Σκοτεινή ύλη

Η σκοτεινή ύλη στην αστρονομία και στην κοσμολογία, είναι ένας υποθετικός τύπος ύλης που συνεισφέρει κατά μεγάλο ποσοστό στη συνολική μάζα του σύμπαντος. Η σκοτεινή ύλη δε μπορεί να παρατηρηθεί απευθείας από τηλεσκόπια. Δεν εκπέμπει ούτε απορροφά φως ή άλλη ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία σε σημαντικό βαθμό. Αντίθετα, η ύπαρξη και οι ιδιότητές της βασίζονται στις βαρυτικές επιδράσεις πάνω στην ορατή ύλη, στην ακτινοβολία και τη μεγάλης κλίμακας δομή του σύμπαντος. Συνίσταται από υποθετικά σωματίδια ύλης, άγνωστης σύνθεσης, τα οποία δεν εκλύουν ούτε αντανακλούν επαρκώς Ηλεκτρομαγνητική Ακτινοβολία ώστε να μπορούν να γίνονται άμεσα ανιχνεύσιμα από τα γνωστά αστρονομικά όργανα παρατήρησης  Σύμφωνα με την ερευνητική αποστολή Planck και πάνω στη βάση του Καθιερωμένου Προτύπου (Standard Model of Cosmology), η συνολική υλοενέργεια (ύλη-ενέργεια) του σύμπαντος περιέχει 4,9% συνηθισμένη ύλη, 26,8% σκοτεινή ύλη και 68,3% σκοτεινή ενέργεια
. Συνεπώς, η σκοτεινή ύλη υπολογίζεται ότι συνεισφέρει κατά 84,5% στη συνολική ύλη και κατά 26,8% στο συνολικό περιεχόμενο του σύμπαντος .

Τρόποι εντοπισμού της
Η θεωρητική ύπαρξη της Σκοτεινής Ύλης προκύπτει από παρατηρούμενα  βαρυτικά αποτελέσματα σε ορατή ουράνια ύλη, όπως οι αστέρες και οι γαλαξίες.

Η υπόθεση της σκοτεινής ύλης έχει ως στόχο να εξηγήσει διάφορες αστρονομικές παρατηρήσεις που δεν συμφωνούν με τη θεωρία μας για τη βαρύτητα, όπως ανωμαλίες στην ταχύτητα περιστροφής των αστεριών στις παρυφές των γαλαξιών. Η ταχύτητα αυτή είναι μεγαλύτερη από το αναμενόμενο, πράγμα που εξηγείται είτε με την παραδοχή ότι η θεωρία μας για τη βαρύτητα είναι λάθος (γεγονός όμως για το οποίο υπάρχουν πολλά αντίθετα επιχειρήματα) είτε με τη θεώρηση της ύπαρξης μιας μεγάλης ποσότητας μάζας που, προς το παρόν τουλάχιστον, δεν μπορούμε να δούμε. Η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης θα έλυνε ένα πλήθος προβλημάτων συνέπειας στη θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, και ο καθορισμός της φύσης αυτής της ελλείπουσας  μάζας του Σύμπαντος είναι ένα από τα πιο περίπλοκα προβλήματα της σύγχρονης κοσμολογίας.

Το μέγεθός της σε σχέση με την παρατηρήσιμη ύλη
Αν η σκοτεινή ύλη υπάρχει, υπερβαίνει σημαντικά σε μάζα το ορατό μέρος του σύμπαντος. Σύμφωνα με τα πρόσφατα αποτελέσματα του διαστημικού τηλεσκοπίου Planck μόλις το 4,9% της συνολικής μάζας του σύμπαντος μπορεί να γίνει άμεσα ορατό. Περίπου το 26,8% υπολογίζεται ότι αποτελείται από σκοτεινή ύλη. Το υπόλοιπο 68,3% αποτελείται από σκοτεινή ενέργεια, ένα ακόμα πιο περίεργο στοιχείο, διάσπαρτο στο διάστημα, το οποίο πιθανότατα δεν μπορεί να λογιστεί σαν συνήθη σωματίδια. Ο καθορισμός της φύσης αυτής της χαμένης μάζας, είναι ένα από τα πιο σημαντικά προβλήματα της σύγχρονης κοσμολογίας και της φυσικής των σωματιδίων.

