Η περισσότερη ύλη του σύμπαντος είναι αθέατη. Αυτή είναι η άποψη εδώ και πάρα πολλά χρόνια του καθιερωμένου κοσμολογικού μοντέλου.
Η εμπιστοσύνη σε έμμεσα στοιχεία για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης τροφοδοτούν και τις αμφιβολίες για την ύπαρξη της Σκοτεινής Ύλης Εικόνα από την σύγκρουση δύο γαλαξιακών σμηνών που τα περιβάλλει η αόρατη σκοτεινή ύλη
Τα πρώτα δεδομένα για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης εκτείνονται πίσω στη δεκαετία του 1930, ενώ η θεωρία αυτή ισχυροποιήθηκε κατά τα τελευταία χρόνια μετά τις ρηξικέλευθες ανακαλύψεις του δορυφόρου της NASA, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Στην δεκαετία που μεσολάβησε μας πρόσφερε μια ισχυρή έμμεση ανίχνευση του αποτυπώματος της σκοτεινής ύλης πάνω στην αρχαία ‘ηχώ‘ της ακτινοβολίας του Big Bang, το Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων. Αλλά η παρουσία της αποδείχθηκε περίτρανα από τις βαρυτικές αλληλεπιδράσεις της σκοτεινής ύλης πάνω στα σμήνη των γαλαξιών καθώς και σε μεμονωμένους γαλαξίες.
Πάντως η ίδια η σκοτεινή ουσία δεν έχει ακόμη εντοπιστεί, είτε άμεσα, στα εργαστήρια της σωματιδιακής φυσικής σαν ένα νέο υποατομικό σωματίδιο, είτε μέσω των τηλεσκοπίων νετρίνων. Ούτε βρήκαμε ποτέ συγκεκριμένες αποδείξεις για την χαμένη μάζα χρησιμοποιώντας τα τηλεσκόπια που λειτουργούν στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Ορισμένοι αστροφυσικοί είναι βέβαια αισιόδοξοι ότι το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Fermi των ακτίνων-γ θα επιβεβαιώσει την ύπαρξη της, αν και κάπως έμμεσα, για την αμοιβαία εξαΰλωση των σωματιδίων της σκοτεινής ύλης στον Γαλαξία μας.
Κανένας εντοπισμός μέχρις στιγμής της σκοτεινής ύλης
Τώρα, όμως, μια μικρή αλλά δυνατή ομάδα κοσμολόγων αντιτίθεται στα δόγματα για την σκοτεινή ύλη, του αποδεκτού κοσμολογικού μοντέλου, το οποίο υποστηρίζει ότι το σύμπαν αποτελείται από περίπου 70 τοις εκατό σκοτεινή ενέργεια, και 25 τοις εκατό σκοτεινή ύλη, και μόνο το 5 τοις εκατό είναι η κανονική ή βαρυονική ύλη. Η σκοτεινή ύλη, όποια και αν είναι, ασκεί μια βαρυτική έλξη, ενώ αλληλεπιδρά με τη συνηθισμένη ύλη πολύ ασθενώς, και καθόλου πέρα από αυτήν. Το φως φαίνεται να μην έχει καμία επίδραση πάνω στην σκοτεινή ύλη- εξ ου και το όνομά της.
"Η ιδέα της σκοτεινής ύλης ξεκίνησε επειδή οι άνθρωποι βρίσκουν αναμφισβήτητα διαφορές στη μάζα σε γαλαξίες και τα σμήνη των γαλαξιών," λέει ο Mordehai Milgrom, ένας αστροφυσικός στο Ινστιτούτο Weizmann του Ισραήλ.
Τα άστρα στα άκρα των σπειροειδών γαλαξιών, για παράδειγμα, περιστρέφονται πολύ πιο γρήγορα από ό, τι μπορεί να εξηγηθεί μόνο από τη νευτώνεια βαρύτητα. Η εικόνα αυτή έχει νόημα μόνον εάν οι αστροφυσικοί είτε τροποποιήσουν το νόμο της βαρύτητας ή αν επικαλεσθούν μια επιπλέον βαρυτική επιτάχυνση λόγω μιας άγνωστης πηγής της μάζας, όπως η σκοτεινή ύλη.
