|
|
|
Η ιστορία της θεωρίας της σκοτεινής ύληςΆρθρο, Οκτώβριος 2005 |
|
Ενώ η βαρύτητα είναι η αιτία των κινήσεων των άστρων, των γαλαξιών και των σμηνών από γαλαξίες, πολλές φορές κάποιες κινήσεις τους, δεν δικαιολογούνται.
Από το 1932 ο αστρονόμος Jan Oort έχει δημοσιεύσει την υπόθεση, πως με βάση την κίνηση των άστρων του γαλαξία μας, η ολική ποσότητα της μάζας τους πρέπει είναι διπλάσια από την ορατή μάζα που φαίνεται με τα τηλεσκόπια. Μια άλλη ένδειξη για την ύπαρξη αόρατης ύλης, είναι το γεγονός ότι βλέπουμε τους γαλαξίες στο δικό μας τοπικό σμήνος, να κινούνται ο ένας προς τον άλλο. Για πρώτη φορά προτάθηκε η ύπαρξη της σκοτεινής ύλης στις αρχές της δεκαετίας του '30 από τον Ελβετό φυσικό Fritz Zwicky, που υπολόγισε ότι οι ακτινικές ταχύτητες οκτώ γαλαξιών στον αστερισμό της Κόμης της Βερενίκης, ήταν 400 φορές μεγαλύτερες από αυτήν που αναμενόταν από την κοινή βαρύτητα της ορατής ύλης σε αυτούς τους γαλαξίες. Δηλαδή η ταχύτητα τους ήταν 7.000 χιλ. ανά δευτερόλεπτο από μας, που σήμαινε ότι θα διαλύονταν εκτός κι αν περιείχαν δεκαπλάσια μάζα από την ορατή. Η εξήγηση που δόθηκε από τον Zwicky στην εξαίρετη ανακάλυψη του ήταν ότι υπάρχει αυτό που ονόμασε ο ίδιος σκοτεινή ύλη, ή ύλη που δεν μπορεί να παρατηρηθεί άμεσα αλλά μπορεί να προκύψει έμμεσα από την βαρυτική επίδραση της στην ορατή ύλη. Η Vera Rubin ερευνώντας τον γαλαξία της Ανδρομέδας -περίπου 2,2 εκατομμύρια έτη φωτός από το δικό μας γαλαξία- διαπίστωσε πως τα άστρα της εξωτερικής σπείρας αυτού του Γαλαξία, αντί να κινούνται πιο αργά από τα άστρα των εσωτερικών σπειρών, κινούνται με την ίδια ταχύτητα με αυτά. Η αστρονόμος για ν' απαντήσει στα πιο πάνω προβλήματα, υπέδειξε πως έπρεπε το 90% των σπειροειδών γαλαξιών να αποτελείται από μια παράξενη, εξωτική, σκοτεινή ύλη που σαν άλω ή σαν περίβλημα εμποδίζει την εσωτερική σπείρα της Ανδρομέδας, να διασπαστεί. Ομοίως ο γαλαξίας αυτός έρχεται προς το μέρος μας, με ταχύτητα περίπου 200.000 μιλίων την ώρα. Αυτό συμβαίνει μόνο με την επίδραση της βαρυτικής έλξης. Η μάζα όμως που παρατηρούμε δεν είναι αρκετά μεγάλη για να ασκήσει μια τέτοια έλξη. Η μάζα αυτή λοιπόν που λείπει, πρέπει να βρίσκεται στο χώρο μεταξύ των δύο γαλαξιών, και εκτιμάται ότι είναι περίπου 10 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του γαλαξία μας, με τη μορφή της 'σκοτεινής ύλης'. Σε άλλη περίπτωση οι αστρονόμοι μετρούν την πίεση του θερμού αερίου, που γεμίζει τον χώρο μεταξύ των γαλαξιών ενός σμήνους, και το οποίο ακτινοβολεί στην περιοχή των ακτίνων-Χ. Από αυτή τη μέτρηση (όπως θα δούμε παρακάτω) μπορούν να συμπεράνουν την ποσότητα της επιπλέον αόρατης ύλης, που πρέπει να υπάρχει κατανεμημένη στο σμήνος, χάρη στο βαρυτικό πεδίο της οποίας, το αέριο δεν μπορεί να