Τα πρώτα δεδομένα βασισμένα στην παρατήρηση

Η ιστορία ξεκίνησε το 1933, όταν ο αστρονόμος Fritz Zwicky μελετούσε την κίνηση μακρινών σμηνών γαλαξιών μεγάλης μάζας, όπως αυτό στον αστερισμό της Κόμης Βερενίκης που συνεχίζεται στον αστερισμό της Παρθένου. Ο Zwicky υπολόγισε τη μάζα του κάθε γαλαξία του σμήνους βασισμένος στη λαμπρότητα του, και άθροισε όλες τις γαλαξιακές μάζες για να υπολογίσει τη συνολική μάζα του σμήνους. Στη συνέχεια βρήκε ένα δεύτερο υπολογισμό ανεξάρτητο της συνολικής μάζας, που βασίστηκε στη μέτρηση των ατομικών ταχυτήτων των γαλαξιών του σμήνους. Προς μεγάλη του έκπληξη, αυτός ο δεύτερος υπολογισμός δυναμικής μάζας ήταν 400 φορές πιο μεγάλος από τον υπολογισμό που βασιζόταν στο φως των γαλαξιών.

Περαιτέρω επαληθεύσεις
Αν και τα πειραματικά δεδομένα ήταν ήδη σημαντικά την εποχή του Zwicky, μόνο από τη δεκαετία του '70 οι επιστήμονες άρχισαν να μελετούν συστηματικά αυτή τη διαφορά. Εκείνη την περίοδο η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης άρχισε να λαμβάνεται στα σοβαρά υπ' όψιν. Η ύπαρξη τέτοιας ύλης δεν θα είχε μόνο επιλύσει την έλλειψη μάζας στα σμήνη γαλαξιών, αλλά θα είχε επίσης αποτελέσματα πολύ μεγαλύτερης εμβέλειας σχετικά με την εξέλιξη και τη μοίρα του ίδιου του Σύμπαντος. 

Ένα επιπρόσθετο παρατηρησιακό δεδομένο της λογικής συνοχής της σκοτεινής ύλης προκύπτει από τις καμπύλες περιστροφής των σπειροειδών γαλαξιών. Οι σπειροειδείς γαλαξίες περιλαμβάνουν έναν τεράστιο πληθυσμό αστέρων που διαγράφουν τροχιές σχεδόν κυκλικές γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Όπως ισχύει για τις τροχιές των πλανητών, αναμένεται ότι οι αστέρες με μεγαλύτερες γαλαξιακές τροχιές έχουν μικρότερες τροχιακές ταχύτητες (πρόκειται για απλό συμπέρασμα του τρίτου νόμου του Κέπλερ). Στην πραγματικότητα, ο τρίτος νόμος του Κέπλερ εφαρμόζεται μονάχα σ' αστέρες που βρίσκονται κοντά στην περιφέρεια ενός σπειροειδούς γαλαξία, εφόσον προϋποθέτει σταθερότητα της μάζας που περιλαμβάνει η τροχιά. 

Οι αστρονόμοι έχουν ωστόσο διεξάγει παρατηρήσεις των τροχιακών ταχυτήτων των αστέρων στην περιφέρεια μεγάλου αριθμού σπειροειδών γαλαξιών, και σε καμία περίπτωση δεν ακολουθήθηκε ο τρίτος νόμος του Κέπλερ. Αντί να μειώνονται σε μεγάλες ακτίνες, οι τροχιακές ταχύτητες παραμένουν απόλυτα σταθερές, γεγονός που υποδηλώνει ότι η μάζα που περιλαμβάνει η τροχιά μεγάλης ακτίνας αυξάνεται, κι αυτό ισχύει για αστέρες που βρίσκονται φαινομενικά κοντά στα όρια του γαλαξία. Αν και βρίσκονται κοντά στα άκρα του φωτεινού τμήματος του γαλαξία, το τμήμα αυτό έχει περίγραμμα μάζας που φαινομενικά συνεχίζει πολύ πέρα από τις περιοχές στις οποίες κυριαρχούν αστέρες.

Αν ληφθούν υπ' όψιν οι αστέρες που βρίσκονται κοντά στην περιφέρεια ενός σπειροειδούς γαλαξία, με τροχιακές ταχύτητες της τάξης των 200 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο κατά γενική ομολογία, και εάν ο γαλαξίας αποτελούνταν μόνο από ύλη που μπορούμε να δούμε, οι αστέρες αυτοί θα τον εγκατέλειπαν σε σύντομο χρονικό διάστημα, δεδομένου ότι οι τροχιακές ταχύτητες τους είναι τέσσερις φορές πιο μεγάλες από την ταχύτητα διαφυγής από το γαλαξία. Δεδομένου ότι δεν παρατηρούνται γαλαξίες που έχουν διασκορπιστεί με τέτοιο τρόπο, στο εσωτερικό τους πρέπει να υπάρχει μάζα την οποία δεν λαμβάνουμε υπ' όψιν όταν αθροίζουμε όλα τα τμήματα που μπορούμε να δούμε.