“Η μάζα της ορατής ύλης υπολείπεται κατά πολύ αυτό αυτής που χρειάζεται για να ληφθεί υπόψη η βαρύτητα που προκύπτει στα συστήματα αυτά," λέει ο Milgrom. “Η επικρατούσα τάση υποθέτει ότι οφείλεται στην παρουσία της σκοτεινής ύλης, ενώ άλλοι, όπως εγώ, πιστεύουν ότι πρέπει να τροποποιηθεί η θεωρία της βαρύτητας."
Οι αμφιβολίες του Milgrom για την σκοτεινή ύλη ήταν για καιρό στο περιθώριο των αστρονομικών κύκλων. Αλλά, όπως σημειώνει ο αστρονόμος στο Πανεπιστήμιο Rutgers Jerry Sellwood, “οι άνθρωποι αρχίζουν να σκέφτονται ότι έπρεπε να είχαμε βρει κάποια ανεξάρτητα στοιχεία για τη σκοτεινή ύλη, και αυτό δεν έχει συμβεί ακόμα."
Μια προσομοίωση για το πώς είναι η άλω της γειτονιάς του Γαλαξία μας, που βρίσκεται στο λαμπρό κέντρο του σχήματος, μήκους 20 kpc μόνο. Γύρω από τον Γαλαξία βρίσκονται οι δορυφόροι του με την δική τους, αλλά μικρότερη, άλω. Η σκοτεινή ύλη στην άλω είναι ο συνδετικός ιστός των γαλαξιών.
Κανένας εντοπισμός της άλω
Αυτό αναμφισβήτητα οφείλεται σε μεγάλο βαθμό από το γεγονός ότι η σκοτεινή ύλη υποθέτουμε πως αλληλεπιδρά ελάχιστα με την κανονική ύλη. Αλλά κάποιες παρατηρήσεις δεν έχουν δει τα αποτελέσματα της σκοτεινής ύλης, που αναμέναμε να υπάρχουν. Η θεωρία προβλέπει ότι οι σπειροειδείς γαλαξίες, σαν τον δικό μας Γαλαξία, περιβάλλονται από μια τεράστια ποσότητα σκοτεινής ύλης, σαν να τους περιτυλίγει ένα φωτοστέφανο (άλως), δίνοντας τους την ελλείπουσα μάζα του γαλαξία. Αλλά η σκοτεινή ύλη της άλως του Γαλαξία μας δεν έχει ακόμη εντοπιστεί, έστω και έμμεσα. Η πιθανολογούμενη ύπαρξη της κατά κύριο λόγο απορρέει από τις ανώμαλες περιστροφές των δορυφόρων γαλαξιών, όπως τα Νέφη του Μαγγελάνου, που στρέφονται γύρω από τον Γαλαξία μας πάρα πολύ γρήγορα για να εξηγείται με την απλή βαρύτητα και μόνο.
Κανένας δίσκος σκοτεινής ύλης
Πιο πρόσφατα υπήρξαν, επίσης, προβλέψεις για ένα δίσκο σκοτεινής ύλης που θα παρέμενε στο γαλαξιακό επίπεδο, και ο οποίος θα συν-περιστρέφεται με τον δικό μας γαλαξία. Αλλά σε μια ανάλυση των μετακινήσεων περίπου 300 άστρων, που βρίσκονται τουλάχιστον 6.000 έτη φωτός πέρα από το γαλαξιακό επίπεδο, ο Χιλιανός αστρονόμος Christian Moni Bidin, και οι συνεργάτες του κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι "δεν υπάρχει αδιάσειστα στοιχεία” για ένα τέτοιο σκοτεινό δίσκο. Λόγω αβεβαιοτήτων στη δική τους ανάλυση, ωστόσο, αναγνωρίζουν ότι υπάρχει ένας τέτοιος δίσκος δεν μπορεί να αποκλειστεί εντελώς.
Ο Moni Bidin, που δημοσίευσε λεπτομερώς τα ευρήματά του στο Astrophysical Journal Letters, λέει ότι μπορεί πάντα κανείς να συμπεράνει ότι η ανίχνευση της σκοτεινής ύλης μας διαφεύγει γιατί έχει μια εξωτική φύση ή κάποιες απροσδόκητες ιδιότητες. "Αλλά η αποτυχία να την ανιχνεύσουμε σε έμμεσες κινηματικές μετρήσεις όπως ήταν η δική μας, σημαίνει ότι η ανακάλυψη της είναι πολύ δύσκολη."
