കണ്ടെത്തിയതുപോലെ, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ഫലങ്ങൾ നോക്കാം. ലെൻസിംഗിന്റെ (പ്രകാശത്തിന്റെ വളവ്) ഗുരുത്വാകർഷണ ഫലങ്ങളും ബഹിരാകാശത്ത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ചലനത്തിലുള്ള ഫലങ്ങളും ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യത്തിന് പരോക്ഷ തെളിവുകൾ നൽകും. കൂടാതെ, ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണികകൾ ബഹിരാകാശത്ത് പരസ്പരം കൂട്ടിയിടിക്കുമ്പോൾ ഉണ്ടാകുന്ന ഉന്മൂലന ഉൽപ്പന്നങ്ങൾ (ഗാമാ-കിരണങ്ങൾ, ന്യൂട്രിനോകൾ, കോസ്മിക് കിരണങ്ങൾ പോലുള്ളവ) ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണികകളുടെ ഉന്മൂലന ഉൽപ്പന്നങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം പ്രവചിക്കപ്പെട്ട അത്തരമൊരു സ്ഥലം നമ്മുടെ ഗാലക്സി ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രമാണ്.  

നമ്മുടെ സ്വന്തം ഗാലക്സിയായ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ കണ്ടെത്തൽ.  

ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ (MW) മധ്യഭാഗത്ത് ഒരു അധിക ഡിഫ്യൂസ് മൈക്രോവേവ് സെൻട്രൽ ഗ്ലോയുടെ സൂചനകൾ ഉണ്ടായിരുന്നു. WIMP ഡാർക്ക് മാറ്റർ അനിഹിലേഷനിൽ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ആപേക്ഷിക ഇലക്ട്രോണുകളിൽ നിന്നും പോസിട്രോണുകളിൽ നിന്നുമുള്ള സിൻക്രോട്രോൺ ഉദ്‌വമനം മൂലമാണ് അധിക തിളക്കം ഉണ്ടാകുന്നതെന്ന് നിർദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു, അതിനാൽ ഊർജ്ജ ശ്രേണിയിൽ നൂറുകണക്കിന് GeV വരെ വിപുലീകൃത ഡിഫ്യൂസ് γ-റേ സിഗ്നൽ പ്രവചിക്കപ്പെട്ടു. തുടർന്ന്, ഫെർമി-ലാർജ് ഏരിയ ടെലിസ്കോപ്പ് (LAT) γ-റേ സിഗ്നൽ കണ്ടെത്തി, അത് ഗാലക്‌റ്റിക് സെന്റർ എക്‌സ്‌ചെസ് (GCE) ആയി തിരിച്ചറിഞ്ഞു. ഗാലക്‌റ്റിക് സെന്റർ എക്‌സ്‌ചെസ് (GCE) പഴയ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളും (മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകൾ) കാരണമായിരിക്കാമെന്ന് താമസിയാതെ മനസ്സിലായി. GCE യുടെ രൂപഘടന പ്രധാനമാകുമെന്ന് കരുതി - ഒരു സമമിതി ഗോളാകൃതിയിലുള്ള GCE ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ (DM) കണികകളുടെ ഉന്മൂലനത്തിൽ നിന്നുള്ള γ-റേ ഉദ്‌വമനത്തെ സൂചിപ്പിക്കും, അതേസമയം GCE യുടെ പരന്ന രൂപഘടന മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകളിൽ (MSP) നിന്നുള്ള γ-റേ ഉദ്‌വമനത്തെ സൂചിപ്പിക്കും.  

ഫെർമി-ലാർജ് ഏരിയ ടെലിസ്കോപ്പ് (LAT) നടത്തിയ ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സി കേന്ദ്രത്തിന്റെ വിപുലമായ നിരീക്ഷണത്തിൽ ഒരു പരന്ന ആസ്ഫെറിസിറ്റി കണ്ടെത്തി. സാധാരണയായി, നിരീക്ഷിച്ച ആസ്ഫെറിസിറ്റിയെ പഴയ നക്ഷത്രങ്ങളുമായി (MSP) ബന്ധപ്പെടുത്തും, എന്നിരുന്നാലും 2025 ഒക്ടോബർ 16 ന് പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ഒരു സമീപകാല പഠനം നിഗമനത്തിലെത്തിയത് പഴയ നക്ഷത്രങ്ങളും (MSP) ഇരുണ്ട ദ്രവ്യവും (DM) ഉന്മൂലന മാതൃകകൾ പ്രവചിച്ച GCE രൂപഘടനകൾ വേർതിരിച്ചറിയാൻ കഴിയില്ല എന്നാണ്.   

ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ വിതരണം പഠിക്കുന്നതിനായി, ഗവേഷകർ MW (ക്ഷീരപഥം) പോലുള്ള ഗാലക്സികളുടെ രൂപഘടനയുടെ സിമുലേഷൻ നടത്തി. അനിസോട്രോപിക് മാതൃകയിൽ അനുമാനിച്ചതുപോലെ, ഗാലക്സികൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഹാലോകളും ഗാലക്സികളുടെ മധ്യഭാഗങ്ങളും അപൂർവ്വമായി ഗോളാകൃതിയിലാണെന്ന് അവർ കണ്ടെത്തി. പകരം, വിശകലനം എല്ലാ ഗാലക്സികൾക്കും ഒരു പരന്ന ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ സാന്ദ്രത പ്രൊജക്ഷൻ കാണിച്ചു. പ്രപഞ്ചചരിത്രത്തിലെ ആദ്യത്തെ മൂന്ന് ബില്യൺ വർഷങ്ങളിലെ ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സിയുടെ ലയന ചരിത്രത്തിലൂടെയും ഈ നോൺ-ആക്സിസിമെട്രിക് ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ (DM) വിതരണം കാണിച്ചുതന്നു. GCE യുടെ നിരീക്ഷിച്ച രൂപഘടന മധ്യമേഖലയിൽ പരന്നതാണ്, ഇത് സാധാരണയായി പഴയ നക്ഷത്ര (MSP) വിതരണത്തിന്റെ സവിശേഷതയാണെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യം (DM) സമാനമായ ഒരു ബോക്സി വിതരണം സൃഷ്ടിക്കുന്നുവെന്ന് പുതിയ പഠനം തെളിയിച്ചിട്ടുണ്ട്. അതിനാൽ, നിരീക്ഷിച്ച GCE യ്ക്കുള്ള ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ (DM) ഉന്മൂലനങ്ങളും മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകളുടെ (MSP-കൾ) സിദ്ധാന്തങ്ങളും ഒരുപോലെ സാധ്യമാണ്.   

ചെറെൻകോവ് ടെലിസ്കോപ്പ് അറേ ഒബ്സർവേറ്ററി (CTAO), സതേൺ വൈഡ്-ഫീൽഡ് ഗാമാ-റേ ഒബ്സർവേറ്ററി (SWGO) തുടങ്ങിയ γ-റേ നിരീക്ഷണാലയങ്ങൾ ഭാവിയിൽ ടെറാ-ഗാമാ റേ പഠനങ്ങൾ പൂർത്തിയാക്കുമ്പോൾ മാത്രമേ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട GCE ഡാർക്ക് മാറ്റർ (DM) മൂലമാണോ അതോ മില്ലിസെക്കൻഡ് പൾസാറുകൾ (MSPs) മൂലമാണോ എന്ന് അറിയാൻ കഴിയൂ. ഗാലക്സി കേന്ദ്രത്തിൽ ഡാർക്ക് മാറ്ററിന്റെ (DM) ഉന്മൂലന ഉൽപ്പന്നമായി ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഏകദേശം 0.1 ടെറാ-ഇലക്ട്രോൺ-വോൾട്ട് (TeV) വളരെ ഉയർന്ന ഊർജ്ജ നിലയുള്ള അൾട്രാ-ഹൈ-എനർജി ഫോട്ടോണുകളായിരിക്കും. സ്റ്റാൻഡേർഡ് ഗാമാ-റേ ടെലിസ്കോപ്പുകൾക്ക് ഈ ഉയർന്ന ഊർജ്ജ ഫോട്ടോണുകളെ നേരിട്ട് കണ്ടെത്താൻ കഴിയില്ല. CTAO, SWGO പോലുള്ള ഭാവിയിലെ γ-റേ നിരീക്ഷണാലയങ്ങൾക്ക് ടെറാ-ഗാമാ കിരണങ്ങൾ ഒരു പ്രധാന ലക്ഷ്യമായിരിക്കും.  

ബഹിരാകാശത്ത് ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തെ അതിന്റെ ഉന്മൂലന ഉൽപ്പന്നങ്ങൾ വഴി കണ്ടെത്തുന്നതിൽ ഈ പഠനം ഒരു ചുവടുവയ്പ്പാണ്, എന്നിരുന്നാലും ഗാലക്സി കേന്ദ്രത്തിൽ ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിധ്യത്തിന് ഭാവിയിൽ CTAO അല്ലെങ്കിൽ SWGO പോലുള്ള അൾട്രാ-ഹൈ എനർജി γ-റേ നിരീക്ഷണാലയങ്ങളുടെ സ്ഥിരീകരണം ആവശ്യമായി വരും. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ ശാസ്ത്രത്തിൽ കൂടുതൽ പ്രധാനപ്പെട്ട പുരോഗതി ഏതെങ്കിലും DM കണികയെ നേരിട്ട് കണ്ടെത്തുന്നതായിരിക്കും.  