Τον Φεβρουάριο του 2016 ανακοινώθηκε από τους επιστήμονες η επιτυχής παρατήρηση των βαρυτικών κυμάτων, μια εξέλιξη η οποία θεωρήθηκε η μεγαλύτερη ανακάλυψη του αιώνα, καθώς έγινε δυνατή η παρατήρηση αντικειμένων στο σύμπαν τα οποία δεν εκπέμπουν φως, όπως μαύρες τρύπες και σκοτεινή ύλη.

Διαφορές στον υπολογισμό της ύλης Σμήνους 
Όλα ξεκίνησαν το 1933, όταν ο αστρονόμος Fritz Zwicky μελετούσε την κίνηση των Σμηνών της Κόμης και της Παρθένου, μακρινών σμηνών γαλαξιών μεγάλης μάζας. Αρχικά, ο Zwicky υπολόγισε την μάζα του σμήνους αθροίζοντας τις μάζες του κάθε γαλαξία του σμήνους βασισμένος στη λαμπρότητα τους. Στη συνέχεια, έκανε ένα δεύτερο υπολογισμό βασιζόμενος στη μέτρηση της ταχύτητας του κάθε γαλαξία του σμήνους. Ο δεύτερος υπολογισμός της μάζας ήταν 400 φορές μεγαλύτερος από τον υπολογισμό που βασιζόταν στη λαμπρότητα των γαλαξιών.

Ωστόσο μόνο την δεκαετία του '70 οι επιστήμονες άρχισαν να μελετούν συστηματικά αυτή τη διαφορά και από τότε μόνο και έπειτα η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης άρχισε να λαμβάνεται στα σοβαρά υπ' όψιν.

Παραβίαση του 3ου νόμου του Kepler 
Ένα δεύτερο παρατηρησιακό δεδομένο που συνηγορεί στην ύπαρξη της σκοτεινής ύλης προκύπτει από τις καμπύλες περιστροφής των σπειροειδών γαλαξιών. Οι σπειροειδείς γαλαξίες περιλαμβάνουν έναν τεράστιο πληθυσμό αστέρων που διαγράφουν τροχιές σχεδόν κυκλικές γύρω από το γαλαξιακό κέντρο.  Όπως ισχύει για τις τροχιές των πλανητών, αναμένεται ότι οι αστέρες με μεγαλύτερες γαλαξιακές τροχιές έχουν μικρότερες τροχιακές ταχύτητες (είναι μία απλή συνέπεια του τρίτου νόμου του Κέπλερ). (Στην πραγματικότητα, ο τρίτος νόμος του Κέπλερ εφαρμόζεται μόνον σε αστέρες που βρίσκονται κοντά στην περιφέρεια ενός σπειροειδούς γαλαξία, εφόσον προϋποθέτει σταθερότητα της μάζας που περιλαμβάνει η τροχιά).

Οι αστρονόμοι, ωστόσο, έχουν κάνει παρατηρήσεις των τροχιακών ταχυτήτων των αστέρων στην περιφέρεια μεγάλου αριθμού σπειροειδών γαλαξιών, και διαπιστώθηκε ότι σε καμία περίπτωση δεν ικανοποιείται ο τρίτος νόμος του Κέπλερ. Οι τροχιακές ταχύτητες όχι μόνον δεν μειώνονται σε μεγάλες ακτίνες αλλά παραμένουν απόλυτα σταθερές, γεγονός που υποδηλώνει ότι η μάζα που περιλαμβάνει η τροχιά μεγάλης ακτίνας αυξάνεται, κι αυτό ισχύει για αστέρες που βρίσκονται φαινομενικά κοντά στα όρια του γαλαξία. Αν και βρίσκονται κοντά στα άκρα του φωτεινού τμήματος του γαλαξία, το τμήμα αυτό έχει περίγραμμα μάζας που φαινομενικά συνεχίζει πολύ πέρα από τις περιοχές στις οποίες κυριαρχούν αστέρες.

Το συμπέρασμα από αστέρες που βρίσκονται κοντά στην περιφέρεια σπειροειδούς γαλαξία και κινούνται με τροχιακές ταχύτητες της τάξης των 200 km/sec, τέσσερις φορές πιο μεγάλες από την εκτιμώμενη ταχύτητα διαφυγής από αυτόν, είναι πως αν ο γαλαξίας αποτελούταν μόνο από την ορατή ύλη που μπορούμε να παρατηρήσουμε ηλεκτρομαγνητικά, τότε οι αστέρες αυτοί θα τον εγκατέλειπαν σε σύντομο χρονικό διάστημα. Όμως δεν έχουν βρεθεί γαλαξίες να έχουν διαλυθεί με τέτοιο τρόπο. Επομένως στο εσωτερικό τους πρέπει να υπάρχει επιπλέον ύλη (δηλ. σκοτεινή ύλη) η οποία δεν έχει ληφθεί υπ' όψιν στους υπολογισμούς που προκύπτουν με την άθροιση μόνο όλων των αστέρων.