Δεν βλέπουμε διαφορές στην γαλαξιακή ταχύτητα περιστροφής
Μια άλλη δυναμική επιπλοκή προέρχεται από τη λεγόμενη σχέση Tully-Fisher, η οποία περιγράφει τη σχέση μεταξύ φωτεινότητας ενός γαλαξία και της ταχύτητας περιστροφής του: όσο μεγαλύτερη είναι η φωτεινότητα, τόσο πιο γρήγορα περιστρέφεται ένας γαλαξίας.
Οι μετρούμενες ταχύτητες περιστροφής στις παρυφές ενός σπειροειδούς γαλαξία, εξηγεί ο Milgrom, εξαρτώνται, “με πολύ αυστηρό τρόπο μόνο από τη συνολική ορατή μάζα του γαλαξία." Αλλά αν η θεωρία της σκοτεινής ύλης είναι σωστή, τότε η ταχύτητα περιστροφής των άστρων στις παρυφές του γαλαξία θα πρέπει, επίσης, να εξαρτηθεί από τη μορφή του φωτοστέφανου της σκοτεινής ύλης του γαλαξία.
"Η άλως της σκοτεινής ύλης θα πρέπει να έχει ένα ασουλούπωτο, μη επίπεδο σχήμα σαν μια μπάλα του μπητς βόλεϊ, όχι σφαιρικό σχήμα," λέει ο Stacy McGaugh, αστρονόμος στο Πανεπιστήμιο του Maryland. "Στατιστικά, αυτό σημαίνει ότι πρέπει να βλέπουμε πολλές διαφορετικές ταχύτητες γαλαξιακής περιστροφής για την ίδια την φωτεινότητα. Εμείς όμως δεν τις βλέπουμε."
Η καμπύλη της περιστροφής του Γαλαξία μας: Η ταχύτητα αναφέρεται ως προς το κέντρο του Γαλαξία. Ο κίτρινος κύκλος είναι ο Ήλιος μας. Η μπλε καμπύλη είναι η παρατηρούμενη ταχύτητα περιστροφής, ενώ η κόκκινη αυτή που προβλέπεται θεωρητικά από τη συνολική μάζα του Γαλαξία. Η διαφορά οφείλεται στην σκοτεινή ύλη ή ίσως σε μια τροποποίηση του νόμου της βαρύτητας
Οι αστρονόμοι μπορεί να προβλέψουν ακριβώς ποιές θα είναι οι γαλαξιακές καμπύλες περιστροφής από μια αστρική κατανομή ενός δεδομένου γαλαξία. Ο McGaugh ισχυρίζεται ότι, αν η σκοτεινή ύλη είναι κυρίαρχη, τότε οι παρατηρητές δεν θα πρέπει να είναι σε θέση να προβλέψουν τις καμπύλες της γαλαξιακής περιστροφής, από ό,τι βλέπουν στην κανονική φωτεινή ύλη.
"Επειδή κάθε άλως από σκοτεινή ύλη θα πρέπει να είναι μοναδική, θα πρέπει να βλέπετε πολλές διακυμάνσεις στις καμπύλες περιστροφής για τον ίδιο γαλαξία," λέει. "Κανονικά δεν θα περιμέναμε μια ομοιομορφία που παρατηρούμε σε εκατοντάδες γαλαξιακές καμπύλες περιστροφής."
Έμμεση ανίχνευση με τα τηλεσκόπια νετρίνων
Ακόμη και αν η σκοτεινή ύλη εγείρει ερωτήματα σχετικά σε τέτοιες μεγάλες γαλαξιακές κλίμακες, οι φυσικοί σωματιδίων είναι αισιόδοξοι ότι θα πρέπει να την ανιχνεύσουμε στο εργαστήριο. Αν τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης στον ήλιο, για παράδειγμα, υποβάλλονται σε αυτο-εξαΰλωση, τότε τέτοια γεγονότα αφανισμού τους θα μπορούσαν να δημιουργήσουν υψηλής ενέργειας νετρίνα που πιθανώς θα ήταν ανιχνεύσιμα με τα επίγεια τηλεσκόπια νετρίνων.