δραπετεύσει και παραμένει παγιδευμένο στο εσωτερικό του σμήνους. Από τότε πολλά πειράματα που έγιναν, επιβεβαιώνουν την υπόδειξη του Oort, του Zwicky και της Vera Rubin για την ύπαρξη σκοτεινής ύλης. Έτσι, σε γαλαξιακό επίπεδο παρατηρούμε ότι η περιστροφική κίνηση σπειροειδών γαλαξιών (γύρω από το κέντρο τους) είναι πιο γρήγορη από ό,τι θα αναμενόταν. Ενώ μία περιστροφή του γαλαξία γίνεται σε 100 εκατομμύρια χρόνια και συγχρόνως διατηρείται το σχήμα του για δισεκατομμύρια χρόνια, οι 1011 ηλιακές μάζες που έχει δεν φτάνουν να εξηγήσουν την ευστάθεια του Γαλαξία μας. Οι επιστήμονες δέχονται ότι ο Γαλαξίας μας, περιβάλλεται από μια άλω σκοτεινής ύλης. Στην άλω (που είναι σαν ένα φωτοστέφανο γύρω από το κεντρικό μέρος του Γαλαξία) βρίσκεται το μεγαλύτερο μέρος της σκοτεινής ύλης. Η κρυφή αυτή μάζα πρέπει να είναι 10 φορές περισσότερη από την παρατηρούμενη φωτεινή ύλη του Γαλαξία. Η θεωρία της σφαιρικής άλως αρκεί για να εξηγηθεί η σταθερότητα του Γαλαξία. Για να μετρήσουμε την μάζα του Γαλαξία, διαπιστώνουμε το ποσοστό της φασματικής μετατόπισης των συχνοτήτων του φωτός που προέρχεται από σώματα και αέριες μάζες σε διάφορες αποστάσεις από το κέντρο του γαλαξία, πράγμα που καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της μάζας του. Και για να εξηγηθούν οι κινήσεις των αστέρων κάθετα προς το γαλαξιακό επίπεδο απαιτείται συνολικό βαρυτικό πεδίο (άρα και μάζα) διπλάσιο του παρατηρουμένου. Οι γαλαξίες σχηματίζουν ομάδες ή σμήνη από χιλιάδες γαλαξίες. Στις ομάδες αυτές οι διάφορες κατανομές μάζας συνεισφέρουν αρνητική δυναμική ενέργεια και οι κινήσεις των γαλαξιών θετική κινητική ενέργεια. Αν η ενέργεια είναι συνολικά αρνητική το σύστημα είναι σταθερό και χωρικά πεπερασμένο. Αφού οι κινητικές ενέργειες των επιμέρους γαλαξιών είναι μεγάλες θα πρέπει η δυναμική ενέργεια των γαλαξιών να είναι τεράστια, αφού έχουμε σταθερότητα στο σύστημα. Και αυτό σημαίνει ότι πρέπει να υπάρχει 10-πλάσια μάζα από την παρατηρούμένη. Η μάζα αυτή μπορεί να είναι στην άλω ή στα μεσογαλαξιακά νέφη. Τέλος το μοντέλο του κλειστού σύμπαντος που είναι πεπερασμένο σε χώρο και ύλη, χρειάζεται 30-50 φορές περισσότερη μάζα από την παρατηρούμενη για να "κλείσουμε" το Σύμπαν. Η σκοτεινή ύλη πρέπει να έχει παίξει επίσης κάποιο σημαντικό ρόλο στο σχηματισμό των γαλαξιών κατά την εξέλιξη του Σύμπαντος, αλλά και να ελέγχει ακόμη και τώρα την πορεία του κόσμου. Η ύπαρξή της δηλαδή θα είναι αποφασιστική για τη μοίρα του Σύμπαντος, γιατί η εξέλιξη του σύμπαντος εξαρτάται από την ολική μάζα του Σύμπαντος Εξήγηση της σκοτεινής ύλης Από τη δεκαετία του '30 έχουν συσσωρευτεί όλο και περισσότερα στοιχεία υπέρ της θεωρίας της σκοτεινής ύλης. Από τη δεκαετία του '70 προτάθηκαν αρκετές διαφορετικές εξηγήσεις από τους φυσικούς προκειμένου να εξηγηθεί η φύση της σκοτεινής ύλης. Και μπορεί να μη ξέρουμε ποιές ακριβώς ιδιότητες έχει η σκοτεινή ύλη, όμως πρέπει:
Μια πρόταση ήταν ότι η σκοτεινή ύλη είναι απλώς ένα μεγάλο ποσό συνηθισμένης ύλης, αυτής που ονομάζεται βαρυονικής, και η οποία συνίσταται από πρωτόνια και νετρόνια. Προτάθηκαν δε διάφορες μορφές της βαρυονικής ύλης που θα μπορούσαν να ήταν υποψήφιες για τη σκοτεινή ύλη στο Σύμπαν: μαύρες τρύπες, αστέρια νετρονίων, καφέ νάνοι ή ακόμη και πλανήτες. Ή μπορεί να είναι οργανωμένη σε μορφή μεσογαλαξιακών νεφών και σκόνης ή ακόμη και σε σκοτεινούς γαλαξίες. Αλλά μια πιο ενδιαφέρουσα επιλογή για την ελλείπουσα ύλη στον Κόσμο ήταν η πρόταση που έγινε από τους φυσικούς - Μη βαρυονική ύλη. Προτάθηκαν δε δύο ευδιάκριτες μορφές ύλης μη- βαρυονικής - η καυτή και η ψυχρή μη βαυονική ύλη. Η καυτή μη-βαρυονική ύλη αποτελείται από σωματίδια που κινούνται πολύ γρήγορα, όπως τα νετρίνα και τα φωτόνια της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Από την άλλη μεριά υπέθεσαν ότι η ψυχρή μη βαρυονική ύλη αποτελείται ενδεχομένως από αργά κινούμενα σωματίδια, που ονομάζονται WIMP ή Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Σωματίδια με Μάζα. Από τις ποσότητες του δευτερίου που βλέπουμε βγαίνει το συμπέρασμα ότι η σκοτεινή ύλη του Σύμπαντος δεν μπορεί να είναι πάνω από 10-15 φορές περισσότερη από την παρατηρούμενη φωτεινή μάζα, ποσότητα που δεν φτάνει για να κλείσει το Σύμπαν. Μία άλλη πρόταση αφορά τη μάζα των νετρίνων. Επειδή το νετρίνο έχει ελάχιστη μάζα περίπου 1eV/c2, αλλά το πλήθος τους είναι τεράστιο, η έστω και ελάχιστη μάζα του, φτάνει για να κλείσει το Σύμπαν. Πάντως σήμερα η έρευνα για να εντοπιστεί η φύση της σκοτεινής ύλης έχει μεταφερθεί και στο εργαστήριο, όπου δοκιμάζονται οι συνέπειες θεωριών που προβλέπουν ασυνήθιστα και εξωτικά σωματίδια, τα οποία, αν υπάρχουν, θα βοηθούσαν στη διαλεύκανση του μυστηρίου. Για παράδειγμα θεωρίες δέχονται την ύπαρξη παράξενων σωματιδίων, όπως είναι το φωτίνο των υπερσυμμετρικών θεωριών βαρύτητας, το άξιον των ενοποιημένων θεωριών των ασθενών, των ηλεκτρομαγνητικών και των ισχυρών αλληλεπιδράσεων, και τέλος τα υπερβαρέα σωματίδια της θεωρίας των υπερχορδών. Επίσης, οι επιστήμονες ελπίζουν ακόμα σε μία ομάδα σωματιδίων όχι φορτισμένων και μη βαρυονικών, που συνολικά ονομάζονται Ασθενώς Αλληλεπιδρώντα Σωματίδια με Μάζα ή WIMP'S (Weakly interacting massive particles). Τέτοια σωματίδια προβλέπονται κυρίως από θεωρίες που ξεπερνούν τα πλαίσια του καθιερωμένου μοντέλου της Φυσικής Στοιχειωδών Σωματιδίων και τα οποία στηρίζονται συνήθως στην έννοια της υπερσυμμετρίας ανάμεσα στους δύο βασικούς τύπους σωματιδίων (με βάση το σπιν), τα μποζόνια και τα φερμιόνια.