Πιθανή δομή της σκοτεινής ύλης 
Τα τρία πιθανά συστατικά τα οποία απαρτίζουν την "Σκοτεινή Ύλη"  είναι:
 Συνήθης Ύλη ("μη-εξωτική" δηλ. βαρυονικής φύσης)
 Νετρινική Ύλη (Ύλη αποτελούμενη από νετρίνα)
 Εξωτική Ύλη (Ύλη αποτελούμενη από υπερ-συμμετρικά σωματίδια).
Αναλυτικότερα:

Συνήθης Ύλη 
Αυτή διακρίνεται σε δύο κατηγορίες:
 Αντικείμενα MACHO (Massive Astrophysical Compact Halo Objects). Όμως, περαιτέρω παρατηρήσεις (Alcock, 1996) μας δείχνουν ότι τα MACHO μπορούν να δικαιολογήσουν περίπου το 20% της σκοτεινής βαρυονικής ύλης που μας «λείπει».

 Νέφη μοριακού υδρογόνου στην εξωτερική περιοχή του γαλαξιακού δίσκου (Pfenniger & Combes, 1994). Αυτή η υπόθεση ενισχύεται από την ανίχνευση γραμμών CO από αέριο σε απόσταση 12 kpc από το κέντρο του γαλαξία (Lequex, Allen, Guilloteau, 1993).

Υλικά Νετρίνα 
Ένα πιθανό σενάριο για την ερμηνεία της σκοτεινή ύλης είναι τα υλικά νετρίνα (massive neutrinos), δηλαδή η υπόθεση ότι τα νετρίνα έχουν μάζα.

Πειράματα ανίχνευσης ηλιακών νετρίνων μας δείχνουν ότι υπάρχει απόκλιση  ανάμεσα στα αναμενόμενα και στα παρατηρούμενα νετρίνα, απόκλιση που δεν μπορεί να ερμηνευθεί από τις αβεβαιότητες στα διάφορα ηλιακά μοντέλα ή από τα σφάλματα στα διάφορα πειράματα παρατήρησης (Conforto 1998). Τα ίδια συμπεράσματα επαληθεύονται από παρατηρήσεις στο πείραμα Super-Kamiokande (Fukuda, 1998) για ατμοσφαιρικά νετρίνα.

Όλα αυτά αποτελούν ισχυρές ενδείξεις ότι τα νετρίνα έχουν μάζα.

Εξωτική Ύλη 
Θεωρητικά όμως η θεωρία που φιλοδοξεί να περιγράψει το συντριπτικό ποσοστό της Σκοτεινή Ύλης είναι η υπερσυμμετρία (Supersymmetry (SuSy)).

Οι θεωρίες "ρήξης" της SuSy (Broken Supersymmetric Theories) υποστηρίζουν την ύπαρξη υπερσυμμετρικών σωματιδίων στην γαλαξιακή άλω, ως απηχήσεις της μεγάλης έκρηξης. Σύμφωνα με αυτές τις θεωρίες τα ελαφρύτερα και σταθερότερα υπερσυμμετρικά σωμάτια που δημιουργήθηκαν στο πρώιμο Σύμπαν, έχουν επιβιώσει μέχρι την εποχή μας και εξαϋλώνονται, παράγοντας πολύ ενεργά αντι-πρωτόνια.

Τέτοια σωμάτια είναι:
 το νετραλίνο (neutralino),
 το σηλεκτρόνιο (selectron) και
 το φωτίνο (photino).
Αυτά τα υπερσυμμετρικά σωματίδια θα μπορούσαν να έχουν συνενωθεί σε δομές σκοτεινής ύλης της τάξης μεγέθους των γαλαξιών. Θα έπρεπε όμως και να μην εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητικά για να οριστούν ως σκοτεινή ύλη.

Αναλογία των συστατικών 
Σύμφωνα με διάφορες εκτιμήσεις τα ποσοστά των τριών συστατικών στην σύσταση της Σκοτεινής Ύλης είναι:
 Συνήθης (ή βαρυονική) Ύλη, 1%.
 Νετρινική (ή «θερμή» Σκοτεινή Ύλη), 30%
 Εξωτική (ή «ψυχρή» Σκοτεινή Ύλη δηλ. Ύλη υπερσυμμετρικών σωματιδίων) 69%

Παραπομπές

Εξωτερικοί σύνδεσμοι 

 
Σκοτάδι