Έπειτα, υπάρχουν και ανιχνευτές, όπως το πείραμα Xenon100 στο Gran Sasso της Ιταλίας, που κτίστηκε για να ανιχνεύουν άμεσα τυχόν συγκρούσεις από σωματίδια της σκοτεινής ύλης. Το Xenon100 είναι σχεδιασμένο για να ψάχνει για τα πιο δημοφιλή υποψήφια σωματίδιο της σκοτεινής ύλης – τα ασθενώς αλληλεπιδρώντα σωματίδια με μάζα (WIMP)- χρησιμοποιώντας μια δεξαμενή υγρού ξένον. Μια πρόσφατη ανάλυση του 2009, ωστόσο, απέτυχε να εντοπίσει οποιαδήποτε τέτοια σωματίδια σκοτεινής ύλης, θέτοντας υπό αμφισβήτηση τις προηγούμενες αξιώσεις δύο ανταγωνιστικών ομάδων για πιθανά σήματα της σκοτεινής ύλης.
Ένα πρόβλημα για την εν λόγω ανιχνεύσεις είναι η αβεβαιότητα σχετικά με την πυκνότητα της σκοτεινής ύλης στο τοπικό σύμπαν, λέει ο Κρις Μίχος, ένας αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο Case Western Reserve. "Μήπως τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης δεν υπάρχουν," αναρωτιέται ο Chris Michos, ένας αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο Case Western Reserve “ή απλά είμαστε άτυχοι από την άποψη της τοπικής πυκνότητα της σκοτεινής ύλης;"
Τα σημερινά σενάρια άμεσης ανίχνευσης θέλουν τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης να έχουν μάζα μεταξύ 1 έως 1.000 φορές τη μάζα του πρωτονίου και με ενεργή διατομή της αλληλεπίδρασης περίπου ένα τρισεκατομμυριοστό του μεγέθους ενός νετρονίου.
“Υπάρχουν πολλές αβεβαιότητες στο μοντέλο της σκοτεινής ύλης, και δεν ξέρουμε πότε θα την βρούμε”, λέει ο Chris Michos.
Ή, όπως το θέτει ο McGaugh, "Μόλις πείσετε τον εαυτό σας ότι το σύμπαν είναι γεμάτο από μια αόρατη ουσία που αλληλεπιδρά με τη συνηθισμένη ύλη μέσω της βαρύτητας μόνο, τότε είναι σχεδόν αδύνατο να σας κάνουμε να εγκαταλείψετε αυτή την ιδέα. Υπάρχει πάντα ένας τρόπος για να δικαιολογήσετε οποιαδήποτε παρατήρηση."
Πηγή: Scientific American
Πως γνωρίζουμε για την ύπαρξη της σκοτεινής ύλης
Ήδη από το 1930 οι φυσικοί είχαν διαπιστώσει ότι κάτι δεν πάει καλά με το ποσό της ύλης στο σύμπαν, αφού ο γαλαξίας μας, για παράδειγμα, συμπεριφερόταν σαν να περιείχε περισσότερη ύλη από όση ήταν ορατή με τα τηλεσκόπια.
Συγκεκριμένα, σε γαλαξιακό επίπεδο παρατηρούμε ότι η περιστροφική κίνηση των σπειροειδών γαλαξιών (γύρω από το κέντρο τους) είναι πιο γρήγορη από ό,τι θα αναμενόταν. Ενώ μία περιστροφή του Γαλαξία μας γίνεται σε 108 χρόνια, ενώ συγχρόνως διατηρείται το σχήμα του για δισεκατομμύρια χρόνια, οι 1011 ηλιακές μάζες του δεν φτάνουν για να εξηγήσουν την ευστάθεια του Γαλαξία μας. Οι επιστήμονες δέχονται ότι ο Γαλαξίας μας, περιβάλλεται από μια άλω ή φωτοστέφανο σκοτεινής ύλης. Στην άλω δηλαδή βρίσκεται το μεγαλύτερο μέρος της σκοτεινής ύλης.
Η χαμένη μάζα πρέπει να είναι 10 φορές περισσότερη από την παρατηρούμενη φωτεινή ύλη του Γαλαξία. Η θεωρία περί της παρουσίας 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.
Για να εξηγηθούν δε 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 παρατηρουμένη. 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 παρατηρουμένη για να "κλείσουμε" το Σύμπαν.
Leave a Comment