*** 

അവലംബം:  

1. ഹോച്ച്ബർഗ്, വൈ., കാൻ, വൈ.എഫ്, ലീൻ, ആർ.കെ. തുടങ്ങിയവർ. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ കണ്ടെത്തലിനുള്ള പുതിയ സമീപനങ്ങൾ. നാറ്റ് റെവ് ഫിസിക്കൽ 4, 637–641 (2022). https://doi.org/10.1038/s42254-022-00509-4 

2. മിസിയാസെക്ക എം., റോസിബ് എൻ. 2024. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ നേരിട്ടുള്ള കണ്ടെത്തൽ: ഒരു നിർണായക അവലോകനം. സമമിതി 2024, 16(2), 201; DOI: https://doi.org/10.3390/sym16020201  

3. Instituto de Física Corpuscular. ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിനായുള്ള തിരയലിൽ: അദൃശ്യമായത് കണ്ടെത്തുന്നതിനുള്ള ഒരു പുതിയ സമീപനം. 2025 ഓഗസ്റ്റ് 22. ലഭ്യമാണ് https://webific.ific.uv.es/web/en/content/search-dark-matter-new-approach-detecting-invisible 

4. മുരു എം.എം., തുടങ്ങിയവർ 2025. ക്ഷീരപഥ ഗാലക്സിയുടെ സിമുലേഷനുകളിൽ ഫെർമി-ലാറ്റ് ഗാലക്റ്റിക് സെന്റർ എക്സ്സസ് മോർഫോളജി ഓഫ് ഡാർക്ക് മാറ്റർ ഇൻ ദി ക്ഷീരപഥം. ഫിസിക്കൽ റിവ്യൂ ലെറ്റേഴ്സ്. 135, 161005. 2025 ഒക്ടോബർ 16-ന് പ്രസിദ്ധീകരിച്ചു. DOI: https://doi.org/10.1103/g9qz-h8wd . arXiv-ൽ പ്രീപ്രിന്റ് പതിപ്പ്. 2025 ഓഗസ്റ്റ് 8-ന് സമർപ്പിച്ചു. DOI: https://doi.org/10.48550/arXiv.2508.06314  

5. ജോൺസ് ഹോപ്കിൻസ് യൂണിവേഴ്സിറ്റി. വാർത്ത - ക്ഷീരപഥത്തിലെ നിഗൂഢമായ തിളക്കം ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ തെളിവായിരിക്കാം. 2025 ഒക്ടോബർ 16-ന് പോസ്റ്റ് ചെയ്തു. ഇവിടെ ലഭ്യമാണ് https://hub.jhu.edu/2025/10/16/mysterious-glow-in-milky-way-dark-matter/  

6. ലെയ്ബ്നിസ് ഇൻസ്റ്റിറ്റ്യൂട്ട് ഫോർ ആസ്ട്രോഫിസിക്സ്. വാർത്ത – ക്ഷീരപഥം ഇരുണ്ട ദ്രവ്യ ഉന്മൂലനം മൂലം ഗാമാ കിരണങ്ങളുടെ അധികഭാഗം കാണിക്കുന്നു. 2025 ഒക്ടോബർ 17-ന് പോസ്റ്റ് ചെയ്തു. ലഭ്യമാണ് https://www.aip.de/en/news/milkyway-gammaray-darkmatter-annihilation/  

7. ഫെർമി ഗാമ-റേ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി. ഇവിടെ ലഭ്യമാണ് https://science.nasa.gov/mission/fermi/  

8. ചെറെൻകോവ് ടെലിസ്കോപ്പ് അറേ ഒബ്സർവേറ്ററി (CTAO). ഇവിടെ ലഭ്യമാണ് https://www.ctao.org/emission-to-discovery/science/  

9. സതേൺ വൈഡ്-ഫീൽഡ് ഗാമാ-റേ ഒബ്സർവേറ്ററി (SWGO). ഇവിടെ ലഭ്യമാണ് https://www.swgo.org/SWGOWiki/doku.php?id=swgo_rel_pub  

10. ടാർട്ടു ഒബ്സർവേറ്ററി. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഇരുണ്ട വശം. ഇവിടെ ലഭ്യമാണ് https://kosmos.ut.ee/en/dark-side-of-the-universe 

***