Η
ύλη από την οποία αποτελείται το Σύμπαν
φτιάχνεται: Το πιο κοινό μοντέλο για τη σκοτεινή ύλη προβλέπει σωματίδια που κινούνται αργά και γι' αυτό λέγεται Ψυχρή Σκοτεινή Ύλη (CDM), η οποία αλληλεπιδράει με την κανονική ύλη μόνο μέσω της βαρύτητας. Τα πρόσφατα όμως οπτικά δεδομένα των παρατηρήσεων των γαλαξιών και των σμηνών των γαλαξιών δείχνουν ότι τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης μπορούν να αλληλεπιδρούν πιο έντονα από την απλή CDM. Ένα σωματίδιο που θα μπορούσε εδώ να παίξει σημαντικό ρόλο είναι το νετραλίνο, το υπερσυμμετρικό σωματίδιο του νετρίνου, το οποίο (αν υπάρχει) θα πρέπει να έχει μάζα ανάμεσα σε 20GeV και 1.000GeV (20 έως 1.000 φορές τη μάζα του πρωτονίου!). Σε διάφορα πειράματα που λαμβάνουν χώρα σε διάφορα σημεία του κόσμου γίνεται προσπάθεια σε μεγάλες υπόγειες δεξαμενές να εντοπιστούν τέτοια εξωτικά σωματίδια, τα οποία μπορεί να υπάρχουν ως υπολείμματα του Big Bang. Τέτοια πειράματα είναι το Cryogenic Dark Matter Search (CDMS), το ιταλικό DAMA, το UK Dark Matter Collaboration (UDMMC) στη Μ. Βρετανία. Τέλος, το 2001 η NASA προώθησε τον δορυφόρο WMAP (Έλεγχος Ανισοτροπίας Μικροκυμάτων Wilkinson). Σκοπός του ήταν όχι μόνο να υπολογίσει την ηλικία και το μέγεθος του Σύμπαντος με μια πρωτοφανή ακρίβεια - 13.7 δισεκατομμύρια χρόνια - αλλά να βοηθήσει επίσης τους επιστήμονες να κατανοήσουν καλύτερα τη σύνθεση του σύμπαντος. Αλλά τα συμπεράσματά του επιδείνωσαν την ήδη προβληματική ερώτηση για τη σκοτεινή ύλη. Το WMAP ανακάλυψε (με ένα περιθώριο λάθους περίπου 5%) ότι το σύμπαν αποτελείται από την συνηθισμένη ύλη κατά 4% μόνο, κατά 23% ενός άγνωστου τύπου σκοτεινής ύλης, και κατά 73% μιας ακόμα πιο μυστήριας σκοτεινής ενέργειας. Αντίπαλες θεωρίες Εντούτοις, δεν δέχονται όλοι οι επιστήμονες τη θεωρία της σκοτεινής ύλης. Μια αντίπαλη λύση προτάθηκε από τον Moti Milgrom το 1983 και υποστηρίχτηκε από τον Jacob Bekenstein το 2004, Αντί να υπάρχει αυτό το απαρατήρητο υλικό, ο Milgrom πρότεινε ότι δεν κατανοούν οι αστρονόμοι καλά τη βαρύτητα. Πρότεινε δε ότι μια ώθηση στη βαρύτητα της συνηθισμένης ύλης είναι η αιτία αυτής της επιτάχυνσης. Η θεωρία του Milgrom έχει επεξεργαστεί από διάφορους αστρονόμους από τότε ενώ οι Hong Sheng Zhao και Benoit Famaey έχουν προτείνει μια νέα διατύπωση της δικιάς του εργασίας, που υπερνικά πολλά από τα προβλήματα που έχουν αντιμετωπίσει οι προηγούμενες θεωρίες του. Οι δύο τους έχουν δημιουργήσει έναν τύπο (τον απλό τύπο) που επιτρέπει στη βαρύτητα να αλλάζει συνεχώς ανάλογα με τις διάφορες κλίμακες των αποστάσεων και, επιπλέον, ταιριάζει με τα παρατηρησιακά στοιχεία των γαλαξιών. Το να ταιριάξουν τα στοιχεία των γαλαξιών εξίσου καλά με το αντίπαλο παράδειγμα της Σκοτεινής Ύλης θα ήταν αρκετά προκλητικό, σαν να ισορροπούσε μια σφαίρα πάνω σε μια βελόνα. Κάτι, που παρακίνησε τους δύο αστρονόμους να εξετάσουν μια εναλλακτική ιδέα της βαρύτητας. |
Η
σκοτεινή ύλη εμφανίζεται, σε αυτή την εικόνα ενός σμήνους γαλαξιών, ως φωτοστέφανος
σε μπλε χρώμα, ενώ η ορατή ύλη χρωματίστηκε κόκκινη.